რა არის ვარსკვლავური ენერგიის წყაროები? რა პროცესები უჭერს მხარს ვარსკვლავების „სიცოცხლეს“? მიეცით წარმოდგენა ჩვეულებრივი ვარსკვლავებისა და წითელი გიგანტების ევოლუციის შესახებ, აუხსენით მათ ინტერიერში მიმდინარე პროცესები. როგორია მზის ევოლუციის პერსპექტივა?

ბუნებაში არსებული ყველა სხეულის მსგავსად, ვარსკვლავები არ რჩებიან უცვლელი, ისინი იბადებიან, ვითარდებიან და ბოლოს „კვდებიან“. ვარსკვლავების ცხოვრების გზაზე გასარკვევად და იმის გასაგებად, თუ როგორ დაბერდებიან ისინი, აუცილებელია ვიცოდეთ, როგორ წარმოიქმნება ისინი. თანამედროვე ასტრონომიას უამრავი არგუმენტი აქვს იმ მტკიცების სასარგებლოდ, რომ ვარსკვლავები წარმოიქმნება გაზის-მტვრის ვარსკვლავთშორისი გარემოს ღრუბლების კონდენსაციის შედეგად. ამ გარემოდან ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი ამჟამადაც გრძელდება. ამ გარემოების გარკვევა თანამედროვე ასტრონომიის ერთ-ერთი უდიდესი მიღწევაა. შედარებით ბოლო დრომდე ითვლებოდა, რომ ყველა ვარსკვლავი თითქმის ერთდროულად წარმოიქმნა, რამდენიმე მილიარდი წლის წინ. ამ მეტაფიზიკური იდეების დაშლას, უპირველეს ყოვლისა, ხელი შეუწყო დაკვირვებითი ასტრონომიის პროგრესმა და ვარსკვლავების სტრუქტურისა და ევოლუციის თეორიის შემუშავებამ. შედეგად, გაირკვა, რომ დაკვირვებული ვარსკვლავიდან ბევრი შედარებით ახალგაზრდა ობიექტია და ზოგიერთი მათგანი წარმოიშვა მაშინ, როდესაც დედამიწაზე უკვე იყო ადამიანი.

ვარსკვლავების ევოლუციის პრობლემაში ცენტრალური საკითხია მათი ენერგიის წყაროების საკითხი. მართლაც, საიდან მოდის, მაგალითად, უზარმაზარი ენერგია, რომელიც აუცილებელია მზის გამოსხივების დაახლოებით დაკვირვებულ დონეზე რამდენიმე მილიარდი წლის განმავლობაში შესანარჩუნებლად? ყოველ წამს მზე ასხივებს 4*10 33 ერგს, ხოლო 3 მილიარდი წლის მანძილზე 4*10 50 ერგს. ეჭვგარეშეა, რომ მზის ასაკი დაახლოებით 5 მილიარდი წელია. ეს გამომდინარეობს სულ მცირე თანამედროვე შეფასებებიდან დედამიწის ასაკის შესახებ სხვადასხვა რადიოაქტიური მეთოდებით. ნაკლებად სავარაუდოა, რომ მზე "ახალგაზრდა" ვიდრე დედამიწა.

ბირთვული ფიზიკის მიღწევებმა შესაძლებელი გახადა ვარსკვლავური ენერგიის წყაროების პრობლემის გადაჭრა ჯერ კიდევ ჩვენი საუკუნის ოცდაათიანი წლების ბოლოს. ასეთი წყაროა თერმობირთვული შერწყმის რეაქციები, რომლებიც ხდება ვარსკვლავების ინტერიერში იქ გაბატონებულ ძალიან მაღალ ტემპერატურაზე (ათი მილიონი გრადუსის რიგითობა). ამ რეაქციების შედეგად, რომელთა სიჩქარე ძლიერ არის დამოკიდებული ტემპერატურაზე, პროტონები გარდაიქმნება ჰელიუმის ბირთვებად, გამოთავისუფლებული ენერგია კი ნელ-ნელა „გაჟონავს“ ვარსკვლავების ინტერიერში და, საბოლოოდ, მნიშვნელოვნად გარდაიქმნება, გამოსხივდება მსოფლიო სივრცეში. ეს არის ძალიან ძლიერი წყარო. თუ ვივარაუდებთ, რომ თავდაპირველად მზე შედგებოდა მხოლოდ წყალბადისგან, რომელიც თერმობირთვული რეაქციების შედეგად მთლიანად გადაიქცა ჰელიუმად, მაშინ გამოთავისუფლებული ენერგიის რაოდენობა იქნება დაახლოებით 10 52 erg.

ამრიგად, რადიაციის დაკვირვების დონეზე მილიარდობით წლის განმავლობაში შესანარჩუნებლად, საკმარისია მზემ წყალბადის საწყისი მარაგის არაუმეტეს 10% „გამოიყენოს“. ახლა ჩვენ შეგვიძლია წარმოვადგინოთ ზოგიერთი ვარსკვლავის ევოლუციის სურათი შემდეგნაირად. რატომღაც (რამდენიმე მათგანი შეიძლება დაზუსტდეს) ვარსკვლავთშორისი გაზი-მტვრის გარემოს ღრუბელმა დაიწყო კონდენსაცია. სულ მალე (რა თქმა უნდა, ასტრონომიული მასშტაბით!) უნივერსალური გრავიტაციული ძალების გავლენით, ამ ღრუბლიდან წარმოიქმნება შედარებით მკვრივი, გაუმჭვირვალე გაზის ბურთი. მკაცრად რომ ვთქვათ, ამ ბურთს ჯერ არ შეიძლება ეწოდოს ვარსკვლავი, რადგან მის ცენტრალურ რეგიონებში ტემპერატურა არასაკმარისია თერმობირთვული რეაქციების დასაწყებად. ბურთის შიგნით გაზის წნევა ჯერ კიდევ არ შეუძლია დააბალანსოს მისი ცალკეული ნაწილების მიზიდულობის ძალები, ამიტომ იგი მუდმივად შეკუმშული იქნება.

ზოგიერთი ასტრონომი თვლიდა, რომ ასეთი "პროტოვარსკვლავები" შეინიშნება ცალკეულ ნისლეულებში, როგორც ძალიან ბნელი კომპაქტური წარმონაქმნები, ე.წ. თუმცა, რადიოასტრონომიის წარმატებამ აიძულა მიგვეტოვებინა ეს საკმაოდ გულუბრყვილო თვალსაზრისი. როგორც წესი, ერთდროულად წარმოიქმნება არა ერთი პროტოვარსკვლავი, არამედ მათი მეტ-ნაკლებად მრავალრიცხოვანი ჯგუფი. მომავალში, ეს ჯგუფები იქცევა ვარსკვლავურ ასოციაციებად და გროვებად, რომლებიც კარგად არის ცნობილი ასტრონომებისთვის. ძალიან სავარაუდოა, რომ ვარსკვლავის ევოლუციის ამ ძალიან ადრეულ ეტაპზე მის ირგვლივ წარმოიქმნება უფრო მცირე მასის გროვები, რომლებიც შემდეგ თანდათან გადაიქცევიან პლანეტებად.

როდესაც პროტოვარსკვლავი იკუმშება, მისი ტემპერატურა იმატებს და გამოთავისუფლებული პოტენციური ენერგიის მნიშვნელოვანი ნაწილი გამოსხივდება მიმდებარე სივრცეში. ვინაიდან შეკუმშვის აირის სფეროს ზომები ძალიან დიდია, გამოსხივება მისი ზედაპირის ფართობის ერთეულზე უმნიშვნელო იქნება. ვინაიდან ერთეული ზედაპირიდან გამოსხივების ნაკადი პროპორციულია ტემპერატურის მეოთხე ხარისხთან (შტეფან-ბოლცმანის კანონი), ვარსკვლავის ზედაპირული ფენების ტემპერატურა შედარებით დაბალია, ხოლო მისი სიკაშკაშე თითქმის იგივეა, რაც ჩვეულებრივი ვარსკვლავის. იგივე მასით. მაშასადამე, "სპექტა-ნათობის" დიაგრამაზე, ასეთი ვარსკვლავები განლაგდებიან მთავარი მიმდევრობის მარჯვნივ, ანუ ისინი მოხვდებიან წითელი გიგანტების ან წითელი ჯუჯების რეგიონში, მათი საწყისი მასების მნიშვნელობიდან გამომდინარე.

მომავალში პროტოვარსკვლავი აგრძელებს შემცირებას. მისი ზომები მცირდება, ხოლო ზედაპირის ტემპერატურა იზრდება, რის შედეგადაც სპექტრი უფრო და უფრო „ადრე“ ხდება. ამრიგად, "სპექტრი - სიკაშკაშის" დიაგრამის გასწვრივ მოძრაობს, პროტოვარსკვლავი საკმაოდ სწრაფად "ჯდება" მთავარ მიმდევრობაზე. ამ პერიოდის განმავლობაში, ვარსკვლავური ინტერიერის ტემპერატურა უკვე საკმარისია იქ თერმობირთვული რეაქციების დასაწყებად. ამავდროულად, მომავალი ვარსკვლავის შიგნით გაზის წნევა აბალანსებს მიზიდულობას და გაზის ბურთი წყვეტს შეკუმშვას. პროტოვარსკვლავი ხდება ვარსკვლავი.

პროტოვარსკვლავებს შედარებით ცოტა დრო სჭირდება ევოლუციის ამ ძალიან ადრეული ეტაპის გავლას. თუ, მაგალითად, პროტოვარსკვლავის მასა მზის მასაზე მეტია, მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წელია საჭირო, თუ ნაკლები, რამდენიმე ასეული მილიონი წელი. ვინაიდან პროტოვარსკვლავების ევოლუციის დრო შედარებით ხანმოკლეა, ძნელია ვარსკვლავის განვითარების ამ ადრეული ეტაპის აღმოჩენა. მიუხედავად ამისა, ამ ეტაპზე ვარსკვლავები, როგორც ჩანს, შეინიშნება. საუბარია ძალიან საინტერესო T Tauri ვარსკვლავებზე, ჩვეულებრივ ჩაძირულ ბნელ ნისლეულებში.

მას შემდეგ, რაც მთავარ მიმდევრობაზეა და შეწყვეტს შეკუმშვას, ვარსკვლავი ასხივებს დიდი ხნის განმავლობაში პრაქტიკულად "სპექტრი - სიკაშკაშის" დიაგრამაზე პოზიციის შეცვლის გარეშე. მის გამოსხივებას მხარს უჭერს ცენტრალურ რეგიონებში მიმდინარე თერმობირთვული რეაქციები. ამრიგად, მთავარი თანმიმდევრობა, როგორც იქნა, არის წერტილების ადგილი "სპექტრი - სიკაშკაშე" დიაგრამაზე, სადაც ვარსკვლავს (მისი მასის მიხედვით) შეუძლია ასხივოს დიდი ხნის განმავლობაში და სტაბილურად თერმობირთვული რეაქციების გამო. ვარსკვლავის პოზიცია მთავარ მიმდევრობაზე განისაზღვრება მისი მასით. უნდა აღინიშნოს, რომ არის კიდევ ერთი პარამეტრი, რომელიც განსაზღვრავს წონასწორული გამოსხივების ვარსკვლავის პოზიციას „სპექტრი-ნათობის“ დიაგრამაზე. ეს პარამეტრი არის ვარსკვლავის საწყისი ქიმიური შემადგენლობა. თუ მძიმე ელემენტების შედარებითი სიმრავლე შემცირდება, ქვემოთ მოცემულ დიაგრამაზე ვარსკვლავი „ჩამოვარდება“. სწორედ ეს გარემოება ხსნის ქვეჯუჯათა თანმიმდევრობის არსებობას.

როგორც ზემოთ აღინიშნა, ამ ვარსკვლავებში მძიმე ელემენტების შედარებითი სიმრავლე ათჯერ ნაკლებია, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებში.

ვარსკვლავის რეზიდენციის დრო მთავარ მიმდევრობაზე განისაზღვრება მისი საწყისი მასით. თუ მასა დიდია, ვარსკვლავის გამოსხივებას უზარმაზარი ძალა აქვს და ის სწრაფად მოიხმარს წყალბადის „საწვავის“ მარაგს. მაგალითად, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებს, რომელთა მასა რამდენიმე ათჯერ აღემატება მზის მასას (ეს არის O სპექტრული ტიპის ცხელი ცისფერი გიგანტები) შეუძლიათ სტაბილურად ასხივონ ამ მიმდევრობაზე მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წლის განმავლობაში, ხოლო ვარსკვლავები მასა მზესთან ახლოს, მთავარ მიმდევრობაზე 10-15 მილიარდი წელია.

წყალბადის "დაწვა" (ანუ მისი გარდაქმნა ჰელიუმად თერმობირთვული რეაქციების დროს) ხდება მხოლოდ ვარსკვლავის ცენტრალურ რეგიონებში. ეს აიხსნება იმით, რომ ვარსკვლავური მატერია შერეულია ვარსკვლავის მხოლოდ ცენტრალურ რაიონებში, სადაც მიმდინარეობს ბირთვული რეაქციები, ხოლო გარე შრეები წყალბადის შედარებით შემცველობას უცვლელად ინარჩუნებენ. ვინაიდან ვარსკვლავის ცენტრალურ რაიონებში წყალბადის რაოდენობა შეზღუდულია, ადრე თუ გვიან (დამოკიდებულია ვარსკვლავის მასაზე) თითქმის მთელი იქ „დაიწვება“.

გამოთვლებმა აჩვენა, რომ მისი ცენტრალური რეგიონის მასა და რადიუსი, რომელშიც მიმდინარეობს ბირთვული რეაქციები, თანდათან მცირდება, ხოლო ვარსკვლავი ნელა მოძრაობს მარჯვნივ სპექტრი-ნათობის დიაგრამაში. ეს პროცესი გაცილებით სწრაფად ხდება შედარებით მასიურ ვარსკვლავებში. თუ წარმოვიდგენთ ერთდროულად წარმოქმნილი განვითარებადი ვარსკვლავების ჯგუფს, მაშინ დროთა განმავლობაში ამ ჯგუფისთვის აგებული "სპექტრი - სიკაშკაშის" დიაგრამაზე მთავარი თანმიმდევრობა, თითქოსდა, მარჯვნივ დაიხარებს.

რა დაემართება ვარსკვლავს, როდესაც მის ბირთვში არსებული მთელი (ან თითქმის მთელი) წყალბადი „დაიწვება“? მას შემდეგ, რაც ვარსკვლავის ცენტრალურ რაიონებში ენერგიის გამოყოფა წყდება, ტემპერატურა და წნევა იქ ვერ შენარჩუნდება იმ დონეზე, რომელიც აუცილებელია გრავიტაციული ძალის დასაპირისპირებლად, რომელიც შეკუმშავს ვარსკვლავს. ვარსკვლავის ბირთვი შეკუმშვას დაიწყებს და მისი ტემპერატურა მოიმატებს. იქმნება ძალიან მკვრივი ცხელი რეგიონი, რომელიც შედგება ჰელიუმისგან (რომელსაც წყალბადი მიუბრუნდა) უფრო მძიმე ელემენტების მცირე შერევით. ამ მდგომარეობაში მყოფ გაზს "დეგენერატი" ეწოდება. მას აქვს არაერთი საინტერესო თვისება, რაზეც აქ ვერ შევჩერდებით. ამ მკვრივ ცხელ რეგიონში ბირთვული რეაქციები არ მოხდება, მაგრამ ისინი საკმაოდ ინტენსიურად წარიმართება ბირთვის პერიფერიაზე, შედარებით თხელ ფენაში. გამოთვლები აჩვენებს, რომ ვარსკვლავის სიკაშკაშე და მისი ზომა დაიწყებს ზრდას. ვარსკვლავი, როგორც ეს იყო, "ადიდებს" და იწყებს "ჩამოსვლას" მთავარი მიმდევრობიდან, გადადის წითელი გიგანტების რეგიონში. გარდა ამისა, ირკვევა, რომ გიგანტურ ვარსკვლავებს, რომლებსაც აქვთ მძიმე ელემენტების ნაკლები სიმრავლე, ექნებათ უფრო მაღალი სიკაშკაშე იმავე ზომისთვის. როდესაც ვარსკვლავი გადადის წითელი გიგანტის სტადიაში, მისი ევოლუციის ტემპი მნიშვნელოვნად იზრდება.

შემდეგი კითხვა არის რა დაემართება ვარსკვლავს, როდესაც ცენტრალურ რეგიონებში ჰელიუმ-ნახშირბადის რეაქცია ამოწურავს თავის თავს, ისევე როგორც წყალბადის რეაქცია თხელ ფენაში, რომელიც გარს ცხელი მკვრივი ბირთვით? ევოლუციის რა ეტაპი მოვა წითელი გიგანტის სტადიის შემდეგ? დაკვირვების მონაცემების მთლიანობა, ისევე როგორც მთელი რიგი თეორიული მოსაზრებები, მიუთითებს იმაზე, რომ ვარსკვლავების ევოლუციის ამ ეტაპზე, რომელთა მასა 1,2 მზის მასაზე ნაკლებია, მათი მასის მნიშვნელოვანი ნაწილი, რომელიც ქმნის მათ გარე გარსს, "წვეთები".

ვარსკვლავი არის გაზის ცხელი ბურთი, რომელიც თბება ბირთვული ენერგიით და ინახება გრავიტაციული ძალებით. ვარსკვლავების შესახებ ძირითად ინფორმაციას გვაწვდის მათ მიერ გამოსხივებული შუქი და ელექტრომაგნიტური გამოსხივება სპექტრის სხვა რეგიონებში. მთავარი ფაქტორები, რომლებიც განსაზღვრავენ ვარსკვლავის თვისებებს, არის მისი მასა, ქიმიური შემადგენლობა და ასაკი. ვარსკვლავები დროთა განმავლობაში უნდა შეიცვალოს, რადგან ისინი ენერგიას ასხივებენ კოსმოსში. ვარსკვლავური ევოლუციის შესახებ ინფორმაციის მიღება შესაძლებელია ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამიდან, რომელიც არის ვარსკვლავის სიკაშკაშის დამოკიდებულება მისი ზედაპირის ტემპერატურაზე (ნახ. 9).

ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაში ვარსკვლავები არათანაბრად არის გადანაწილებული. ვარსკვლავების დაახლოებით 90% კონცენტრირებულია ვიწრო ზოლში, რომელიც დიაგონალზე კვეთს დიაგრამას. ამ ზოლს ე.წ ძირითადი თანმიმდევრობა. მისი ზედა ბოლო მდებარეობს კაშკაშა ლურჯი ვარსკვლავების რეგიონში. განსხვავება ვარსკვლავების პოპულაციაში, რომლებიც მდებარეობს მთავარ მიმდევრობასა და მთავარ მიმდევრობის მიმდებარე რეგიონებში, არის სიდიდის რამდენიმე რიგი. მიზეზი ის არის, რომ მთავარ მიმდევრობაზე არის ვარსკვლავები წყალბადის წვის სტადიაზე, რაც ვარსკვლავის სიცოცხლის დიდ ნაწილს შეადგენს. მზე მთავარ მიმდევრობაზეა. მისი პოზიცია ნაჩვენებია ნახ. 9.
შემდეგი ყველაზე დასახლებული რეგიონები მთავარი თანმიმდევრობის შემდეგ არის თეთრი ჯუჯები, წითელი გიგანტები და წითელი სუპერგიგანტები. წითელი გიგანტები და სუპერგიგანტები ძირითადად არიან ვარსკვლავები ჰელიუმის დაწვის ეტაპზე და უფრო მძიმე ბირთვები.
ვარსკვლავის სიკაშკაშე არის ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული მთლიანი ენერგია დროის ერთეულზე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე შეიძლება გამოითვალოს დედამიწამდე მიმავალი ენერგიიდან, თუ ცნობილია ვარსკვლავამდე მანძილი.
თერმოდინამიკიდან ცნობილია, რომ შავი სხეულის მაქსიმალურ გამოსხივებაზე ტალღის სიგრძის გაზომვით შეიძლება მისი ტემპერატურის დადგენა. შავ სხეულს, რომლის ტემპერატურაა 3 K, ექნება მაქსიმალური სპექტრული განაწილება 3·10 11 ჰც სიხშირეზე. შავი სხეული, რომლის ტემპერატურაა 6000 K, გამოსცემს მწვანე შუქს. ტემპერატურა 10 6 K შეესაბამება რენტგენის გამოსხივებას. ცხრილი 2 გვიჩვენებს ტალღის სიგრძის ინტერვალებს, რომლებიც შეესაბამება ოპტიკურ დიაპაზონში დაფიქსირებულ სხვადასხვა ფერებს.

ცხრილი 2

ფერი და ტალღის სიგრძე

ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა გამოითვლება რადიაციის სპექტრული განაწილებიდან.
ვარსკვლავების სპექტრული ტიპის კლასიფიკაცია ადვილი გასაგებია ცხრილიდან 3.
თითოეული ასო ახასიათებს გარკვეული კლასის ვარსკვლავებს. O კლასის ვარსკვლავები ყველაზე ცხელია, N კლასის ვარსკვლავები ყველაზე ცივი. O კლასის ვარსკვლავში ძირითადად იონიზებული ჰელიუმის სპექტრული ხაზები ჩანს. მზე მიეკუთვნება G კლასს, რომელიც ხასიათდება იონიზებული კალციუმის ხაზებით.
ცხრილი 4 გვიჩვენებს მზის ძირითად მახასიათებლებს. ვარსკვლავების ისეთი მახასიათებლების ცვალებადობის საზღვრები, როგორიცაა მასა (M), სიკაშკაშე (L), რადიუსი (R) და ზედაპირის ტემპერატურა (T) მოცემულია ცხრილში 5.

ცხრილი 3

ვარსკვლავების სპექტრული ტიპები

კლასის აღნიშვნა ვარსკვლავები	დამახასიათებელი თვისება სპექტრალური ხაზები	ტემპერატურა ზედაპირი, კ
	იონიზებული ჰელიუმი
	ნეიტრალური ჰელიუმი
	იონიზებული კალციუმი
	იონიზებული კალციუმი, ნეიტრალური ლითონები
	ნეიტრალური ლითონები
	ნეიტრალური ლითონები, შთანთქმის ზოლები მოლეკულები
	შთანთქმის ზოლები ციანიდი (CN) 2

ბრინჯი. 10. მასა-სინათურის მიმართება

ცნობილი მასის მქონე ძირითადი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის, მასის სიკაშკაშე დამოკიდებულება ნაჩვენებია ნახ. 10-ში და აქვს ფორმა
L ~ M n, სადაც n = 1.6 დაბალი მასის ვარსკვლავებისთვის (M < M) და n = 5.4 მაღალი მასის ვარსკვლავებისთვის (M > მ). ეს ნიშნავს, რომ ძირითადი მიმდევრობის გასწვრივ გადაადგილება უფრო დაბალი მასის ვარსკვლავებიდან უფრო მაღალი მასის ვარსკვლავებამდე იწვევს სიკაშკაშის ზრდას.

ცხრილი 4

მზის ძირითადი მახასიათებლები

Luminosity L	3.83 10 33 ერგ/წმ (2.4 10 39 მევ/წმ)
რადიაციული ნაკადი ერთეულზე ზედაპირები	6.3 10 7 ვტ/მ 2
მატერიის საშუალო სიმკვრივე
სიმკვრივე ცენტრში
ზედაპირის ტემპერატურა
ტემპერატურა ცენტრში
Ქიმიური შემადგენლობა: წყალბადის ჰელიუმი ნახშირბადი, აზოტი, ჟანგბადი, ნეონი და ა.შ.	74% 23% 3%
ასაკი
გრავიტაციის აჩქარება ზედაპირზე	2.7 10 4 სმ/წმ 2
შვარცშილდის რადიუსი - 2GM / c 2 (c - სინათლის სიჩქარე)
როტაციის პერიოდი შედარებით ფიქსირებული ვარსკვლავები
მანძილი გალაქტიკის ცენტრამდე
როტაციის სიჩქარე ცენტრის გარშემო გალაქტიკები

ცხრილი 5

სხვადასხვა ვარსკვლავის მახასიათებლების ცვლილების შეზღუდვები

10-1 მ< M < 50 M

10-4 ლ< L < 10 6 L

10-2R< R < 10 3 R

2 10 3 კ< T < 10 5 K

მზის შესაბამისი მახასიათებლები აღებულია, როგორც საზომი ერთეული M, R, L, T არის ზედაპირის ტემპერატურა.

ამრიგად, უფრო მასიური ვარსკვლავებიც უფრო კაშკაშაა.
დიაგრამის ქვედა მარცხენა ნაწილში (სურ. 9) - სიდიდით მეორე ჯგუფი - თეთრი ჯუჯები. დიაგრამის ზედა მარჯვენა კუთხეში ჯგუფდება მაღალი სიკაშკაშის, მაგრამ ზედაპირის დაბალი ტემპერატურის მქონე ვარსკვლავები - წითელი გიგანტები და სუპერგიგანტები. ამ ტიპის ვარსკვლავი ნაკლებად გავრცელებულია. სახელები "გიგანტები" და "ჯუჯები" ასოცირდება ვარსკვლავების ზომასთან. თეთრი ჯუჯები არ ემორჩილებიან მასისა და სიკაშკაშის მიმართებას, რომელიც დამახასიათებელია მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის. იმავე მასისთვის, მათ აქვთ გაცილებით დაბალი სიკაშკაშე, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები.
ვარსკვლავი შეიძლება იყოს მთავარ მიმდევრობაზე მისი ევოლუციის ერთ მომენტში, ხოლო მეორეში იყოს გიგანტი ან თეთრი ჯუჯა. ვარსკვლავების უმეტესობა მთავარ მიმდევრობაზეა, რადგან ეს ვარსკვლავის ევოლუციის ყველაზე გრძელი ფაზაა.
სამყაროს ევოლუციის გაგების ერთ-ერთი არსებითი პუნქტი არის ფორმირებადი ვარსკვლავების მასობრივი განაწილების იდეა. ვარსკვლავების დაკვირვებული მასის განაწილების შესწავლით და სხვადასხვა მასის ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობის გათვალისწინებით, შეიძლება მივიღოთ ვარსკვლავების მასის განაწილება დაბადების მომენტში. დადგენილია, რომ მოცემული მასის ვარსკვლავის დაბადების ალბათობა, ძალიან დაახლოებით, უკუპროპორციულია მასის კვადრატის (სალპეტერის ფუნქცია).

ვარსკვლავების გამოსხივება შენარჩუნებულია ძირითადად ორი ტიპის თერმობირთვული რეაქციების გამო. მასიურ ვარსკვლავებში ეს არის ნახშირბად-აზოტის ციკლის რეაქციები, ხოლო დაბალი მასის ვარსკვლავებში, როგორიცაა მზე, ეს არის პროტონ-პროტონული რეაქციები. პირველში ნახშირბადი ასრულებს კატალიზატორის როლს: ის თავად არ მოიხმარება, არამედ ხელს უწყობს სხვა ელემენტების ტრანსფორმაციას, რის შედეგადაც წყალბადის 4 ბირთვი გაერთიანებულია ჰელიუმის ბირთვში.

პრინციპში, ბევრი სხვა თერმობირთვული რეაქციაა შესაძლებელი, მაგრამ გამოთვლები აჩვენებს, რომ ვარსკვლავების ბირთვებში გაბატონებულ ტემპერატურაზე სწორედ ამ ორი ციკლის რეაქციები ხდება ყველაზე ინტენსიურად და იძლევა ზუსტად აუცილებელ ენერგიას დაკვირვებული ვარსკვლავური გამოსხივების შესანარჩუნებლად. .

როგორც ხედავთ, ვარსკვლავი არის ბუნებრივი გარემო კონტროლირებადი თერმობირთვული რეაქციებისთვის. თუ პლაზმის იგივე ტემპერატურა და წნევა იქმნება ხმელეთის ლაბორატორიაში, მაშინ მასში იგივე ბირთვული რეაქციები დაიწყება. მაგრამ როგორ შევინარჩუნოთ ეს პლაზმა ლაბორატორიაში? ჩვენ ხომ არ გვაქვს მასალა, რომელიც გაუძლებს 10-20 მილიონი K ტემპერატურის მქონე ნივთიერების შეხებას აორთქლების გარეშე. და ვარსკვლავს ეს არ სჭირდება: მისი ძლიერი გრავიტაცია წარმატებით ეწინააღმდეგება პლაზმის გიგანტურ წნევას.

სანამ ვარსკვლავში მიმდინარეობს პროტონ-პროტონის რეაქცია ან ნახშირბად-აზოტის ციკლი, ის იმყოფება მთავარ მიმდევრობაზე, სადაც ატარებს თავისი სიცოცხლის დიდ ნაწილს. მოგვიანებით, როდესაც ვარსკვლავთან ჰელიუმის ბირთვი იქმნება და მასში ტემპერატურა იმატებს, ხდება „ჰელიუმის ციმციმი“, ე.ი. იწყება ჰელიუმის მძიმე ელემენტებად გადაქცევის რეაქციები, რაც ასევე იწვევს ენერგიის გამოყოფას.

ატომური ელექტროსადგურის ტურბინა არის სითბოს ძრავა, რომელიც განსაზღვრავს ქარხნის საერთო ეფექტურობას თერმოდინამიკის მეორე კანონის შესაბამისად. თანამედროვე ატომურ ელექტროსადგურებზე ეფექტურობა დაახლოებით თანაბარია. ამიტომ 1000 მეგავატი ელექტროენერგიის წარმოებისთვის რეაქტორის თერმული სიმძლავრე 3000 მეგავატს უნდა მიაღწიოს. 2000 მეგავატი უნდა გაიტანოს კონდენსატორის გაგრილების წყალმა. ეს იწვევს ბუნებრივი წყლის ობიექტების ადგილობრივ გადახურებას და შემდგომ გარემოსდაცვითი პრობლემების წარმოქმნას.

თუმცა, მთავარი პრობლემა არის ატომურ ელექტროსადგურებში მომუშავე ადამიანების სრული რადიაციული უსაფრთხოების უზრუნველყოფა და რადიოაქტიური ნივთიერებების შემთხვევითი გათავისუფლების თავიდან აცილება, რომლებიც დიდი რაოდენობით გროვდება რეაქტორის ბირთვში. ამ პრობლემას დიდი ყურადღება ეთმობა ბირთვული რეაქტორების განვითარებაში. მიუხედავად ამისა, ზოგიერთ ატომურ ელექტროსადგურზე მომხდარი ავარიების შემდეგ, განსაკუთრებით პენსილვანიის ატომურ ელექტროსადგურზე (აშშ, 1979 წ.) და ჩერნობილის ატომურ ელექტროსადგურზე (1986 წ.), ბირთვული ენერგიის უსაფრთხოების პრობლემა განსაკუთრებით მწვავე გახდა.

თანამედროვე ბირთვული ენერგია ემყარება ატომის ბირთვების ორ მსუბუქად დაყოფას ენერგიის გამოყოფით მასის დაკარგვის პროპორციულად. ენერგიის წყარო და დაშლის პროდუქტებია რადიოაქტიური ელემენტები. ისინი დაკავშირებულია ბირთვული ენერგიის ძირითად ეკოლოგიურ პრობლემებთან.

კიდევ უფრო მეტი ენერგია გამოიყოფა ბირთვული შერწყმის პროცესში, რომლის დროსაც ორი ბირთვი ერწყმის ერთ უფრო მძიმეს, მაგრამ ასევე კარგავს მასას და ენერგიას. წყალბადი არის სინთეზის საწყისი ელემენტი, ხოლო ჰელიუმი არის საბოლოო ელემენტი. ორივე ელემენტი არ ახდენს უარყოფით გავლენას გარემოზე და პრაქტიკულად ამოუწურავია.

ბირთვული შერწყმის შედეგი არის მზის ენერგია. ეს პროცესი ადამიანის მიერ არის მოდელირებული წყალბადის ბომბების აფეთქების დროს. ამოცანაა ბირთვული შერწყმა იყოს კონტროლირებადი და მისი ენერგიის მიზანმიმართულად გამოყენება. მთავარი სირთულე მდგომარეობს იმაში, რომ ბირთვული შერწყმა შესაძლებელია ძალიან მაღალ წნევაზე და დაახლოებით 100 მილიონი °C ტემპერატურაზე. არ არსებობს მასალები, საიდანაც შესაძლებელია რეაქტორების დამზადება ულტრა მაღალი ტემპერატურის (თერმობირთვული) რეაქციების განსახორციელებლად. ნებისმიერი მასალა დნება და აორთქლდება.

მეცნიერებმა აიღეს გზა, რათა ეძიათ რეაქციების განხორციელების შესაძლებლობა გარემოში, რომელსაც არ შეუძლია აორთქლება. ამჟამად ამის ორი გზა არსებობს. ერთ-ერთი მათგანი ემყარება წყალბადის შეკავებას ძლიერ მაგნიტურ ველში.

კონტროლირებადი ბირთვული შერწყმის განხორციელებაში გარკვეული დადებითი შედეგების მიუხედავად, არსებობს მოსაზრებები, რომ უახლოეს მომავალში ის ნაკლებად სავარაუდოა გამოყენებული ენერგეტიკული პრობლემების გადასაჭრელად. ეს გამოწვეულია მრავალი საკითხის გადაუჭრელობით და შემდგომი ექსპერიმენტული და კიდევ უფრო ინდუსტრიული განვითარებისთვის კოლოსალური ხარჯების საჭიროებით.



დიაგრამა "სპექტრი - სიკაშკაშე"

მზის მსგავსად, ვარსკვლავები ანათებენ დედამიწას, მაგრამ მათთან უზარმაზარი მანძილის გამო, განათება, რომელსაც ისინი ქმნიან დედამიწაზე, მზეზე ბევრად ნაკლებია. ამ მიზეზით, ტექნიკური პრობლემები წარმოიქმნება ვარსკვლავებიდან განათების გაზომვისას. ასტრონომები აშენებენ გიგანტურ ტელესკოპებს ვარსკვლავების სუსტი სხივების დასაჭერად. რაც უფრო დიდია ტელესკოპის ლინზას დიამეტრი, მით უფრო მკრთალი ვარსკვლავების შესწავლა შესაძლებელია მასთან. გაზომვებმა აჩვენა, რომ, მაგალითად, პოლარული ვარსკვლავი ქმნის განათებას დედამიწის ზედაპირზე E = 3.8 10 -9 W/m 2, რაც 370 მილიარდჯერ ნაკლებია მზის მიერ შექმნილ განათებაზე. მანძილი ჩრდილოეთ ვარსკვლავამდე არის 200 pc, ანუ დაახლოებით 650 ly. წლები (r = b 10 18 მ). ამრიგად, პოლარული ვარსკვლავის სიკაშკაშე L p \u003d 4πr 2 E \u003d 4 3,14 x (6 10 18 მ) 2 3,8 10 -9 W / m 2 \u003d 9,1 10 29 W \u003d 4600 L, როგორც ხედავთ, მიუხედავად ამ ვარსკვლავის მცირე ხილული სიკაშკაშისა, მისი სიკაშკაშე მზეზე 4600-ჯერ აღემატება.

გაზომვებმა აჩვენა, რომ ვარსკვლავებს შორის არის მზეზე ასობით ათასი ჯერ ძლიერი ვარსკვლავები და მზეზე ათობით ათასი ჯერ მცირე სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავები.

ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურის გაზომვებმა აჩვენა, რომ ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა განსაზღვრავს მის ხილულ ფერს და გარკვეული ქიმიური ელემენტების სპექტრული შთანთქმის ხაზების არსებობას მის სპექტრში. ასე რომ, სირიუსი ანათებს თეთრად და მისი ტემპერატურა თითქმის 10 000 კ. ვარსკვლავს ბეტელგეიზეს (α ორიონი) აქვს წითელი ფერი და ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 3500 კ. ყვითელ მზეს აქვს ტემპერატურა 6000 კ. ტემპერატურის მიხედვით, ფერის მიხედვით და სპექტრის ტიპის მიხედვით, ყველა ვარსკვლავი დაიყო სპექტრულ კლასებად, რომლებიც აღინიშნება ასოებით O, B, A, F, G, K, M. ვარსკვლავების სპექტრული კლასიფიკაცია მოცემულია ქვემოთ მოცემულ ცხრილში.

არსებობს კიდევ ერთი საინტერესო კავშირი ვარსკვლავის სპექტრულ კლასსა და მის სიკაშკაშეს შორის, რომელიც წარმოდგენილია დიაგრამის სახით „სპექტრი - სიკაშკაშე (მზის სიკაშკაშეებში)“ (ასევე ე.წ. ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაორი ასტრონომის – ე.ჰერცსპრუნგისა და გ.რესელის პატივსაცემად, რომლებმაც ის ააშენეს). დიაგრამაზე ნათლად გამოიყოფა ვარსკვლავების ოთხი ჯგუფი.

მთავარი თანმიმდევრობა

მასზე მოდის ვარსკვლავების უმეტესობის პარამეტრები. ჩვენი მზე არის ერთ-ერთი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების სიმკვრივე შედარებულია მზის სიმკვრივესთან.

წითელი გიგანტები

ამ ჯგუფში ძირითადად შედის წითელი ვარსკვლავები, რომელთა რადიუსიც ათჯერ აღემატება მზის რადიუსს, მაგალითად, ვარსკვლავი Arcturus (α Bootes), რომლის რადიუსი 25-ჯერ მეტია მზისზე, ხოლო სიკაშკაშე 140-ჯერ მეტი.

სუპერგიგანტები

ეს არის ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე ათობით და ასობით ათასი ჯერ მეტია ვიდრე მზის. ამ ვარსკვლავების რადიუსი ასჯერ მეტია მზის რადიუსზე. წითელ სუპერგიგანტებს მიეკუთვნება ბეტელგეიზე (და ორიონი). მზეზე დაახლოებით 15-ჯერ მეტი მასით, მისი რადიუსი მზეს თითქმის 1000-ჯერ აღემატება. ამ ვარსკვლავის საშუალო სიმკვრივე არის მხოლოდ 2 10 -11 კგ / მ 3, რაც 1 000 000-ჯერ ნაკლებია ჰაერის სიმკვრივეზე.

თეთრი ჯუჯები

ეს არის ძირითადად თეთრი ვარსკვლავების ჯგუფი, რომელთა სიკაშკაშე ასობით და ათასობით ჯერ უფრო მცირეა ვიდრე მზე. ისინი განლაგებულია დიაგრამის ქვედა მარცხენა მხარეს. ამ ვარსკვლავებს მზეზე თითქმის ასჯერ მცირე რადიუსი აქვთ და ზომით პლანეტებთან შედარებით. თეთრი ჯუჯის მაგალითია ვარსკვლავი Sirius B, სირიუსის თანამგზავრი. მზის მასის თითქმის ტოლი და დედამიწის ზომაზე 2,5-ჯერ მეტი ზომით, ამ ვარსკვლავს აქვს გიგანტური საშუალო სიმკვრივე - ρ = 3 10 8 კგ/მ 3 .

იმის გასაგებად, თუ როგორ აიხსნება სხვადასხვა ჯგუფის ვარსკვლავებს შორის დაკვირვებული განსხვავებები, გავიხსენოთ კავშირი ვარსკვლავის სიკაშკაშეს, ტემპერატურასა და რადიუსს შორის, რომელიც გამოვიყენეთ მზის ტემპერატურის დასადგენად.

მოდით შევადაროთ K სპექტრული ტიპის ორი ვარსკვლავი, ერთი არის მთავარი მიმდევრობა (MS), მეორე არის წითელი გიგანტი (KG). მათ აქვთ იგივე ტემპერატურა - T \u003d 4500 K და განათება ათასჯერ განსხვავდება:

ანუ, წითელი გიგანტები ათჯერ უფრო დიდია, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები.

ვარსკვლავების მასებიმისი გაზომვა მხოლოდ ორობითი სისტემების შემადგენელი ვარსკვლავებისთვის იყო შესაძლებელი. და ისინი განისაზღვრა ვარსკვლავების ორბიტების პარამეტრებით და მათი რევოლუციის პერიოდით ერთმანეთის გარშემო კეპლერის მესამე განზოგადებული კანონის გამოყენებით. აღმოჩნდა, რომ ყველა ვარსკვლავის მასა დევს შიგნით

0.05 მ ≤ მ ≤ 100 მ

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის არსებობს კავშირი ვარსკვლავის მასასა და მის სიკაშკაშეს შორის: რაც უფრო დიდია ვარსკვლავის მასა, მით მეტია მისი სიკაშკაშე.

ამრიგად, B სპექტრული კლასის ვარსკვლავს აქვს მასა დაახლოებით M ≈ 20 M და მისი სიკაშკაშე თითქმის 100000-ჯერ მეტია მზეზე.

მზისა და ვარსკვლავების ენერგიის წყარო

თანამედროვე კონცეფციების თანახმად, მზის და ვარსკვლავების გამოსხივების მხარდამჭერი ენერგიის წყაროა ბირთვული ენერგია, რომელიც გამოიყოფა წყალბადის ატომების ბირთვებიდან ჰელიუმის ატომების ბირთვების წარმოქმნის (შერწყმის) თერმობირთვული რეაქციების დროს. შერწყმის რეაქციის დროს ჰელიუმის ატომის ბირთვი იქმნება წყალბადის ატომის ოთხი ბირთვისგან (ოთხი პროტონი), ხოლო ენერგია ΔE \u003d 4.8 10 -12 J გამოიყოფა, ე.წ. დამაკავშირებელი ენერგია, ნეიტრინოს ორი ელემენტარული ნაწილაკი და ორი პოზიტრონი (4Н He + 2е + + 2ν + ΔЕ).

ბირთვული რეაქციების განსახორციელებლად საჭიროა რამდენიმე მილიონ კელვინზე მაღალი ტემპერატურა, რომლის დროსაც რეაქციაში მონაწილე პროტონებს იგივე მუხტებით შეუძლიათ მიიღონ საკმარისი ენერგია ურთიერთდაახლოებისთვის, დაძლიონ მოგერიების ელექტრული ძალები და შერწყმა ერთ ახალ ბირთვში. 1 კგ მასის წყალბადისგან თერმობირთვული შერწყმის რეაქციების შედეგად წარმოიქმნება ჰელიუმი 0,99 კგ მასით, მასის დეფექტი Δm = 0,01 კგ და გამოიყოფა ენერგია q = Δmc 2 = 9 10 14 ჯ.

ახლა ჩვენ შეგვიძლია გამოვთვალოთ, რამდენ ხანს გაგრძელდება მზის წყალბადის მარაგი, რათა შეინარჩუნოს მზის დაკვირვებული სიკაშკაშე, ანუ მზის სიცოცხლის ხანგრძლივობა. ბირთვული ენერგიის მარაგი E \u003d M q \u003d 2 10 30 9 10 14 \u003d 1.8 10 45 J. თუ ბირთვული ენერგიის ამ მარაგს გავყოფთ მზის L-ის სიკაშკაშეზე, მაშინ მივიღებთ მზის სიცოცხლეს:

თუ გავითვალისწინებთ, რომ მზე შედგება მინიმუმ 70% წყალბადისგან და ბირთვული რეაქციები ხდება მხოლოდ ცენტრში, მზის ბირთვში, რომლის მასა არის დაახლოებით 0,1 მ და სადაც ტემპერატურა საკმარისად მაღალია თერმობირთვული რეაქციების წარმოებისთვის, მაშინ სიცოცხლის ხანგრძლივობა მზე და ვარსკვლავები, მზის მსგავსი იქნება t ≈ 10 10 წელი

ვარსკვლავები 1 არის ცხელი, ძირითადად იონიზებული აირის ბურთები. ვარსკვლავური მატერიის იონიზაცია მისი მაღალი ტემპერატურის შედეგია (რამდენიმე ათასიდან რამდენიმე ათეულ ათას გრადუსამდე).

მზისა და სხვა ვარსკვლავების ქიმიური შემადგენლობის შესწავლის შედეგად დადგინდა, რომ ისინი შეიცავენ დედამიწაზე არსებულ თითქმის ყველა ქიმიურ ელემენტს და წარმოდგენილია დ.ი.მენდელეევის ცხრილში. ასევე გაირკვა, რომ უმეტეს შემთხვევაში ვარსკვლავის მასის 70% წყალბადია, 28% - ჰელიუმი და 2% - მძიმე ელემენტები.

თქვენ უკვე იცით, რომ რაც უფრო დიდია ვარსკვლავის მასა, მით უფრო ძლიერდება მისი გრავიტაციული ველი. გრავიტაციული ძალების მოქმედების გამო, რომლებიც შეკუმშავს ვარსკვლავურ მატერიას, მისი ტემპერატურა, სიმკვრივე, წნევა მნიშვნელოვნად იზრდება გარე ფენებიდან ცენტრამდე.

ასე რომ, მაგალითად, მზის გარე ფენების ტემპერატურა დაახლოებით უდრის 6 10 3 ° C, ხოლო ცენტრში - დაახლოებით 14-15 მილიონი ° C, მზის ცენტრში მატერიის სიმკვრივე დაახლოებით ტოლია. 150 გ/სმ 3-მდე (19-ჯერ მეტი ვიდრე რკინისა) და წნევა შუა ფენებიდან ცენტრამდე იზრდება 7 10 8-დან 3.4 10 11 ატმ-მდე. ასეთ ტემპერატურასა და წნევაზე ბირთვში შეიძლება მოხდეს თერმობირთვული რეაქციები, რომლებიც ვარსკვლავების ენერგიის წყაროა.

ვარსკვლავის გამოსხივების სიმძლავრე (ასევე უწოდებენ სიკაშკაშეს და აღინიშნება ასო L) პროპორციულია მისი მასის მეოთხე ხარისხთან:

ვარსკვლავების ინტერიერში მომხდარი თერმობირთვული რეაქციები არის ერთ-ერთი პროცესი, რომელიც მნიშვნელოვნად განასხვავებს ვარსკვლავებს პლანეტებისგან, რადგან პლანეტების გათბობის შიდა წყარო რადიოაქტიური დაშლაა. ეს განსხვავება გამოწვეულია იმით, რომ ნებისმიერი ვარსკვლავის მასა აშკარად აღემატება ყველაზე დიდი პლანეტის მასას. ამის ილუსტრირება შესაძლებელია იუპიტერის მაგალითით. მიუხედავად იმისა, რომ მრავალი თვალსაზრისით ის ძალიან ჰგავს ვარსკვლავს, მისი მასა არასაკმარისი აღმოჩნდა მის სიღრმეში თერმობირთვული რეაქციების წარმოქმნისთვის აუცილებელი პირობებისთვის.

თერმობირთვული რეაქციების შედეგად მზის ნაწლავებში გამოიყოფა უზარმაზარი ენერგია, რომელიც ინარჩუნებს ბზინვარებას. მოდით განვიხილოთ, როგორ გადის ეს ენერგია მზის ზედაპირზე.

გასხივოსნებული ენერგიის გადაცემის ზონაში (სურ. 188) ბირთვში გამოთავისუფლებული სითბო გამოსხივებით ვრცელდება ცენტრიდან მზის ზედაპირზე, ანუ მატერიის მიერ სინათლის ნაწილის - კვანტების - შთანთქმისა და გამოსხივების გზით. იმის გამო, რომ კვანტები ატომების მიერ ნებისმიერი მიმართულებით გამოიყოფა, მათ გზას ზედაპირისკენ ათასობით წელი სჭირდება.

ბრინჯი. 188. მზის აგებულება

კონვექციის ზონაში ენერგია ზედაპირზე გადადის ცხელი აირის ნაკადების აწევით. ზედაპირზე მიღწევის შემდეგ, გაზი, რომელიც ასხივებს ენერგიას, კლებულობს, კონდენსირდება და იძირება ზონის ძირში. კონვექციურ ზონაში გაზი გაუმჭვირვალეა. აქედან გამომდინარე, თქვენ შეგიძლიათ ნახოთ მხოლოდ ის ფენები, რომლებიც მის ზემოთ არის: ფოტოსფერო, ქრომოსფერო და გვირგვინი (სურათზე არ არის მითითებული). ეს სამი ფენა ეკუთვნის მზის ატმოსფეროს.

ფოტოსფერო („შუქის სფერო“) ფოტოებზე ჰგავს კაშკაშა ლაქების კრებულს – გრანულებს (სურ. 189), გამოყოფილი თხელი მუქი ხაზებით. ნათელი ლაქები არის ცხელი აირის ნაკადები, რომლებიც ცურავს კონვექციური ზონის ზედაპირზე.

ბრინჯი. 189. გრანულები და ლაქა მზის ფოტოსფეროში

ქრომოსფეროს („ფერთა სფერო“) ასე ეწოდა მოწითალო-იისფერი ფერის გამო. ერთ-ერთი ყველაზე საინტერესო ფენომენი, რომელიც შეიძლება შეინიშნოს ქრომოსფეროში, არის გამოჩენები 2. ქრომოსფეროს სიგრძე 10-15 ათას კილომეტრს აღწევს.

მზის ატმოსფეროს ყველაზე გარე ნაწილი არის კორონა. ის ვრცელდება მილიონობით კილომეტრზე (ანუ რამდენიმე მზის რადიუსის რიგის მანძილზე), მიუხედავად იმისა, რომ მზეზე მიზიდულობის ძალა ძალზე ძლიერია. გვირგვინის დიდი სიგრძე აიხსნება იმით, რომ 1-2 მილიონი ° C ტემპერატურამდე გაცხელებული ატომებისა და ელექტრონების მოძრაობა გვირგვინში დიდი სიჩქარით ხდება. მზის გვირგვინი აშკარად ჩანს მზის დაბნელების დროს (სურ. 190). კორონის ფორმა და სიკაშკაშე იცვლება მზის აქტივობის ციკლის შესაბამისად, ანუ 11 წლის სიხშირით.

ბრინჯი. 190. მზის გვირგვინი (1999 წლის სრული მზის დაბნელების დროს)

მზეზე მაგნიტური ველის ინდუქცია მხოლოდ 2-ჯერ მეტია, ვიდრე დედამიწის ზედაპირზე. მაგრამ დროდადრო, კონცენტრირებული მაგნიტური ველები წარმოიქმნება მზის ატმოსფეროს მცირე რეგიონში, რამდენიმე ათასჯერ უფრო ძლიერი ვიდრე დედამიწაზე. ისინი ხელს უშლიან ცხელი პლაზმის ამოსვლას, რის შედეგადაც, მსუბუქი გრანულების ნაცვლად, წარმოიქმნება მუქი უბანი - მზის ლაქა (იხ. სურ. 189). როდესაც ლაქების დიდი ჯგუფები ჩნდება, ხილული, ულტრაიისფერი და რენტგენის გამოსხივების ძალა მკვეთრად იზრდება, რამაც შეიძლება უარყოფითად იმოქმედოს ადამიანების კეთილდღეობაზე.

მზის დისკზე ლაქების მოძრაობა მისი ბრუნვის შედეგია, რომელიც ხდება ვარსკვლავებთან შედარებით 25,4 დღის ტოლი პერიოდით.

ვარსკვლავური ევოლუციის პროცესის ბოლო ეტაპი რამდენიმე ეტაპს მოიცავს. როდესაც ვარსკვლავის ცენტრში არსებული წყალბადი იქცევა ჰელიუმად, ვარსკვლავის სტრუქტურა შესამჩნევად იცვლება. მისი სიკაშკაშე იზრდება, ზედაპირის ტემპერატურა იკლებს, გარე შრეები ფართოვდება და შიდა ფენები იკუმშება. ვარსკვლავი იქცევა წითელ გიგანტად, ანუ უზარმაზარ ვარსკვლავად მაღალი სიკაშკაშით და ძალიან დაბალი სიმკვრივით. ცენტრში იქმნება მკვრივი და ცხელი ჰელიუმის ბირთვი. როდესაც მასში ტემპერატურა 100 მილიონ ° C-ს მიაღწევს, იწყება ჰელიუმის ნახშირბადად გადაქცევის რეაქცია, რომელსაც თან ახლავს დიდი რაოდენობით ენერგიის გამოყოფა.

შემდეგ ეტაპზე, მზის მსგავსი ვარსკვლავები ასხამენ მატერიის ნაწილს, მცირდებიან პლანეტების ზომამდე, გადაიქცევიან პატარა, ძალიან მკვრივ ვარსკვლავებად - თეთრ ჯუჯებად და ნელ-ნელა კლებულობენ.

კითხვები

1. ბირთვის ტემპერატურაზე 14-15 მილიონი ° C ბრძანებით და წნევა 7 10 8-დან 3,4 10 11 ატმ-მდე, ვარსკვლავი უნდა გადაიქცეს გაფართოებულ გაზის ღრუბლად. მაგრამ ეს არ ხდება. როგორ ფიქრობთ, რა ძალები ეწინააღმდეგება ვარსკვლავის გაფართოებას?
2. რა არის ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ენერგიის წყარო?
3. რა ფიზიკური პროცესია პლანეტის შიდა გათბობის წყარო?
4. რა იწვევს მზის ლაქების წარმოქმნას?
5. რა არის მზის ატმოსფეროს ფენები?
6. გვითხარით მზის ევოლუციის ძირითადი ეტაპების შესახებ.

2 ამონაკვეთები არის უზარმაზარი, ასობით ათასი კილომეტრის სიგრძის, პლაზმური წარმონაქმნები მზის გვირგვინში, რომლებსაც აქვთ უფრო მაღალი სიმკვრივე და დაბალი ტემპერატურა, ვიდრე მათ ირგვლივ კორონალურ პლაზმას.