მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები: წყალბადის სინთეზი
Linas Juozėnasგაზიარება
ცოდნის თაღი · სამყარო · თავი 04 / სტატია 02
მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები
ვარსკვლავის სიცოცხლის უმეტესი ნაწილის განმავლობაში ბირთვული რეაქციები მის ბირთვში წყალბადს ჰელიუმად გარდაქმნის. ვარსკვლავის სინათლე მუდმივი ჩანს, რადგან ის განუწყვეტლივ არეგულირებს თავის სტრუქტურას და საწვავს ნელ-ნელა მოიხმარს.
რა ინარჩუნებს ვარსკვლავის ნათებას?
მზე მილიარდობით წელია ანათებს. ამას შესაძლებელს ხდის წყალბადის უზარმაზარი მარაგი, მისი ჰელიუმად გარდაქმნის ნელი პროცესი და შინაგანი სტრუქტურა, რომელიც ენერგეტიკული ბალანსის ცვლილებებზე რეაგირებს.
ე.წ. მთავარი მიმდევრობა ის ეტაპია, როდესაც ბირთვში წყალბადის უწყვეტი სინთეზი ენერგიის მთავარი გრძელვადიანი წყაროა. ამ ჯგუფს მიეკუთვნება მკრთალი წითელი ჯუჯები, მზის მსგავსი ვარსკვლავები და კაშკაშა, მასიური ვარსკვლავები, რომელთა სიცოცხლის ხანგრძლივობა ძალიან განსხვავებულია.[1], [3]
წინა სტატიაში მივადევნეთ თვალი, როგორ წარმოიქმნება მოლეკულური ღრუბლები და პროტოვარსკვლავები. აქ განვიხილავთ ვარსკვლავის ხანგრძლივად არსებულ სტრუქტურას, რომელიც ამ პროცესის შედეგად ყალიბდება.
სად მდებარეობს მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი დიაგრამაზე?
ე.წ. ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა, ჩვეულებრივ შემოკლებით H–R დიაგრამა, ადარებს ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებულ მთლიან ენერგიას — მის ნათობას — ზედაპირის ეფექტურ ტემპერატურას. შეთანხმებისამებრ, უფრო ცხელი ვარსკვლავები მარცხნივაა, უფრო გრილები კი — მარჯვნივ.
მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები ფართო ზოლს იკავებს: ზედა მარცხენა ნაწილში ცხელი და ნათელი ვარსკვლავებია, ქვედა მარჯვენაში კი ცივი და მკრთალი. ამ ზოლში ძირითადად სხვადასხვა მასის ვარსკვლავებია შედარებული. ცალკეული ვარსკვლავის შიგნით ცვლილებებისას ის თავისი ევოლუციური ტრაექტორიით გადაადგილდება.[14]
ზედაპირის ტემპერატურა და ბირთვის ტემპერატურა სხვადასხვა სიდიდეებია. მზის ეფექტური ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 5 800 K-ია, ხოლო მოდელების მიხედვით, მის ცენტრში ტემპერატურა დაახლოებით 15,7 მილიონ K-ს აღწევს.[2]
რადიუსიც მნიშვნელოვანია. დიდ გიგანტს შეუძლია ინტენსიურად ასხივებდეს, მიუხედავად იმისა, რომ მისი ზედაპირი ცივია, ხოლო კომპაქტური თეთრი ჯუჯა შეიძლება ცხელი იყოს, მაგრამ მცირე ნათობის. ამიტომ მხოლოდ ტემპერატურა ვერ გვიჩვენებს ვარსკვლავის ნათობას და ვერც იმას, მიეკუთვნება თუ არა ის მთავარ მიმდევრობას.[14]
რატომ არ იკუმშება ვარსკვლავი და არც იფანტება?
ვარსკვლავის სიღრმეში წნევა მის ზედაპირთან შედარებით უფრო მაღალია. წნევის ასეთი კლება გარეთკენ წარმოქმნის გრავიტაციის საწინააღმდეგო ძალას. მიახლოებითი ჰიდროსტატიკური წონასწორობის პირობებში წნევის გრადიენტის ძალა შიგნით მიმართულ გრავიტაციულ ძალას აბალანსებს.
მზის მსგავს ვარსკვლავში უდიდესი წვლილი აირის წნევაზე მოდის, რომელსაც ცხელი ნაწილაკები ქმნიან. გამოსხივებაც ქმნის წნევას, რომლის მნიშვნელობა ძალიან მასიურ ვარსკვლავებში იზრდება. ბირთვული სინთეზი ენერგიის მარაგს ავსებს; ის თავისთავად გარეთ მიმართულ მექანიკურ ძალას არ წარმოადგენს.[1], [2]
წნევის წონასწორობა ერთ განტოლებაში
dP/dr = −G M(r) ρ / r2
განტოლება აღწერს თითქმის სტაციონარულ, სფერულ ვარსკვლავს. ბრუნვისა და სხვა უფრო რთული ფაქტორების გათვალისწინებას შეიძლება უფრო დეტალური აღწერა დასჭირდეს.[1]
ვარსკვლავის გამარტივებული თერმოსტატი
გაფართოებამ შეიძლება ვარსკვლავის შიგნითა ნაწილი გააგრილოს
ვარსკვლავში ენერგიის რაოდენობის ცვლილებისას ის შეიძლება გაფართოვდეს. მთავარი მიმდევრობის ჩვეულებრივ პირობებში გაცივება ტემპერატურაზე დამოკიდებულ ბირთვების სინთეზის რეაქციებს ანელებს, რაც წონასწორობის აღდგენას უწყობს ხელს.
შეკუმშვამ შეიძლება ტემპერატურა გაზარდოს
ვარსკვლავის შეკუმშვისას გრავიტაციული ენერგია გამოიყოფა. გათბობამ შეიძლება ბირთვების სინთეზი დააჩქაროს და ამით ენერგიის დეფიციტის კომპენსირებას შეუწყოს ხელი.
ეს ახსნა ვარსკვლავის ჩვეულებრივ შინაგან მატერიას ეხება, რომელიც ძირითადად იდეალური აირივით იქცევა. მექანიკური წონასწორობის შენარჩუნებისა და თერმული ადაპტაციის დროითი მასშტაბები განსხვავდება, ხოლო ვარსკვლავის სტრუქტურა კვლავ განაგრძობს ევოლუციას მაშინაც კი, როცა მექანიკური და თერმული წონასწორობა დაახლოებით შენარჩუნებულია.[1]
ვარსკვლავის ცენტრში სტაბილური ბირთვული წვის დროსაც კი მისი ზედაპირი შეიძლება აქტიური იყოს. ლაქებს, ანთებებსა და რხევებს შეუძლიათ შეცვალონ ვარსკვლავის დაკვირვებადი ნათება ისე, რომ მისი მთავარი მიმდევრობის ეტაპი არ შეწყდეს.
როგორ ამარაგებს წყალბადის სინთეზი ვარსკვლავს ენერგიით?
ცხელ ვარსკვლავურ ბირთვში წყალბადი იონიზებულია: მისი ბირთვები პროტონებია, რომლებიც თავისუფალ ელექტრონებს შორის მოძრაობენ. რეაქციების თანმიმდევრობისას წყალბადი ჰელიუმად გარდაიქმნება. რეაქციის პროდუქტების მასა საწყისი ნივთიერებების მასაზე ოდნავ ნაკლებია და ეს სხვაობა ენერგიის სახით გამოიყოფა.
წყალბადის რეაქციებში მონაწილე მასის დაახლოებით 0,7% ენერგიად გარდაიქმნება წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნის საერთო პროცესის დროს. ენერგიის ნაწილს ნეიტრინოები გაიტანენ; დანარჩენი კი ვარსკვლავის გათბობასა და მისი ნათობის შენარჩუნებას უწყობს ხელს.[3]
პროტონ-პროტონული ჯაჭვები
ეს რეაქციების ქსელები წყალბადის ბირთვებით იწყება. პროტონ-პროტონული საწყისი რეაქცია მოიცავს სუსტ ურთიერთქმედებასთან დაკავშირებულ ნელ ეტაპს, რომლის დროსაც ერთი პროტონი ნეიტრონად გარდაიქმნება, რაც დეიტერიუმის წარმოქმნას შესაძლებელს ხდის.
მომდევნო რეაქციების შედეგად ჰელიუმი წარმოიქმნება. ჩვეულებრივი სამეტაპიანი აღწერა ერთ განშტოებას შეესაბამება, რომელსაც pp I ეწოდება; სხვა განშტოების რეაქციებიც მიმდინარეობს.
CNO ციკლები
ნახშირბადის, აზოტისა და ჟანგბადის ბირთვები წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნის რეაქციების სხვა გზაში კატალიზატორებად მონაწილეობენ. მათი არსებობა რეაქციების ქსელის მიმდინარეობას უწყობს ხელს; მისი მთავარი საბოლოო პროდუქტი კვლავ ჰელიუმია.
ამ რეაქციის გზების ფარდობითი წვლილი ტემპერატურასა და შემადგენლობაზეა დამოკიდებული, ამიტომ არ არსებობს ვარსკვლავის მასის ან ტემპერატურის ერთი უნივერსალური მნიშვნელობა, რომლის დროსაც ყველა ვარსკვლავი ერთი რეაქციის გზიდან მეორეზე გადადის.[3]
მზეში ორივე მექანიზმი მოქმედებს. „ბორექსინოს“ ექსპერიმენტით აღმოჩენილმა CNO ნეიტრინოებმა დაადასტურა, რომ CNO ციკლი მზეში მიმდინარე სინთეზშიც მონაწილეობს, თუმცა მზის ენერგიის უდიდეს ნაწილს პროტონ-პროტონული ჯაჭვები წარმოქმნის.[6]
ორივე რეაქციის გზა კვანტურ ტუნელირებას ეფუძნება, რაც დამუხტულ ბირთვებს საშუალებას აძლევს, საკმარისად მიუახლოვდნენ ერთმანეთს რეაქციისთვის, მიუხედავად მათი ელექტრული განზიდვისა. ამ რეაქციების დეტალური ეტაპები განხილულია შემდეგ სტატიაში ბირთვული სინთეზის გზები.
როგორ აღწევს ენერგია ზედაპირს?
ვარსკვლავების შიგნით ენერგია ძირითადად გამოსხივებითი გადატანით და კონვექციით გადაიცემა. გამოსხივება დიფუზიით ვრცელდება შთანთქმის, გამოსხივებისა და გაფანტვის განმეორებითი პროცესების შედეგად. კონვექცია ენერგიას აირის მაკროსკოპული მოძრაობით გადააქვს, როცა შრეებად განლაგება არასტაბილური ხდება.
გარკვეულ ზონაში შეიძლება ბირთვული ენერგია წარმოიქმნებოდეს და გამოსხივებით გადაიცემოდეს, ან ენერგია წარმოიქმნებოდეს და კონვექციით გადაიცემოდეს. ამიტომ მხოლოდ სინთეზის ადგილის ცოდნა ენერგიის გადატანის მექანიზმს არ გვიჩვენებს.
კონვექცია მთელ ვარსკვლავში
ძალიან მცირე მასის ვარსკვლავები, რომელთა მასა მზის მასის დაახლოებით 0,35-ზე ნაკლებია, ჩვეულებრივ მთლიანად კონვექციურია. ამ გადასვლის ზღვარი მოდელსა და შემადგენლობაზეა დამოკიდებული; M ტიპის უფრო დიდ ჯუჯა ვარსკვლავებს შეიძლება გამოსხივებითი გადატანის ზონები ჰქონდეთ.[4]
შიგნით — გამოსხივებითი გადატანა, გარეთ — კონვექცია
ბირთვი, რომელშიც სინთეზი მიმდინარეობს, ვარსკვლავის შიდა გამოსხივებითი გადატანის არეშია. მზის კონვექციური გარსი მისი რადიუსის დაახლოებით 71%-ზე იწყება, ცენტრიდან გაზომვით.[2]
კონვექციური ბირთვი
ენერგიის მეტად კონცენტრირებული წარმოქმნა ხშირად კონვექციური ბირთვის ჩამოყალიბებას იწვევს, ხოლო მის გარშემო გარსში ძირითადად გამოსხივებითი გადატანა ჭარბობს. შეიძლება დამატებითი ლოკალური კონვექციური ზონებიც წარმოიქმნას.[9]
როგორ გავიგოთ ჭრილის სქემები: მოლურჯო-მომწვანო ფერი კონვექციას აღნიშნავს, ოქროსფერი კი — გამოსხივებით გადატანას. ნარინჯისფრად მონიშნულია მზის მსგავსი ვარსკვლავის ცენტრალური სინთეზის ზონა, რომელიც მისი შიდა გამოსხივებითი გადატანის არის ნაწილია; მასიური ვარსკვლავის ბირთვში წყალბადის სინთეზიც მიმდინარეობს და ენერგიაც კონვექციით გადაიტანება. გამოსხივების ხაზები ენერგიის დიფუზიას მრავალი ურთიერთქმედების შედეგად ასახავს. ნახატზე ვარსკვლავები ერთნაირი ზომისაა გამოსახული, ფენების პროპორციები კი სქემატურია.
კონვექცია ასევე ურევს ნივთიერებას. მას შეუძლია წყალბადის ახალი მარაგი მიიტანოს წვის ზონაში და ჰელიუმი გადაანაწილოს. შერეული ნივთიერების რაოდენობა გავლენას ახდენს საწვავის ხელმისაწვდომ მარაგებზე და ვარსკვლავის შემდგომ ევოლუციაზე.[4], [9]
რატომ ცხოვრობენ უფრო მასიური ვარსკვლავები უფრო ხანმოკლე სიცოცხლით?
ვარსკვლავის მასის ზრდასთან ერთად მასში მეტი წყალბადია, თუმცა იცვლება მისი შინაგანი წნევა, ტემპერატურა და გამოსხივებული სიმძლავრეც. ძირითადი მიმდევრობის უმეტესი ნაწილის განმავლობაში ნათობა მასაზე გაცილებით სწრაფად იზრდება. ამიტომ მასიური ვარსკვლავები საწვავს ბევრად სწრაფად მოიხმარენ.
tMS ∝ f M / L
ხშირად ციტირებული დამოკიდებულება L ∝ M3,5 მიახლოებითია და მხოლოდ მასის შეზღუდულ დიაპაზონებში მოქმედებს. განცალკევებული ორმაგი ვარსკვლავების დაკვირვებები აჩვენებს, რომ მასის სხვადასხვა დიაპაზონში განსხვავებული დახრილობაა საჭირო. ყველა წითელ ჯუჯასა და მასიურ ვარსკვლავზე ერთი და იმავე ხარისხის მაჩვენებლის გამოყენება შეცდომაში შემყვან შედეგებს იძლევა.[10]
| ვარსკვლავის მაგალითი | მიახლოებითი სიცოცხლის ხანგრძლივობა | რატომ არის ეს მხოლოდ მიახლოებითი შეფასება |
|---|---|---|
| პატარა წითელი ჯუჯა დაახლოებით 0,1 M⊙ |
რამდენიმე ათასი მილიარდი წელი | ვარსკვლავური მოდელები ასეთ ხანგრძლივობას წინასწარმეტყველებს; სამყარო ჯერ ძალიან ახალგაზრდაა იმისთვის, რომ ასეთ მარტოხელა ვარსკვლავს ეს ეტაპი უკვე დასრულებული ჰქონდეს.[7] |
| მზის მსგავსი ვარსკვლავი დაახლოებით 1 M⊙ |
დაახლოებით 10 მილიარდი წელი | მზის მოდელით გამოთვლილი, დამრგვალებული ხანგრძლივობა. დეტალები ქიმიურ შემადგენლობასა და წინა ევოლუციაზეა დამოკიდებული.[8] |
| მასიური ვარსკვლავი დაახლოებით 12 M⊙ |
დაახლოებით 15–20 მილიონი წელი | მზის მეტალურობის სამოდელო მაგალითები, რომლებიც ბრუნვის შესახებ განსხვავებულ ვარაუდებს ეფუძნება.[9] |
| ძალიან მასიური ვარსკვლავი დაახლოებით 60 M⊙ |
რამდენიმე მილიონი წელი | დიდი ნათობა, ნივთიერების შერევა, ვარსკვლავური ქარები და ცვალებადი მასა - ეს ყველაფერი სიცოცხლის ხანგრძლივობაზე ახდენს გავლენას.[9] |
M⊙ მზის ერთ მასას აღნიშნავს. მოცემულია მთელი ეტაპის სავარაუდო ხანგრძლივობა და არა კონკრეტული დაკვირვებადი ვარსკვლავების დარჩენილი სიცოცხლის ხანგრძლივობა.
სრულად კონვექციურ წითელ ჯუჯებს წყალბადის მარაგის უფრო დიდი ნაწილის გამოყენება შეუძლიათ, ვიდრე ვარსკვლავებს, რომელთა საწვავის წვის ბირთვები გარსის დიდი ნაწილისგან გამოყოფილია. მათი დაბალი ნათობა და ნივთიერების ეფექტური შერევა ერთად ხსნის მათ უჩვეულოდ ხანგრძლივ სიცოცხლეს.[7]
როგორ ვითარდება მზე მთავარ მიმდევრობაზე ყოფნისას?
მზის მოდელებში აღწერილია ვარსკვლავი, რომლის ნათობაც თანდათან იზრდებოდა. მთავარი მიმდევრობის დასაწყისში მზე ამჟამინდელი სიმძლავრის მხოლოდ დაახლოებით 70 %-ს ასხივებდა, ამიტომ სტაბილური ეტაპი უცვლელ ნათობას არ ნიშნავს.[8]
წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნისას იცვლება ბირთვის შემადგენლობა და მასის ერთეულზე წნევას წარმოქმნელ ნაწილაკთა რაოდენობა. ვარსკვლავის შიგნითა ნაწილი ადაპტირდება, ხოლო მისი ცენტრალური ტემპერატურა და ნათობა იცვლება. მთელი ამ ნელი გარდაქმნის განმავლობაში ვარსკვლავის მდგომარეობა შეიძლება წონასწორობასთან ახლოს დარჩეს.[2]
ნულოვანი ასაკის მთავარი მიმდევრობა
ეგრეთ წოდებული ZAMS მთავარი მიმდევრობის ეტაპის დასაწყისის მოდელურ საწყის წერტილს წარმოადგენს. „ნულოვანი ასაკი“ არ გამორიცხავს პროტოვარსკვლავის ზრდისა და შეკუმშვის წინა პერიოდს.
მთავარი მიმდევრობის საბოლოო ასაკი
საზღვარი TAMS ბირთვში წყალბადის მუდმივი წვის დასასრულს აღნიშნავს. ამ ეტაპის მიღწევის შემდეგ ვარსკვლავის სხვა ნაწილებში შესაძლოა ჯერ კიდევ უხვად იყოს წყალბადი.
მასა უმნიშვნელოვანესი ფაქტორია, თუმცა სხვა ფაქტორებიც მოქმედებს
ქიმიური შემადგენლობა გავლენას ახდენს გაუმჭვირვალობაზე, საწვავის მარაგსა და რეაქციების სიჩქარეზე. ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებს ასტრონომები „მეტალებს“ უწოდებენ; მათი სიუხვე ვარსკვლავის მდებარეობისა და ევოლუციის ცვლილებებს განაპირობებს. ბრუნვამ და შიდა შერევამ შეიძლება შეცვალოს ბირთვისთვის ხელმისაწვდომი საწვავის რაოდენობა და გაახანგრძლივოს მოდელირებული სიცოცხლის ხანგრძლივობა მთავარ მიმდევრობაზე.[9]
როგორ ადგენენ ასტრონომები, რა ხდება ვარსკვლავის შიგნით?
გაზომილი ხილული სიკაშკაშე საშუალებას იძლევა განისაზღვროს ნათობა, მხოლოდ ვარსკვლავსა და დამკვირვებელს შორის მანძილისა და სინათლის შესუსტების გათვალისწინების შემდეგ. სპექტრები ეფექტური ტემპერატურისა და ზედაპირული ქიმიური შემადგენლობის დადგენაში გვეხმარება. „Gaia“-ს პარალაქსები და ფოტომეტრია ვარსკვლავების დეტალურ მიმდევრობებსა და სხვადასხვა პოპულაციის გავლენას ავლენს.[14]
ორმაგი სისტემების ორბიტები
შესაბამისი ორმაგი ვარსკვლავების მოძრაობა და ორბიტების გეომეტრია მასების გაზომვის საშუალებას იძლევა. დაბნელებებმა ასევე შეიძლება შეზღუდოს რადიუსები და ამით ვარსკვლავური მოდელების მკაცრი შემოწმება უზრუნველყოს.[10]
ვარსკვლავური რხევები
ასტეროსეისმოლოგიაში რხევების კანონზომიერებებს იყენებენ შიდა აგებულების, ხოლო შესაბამის ვარსკვლავებში — ბრუნვისა და შერევის პარამეტრების შესაზღუდად. სხვადასხვა მოდები სხვადასხვა უბნის შესწავლის საშუალებას იძლევა.[15]
მზის ნეიტრინოები
ნეიტრინოები მზის შიგნიდან ადვილად აღწევენ გარეთ და მის შიგნით მიმდინარე ბირთვულ რეაქციებზე მოწმობენ. ისინი გვაწვდიან ინფორმაციას, რომელიც ზედაპირული სინათლისა და რხევების მონაცემებს ავსებს.[6]
ვარსკვლავთგროვები საერთო საათს გვთავაზობენ
ვარსკვლავთგროვის ბევრი ვარსკვლავი შედარებით მოკლე პერიოდში წარმოიქმნა. ყველაზე მასიური წევრები პირველები ხარჯავენ ბირთვში არსებულ წყალბადს, რის შედეგადაც გროვის დიაგრამაზე ჩნდება მთავარი მიმდევრობიდან გადახრის წერტილი.
ასტრონომები ამ კანონზომიერებას ადარებენ იზოქრონებს — მოდელების პროგნოზებს სხვადასხვა მასის, მაგრამ ერთი ასაკის ვარსკვლავებისთვის. განსაზღვრული ასაკი დამოკიდებულია ქიმიურ შემადგენლობაზე, მანძილზე, სინათლის შთანთქმაზე, შერევასა და სხვა დაშვებებზე. ფერი და ნათობა თითოეული ცალკეული ვარსკვლავის ასაკის ცალსახად განსაზღვრის საშუალებას არ იძლევა.[11]
რატომ შეიძლება ვარსკვლავთგროვის ზოგი ვარსკვლავი მოულოდნელად ახალგაზრდა ჩანდეს?
ლურჯი ჩამორჩენილები ვარსკვლავთგროვის მთავარი მიმდევრობიდან გადახრის ჩვეულებრივ წერტილზე უფრო მაღლა და უფრო ლურჯად მდებარეობენ. მასის გადაცემამ ან შერწყმამ შეიძლება წარმოქმნას უფრო მასიური ვარსკვლავები, რომელთა გარეგნობა იმავე ასაკის იზოლირებული ვარსკვლავის ისტორიას აღარ შეესაბამება.
ეს მასისა და საწვავის მარაგის ცვლილებით გამოწვეული მოჩვენებითი გაახალგაზრდავებაა. ის არ იწყებს თავიდან იმ დროის ათვლას, რომელიც საწყისი ვარსკვლავების წარმოქმნიდან გავიდა.[13]
ყველაზე მრავალრიცხოვანი ვარსკვლავები სულაც არ იძლევიან ყველაზე მეტ სინათლეს
მცირე მასის ვარსკვლავები შეიძლება ვარსკვლავთა პოპულაციის უმეტესობას შეადგენდნენ, მაგრამ მის საერთო ნათობაში შედარებით მცირე წვლილი შეჰქონდეთ. გიგანტები და სხვა ევოლუცირებული ვარსკვლავები შეიძლება ჭარბობდნენ ტალღის სიგრძის გარკვეულ დიაპაზონებში, განსაკუთრებით ძველ პოპულაციებში. გალაქტიკის სინათლის ახსნისას აუცილებელია მისი ვარსკვლავების მასებისა და ევოლუციური ეტაპების მრავალფეროვნების გათვალისწინება.[12]
რა ხდება მთავარი მიმდევრობის შემდეგ?
როდესაც მზის მსგავს ვარსკვლავს წყალბადი ამოეწურება, რჩება ჰელიუმით მდიდარი ბირთვი, რომელიც იკუმშება, ხოლო მის გარშემო არსებულ შრეში წყალბადის სინთეზი გრძელდება. მთელი სტრუქტურის გარდაქმნისას გარსი ფართოვდება და ვარსკვლავი გადის ქვეგიგანტისა და წითელი გიგანტის ევოლუციურ ეტაპებს.[16]
ცვალებადი ბირთვი, შრეში ენერგიის გამოყოფა და გარსის სტრუქტურა ერთად განსაზღვრავს, როგორ ფართოვდება ვარსკვლავი.
სრულიად განსხვავებული მოსალოდნელი მომავალი
მოდელების მიხედვით, ყველაზე მცირე მასის მქონე წყალბადის წვის უნარის მქონე ვარსკვლავებს შეუძლიათ საწვავის გაცილებით დიდი ნაწილის გამოყენება და ჩვეულებრივი გიგანტის ეტაპის თავიდან აცილება. მათი გვიანდელი ევოლუცია ჯერ კიდევ პროგნოზია, რომელიც სამყაროს ამჟამინდელ ასაკს ბევრად სცდება.[7]
გაგრძელებული საწვავის წვა და ვარსკვლავური ნარჩენები
მზის მსგავსი ვარსკვლავები საბოლოოდ ჰელიუმს წვავენ და თეთრ ჯუჯებს ტოვებენ. მასიური ვარსკვლავები დამატებით ეტაპებს გადიან, თუმცა ბირთვის კოლაფსის შედეგი მათი ევოლუციისას ჩამოყალიბებულ აგებულებაზეა დამოკიდებული; კაშკაშა ზეახალი ვარსკვლავის აფეთქება გარანტირებული არ არის.[16], [17]
მთავარი მიმდევრობის ეტაპი განსაზღვრავს ქიმიურ შემადგენლობასა და შინაგან აგებულებას, რომლითაც ვარსკვლავი ამ გვიანდელ ეტაპებს იწყებს. ამიტომ, იმის გასაგებად, თუ რა ნარჩენები წარმოიქმნება მოგვიანებით, აუცილებელია საწვავის მოხმარებისა და ნივთიერების შერევის გაგება ამ ეტაპზე.
ევოლუციის ეს გვიანდელი ტოტები განხილულია სტატიებში მცირე მასის ვარსკვლავები: წითელი გიგანტები და თეთრი ჯუჯები და დიდი მასის ვარსკვლავები: ზეგიგანტები და ბირთვის კოლაფსის სუპერნოვები.
თანაბრად მანათობელი ვარსკვლავის შიგნეულობა იცვლება.
მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავში წნევა გრავიტაციას აწონასწორებს, წყალბადი კი ჰელიუმად გარდაიქმნება. მისი მასა, ქიმიური შემადგენლობა და ნივთიერების შერევა განსაზღვრავს, რამდენად კაშკაშა იქნება და რამდენ ხანს ეყოფა მისთვის ხელმისაწვდომი საწვავი.
შემდეგ უფრო დაწვრილებით განიხილება ბირთვული სინთეზის გზები – რეაქციების ქსელები, რომლებიც ვარსკვლავის ევოლუციის ამ ხანგრძლივ ეტაპს შესაძლებელს ხდის.
წყაროები და დამატებითი ლიტერატურა
სამეცნიერო სტატიები, ავტორთა მიმოხილვები და ვარსკვლავთა აგებულების სალექციო ჩანაწერები. სიცოცხლის ხანგრძლივობის რიცხვითი მნიშვნელობები მოდელების საილუსტრაციო შედეგებია. ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა და ვარსკვლავის შიგნეულის გამოსახულებები სქემატური განმარტებებია; მზის საცნობარო მდებარეობა ცალკეა მონიშნული.
- პოლსი (2011) — ვარსკვლავთა აგებულება და ევოლუციაავტორის სალექციო ჩანაწერები ჰიდროსტატიკური წონასწორობის, ენერგეტიკული ბალანსისა და საკუთარი გრავიტაციის გავლენის ქვეშ მყოფი ვარსკვლავის ცვლილებებზე რეაქციის შესახებ.
- კრისტენსენ-დალსგარდი (2021) — მზის აგებულება და ევოლუციამზის მოდელები, ენერგიის გადაცემა მის შიგნით, ბირთვის ტემპერატურა და ჰელიოსეისმოლოგიური მონაცემებით დადგენილი შეზღუდვები.
- აჩარია და სხვ. (2025) — მზის ბირთვული სინთეზი III: ახალი მონაცემები და თეორია წყალბადის დამწვავ ვარსკვლავებზეპროტონ-პროტონული ჯაჭვებისა და CNO ციკლების ბირთვული ფიზიკა.
- Feiden, Skidmore და Jao (2021) — „Gaia“-ს ნაპრალი და მცირე მასის ვარსკვლავების ფიზიკა. I. სრულად კონვექციური ვარსკვლავების ზღვარიგადასვლა სრულად კონვექციურ ვარსკვლავებსა და იმ ვარსკვლავებს შორის, რომლებსაც გამოსხივებითი გადატანის უბნები აქვთ.
- Prša და სხვ. (2016) — მზისა და პლანეტების შერჩეული ნომინალური ზომები: IAU-ს 2015 წლის B3 რეზოლუციამზის ეფექტური ტემპერატურის ნომინალური მნიშვნელობა, რომელიც გამოიყენება მზის მდებარეობის დასადგენად სქემატურ H–R დიაგრამაზე.
- „Borexino“-ს კოლაბორაცია (2020) — მზეში CNO სინთეზის ციკლის დროს წარმოქმნილი ნეიტრინოების ექსპერიმენტული მტკიცებულებაპირდაპირი მტკიცებულება იმისა, რომ მზეში დომინანტურ პროტონ-პროტონულ რეაქციებთან ერთად CNO ციკლიც მიმდინარეობს.
- Adams, Laughlin და Graves (2004) — წითელი ჯუჯები და მთავარი მიმდევრობის დასასრულიწყალბადის დამწვავი ყველაზე მცირე ვარსკვლავების პროგნოზირებული, ათასობით მილიარდი წლის სიცოცხლის ხანგრძლივობა და შემდგომი ევოლუცია.
- Schröder და Smith (2008) — მზისა და დედამიწის შორეული მომავლის ხელახალი განხილვამზის ასაკი, მზარდი ნათება და მზის მთავარი მიმდევრობის ეტაპის სავარაუდო ხანგრძლივობა.
- Ekström და სხვ. (2012) — ბრუნვის მქონე ვარსკვლავური მოდელების ბადეები. I. 0,8-დან 120 მზის მასამდე მოდელები, მზის მსგავსი მეტალურობით (Z = 0.014)ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობის საილუსტრაციო მაგალითები და ბრუნვის გავლენა მოცემული ქიმიური შემადგენლობის შემთხვევაში.
- Eker და სხვ. (2018) — მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების მასასა და ნათებას, მასასა და რადიუსს, ასევე მასასა და ეფექტურ ტემპერატურას შორის ურთიერთდაკავშირებული დამოკიდებულებებიემპირიული დამოკიდებულებები, დაკალიბრებული განცალკევებული ორმაგი ვარსკვლავების მიხედვით, მათ შორის მასა-ნათების დამოკიდებულების დახრილობის ცვლილებები.
- Soderblom (2010) — ვარსკვლავების ასაკივარსკვლავებისა და გროვების ასაკის შეფასებები, მათი დაშვებები და შეზღუდვები.
- Conroy (2013) — გალაქტიკების სპექტრული ენერგიის განაწილებების მოდელირება ტალღის სიგრძეების მთელ დიაპაზონშიროგორ მონაწილეობენ ევოლუციის სხვადასხვა ეტაპზე მყოფი ვარსკვლავები გალაქტიკის სინათლეში ტალღის სხვადასხვა სიგრძეზე.
- Davies (2015) — ლურჯი ჩამორჩენილი ვარსკვლავების წარმოქმნის გზებიმასის გადაცემა, შერწყმა და შეჯახებები — ვარსკვლავების წარმოქმნის გზები, რომლებიც გროვის ჩვეულებრივი მთავარი მიმდევრობის შემობრუნების წერტილზე მაღლა მდებარეობს.
- Gaia-ს თანამშრომლობა (2018) — Gaia-ს მონაცემთა მეორე გამოშვება: დაკვირვებებზე დაფუძნებული ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამებივარსკვლავთა დაკვირვებული მიმდევრობები და ის, თუ როგორ განსაზღვრავს მათ იერს მანძილი, ფოტომეტრია და შერჩევის მეთოდი.
- Aerts (2021) — ვარსკვლავების შინაგანი ფიზიკის კვლევა ასტეროსეისმოლოგიის მეთოდებითვარსკვლავური რხევების გამოყენება შინაგანი სტრუქტურის, ბრუნვისა და მატერიის შერევის შეზღუდვების დასადგენად.
- Karakas და Lattanzio (2014) — Dawes-ის მიმოხილვა № 2: ნუკლეოსინთეზი და მცირე და საშუალო მასის ცალკეული ვარსკვლავების მიერ ქიმიური ელემენტების გამოყოფამთავარი მიმდევრობის ეტაპის შემდეგი ევოლუცია, შრეებში წვა, ჰელიუმის წვა და მატერიის ვარსკვლავთშორის გარემოში დაბრუნება.
- Sukhbold და სხვ. (2016) — 9-დან 120 მზის მასამდე ვარსკვლავების ბირთვის კოლაფსის სუპერნოვები ნეიტრინოებით მართული აფეთქებების მოდელების მიხედვითრატომ არის მასიური ვარსკვლავების ბირთვის კოლაფსის შედეგები უფრო მრავალფეროვანი, ვიდრე ერთი, მხოლოდ მასაზე დაფუძნებული წესი გვიწინასწარმეტყველებს.
ამ განყოფილების ყველა სტატია
- მოლეკულური ღრუბლები და პროტოვარსკვლავები
- მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები: წყალბადის სინთეზი — თქვენ აქ ხართ
- ბირთვული სინთეზის გზები
- მცირე მასის ვარსკვლავები: წითელი გიგანტები და თეთრი ჯუჯები
- მასიური ვარსკვლავები: სუპერგიგანტები და ბირთვის კოლაფსის სუპერნოვები
- ნეიტრონული ვარსკვლავები და პულსარები
- მაგნიტარები: უკიდურესად ძლიერი მაგნიტური ველები
- ვარსკვლავური შავი ხვრელები
- ნუკლეოსინთეზი: რკინაზე მძიმე ელემენტები
- ორმაგი ვარსკვლავები და ეგზოტიკური მოვლენები