ჩვენი მზის მასა 1,99 × 10 27 ტონაა - დედამიწაზე 330 ათასი ჯერ მძიმე. მაგრამ ეს შორს არის საზღვრებისგან. აღმოჩენილ ვარსკვლავებს შორის ყველაზე მძიმე, R136a1, იწონის 256 მზეს. A, ჩვენთან ყველაზე ახლოს მყოფმა ვარსკვლავმა ძლივს გადააჭარბა ჩვენი ვარსკვლავის დიაპაზონის მეათედს. ვარსკვლავის მასა შეიძლება საოცრად განსხვავებული იყოს - მაგრამ არის თუ არა მას რაიმე შეზღუდვა? და რატომ არის ეს ასე მნიშვნელოვანი ასტრონომებისთვის?

მასა ვარსკვლავის ერთ-ერთი ყველაზე მნიშვნელოვანი და უჩვეულო მახასიათებელია. მისი თქმით, ასტრონომებს ზუსტად შეუძლიათ თქვან ვარსკვლავის ასაკისა და მისი შემდგომი ბედის შესახებ. უფრო მეტიც, მასიურობა განსაზღვრავს ვარსკვლავის გრავიტაციული შეკუმშვის სიძლიერეს - მთავარი პირობა, რომ ვარსკვლავის ბირთვი თერმობირთვულ რეაქციაში "აანთოს" და დაიწყოს. მაშასადამე, მასა ვარსკვლავების კატეგორიაში გამსვლელი კრიტერიუმია. ზედმეტად მსუბუქი ობიექტები, როგორიცაა , ნამდვილად ვერ ანათებენ - და ძალიან მძიმე ობიექტები გადადიან ექსტრემალური ობიექტების კატეგორიაში ტიპის მიხედვით.

და ამავდროულად, მეცნიერებს ძლივს შეუძლიათ ვარსკვლავის მასის გამოთვლა - ერთადერთი მნათობი, რომლის მასა დანამდვილებით ცნობილია, ჩვენია. ჩვენმა დედამიწამ ხელი შეუწყო ასეთი სიცხადის მოტანას. პლანეტის მასის და მისი სიჩქარის ცოდნა, შესაძლებელია თავად ვარსკვლავის მასის გამოთვლა ცნობილი ფიზიკოსის ისააკ ნიუტონის მიერ შეცვლილი კეპლერის მესამე კანონის საფუძველზე. იოჰანეს კეპლერმა გამოავლინა კავშირი პლანეტიდან ვარსკვლავამდე მანძილსა და ვარსკვლავის გარშემო პლანეტის სრული ბრუნვის სიჩქარეს შორის, ხოლო ნიუტონმა შეავსო თავისი ფორმულა ვარსკვლავისა და პლანეტის მასებით. კეპლერის მესამე კანონის მოდიფიცირებულ ვერსიას ხშირად იყენებენ ასტრონომები - და არა მხოლოდ ვარსკვლავების მასის დასადგენად, არამედ სხვა კოსმოსური ობიექტების, რომლებიც ერთად ქმნიან.

ჯერჯერობით მხოლოდ შორეულ მნათობებზე შეგვიძლია გამოვიცნოთ. ყველაზე სრულყოფილი (სიზუსტის თვალსაზრისით) არის ვარსკვლავური სისტემების მასის განსაზღვრის მეთოდი. მისი შეცდომა არის "მხოლოდ" 20-60%. ასეთი უზუსტობა კრიტიკულია ასტრონომიისთვის - მზე 40%-ით მსუბუქი ან მძიმე რომ ყოფილიყო, დედამიწაზე სიცოცხლე არ გაჩნდებოდა.

ცალკეული ვარსკვლავების მასის გაზომვის შემთხვევაში, რომელთა მახლობლად არ არის ხილული ობიექტები, რომელთა ორბიტაც შეიძლება გამოთვლებისთვის გამოვიყენოთ, ასტრონომები კომპრომისზე მიდიან. დღეს იკითხება, რომ ერთი ვარსკვლავების მასა იგივეა. ასევე, მეცნიერებს ეხმარება მასის ურთიერთობა სიკაშკაშესთან ან ვარსკვლავებთან, რადგან ორივე ეს მახასიათებელი დამოკიდებულია ბირთვული რეაქციების სიძლიერეზე და ვარსკვლავის ზომაზე - მასის პირდაპირ მაჩვენებლებზე.

ვარსკვლავის მასის ღირებულება

ვარსკვლავების მასიურობის საიდუმლო არა ხარისხში, არამედ რაოდენობაშია. ჩვენი მზე, ისევე როგორც ვარსკვლავების უმეტესობა, 98% შედგება ბუნებაში ორი ყველაზე მსუბუქი ელემენტისგან, წყალბადისა და ჰელიუმისგან. მაგრამ ამავდროულად მასში მთლიანი მასის 98% გროვდება!

როგორ შეიძლება ასეთი მსუბუქი ნივთიერებები გაერთიანდეს უზარმაზარ ცეცხლოვან ბურთებში? ამისათვის საჭიროა დიდი კოსმოსური სხეულებისგან თავისუფალი სივრცე, ბევრი მასალა და საწყისი ბიძგი – ისე, რომ ჰელიუმის და წყალბადის პირველი კილოგრამები ერთმანეთის მიზიდვას იწყებენ. მოლეკულურ ღრუბლებში, სადაც ვარსკვლავები იბადებიან, წყალბადისა და ჰელიუმის დაგროვებას არაფერი უშლის ხელს. იმდენი მათგანია, რომ გრავიტაცია იწყებს წყალბადის ატომების ბირთვების იძულებით ბიძგს. ეს იწყებს თერმობირთვულ რეაქციას, რომლის დროსაც წყალბადი გარდაიქმნება ჰელიუმად.

ლოგიკურია, რომ რაც უფრო დიდია ვარსკვლავის მასა, მით მეტია მისი სიკაშკაშე. ბოლოს და ბოლოს, მასიურ ვარსკვლავში გაცილებით მეტი წყალბადის „საწვავია“ თერმობირთვული რეაქციისთვის და გრავიტაციული შეკუმშვა, რომელიც ააქტიურებს პროცესს, უფრო ძლიერია. ამის დასტურია სტატიის დასაწყისში ნახსენები ყველაზე მასიური ვარსკვლავი, R136a1 - წონით 256-ჯერ დიდი, ის ჩვენს ვარსკვლავზე 8,7 მილიონჯერ ანათებს!

მაგრამ მასიურობას აქვს უარყოფითი მხარეც: პროცესების ინტენსივობის გამო წყალბადი უფრო სწრაფად „იწვება“ შიგნით თერმობირთვულ რეაქციებში. მაშასადამე, მასიური ვარსკვლავები კოსმოსური მასშტაბით არც თუ ისე დიდხანს ცოცხლობენ - რამდენიმე ასეული, ან თუნდაც ათობით მილიონი წელი.

• საინტერესო ფაქტი: როდესაც ვარსკვლავის მასა აჭარბებს მზის მასას 30-ჯერ, მას შეუძლია იცოცხლოს არაუმეტეს 3 მილიონი წლისა - იმისდა მიუხედავად, თუ რამდენია მისი მასა მზის მასაზე 30-ჯერ მეტი. ეს გამოწვეულია ედინგტონის რადიაციის ლიმიტის გადაჭარბებით. ტრანსცენდენტური ვარსკვლავის ენერგია იმდენად მძლავრი ხდება, რომ ის ანადგურებს მნათობის ნივთიერებას ნაკადებში - და რაც უფრო მასიურია ვარსკვლავი, მით უფრო დიდი ხდება მასის დაკარგვა.

ზემოთ განვიხილეთ ძირითადი ფიზიკური პროცესები, რომლებიც დაკავშირებულია ვარსკვლავის მასასთან. ახლა კი შევეცადოთ გაერკვნენ, რომელი ვარსკვლავების „დამზადება“ შეიძლება მათი დახმარებით.

რეშებნიკი ასტრონომიის მე-11 კლასში გაკვეთილისთვის 25 (სამუშაო წიგნი) - ვარსკვლავების ევოლუცია

1. შემდეგ ცხრილში მოცემული მონაცემების მიხედვით მონიშნეთ შესაბამისი ვარსკვლავების პოზიცია ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე (ნახ. 25.1) და შემდეგ შეავსეთ ცხრილი დაკარგული მახასიათებლებით.

ვარსკვლავების პოზიციის დახატვა დიაგრამაზე ილუსტრირებულია მზის მაგალითით. ვარსკვლავები გამოსახულია სიკაშკაშისა და ტემპერატურის კოორდინატების გადაკვეთაზე.

2. ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამის გამოყენებით (სურ. 25.1) დაადგინეთ ვარსკვლავების ფერი, ტემპერატურა, სპექტრული ტიპი და აბსოლუტური სიდიდე, რომლებიც მდებარეობს მთავარ მიმდევრობაზე და აქვთ 0,01-ის ტოლი სიკაშკაშე (მზის სიკაშკაშეებში); 100; 10 OOO. მიღებული მონაცემები ჩაწერეთ ცხრილში.

3. მიუთითეთ მზის ევოლუციის ეტაპების თანმიმდევრობა:

ა) თეთრი ჯუჯის გაციება;
ბ) აირისა და მტვრის მასების დატკეპნა;
გ) შეკუმშვა პროტოვარსკვლავში;
დ) წითელი გიგანტის გრავიტაციული შეკუმშვა;
ე) სტაციონარული ეტაპი (გამოსხივების წყარო - თერმობირთვული რეაქცია);
ვ) წითელი გიგანტი გაფართოებული ჰელიუმის ბირთვით.

ბ - გ - დ - ე - ვ - ა

4. ვარსკვლავების მასების და მათი სიკაშკაშის შესწავლისას აღმოჩნდა, რომ მთავარ მიმდევრობას მიკუთვნებული ვარსკვლავებისთვის, შუალედში ვარსკვლავის სიკაშკაშე (L) მისი მასის მეოთხე ხარისხთან არის პროპორციული: L ~ M 4. . განახორციელეთ საჭირო გამოთვლები და ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე (სურ. 25.1) მიუთითეთ ვარსკვლავების მდებარეობა მასებით: 0.5, 5 და 10.

5. გამოთვლები აჩვენებს, რომ ვარსკვლავის ყოფნის დრო t (წლებში) ჰერცსპრუნგს-რასელის დიაგრამის მთავარ მიმდევრობაზე შეიძლება შეფასდეს t ფორმულით, სადაც M არის ვარსკვლავის მასა მზის მასებში. განსაზღვრეთ დრო, რომელსაც ვარსკვლავი ატარებს მთავარ მიმდევრობაზე (სიცოცხლის ხანგრძლივობა).

მთავარი თანმიმდევრობა, ასტრონომიაში, ჰერცსპრუნგ რასელის დიაგრამის რეგიონი, სადაც მდებარეობს ყველაზე მეტი ვარსკვლავი, მზის ჩათვლით. იგი გადაჭიმულია დიაგონალზე ცხელი, კაშკაშა ვარსკვლავებიდან ზედა მარცხნივ გრილ, მკრთალ ვარსკვლავებამდე ქვედა მარჯვენაში... ... სამეცნიერო და ტექნიკური ენციკლოპედიური ლექსიკონი

Hertzsprung Ressell-ის დიაგრამები, ვიწრო ზოლი ამ დიაგრამაზე, რომლის ფარგლებშიც დევს ვარსკვლავების დიდი უმრავლესობა. დიაგონალზე კვეთს დიაგრამას (მაღალიდან დაბალ სიკაშკაშემდე და ტემპერატურამდე). მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები ( ... ... ენციკლოპედიური ლექსიკონი

მზის ფიზიკურად მსგავსი და მდგომარეობის დიაგრამაზე ფორმირებული ვარსკვლავების სიმრავლე (ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამა (იხ. ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამა)) პრაქტიკულად ერთპარამეტრიანი თანმიმდევრობაა. გ.პ-ის გასწვრივ. სქემები...... დიდი საბჭოთა ენციკლოპედია

Hertzsprung Ressell-ის დიაგრამები, ვიწრო ზოლი ამ დიაგრამაზე, რომლის ფარგლებშიც განლაგებულია ვარსკვლავების დიდი უმრავლესობა. დიაგონალზე კვეთს დიაგრამას (მაღალი სიკაშკაშედან დაბალამდე და ტემ. p). G. p. ვარსკვლავები (ეს, კერძოდ, მოიცავს ... ... ბუნებისმეტყველება. ენციკლოპედიური ლექსიკონი

Hertzsprung Ressell-ის დიაგრამის მთავარი თანმიმდევრობა არის ვიწრო ზოლი ამ დიაგრამაზე, რომლის ფარგლებშიც განლაგებულია ვარსკვლავების დიდი უმრავლესობა. დიაგონალზე კვეთს დიაგრამას (მაღალიდან დაბალ სიკაშკაშემდე და ტემპერატურამდე). ვარსკვლავები…… დიდი ენციკლოპედიური ლექსიკონი

ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამის მთავარი თანმიმდევრობა- დიაგრამა გამოხატავს ურთიერთობას ვარსკვლავების სიკაშკაშესა და ტემპერატურას შორის (ვარსკვლავების ზოგიერთი ობიექტური მახასიათებლის სპექტრული კლასი ან ფერის ინდექსი), მასზე ფიზიკური თვისებებით მსგავსი ვარსკვლავები იკავებენ ცალკეულ უბნებს: მთავარი ... ... თანამედროვე საბუნებისმეტყველო მეცნიერების დასაწყისი

ვარსკვლავების ნაკრები, რომლებიც ფიზიკურად მზის მსგავსია და ქმნიან ერთ მიმდევრობას სიკაშკაშის სპექტრის დიაგრამაზე (იხ. ჰერცსპრუნგ რასელის დიაგრამა), რომელშიც სიკაშკაშე მონოტონურად მცირდება ზედაპირის ტემპერატურის, მასის და ... ... ასტრონომიული ლექსიკონი

შუალედური თანმიმდევრობა- - მესამე მხარის ქმედებების ლოგიკა ინტერპერსონალური კონფლიქტის მოგვარების მიზნით. იგი მოიცავს 17 ძირითად საფეხურს. 1. შეეცადეთ წარმოადგინოთ კონფლიქტის ზოგადი სურათი და შეაღწიოთ მის არსში, გააანალიზოთ ის ინფორმაცია, რაც გვაქვს. შეფასება……

კონფლიქტის თვითგამორკვევის თანმიმდევრობა- - უფრო ფსიქოლოგიურად კომპეტენტური მოწინააღმდეგის მიერ ინტერპერსონალური კონფლიქტის დასასრულებლად განხორციელებული ქმედებების ლოგიკა. იგი მოიცავს 17 ძირითად საფეხურს. 1. შეწყვიტე მოწინააღმდეგის ბრძოლა. იმის გაგება, რომ კონფლიქტის გზით შეუძლებელი იქნება საკუთარი თავის დაცვა ... ... ფსიქოლოგიის და პედაგოგიკის ენციკლოპედიური ლექსიკონი

- ... ვიკიპედია

წიგნები

• ბიბლია. ძველი და ახალი აღთქმის წმინდა წერილების წიგნები, . კაცობრიობის მთავარი წიგნი! სახარების და სამოციქულო საეკლესიო საკითხავების ინდექსი. მოვლენების თანმიმდევრობა ოთხი მახარებლის მიხედვით...
• არდადეგები რუსულად, მაქსიმ სირნიკოვი. რუსული არდადეგების მთავარი მახასიათებელია მათი მკაცრი თანმიმდევრობა, განლაგება, კანონზომიერება, სიკაშკაშისა და შუა ტონების ერთობლიობა, დიდი სევდა და დიდი სიხარული, შეუცვლელი მარხვა ...

1910 წელს ორმა ასტრონომმა - დანიელმა ეინარ ჰერცსპრუნგმა და ამერიკელმა ჰენრი რესელმა - დამოუკიდებლად გადაწყვიტეს გაერკვია, თუ როგორ არის დამოკიდებული ვარსკვლავის სიკაშკაშე მის სპექტრულ ტიპზე ან ფერზე. ამისათვის მათ გრაფიკზე გამოსახეს მონაცემები იმ დროისთვის ცნობილი ვარსკვლავების ყველა სპექტრული ტიპისა და სიკაშკაშის შესახებ. დიაგრამის მარცხენა მხარეს არის ცხელი თეთრი და ლურჯი ვარსკვლავები, მარჯვნივ - "ცივი" წითელი ვარსკვლავები, ზევით - ისინი, რომლებიც ასხივებენ დიდ ენერგიას, ბოლოში - ისინი, რომლებიც "ძუნწი" არიან რადიაციაზე. თუ სპექტრის სიკაშკაშის დამოკიდებულება იყო ცალსახა, დიაგრამაზე სწორი ხაზი წარმოიქმნება; თუ საერთოდ არ არსებობდა დამოკიდებულება, წერტილები განლაგებული იქნებოდა დიაგრამის მთელ ველზე.

სულ სხვა რამ გამოვიდა: გარკვეული ვარსკვლავების შესაბამისი წერტილები სხვადასხვა ზონაში იყო დაჯგუფებული. მათი უმეტესობა (დაახლოებით 90%) განლაგებულია ზედა მარცხენა კუთხიდან გამოყვანილ დიაგონალზე (O და B კლასების ვარსკვლავები, რომლებიც ასხივებენ დიდ ენერგიას) ქვედა მარჯვენა კუთხემდე (მკრთალი წითელი ვარსკვლავები). ასტრონომებმა ამ დიაგონალს "მთავარი თანმიმდევრობა" უწოდეს. ზემოთ ჰორიზონტალურად გადაჭიმული არის ყველაზე მაღალი სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავების თანმიმდევრობა, რომლებსაც გიგანტებს უწოდებენ, რადგან იმისთვის, რომ ამდენი ენერგია ასხივოს, ვარსკვლავს ძალიან დიდი ზედაპირი უნდა ჰქონდეს. კიდევ უფრო მაღლა, გიგანტების თანმიმდევრობის ზემოთ, არის ჰიპერგიგანტები და სუპერგიგანტები, ხოლო გიგანტებსა და მთავარ მიმდევრობას შორის არიან სუბგიგანტები.

შეივსო კიდევ ერთი უბანი - ქვედა მარცხენა კუთხეში არის დაბალი სიკაშკაშის ცხელი ვარსკვლავები, რომლებსაც თეთრი ჯუჯები ეწოდება - ბოლოს და ბოლოს, იმისთვის, რომ ცოტა ენერგია ასხივოს, ცხელი ვარსკვლავი ძალიან პატარა უნდა იყოს.

თავიდან მეცნიერებს ეჩვენებოდათ, რომ მთელი ცხოვრების მანძილზე ვარსკვლავები მოგზაურობენ ძირითადი თანმიმდევრობით - თანდათან კარგავენ ენერგიას და გაცივდებიან. თუმცა, სინამდვილეში ყველაფერი უფრო რთულად გამოიყურება. "ახალშობილი" ვარსკვლავი თითქმის მაშინვე "დაჯდება" მთავარ მიმდევრობაზე და მისი ადგილი მასში პირველ რიგში დამოკიდებულია მასაზე - რაც უფრო დიდია მასა, მით უფრო მაღალია მისი პოზიცია. იქ ვარსკვლავი ატარებს ცხოვრების უმეტეს ნაწილს. სწორედ ამიტომ მთავარ მიმდევრობაზე "შეიკრიბა" ყველაზე მეტი ვარსკვლავი.

მაგრამ როდესაც წყალბადის „საწვავი“ მთავრდება, ვარსკვლავი იწყებს გარეგნობის შეცვლას. მისი გარსი იწყებს შეშუპებას, ვარსკვლავი სწრაფად იზრდება და გადადის წითელი გიგანტების კლასში, იცვლის ადგილს დიაგრამაზე. შემდეგ გამაგრილებელი გარსი დაიღვრება - და მხოლოდ ვარსკვლავის წითელი ცხელი ბირთვი რჩება. იბადება ახალი თეთრი ჯუჯა.

ასე ცხოვრობენ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები, მათ შორის ჩვენი მზე. სხვა ტიპის ვარსკვლავებისთვის „ბიოგრაფია“ უფრო რთულიც არის და მოვლენებითაც მდიდარი.

ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამის გამოყენებით, ხშირად შესაძლებელია შორეული ვარსკვლავური გროვების ასაკის დადგენა. თუ გროვების ყველა ვარსკვლავი დევს მთავარ მიმდევრობაზე, გროვა ახალგაზრდაა; თუ ზოგიერთმა ვარსკვლავმა უკვე დატოვა მთავარი მიმდევრობა, მისი ასაკი სიდიდის ბრძანებით მეტია.

ვარსკვლავური წონასწორობის პრობლემაში განხილული იყო, რომ ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე (ვარსკვლავების ფერისა და სიკაშკაშის დამაკავშირებელი), ვარსკვლავების უმეტესობა მოხვდება "ზოლში", რომელსაც ჩვეულებრივ უწოდებენ მთავარ მიმდევრობას. ვარსკვლავები ცხოვრების უმეტეს ნაწილს იქ ატარებენ. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების დამახასიათებელი მახასიათებელია ის, რომ მათი ძირითადი ენერგიის გამოყოფა გამოწვეულია ბირთვში წყალბადის „დაწვით“, განსხვავებით T ტაურის ვარსკვლავებისგან ან, მაგალითად, გიგანტებისგან, რაზეც შემდგომში ვისაუბრებთ.

ასევე განიხილეს, რომ სხვადასხვა ფერები (ზედაპირის "ტემპერატურა") და სიკაშკაშე (ენერგია გამოსხივებული ერთეულ დროში) შეესაბამება მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების სხვადასხვა მასას. მასის დიაპაზონი იწყება მზის მასის მეათედებიდან (ჯუჯა ვარსკვლავებისთვის) და ვრცელდება ასობით მზის მასამდე (გიგანტებისთვის). მაგრამ მასიურობა მთავარი თანმიმდევრობის ძალიან ხანმოკლე სიცოცხლის ფასად მოდის: გიგანტები მასზე ხარჯავენ მხოლოდ მილიონობით წელიწადს (და უფრო ნაკლებს), ხოლო ჯუჯებს შეუძლიათ მთავარ მიმდევრობაზე ცხოვრება ათ ტრილიონ წლამდე.

ამ პრობლემაში ჩვენ „პირველი პრინციპებიდან“, წინა ამოცანების (ვარსკვლავური წონასწორობა და ფოტონების მოხეტიალე) შედეგების გამოყენებით გავიგებთ, რატომ არის ძირითადი მიმდევრობა თითქმის სწორი ხაზი დიაგრამაზე და როგორ არის დაკავშირებული ვარსკვლავების სიკაშკაშე და მასა. მასზე.

დაე იყოს uარის ფოტონების ენერგია მოცულობის ერთეულზე (ენერგიის სიმკვრივე). განმარტებით, სიკაშკაშე ლარის ვარსკვლავის ზედაპირიდან გამოსხივებული ენერგია დროის ერთეულზე. სიდიდის მიხედვით \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), სადაც ვ- ვარსკვლავის მოცულობა, τ - გარკვეული დამახასიათებელი დრო ამ ენერგიის გარეთ გადასატანად (იგივე დრო, რომლის დროსაც ფოტონი ტოვებს ვარსკვლავის შიგნიდან). მოცულობად, ისევ სიდიდის მიხედვით, შეგვიძლია ავიღოთ რ 3, სადაც რარის ვარსკვლავის რადიუსი. ენერგიის გადაცემის დრო შეიძლება შეფასდეს როგორც რ 2 /ლკ, სად ლარის საშუალო თავისუფალი გზა, რომელიც შეიძლება შეფასდეს როგორც 1/ρκ (ρ არის ვარსკვლავის ნივთიერების სიმკვრივე, κ არის გამჭვირვალობის კოეფიციენტი).

წონასწორობაში ფოტონის ენერგიის სიმკვრივე გამოიხატება სტეფან-ბოლცმანის კანონის მიხედვით: u = ატ 4, სადაც აარის რაღაც მუდმივი და თდამახასიათებელი ტემპერატურაა.

ამრიგად, ყველა მუდმივის გამოტოვებით, მივიღებთ ამ სიკაშკაშეს ლპროპორციულია \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)

ჩვენც გვაქვს ეს ზეწოლა პუნდა იყოს დაბალანსებული გრავიტაციით: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

ვარსკვლავების შეკუმშვა მათი წარმოქმნის დროს ჩერდება, როდესაც სწორედ ცენტრში იწყება წყალბადის ინტენსიური წვა, რაც საკმარის წნევას წარმოქმნის. ეს ხდება გარკვეულ ტემპერატურაზე თ, რომელიც არაფერზე არ არის დამოკიდებული. ამიტომ, ზოგადად, დამახასიათებელი ტემპერატურა (ფაქტობრივად, ეს არის ტემპერატურა ვარსკვლავის ცენტრში, არ უნდა აგვერიოს ზედაპირის ტემპერატურაში!) იგივეა მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის.

დავალება

1) საშუალო მასის ვარსკვლავებისთვის (0.5< მ/მ ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа პ = ν RT ~ ρ თ, ხოლო გამჭვირვალობა (ფოტონებისთვის) გამოწვეულია ტომსონის გაფანტვით თავისუფალ ელექტრონებზე, რის გამოც გამჭვირვალობის კოეფიციენტი მუდმივია: κ = კონსტ. იპოვეასეთი ვარსკვლავების სიკაშკაშის დამოკიდებულება მათ მასაზე. შეფასებავარსკვლავის სიკაშკაშე, რომელიც მზეზე 10-ჯერ მასიურია (მზის სიკაშკაშესთან შედარებით).

2) დაბალი მასის ვარსკვლავებისთვის წნევა კვლავ განისაზღვრება აირის წნევით, ხოლო გამჭვირვალეობის კოეფიციენტი განისაზღვრება ძირითადად სხვა გაფანტვებით და მოცემულია კრამერის მიახლოებით: κ ~ ρ/ თ 7/2 . გადაწყვიტეიგივე პრობლემა დაბალი მასის ვარსკვლავებისთვის, მზეზე 10-ჯერ მსუბუქი ვარსკვლავის სიკაშკაშის შეფასებით.

3) მასიური ვარსკვლავებისთვის, რომელთა მასა აღემატება რამდენიმე ათეულ მზის მასას, გამჭვირვალობის კოეფიციენტი განპირობებულია მხოლოდ ტომსონის გაფანტვით (κ = კონსტ), ხოლო წნევა გამოწვეულია ფოტონების ზეწოლით და არა გაზის ( პ ~ თ 4). იპოვესიკაშკაშის დამოკიდებულება მასაზე ასეთი ვარსკვლავებისთვის და განაკვეთივარსკვლავის სიკაშკაშე, რომელიც მზეზე 100-ჯერ მასიურია (ფრთხილად, აქ მზეს ვერ შეედრება, საჭიროა შუალედური ნაბიჯის გადადგმა).

მინიშნება 1

ამის მიღება მ ~ ρ რ 3, გამოიყენეთ მიახლოებითი გამონათქვამები სიკაშკაშისა და წნევისთვის, ასევე სიმკვრივისა და გამჭვირვალობის გამოხატულება ρ-ის მოსაშორებლად. დამახასიათებელი ტემპერატურა თყველგან ერთნაირია, როგორც ზემოთ აღინიშნა, ასე რომ, ის ასევე შეიძლება ყველგან იყოს გამოტოვებული.

მინიშნება 2

ბოლო აბზაცში არის ერთი დამოკიდებულება მზის მასის ვარსკვლავებზე, მეორე კი მძიმეზე, ამიტომ მზესთან დაუყონებლივ შედარება შეუძლებელია. ამის ნაცვლად, ჯერ გამოთვალეთ სიკაშკაშე ზოგიერთი შუალედური მასისთვის (მაგალითად, 10 მზის მასა) საშუალო მასის ვარსკვლავების ფორმულის გამოყენებით, შემდეგ გამოიყენეთ მასიური ვარსკვლავების ფორმულა მზეზე 100-ჯერ მძიმე ვარსკვლავის სიკაშკაშის დასადგენად.

გადაწყვეტილება

ვარსკვლავებისთვის, რომლებშიც წნევა, რომელიც ეწინააღმდეგება გრავიტაციას, უზრუნველყოფილია იდეალური გაზის წნევით პ ~ ρ თ, შეგიძლიათ დაწეროთ პ ~ მρ/ რ~ ρ (ვარაუდით თმუდმივისთვის). ამრიგად, ასეთი ვარსკვლავებისთვის ჩვენ ამას ვიღებთ მ ~ რრომელსაც ქვემოთ გამოვიყენებთ.

გაითვალისწინეთ, რომ ეს გამოთქმა ამბობს, რომ ვარსკვლავს, რომელიც მზეზე 10-ჯერ მასიურია, აქვს დაახლოებით 10-ჯერ მეტი რადიუსი.

1) აღება κ და თმუდმივებისთვის, ასევე ρ ~-ის დაყენება მ/რ 3 და ზემოთ მიღებული მიმართებით ვიღებთ საშუალო მასის ვარსკვლავებს ლ ~ მ 3 . ეს ნიშნავს, რომ მზეზე 10-ჯერ მასიური ვარსკვლავი გამოასხივებს 1000-ჯერ მეტ ენერგიას დროის ერთეულზე (რადიუსით, რომელიც მზეზე მხოლოდ 10-ჯერ მეტია).

2) მეორეს მხრივ, დაბალი მასის ვარსკვლავებისთვის, ვივარაუდოთ κ ~ ρ/ თ 7/2 (თ- ჯერ კიდევ მუდმივი), გვაქვს ლ ~ მ 5 . ანუ ვარსკვლავს, რომელიც მზეზე 10-ჯერ ნაკლები მასიურია, მზეზე 100000-ჯერ ნაკლები სიკაშკაშე აქვს (ისევ, 10-ჯერ ნაკლები რადიუსით).

3) ყველაზე მასიური ვარსკვლავებისთვის, თანაფარდობა მ ~ რაღარ მუშაობს. ვინაიდან წნევა უზრუნველყოფილია ფოტონის წნევით, პ ~ მρ/ რ ~ თ 4 ~ კონსტ. ამრიგად, მ ~ რ 2 და ლ ~ მ. მზესთან დაუყონებლივ შედარება შეუძლებელია, რადგან მზის მასის ვარსკვლავებს განსხვავებული დამოკიდებულება აქვთ. მაგრამ ჩვენ უკვე გავარკვიეთ, რომ მზეზე 10-ჯერ მასიური ვარსკვლავის სიკაშკაშე 1000-ჯერ მეტია. თქვენ შეგიძლიათ შეადაროთ ასეთ ვარსკვლავს, ეს იძლევა იმას, რომ ვარსკვლავი მზეზე 100-ჯერ მასიურია, ის ასხივებს დაახლოებით 10000-ჯერ მეტ ენერგიას დროის ერთეულზე. ეს ყველაფერი განსაზღვრავს ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე მთავარი მიმდევრობის მრუდის ფორმას (ნახ. 1).

შემდგომი სიტყვა

როგორც სავარჯიშო, ასევე შევაფასოთ ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაში მთავარი მიმდევრობის მრუდის დახრილობა. სიმარტივისთვის განიხილეთ შემთხვევა ლ ~ მ 4 - შუა ვარიანტი გამოსავალში განხილულ ორს შორის.

განმარტებით, ეფექტური ტემპერატურა (ზედაპირის "ტემპერატურა") არის

\[ \sigma T_(\mathrm eff)^4=\frac(L)(4\pi R^2), \]

სადაც σ არის რაღაც მუდმივი. Იმის გათვალისწინებით, რომ მ ~ რ(როგორც ზემოთ აღმოვაჩინეთ), ჩვენ გვაქვს (საშუალოდ) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის. ანუ, ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა, რომელიც მზეზე 10-ჯერ მასიურია (და ანათებს 1000-ჯერ უფრო ინტენსიურად) იქნება 15000 K, ხოლო მზეზე 10-ჯერ ნაკლები მასის მქონე ვარსკვლავისთვის (რომელიც ანათებს 100000). ჯერ ნაკლებად ინტენსიურად) - დაახლოებით 1500 კ.

შეაჯამეთ. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების ინტერიერში „გათბობა“ ხდება წყალბადის თერმობირთვული წვის დახმარებით. ასეთი წვა არის ენერგიის წყარო, რომელიც საკმარისია ტრილიონობით წლის განმავლობაში ყველაზე მსუბუქი ვარსკვლავებისთვის, მილიარდობით წლის განმავლობაში მზის მასის ვარსკვლავებისთვის და მილიონობით წლის განმავლობაში ყველაზე მძიმესთვის.

ეს ენერგია გარდაიქმნება გაზის კინეტიკურ ენერგიად და ფოტონების ენერგიად, რომლებიც ერთმანეთთან ურთიერთქმედებისას ამ ენერგიას ზედაპირზე გადასცემენ და ასევე უზრუნველყოფენ საკმარის წნევას ვარსკვლავის გრავიტაციული შეკუმშვის საწინააღმდეგოდ. (მაგრამ ყველაზე მსუბუქი ვარსკვლავები ( მ < 0,5მ☉) და მძიმე ( მ > 3მ☉) გადატანა ასევე ხდება კონვექციის დახმარებით.)

თითოეულ დიაგრამაზე ნახ. 3 გვიჩვენებს ვარსკვლავებს ერთი და იმავე გროვიდან, რადგან ვარსკვლავები ერთი და იგივე გროვიდან სავარაუდოდ ერთდროულად ჩამოყალიბდნენ. შუა დიაგრამაზე ნაჩვენებია ვარსკვლავები პლეადების გროვაში. როგორც ხედავთ, მტევანი ჯერ კიდევ ძალიან ახალგაზრდაა (მისი ასაკი შეფასებულია 75-150 მილიონი ნ.წ.) და ვარსკვლავების უმეტესობა მთავარ მიმდევრობაზეა.

მარცხენა დიაგრამაზე ნაჩვენებია მტევანი, რომელიც ახლახან ჩამოყალიბდა (5 მილიონ წლამდე), რომელშიც ვარსკვლავების უმეტესობა ჯერ კიდევ არ არის „დაბადებული“ (თუ მთავარ მიმდევრობაში შესვლა დაბადებად ითვლება). ეს ვარსკვლავები ძალიან კაშკაშაა, რადგან მათი ენერგიის უმეტესი ნაწილი გამოწვეულია არა თერმობირთვული რეაქციებით, არამედ გრავიტაციული შეკუმშვით. სინამდვილეში, ისინი კვლავ იკუმშებიან და თანდათან მოძრაობენ ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე (როგორც ისრზეა ნაჩვენები), სანამ ცენტრში ტემპერატურა საკმარისად არ მოიმატებს ეფექტური თერმობირთვული რეაქციების დასაწყებად. შემდეგ ვარსკვლავი იქნება მთავარ მიმდევრობაზე (შავი ხაზი დიაგრამაში) და იქ იქნება გარკვეული დროის განმავლობაში. აღსანიშნავია ისიც, რომ ყველაზე მძიმე ვარსკვლავები ( მ > 6მ☉) უკვე იბადებიან მთავარ მიმდევრობაზე, ანუ როდესაც ისინი ყალიბდებიან, ცენტრში ტემპერატურა უკვე საკმარისად მაღალია წყალბადის თერმობირთვული წვის დასაწყებად. ამის გამო დიაგრამაზე მძიმე პროტოვარსკვლავებს (მარცხნივ) ვერ ვხედავთ.

მარჯვენა დიაგრამაზე ნაჩვენებია ძველი მტევანი (12,7 მილიარდი წლის). ჩანს, რომ ვარსკვლავების უმეტესობამ უკვე დატოვა მთავარი მიმდევრობა, დიაგრამაზე „ზევით“ მოძრაობს და წითელ გიგანტებად იქცა. ამაზე დაწვრილებით, ისევე როგორც ჰორიზონტალურ ტოტზე, სხვა დროს ვისაუბრებთ. თუმცა, აქ უნდა აღინიშნოს, რომ უმძიმესი ვარსკვლავები ტოვებენ მთავარ მიმდევრობას სხვაზე ადრე (უკვე აღვნიშნეთ, რომ მაღალი სიკაშკაშისთვის უნდა გადაიხადოთ ხანმოკლე სიცოცხლე), ხოლო ყველაზე მსუბუქი ვარსკვლავები (მთავარი მიმდევრობის მარჯვნივ) განაგრძეთ მასზე ყოფნა. ამრიგად, თუ მტევნისთვის ცნობილია „შებრუნების წერტილი“ - ადგილი, სადაც მთავარი თანმიმდევრობა იშლება და იწყება გიგანტური ტოტი, საკმაოდ ზუსტად შეიძლება შეფასდეს რამდენი წლის წინ ჩამოყალიბდა ვარსკვლავები, ანუ იპოვო მტევნის ასაკი. . აქედან გამომდინარე, ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამა ასევე სასარგებლოა ძალიან ახალგაზრდა და ძალიან ძველი ვარსკვლავური გროვების იდენტიფიცირებისთვის.