მთავარი მიმდევრობა
ასტრონომიაში მთავარი მიმდევრობა — ვარსკვლავების უწყვეტი და განსხვავებული ჯგუფი, რომელიც ჩნდება დიაგრამებზე ვარსკვლავის ფერის სიკაშკაშესთან მიმართ. ეს ფერი-მაგნიტუდის დიაგრამები ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამების სახელითაა ცნობილი, რომელიც ეხნარ ჰერცშპრუნგმა და ჰენრი ნორის რასელმა განავითარეს. ამ დიაპაზონში მდებარე ვარსკვლავებს მთავარი მიმდევრობის ან „ჯუჯა“ ვარსკვლავებს უწოდებენ.[1][2]
ვარსკვლავი წარმოქმნის შემდეგ გამოიმუშავებს თერმულ ენერგიას მკვრივ ბირთვში, რომელიც თერმობირთვული სინთეზით წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნის მეშვეობით ხდება. ვარსკვლავის სიცოცხლისას ამ ეტაპზე ყოფნის მანძილზე ის მოთავსებულია მთავარი მიმდევრობის გასწვრივ პოზიციაზე, რომელიც განისაზღვრება ძირითადად მისი მასით, მაგრამ ასევე დამოკიდებულია მის ქიმიურ კომპოზიციასა და სხვა ფაქტორებზე. მთავარი მიმდევრობის ყველა ვარსკვლავი ჰიდროსტატიკურ წონასწორობაშია, სადაც ბირთვიდან წამოსული გარე თერმული წნევა ბალანსირებულია გრავიტაციული კოლაფსის შიდა წნევით, ეს კი ვარსკვლავს დაშლისაგან იცავს. ბირთვში ენერგიის წარმოქმნის ტემპის ძლიერი დამოკიდებულება ტემპერატურასა და წნევაზე ეხმარება ვარსკვლავს ამ ბალანსის შენარჩუნებაში. ბირთვში წარმოქმნილი ენერგია გზას ზედაპირისკენ მიიკვლევს და ფოტოსფეროდან გამოსხივდება. ენერგიის მატარებელი ან გამოსხივებაა, ან კონვექცია, ეს უკანასკნელი კი ხდება იმ რეგიონებში, სადაც უფრო მკვეთრი ტემპერატურული გრადიენტი, მაღალი გაუმჭვირვალობა ან ორივე ერთადაა. მთავარი მიმდევრობა ზოგჯერ ზედა და ქვედა ნაწილებად იყოფა, რომელიც დაფუძნებულია დომინანტურ პროცესზე, რომელსაც ვარსკვლავი ენერგიის წარმოსაქმნელად იყენებს. 1,5 მზის მასაზე ნაკლები ვარსკვალვები ძირითადად წყალბადის ატომებს ასინთეზირებს და გარდაქმნის ჰელიუმად, ამ პროცესს კი პროტონ-პროტონული ჯაჭვი ეწოდება. ამ მასის ზემოთ, ზედა მთავარ მიმდევრობაში, ბირთვული სინთეზის პროცესი ძირითადად იყენებს ნახშირდბადის, აზოტისა და ჟანგბადის ატომებს, როგორც შუამალებს ნაჟ ციკლში, რომელიც წარმოქმნის ჰელიუმს წყალბადის ატომებისაგან. ორ მზის მასაზე მეტი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი ბირთვის რეგიონებში კონვექციას განიცდის, რომელიც ურევს ახლად წარმოქმნილ ჰელიუმს და ინარჩუნებს სინთეზის მოსახდენად საჭირო საწვავის პროპორციას. ამ მასის ქვემოთ ვარსკვალვების ბირთვები მთლიანად მასხივებელია და კონვექციური ზონები ზედაპირთან ახლოს აქვს. ვარსკვლავის მასის კლებასთან ერთად ვარსკვლავის მიერ წარმოქმნილი კონვექციური გარსის პროპორცია იზრდება, ხოლო მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები 0,4 M☉-ით განიცდის კონვექციას მთელ მასაზე. როდესაც ბირთვის კონვექცია არ ხდება, ჰელიუმით მდიდარი ბირთვი ვითარდება, რომელიც გარშემორტყმულია წყალბადის გარე ფენებით.
ზოგადად, რაც უფრო მასიურია ვარსკვლავი, მით უფრო მცირეა მისი სიცოცხლის ხანგრძლივობა მთავარ მიმდევრობაზე. როდესაც ბირთვში წყალბადის საწვავი გამოილევა, ვარსკვლავი ჰრ დიაგრამაზე მთავარი მიმდევრობიდან გადაინაცვლებს. ვარსკვლავის ქცევა დამოკიდებულია მის მასაზე. 0,23 M☉-ზე ნაკლები ვარსკვლავი პირდაპირ თეთრი ჯუჯა ხდება, ხოლო 10 მზის მასამდე ვარსკვალვები გადის წითელი გიგანტის ფაზას.[3] უფრო მასიური ვარსკვლავები ზეახლად აფეთქდება[4] ან პირდაპირ შავ ხვრელად კოლაფსირდება.
რესურსები ინტერნეტში[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
- Charity, Mitchell. (2001-06-04) What color are the stars?. Vendian Systems. ციტირების თარიღი: 2008-11-26.
სქოლიო[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
- ↑ Harding E. Smith. (1999-04-21) The Hertzsprung-Russell Diagram. Gene Smith's Astronomy Tutorial. Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego. ციტირების თარიღი: 2009-10-29.
- ↑ Richard Powell. (2006) The Hertzsprung Russell Diagram. An Atlas of the Universe. ციტირების თარიღი: 2009-10-29.
- ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (April 1997). „A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects“. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
- ↑ Gilmore, Gerry (2004). „The Short Spectacular Life of a Superstar“. Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. ციტირების თარიღი: 2007-05-01.