როგორ იბადებიან ვარსკვლავები

„როგორ იბადებიან და როგორ კვდებიან ვარსკვლავები?
მეცნიერებს სურთ იცოდნენ ეს საიდუმლოებები“.

((1958 წელს გერმანიის ნატურალისტთა და ექიმთა საზოგადოების კონკურსზე წარმოდგენილი ნაშრომის დევიზი და პრიზი.))

ჩვენ თვალყური ადევნეთ ვარსკვლავის ცხოვრებას წყალბადის აალებიდან ახალგაზრდობაში ნაცრისფერ სიბერემდე. მაგრამ რა მოხდა უფრო ადრე? საიდან მოდის ვარსკვლავები, რომელთა ბედიც ჩვენ დავაკვირდით? როგორ წარმოიქმნება ისინი?

ვინაიდან ვარსკვლავების სიცოცხლე შეზღუდულია, ისინი სასრულ დროში უნდა გაჩნდნენ. როგორ შეგვიძლია ვისწავლოთ რაიმე ამ პროცესის შესახებ? შესაძლებელია თუ არა ცაში წარმოქმნილი ვარსკვლავების დანახვა? მათი დაბადების მოწმენი ვართ? ასობით მილიარდი ვარსკვლავი ქმნის ჩვენი გალაქტიკის ბრტყელ სპირალს; არის აქ რაიმე მინიშნება იმის შესახებ, თუ როგორ წარმოიქმნება ვარსკვლავები?

ვარსკვლავები დღეს იბადებიან

გადაწყვეტის გასაღები ჩვენთვის უკვე ცნობილი ფაქტებია. ჩვენ ვნახეთ, რომ მასიური ვარსკვლავები, ათზე მეტი მზის მასის, სწრაფად ბერდება. ისინი არასერიოზულად ხარჯავენ წყალბადს და ტოვებენ მთავარ თანმიმდევრობას. ამიტომ, როდესაც ვაკვირდებით მთავარი მიმდევრობის მასიურ ვარსკვლავს, ვიცით, რომ ის არ შეიძლება იყოს ძველი. ასეთი ვარსკვლავი გამოირჩევა დიდი სიკაშკაშით: ზედაპირის ძალიან მაღალი ტემპერატურის გამო, ცისფერი ანათებს. ამრიგად, ლურჯი კაშკაშა ვარსკვლავები ჯერ კიდევ ახალგაზრდაა - მათი ასაკი არ აღემატება მილიონ წელს. ეს, რა თქმა უნდა, ძალიან მოკლეა იმ მილიარდობით წლებთან შედარებით, რომლის განმავლობაშიც ჩვენი მზე ანათებს. ასე რომ, ყველას, ვისაც სურს გაიგოს, სად იბადებიან ვარსკვლავები სამყაროში, უნდა გამოიყენოს კაშკაშა ლურჯი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები, როგორც მათი სახელმძღვანელო. თუ იპოვით ადგილს, სადაც ვარსკვლავები ახლახან ჩამოყალიბდა, შეიძლება მოხდეს, რომ ვარსკვლავები დღესაც იქ იბადებიან.

ცაში შეგიძლიათ იპოვოთ კაშკაშა ლურჯი ვარსკვლავების მთელი გროვები. რატომ არიან ისინი მშვენიერი ჩვენთვის? აღმოჩენილია რეგიონები, რომლებშიც ახალგაზრდა ვარსკვლავების სიმკვრივე მაღალია - ისინი ძველ ვარსკვლავებს შორის არიან განლაგებული, მაგრამ აქ მაინც უფრო მეტია, ვიდრე სადმე სხვაგან. როგორც ჩანს, არც ისე დიდი ხნის წინ, ძველ ვარსკვლავებს შორის გაჩნდა ახალი ვარსკვლავები, რომლებიც ახლა ნელ-ნელა ერევა მათ გარემოცვაში. მიუხედავად იმისა, რომ გროვების ვარსკვლავები ერთმანეთთან ახლოს არიან განლაგებულნი და არ შორდებიან ერთმანეთის მიზიდულობის ძალით, ეს ახალგაზრდა ვარსკვლავები მალე „იფანტებიან“ და „ერთმანეთს კარგავენ“. ამ ეგრეთ წოდებულმა ვარსკვლავურმა გაერთიანებებმა მიიპყრო საბჭოთა ასტრონომის ვ.ა. ამბარცუმიანის ყურადღება. შეუძლიათ გვითხრან როგორ იქმნება ვარსკვლავები? აქ ვარსკვლავებს შორის მკვრივი გაზისა და მტვრის დაგროვება ჩანს. ამის მაგალითია ორიონის ნისლეული (სურ. 12.1). აქ ბევრი კაშკაშა ლურჯი ვარსკვლავია, მილიონ წელზე ნაკლები ასაკის. მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში ახალგაზრდა ვარსკვლავები იმალება მკვრივი მტვრის ღრუბლებით. მხოლოდ გრძელი ტალღის ინფრაწითელ დიაპაზონში დაკვირვებით შეძლეს ჰანს ელსოსერმა და მისმა კოლეგებმა ესპანურ-გერმანული ობსერვატორიიდან კალარ-ალტოში მტვრის ღრუბლებში სურათების გადაღება და პირველად გამოჩენილი ვარსკვლავების შესწავლა.

ბრინჯი. 12.1. მანათობელი ორიონის ნისლეული. რეგიონში, რომლის დიამეტრი 15 სინათლის წელია, ვარსკვლავთშორისი გაზი ძალიან შეკუმშულია; ერთი კუბური სანტიმეტრი შეიცავს 10000-მდე წყალბადის ატომს. მიუხედავად იმისა, რომ ეს არის ძალიან მაღალი სიმკვრივე ვარსკვლავთშორისი სტანდარტებით, აქ გაზის იშვიათობა გაცილებით მაღალია, ვიდრე დედამიწაზე საუკეთესო ვაკუუმურ დანადგარებში. მანათობელი გაზის მთელი მასა დაახლოებით 700 მზისაა. ნისლეულში გაზის ბზინვარება აღფრთოვანებულია კაშკაშა ლურჯი ვარსკვლავების შუქით. ორიონის ნისლეული შეიცავს მილიონ წელზე ნაკლები ასაკის ვარსკვლავებს. შეკუმშვის არსებობა ვარაუდობს, რომ ვარსკვლავების ფორმირება აქ დღემდე გრძელდება. ნისლეულიდან შუქი, რომელსაც დღეს ვიღებთ, რეალურად ნისლეულმა გამოუშვა დიდი მიგრაციის დროს. (ფოტო აშშ-ს საზღვაო ობსერვატორია, ვაშინგტონი.)

ჩვენ უკვე ვიცით, რომ ვარსკვლავებს შორის სივრცე მთლად ცარიელი არ არის: ის სავსეა გაზით და მტვრით. გაზის სიმკვრივე არის დაახლოებით ერთი წყალბადის ატომი კუბურ სანტიმეტრზე და მისი ტემპერატურა შეესაბამება მინუს 170 გრადუს ცელსიუსს. ვარსკვლავთშორისი მტვერი გაცილებით ცივია (მინუს 260 გრადუსი ცელსიუსი). მაგრამ სადაც ახალგაზრდა ვარსკვლავები არიან, სიტუაცია განსხვავებულია. მუქი მტვრის ღრუბლები ბლოკავს ვარსკვლავების შუქს მათ უკან. გაზის ღრუბლები ანათებენ: აქ მათი სიმკვრივე ათი ათასობით ატომია კუბურ სანტიმეტრზე და ახლომდებარე ახალგაზრდა ვარსკვლავების გამოსხივება მათ 10000 გრადუს ცელსიუსამდე ათბობს. რადიოს დიაპაზონში შეგიძლიათ დააკვირდეთ გამოსხივების დამახასიათებელ სიხშირეებს რთული მოლეკულებისგან: ალკოჰოლი, ჭიანჭველა მჟავა. ვარსკვლავთშორისი მატერიის კონცენტრაცია ამ რეგიონებში ვარაუდობს, რომ ვარსკვლავები ვარსკვლავთშორისი გაზისგან წარმოიქმნება.

ამას ასევე მხარს უჭერს მოსაზრებები, რომლებიც პირველად გამოთქვა ინგლისელმა ასტროფიზიკოსმა ჯეიმს ჯინსმა, ედინგტონის თანამედროვემ. წარმოვიდგინოთ სივრცე, რომელიც სავსეა ვარსკვლავთშორისი გაზით. თითოეული ატომის მხრიდან მიზიდულობის მიზიდულობის ძალა მოქმედებს დანარჩენებზე და გაზი მიდრეკილია შეკუმშვისკენ. ამას ძირითადად აირის წნევა უშლის ხელს. წონასწორობა აქ ზუსტად ისეთია, როგორიც არის ვარსკვლავების შიგნით, სადაც გრავიტაციული ძალები დაბალანსებულია გაზის წნევით. ავიღოთ ვარსკვლავთშორისი გაზის გარკვეული რაოდენობა და გონებრივად შევკუმშოთ. შეკუმშვისას ატომები ერთმანეთს უახლოვდება და მიზიდულობის ძალა იზრდება. თუმცა, გაზის წნევა უფრო სწრაფად იზრდება და შეკუმშული აირი უბრუნდება წინა მდგომარეობას. ამბობენ, რომ ვარსკვლავთშორისი აირის წონასწორობა სტაბილურია. თუმცა, ჯინმა აჩვენა, რომ სტაბილური წონასწორობა შეიძლება დაირღვეს. თუ საკმარისად დიდი რაოდენობით მატერია ერთდროულად შეკუმშულია, მაშინ გრავიტაციული ძალები შეიძლება გაიზარდოს უფრო სწრაფად, ვიდრე გაზის წნევა და ღრუბელი დაიწყებს თავისთავად შეკუმშვას. იმისათვის, რომ ეს პროცესი მოხდეს ღრუბლის საკუთარი გრავიტაციული ძალების გავლენის ქვეშ, მატერიის ძალიან დიდი რაოდენობაა საჭირო: ვარსკვლავთშორისი მატერიის მინიმუმ 10000 მზის მასა არის საჭირო არასტაბილურობის განვითარებისთვის. ალბათ ამიტომაა, რომ ახალგაზრდა ვარსკვლავებს ყოველთვის მხოლოდ ჯგუფებად აკვირდებიან: დიდი ალბათობით, ისინი დიდ ჯგუფებში იბადებიან. როდესაც ვარსკვლავთშორისი გაზის და მტვრის 10 000 მზის მასა იწყებს შეკუმშვას მუდმივად მზარდი სიჩქარით, ჩნდება ინდივიდუალური კონდენსაციები, რომლებიც უფრო მეტად იკუმშებიან საკუთარ თავს. და ყოველი ასეთი შეკუმშვა ხდება ცალკე ვარსკვლავი.

ვარსკვლავის დაბადების კომპიუტერული მოდელი

ვარსკვლავის დაბადების პროცესი აღწერილი იყო მის სადოქტორო დისერტაციაში, რომელიც მოამზადა კალიფორნიის ტექნოლოგიურ ინსტიტუტში ახალგაზრდა კანადელი ასტროფიზიკოსის რიჩარდ ლარსონის მიერ 1969 წელს. მისი დისერტაცია გახდა თანამედროვე ასტროფიზიკური ლიტერატურის კლასიკა. ლარსონმა გამოიკვლია ვარსკვლავთშორისი მატერიიდან ერთი ვარსკვლავის წარმოქმნა. მის მიერ მოპოვებული გადაწყვეტილებები დეტალურად აღწერს ინდივიდუალური გაზის ღრუბლის ბედს.

ლარსონმა შეხედა სფერულ ღრუბელს, რომლის მასა უდრის მზის მასას და კომპიუტერის გამოყენებით, დააკვირდა მის შემდგომ განვითარებას ისეთი სიზუსტით, როგორც მხოლოდ მაშინ იყო შესაძლებელი. ღრუბელი, რომელიც მან აიღო, იყო კონდენსაცია, ვარსკვლავთშორისი გარემოს დიდი მოცულობის ფრაგმენტი. შესაბამისად, მისი სიმკვრივე უფრო მაღალი იყო, ვიდრე ვარსკვლავთშორისი გაზის სიმკვრივე: ერთი კუბური სანტიმეტრი შეიცავდა 60000 წყალბადის ატომს. თავდაპირველი ლარსონის ღრუბლის დიამეტრი იყო 5 მილიონი მზის რადიუსი. მზე ამ ღრუბლისგან ჩამოყალიბდა და ამ პროცესს, ასტროფიზიკური მასშტაბით, ძალიან მცირე დრო სჭირდება: მხოლოდ 500 000 წელი.

თავდაპირველად გაზი გამჭვირვალეა. მტვრის თითოეული ნაწილაკი მუდმივად ასხივებს სინათლეს და სითბოს და ეს გამოსხივება არ აყოვნებს მიმდებარე გაზს, არამედ თავისუფლად მიდის კოსმოსში. ეს არის ორიგინალური გამჭვირვალე მოდელი; გაზის ბურთის შემდგომი ბედი ასეთია: გაზი თავისუფლად ეცემა ცენტრისკენ; შესაბამისად, მატერია გროვდება ცენტრალურ რეგიონში. თავდაპირველად ჰომოგენური გაზის ბურთი ქმნის ცენტრში უფრო მაღალი სიმკვრივის ბირთვს, რომელიც კიდევ უფრო იზრდება (ნახ. 12.2). გრავიტაციის აჩქარება ცენტრთან უფრო დიდი ხდება და მატერიის დაცემის სიჩქარე ყველაზე მეტად იზრდება ცენტრთან ახლოს. თითქმის ყველა წყალბადი გადადის მოლეკულურ ფორმაში: წყალბადის ატომები წყვილ-წყვილად არის დაკავშირებული ძლიერ მოლეკულებად. ამ დროს გაზის ტემპერატურა დაბალია და ჯერ არ იზრდება. გაზი ჯერ კიდევ იმდენად იშვიათია, რომ მთელი გამოსხივება გადის მასში გარედან და არ ათბობს კოლაფსირებულ ბურთს. მხოლოდ რამდენიმე ასეული ათასი წლის შემდეგ იზრდება სიმკვრივე ცენტრში იმდენად, რომ გაზი ხდება გაუმჭვირვალე სითბოს მატარებელი რადიაციისთვის. შედეგად, ცხელი ბირთვი (რომლის რადიუსი არის ბურთის საწყისი რადიუსის დაახლოებით 1/250) წარმოიქმნება ჩვენი დიდი გაზის ბურთის ცენტრში, რომელიც გარშემორტყმულია დაცემით მატერიით. ტემპერატურის მატებასთან ერთად წნევაც იზრდება და რაღაც მომენტში შეკუმშვა ჩერდება. დატკეპნის რეგიონის რადიუსი დაახლოებით უდრის იუპიტერის ორბიტის რადიუსს; ამ დროს, პროცესში მონაწილე ყველა მატერიის მასის დაახლოებით 0,5% კონცენტრირებულია ბირთვში. მატერია აგრძელებს ვარდნას შედარებით მცირე ბირთვზე. დაცემის მატერია ატარებს ენერგიას, რომელიც დაცემისას რადიაციად იქცევა. ბირთვი უფრო და უფრო იკუმშება და ცხელდება.

ბრინჯი. 12.2. ლარსონის მოდელი მზის ფორმირების შესახებ. ვარსკვლავთშორისი მტვრის ღრუბელი იწყებს შეკუმშვას (ა). თავდაპირველად, სიმკვრივე მის შიგნით თითქმის ყველგან ერთნაირია. 390000 წლის შემდეგ ღრუბლის ცენტრში სიმკვრივე 100-ჯერ იზრდება (ბ). პროცესის დაწყებიდან 423 000 წლის შემდეგ, დატკეპნის ცენტრში ჩნდება ცხელი ბირთვი, რომელიც თავდაპირველად წყვეტს შეკუმშვას (c). ფიგურა აჩვენებს მას გაფართოებულ მასშტაბზე. მისი სიმკვრივე 10 მილიონჯერ აღემატება მის თავდაპირველ სიმკვრივეს. მასის დიდი ნაწილი, როგორც ადრე, ეცემა მიმდებარე შეკუმშვის ღრუბელზე. მცირე ხნის შემდეგ ბირთვში წყალბადის მოლეკულები იშლება ატომებად, ბირთვი კვლავ იკუმშება და წარმოიქმნება ახალი ბირთვი, რომელსაც მზის ზომა აქვს (სურათზე გაორმაგებული) (დ). მიუხედავად იმისა, რომ თავდაპირველად მისი მასა მცირეა, საბოლოოდ ღრუბლის მთელი მატერია მასზე გადადის. ცენტრში არსებული ბირთვი თბება იმდენად, რომ წყალბადის თერმობირთვული რეაქცია იწყება და ის ხდება მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი მზის მასის ტოლი.

ეს გრძელდება მანამ, სანამ ტემპერატურა არ მიაღწევს დაახლოებით 2000 გრადუსს. ამ ტემპერატურაზე წყალბადის მოლეკულები იწყებენ ცალკეულ ატომებად დაშლას. ამ პროცესს მნიშვნელოვანი შედეგები აქვს ბირთვისთვის. ბირთვი კვლავ იწყებს შეკუმშვას და იკუმშება მანამ, სანამ გამოთავისუფლებული ენერგია წყალბადის ყველა მოლეკულას ცალკეულ ატომებად გადააქცევს. ახალი ბირთვი მხოლოდ ოდნავ აღემატება ჩვენს მზეს. ირგვლივ არსებული მატერიის ნარჩენები ხვდება ამ ბირთვზე და ის საბოლოოდ ქმნის მზის მასის ტოლ ვარსკვლავს. ამიერიდან მხოლოდ ეს ბირთვი არის პირველადი ინტერესი.

იმის გამო, რომ ეს ბირთვი საბოლოოდ გახდება ვარსკვლავი, მას პროტოვარსკვლავს უწოდებენ. მისი გამოსხივება შეიწოვება მასზე დაცემული მატერიით; იზრდება სიმკვრივე და ტემპერატურა, ატომები კარგავენ ელექტრონულ გარსს – როგორც ამბობენ, ატომები იონიზდებიან. გარედან ჯერ ბევრი რამ არ ჩანს. პროტოვარსკვლავს აკრავს მასზე დაცემული გაზისა და მტვრის მასების მკვრივი გარსი, რომელიც არ აძლევს ხილულ რადიაციას გასვლის საშუალებას; ის ანათებს ამ გარსს შიგნიდან. მხოლოდ მაშინ, როდესაც ჭურვის მასის ძირითადი ნაწილი ბირთვს დაეცემა, გარსი გამჭვირვალე გახდება და ჩვენ დავინახავთ ვარსკვლავის შუქს. სანამ ჭურვის ნარჩენები ბირთვზე ეცემა, ის იკუმშება და ამის შედეგად მის სიღრმეში ტემპერატურა იმატებს. როდესაც ცენტრში ტემპერატურა 10 მილიონ გრადუსს მიაღწევს, წყალბადის თერმობირთვული წვა იწყება. იშლება ღრუბელი, რომლის მასა მზის მასის ტოლია, ხდება სრულიად ნორმალური მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი; ეს არის, ასე ვთქვათ, წინაპარი მზე (ახალგაზრდა მზე), რომლის შემდგომი ისტორია აღწერილია ამ წიგნის დასაწყისი.

პროტოვარსკვლავის სტადიის ბოლოსკენ, ჯერ კიდევ სანამ ვარსკვლავი მიაღწევს მთავარ მიმდევრობას, ენერგიის კონვექციური გადაცემა ხდება მის სიღრმეში უფრო დიდ რეგიონებში. მზის მატერიის აქტიური შერევა ხდება. ეს იძლევა მინიშნებას თავში განხილული მზის ლითიუმის პარადოქსის შესახებ. 5. ამ ადვილად განადგურებული ელემენტის ატომები ტრანსპორტირდება უფრო ღრმად ცხელ ზონაში, სადაც ისინი გადაიქცევიან ჰელიუმის ატომებად მოცემული რეაქციების მიხედვით - ეს ხდება მანამ, სანამ ვარსკვლავი გახდება მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი.

ვარსკვლავების დაბადება ბუნებაში

ჩვენ გავეცანით ლარსონის გადაწყვეტილებებს, რომლებიც მიღებული იქნა იდეალიზებული პრობლემისთვის, რომელიც შეიძლება გამოითვალოს კომპიუტერზე. მაგრამ შეესაბამება თუ არა აღწერილი პროცესი რეალობას? რეალურად რეალიზებულია ბუნებაში? დავუბრუნდეთ ცას, სადაც ვარსკვლავები ჩნდებიან - დავუბრუნდეთ კაშკაშა, ცისფერ და, შესაბამისად, ახალგაზრდა ვარსკვლავებს! ჩვენ მოვძებნით ვარსკვლავის წარმოქმნის კვალს, ობიექტებს, რომელთა არსებობაც ლარსონის ამონახსნებიდან გამომდინარე უნდა ველოდოთ.

კაშკაშა ლურჯი ვარსკვლავები ძალიან ცხელია, ზედაპირის ტემპერატურა 35000 გრადუსს აღწევს. შესაბამისად, მათ რადიაციას აქვს ძალიან მაღალი ენერგია. ამ გამოსხივებას შეუძლია წყალბადის ატომებისგან ელექტრონები ვარსკვლავთშორის აირში დატოვოს და დადებითად დამუხტული ატომის ბირთვები. წყალბადი იონიზებულია - კაშკაშა მასიური ვარსკვლავები იონიზებენ მიმდებარე აირის მასებს. ჩვენს გალაქტიკაში, ეს რეგიონები ვლინდება მათი სიკაშკაშით, რაც ხდება მაშინ, როდესაც იონიზებული წყალბადის ატომები იკავებენ ელექტრონებს და ასხივებენ შუქს. ამ უბნებიდან თერმული გამოსხივება ასევე შეიძლება გამოვლინდეს რადიოს დიაპაზონში.

რადიოს დიაპაზონში გაზომვების უპირატესობა ის არის, რომ რადიოსიგნალები არ არის დამახინჯებული მტვრის მასების შთანთქმით. ცაში ასეთი მონაწილეობის საუკეთესო მაგალითი, სადაც ვარსკვლავთშორისი მატერიის სიკაშკაშე აღფრთოვანებულია კაშკაშა მასიური ვარსკვლავებით, კვლავ არის ორიონის ნისლეული (იხ.). არის თუ არა აქ ობიექტები, რომლებსაც რაიმე კავშირი აქვთ ლარსონის მიერ გამოთვლილ პროცესებთან? მისი ცხოვრების ლომის წილი, პროტოვარსკვლავი იმალება მტვრის ჭურვის ქვეშ, რომელიც ნელ-ნელა მკვიდრდება მასზე. მტვერი შთანთქავს რადიაციას ბირთვიდან; ამავდროულად თბება რამდენიმე ასეულ გრადუსამდე და ასხივებს ამ ტემპერატურის შესაბამისად. ეს თერმული გამოსხივება უნდა შეინიშნოს IR დიაპაზონში.

1967 წელს ერიკ ბოკლინმა და ჯერი ნოუგებაუერმა კალიფორნიის ტექნოლოგიური ინსტიტუტიდან პასადენაში აღმოაჩინეს ინფრაწითელი ვარსკვლავი ორიონის ნისლეულში, რომლის სიკაშკაშე დაახლოებით 1000-ჯერ აღემატებოდა მზის სიკაშკაშეს, ხოლო გამოსხივების ტემპერატურა 700 გრადუსს. ობიექტის დიამეტრი დაახლოებით 1000-ჯერ აღემატებოდა მზის დიამეტრს. ზუსტად ასე უნდა გამოიყურებოდეს პროტოვარსკვლავის გაზისა და მტვრის გარსი. ახლახან გაირკვა, რომ ჩვენი ირმის ნახტომის იმ ადგილებში, სადაც დიდი ალბათობით ახალი ვარსკვლავების ფორმირებაა, არის კომპაქტური წყაროები, რომლებიც ასხივებენ არა მხოლოდ ინფრაწითელ, არამედ რადიოს დიაპაზონშიც. ორიონის ნისლეულში ბონის რადიო ასტრონომმა პიტერ მეცგერმა და მისმა კოლეგებმა აღმოაჩინეს წყალბადის მაღალი სიმკვრივის რეგიონები, საიდანაც განსაკუთრებით ძლიერი რადიო გამოსხივება გამოდის. ამ ადგილებში წყალბადის ატომებისგან გამოყოფილი თავისუფალი ელექტრონების კონცენტრაცია ასჯერ მეტია, ვიდრე მიმდებარე სივრცეში. ორიონის ნისლეულთან შედარებით, გამოსხივებული ობიექტის ზომა უკიდურესად მცირეა: ის მზის დიამეტრზე 500 000-ჯერ აღემატება, დაახლოებით ოთხჯერ უფრო მცირე, ვიდრე ლარსონის მოდელის ბირთვზე ჩამოვარდნილი ღრუბლის დიამეტრი.

გარდა ამისა, ორიონის ნისლეულში აღმოჩენილია პატარა ობიექტები, საიდანაც მოლეკულური გამოსხივება მოდის, პირველ რიგში წყლის მოლეკულების გამოსხივება. მოლეკულები ასხივებენ რადიოტალღებს და ამ გამოსხივების მიღება შესაძლებელია რადიოტელესკოპებით. გამოდის, რომ ამ ობიექტების სივრცითი ზომები მზის დიამეტრზე მხოლოდ 1000-ჯერ აღემატება. გავიხსენოთ, რომ ლარსონის ღრუბლის საწყისი დიამეტრი რამდენიმე მილიონი მზის რადიუსი იყო! ამრიგად, მოლეკულური გამოსხივება აშკარად უნდა მოდიოდეს პროტოვარსკვლავის ბირთვიდან.

რა თქმა უნდა, ფრთხილად უნდა იყოთ ამ ტიპის ინტერპრეტაციებში. ჩვენ მხოლოდ დარწმუნებით შეგვიძლია ვთქვათ, რომ ორიონის ნისლეულში არის ობიექტები, რომლებიც, ხილულ შუქზე გამოვლენის გარეშე, აქვთ გაზისა და მტვრის ძალიან მნიშვნელოვანი კონცენტრაცია, რაც ზუსტად შეესაბამება ლარსონის მოდელში არსებულ ღრუბლებს.

თუმცა არსებობს სხვა მტკიცებულება იმისა, რომ ინფრაწითელი და რადიო გამოსხივების დაკვირვებული წყაროები მართლაც პროტოვარსკვლავებია. ცოტა ხნის წინ, ჩვენს ინსტიტუტში, ავსტრიელი ასტრონომის ვერნერ ჩარნუტერის ჯგუფმა გაიმეორა ლარსონის მოდელის გამოთვლები გაუმჯობესებული მეთოდების გამოყენებით. კერძოდ, გამოითვალა IR გამოსხივების წარმოქმნასთან დაკავშირებული პროცესები. დაკვირვებებთან დამთხვევა გასაოცარი აღმოჩნდა: ყველაფერი იმაზე მეტყველებს, რომ ჩვენ ნამდვილად ვაკვირდებით კომპიუტერზე იმიტირებულ პროტოვარსკვლავებს.

ვინაიდან ჩვენ ძალიან ახლოს ვართ ვარსკვლავების წარმოშობის გაგებასთან, შეგვიძლია ვიკითხოთ, შეძლებს თუ არა ეს მოდელი ახსნას ჩვენი გალაქტიკის 100 მილიარდი ვარსკვლავის წარმოქმნის შესახებ. ნახ. ნახაზი 12.3 სქემატურად გვიჩვენებს ჩვენი ვარსკვლავური სისტემის სტრუქტურას. ყველა ვარსკვლავი არ არის ერთ სიბრტყეში: უძველესი ვარსკვლავები განაწილებულია სივრცის თითქმის სფერულ რეგიონში, რომელსაც ჰალო ეწოდება. ჰალო ვარსკვლავები ძალიან ძველია, როგორც ეს შეიძლება დავასკვნათ G-P დიაგრამიდან აქ არსებული გლობულური გროვებისთვის. ჩვენს მზესთან შედარებით, ისინი ქიმიურად უფრო ღარიბები არიან ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებით, ხშირად ათჯერ მეტით. ყველა ახალგაზრდა ვარსკვლავი მდებარეობს გალაქტიკურ სიბრტყეში და შეიცავს უფრო მძიმე ელემენტებს. მიუხედავად იმისა, რომ ჰელიუმზე მძიმე ელემენტები მათი მასის მხოლოდ მცირე პროცენტს შეადგენს, ისინი გვაძლევენ ჩვენი გალაქტიკის წარმოშობის საიდუმლოს გასაღებს. წყალბადი და ჰელიუმი აქ არის სამყაროს დასაბამიდან – ეს არის, ასე ვთქვათ, ღვთისგან ბოძებული ელემენტები. უფრო მძიმე ელემენტები მოგვიანებით უნდა გაჩენილიყო ვარსკვლავების ინტერიერში და სუპერნოვას აფეთქებების დროს. ამრიგად, ქიმიური განსხვავებები გალაქტიკურ ჰალო ვარსკვლავებსა და გალაქტიკური სიბრტყის ვარსკვლავებს შორის დაკავშირებულია ვარსკვლავების შიგნით მიმდინარე ბირთვულ რეაქციებთან.

ბრინჯი. 12.3. ირმის ნახტომის სტრუქტურის დიაგრამა. ვარსკვლავების უმეტესობა განლაგებულია ბრტყელ დისკზე (სურათზე ჩვენ მას გვერდიდან ვუყურებთ). ისარი მიუთითებს მზის პოზიციაზე, შუაში მსუბუქი ზოლი გამოსახავს მტვრის შთანთქმის მასებს. გლობულური მტევნები (მკაფიო წერტილები) და ძალიან ძველი ვარსკვლავები (პატარა წერტილები) ქმნიან ირმის ნახტომის ჰალოს. ეს ვარსკვლავები ძალიან დიდი ხანია არსებობს. დღეს დაბადებული ვარსკვლავები მხოლოდ გალაქტიკის ცენტრალურ სიბრტყეში მტვრის მასებთან ახლოსაა.

იმპულსი და იშლება ღრუბლები

ფიზიკური სამყაროს აღწერა მნიშვნელოვნად გამარტივებულია რიგი „კონსერვაციის კანონის“ შემოღებით. ყოველდღიურ ცხოვრებაში, ჩვენ ვიყენებთ მათ დროდადრო, ზოგჯერ ამის გაცნობიერების გარეშე. სკოლიდან გვახსოვს მასის და ენერგიის შენარჩუნების კანონები; ამ კანონებს ყოველდღე ვაწყდებით. ნაკლებად აშკარაა, ალბათ, ის ფაქტი, რომ მბრუნავი სხეულის კუთხური იმპულსი (კუთხური იმპულსი, კუთხური იმპულსი) არ შეიძლება უბრალოდ გაქრეს. თუმცა, ამ კონსერვაციის კანონის მოქმედების ნათელი მაგალითი ყველასთვის კარგად არის ცნობილი. როდესაც მოციგურავე პირუეტი ყინულზე ტრიალებს, ის თავიდან ნელა ტრიალებს გვერდებზე გაშლილი ხელებით. როდესაც ის მკლავებს მოხრის, ბრუნი აჩქარებს ყოველგვარი გარეგანი ძალისხმევის გარეშე. ეს ხდება კუთხის იმპულსის შენარჩუნების კანონის გამო. იგივე, თუმცა არც ისე ამაღელვებელი, შეინიშნება ვარსკვლავთშორისი გაზის ღრუბლის ბრუნვისას. მოდით, ღრუბელმა ჯერ ერთი სრული რევოლუცია მოახდინოს ყოველ 10 მილიონ წელიწადში. როდესაც იგი შემცირდება მისი თავდაპირველი დიამეტრის მეათედამდე, ის ასჯერ უფრო სწრაფად ბრუნავს და ასი ათასი წლის განმავლობაში დაასრულებს სრულ რევოლუციას. ღრუბელი უფრო იკუმშება, ის კიდევ უფრო სწრაფად ტრიალებს. უხეშად რომ ვთქვათ, ღრუბლის ბრუნვის რაოდენობის ნამრავლი ერთეულ დროში და მისი ზედაპირის ფართობი (რომელიც დაახლოებით სფერულად შეიძლება ჩაითვალოს) კოლაფსის დროს მუდმივი რჩება. ამრიგად, რაც უფრო პატარაა ღრუბელი, მით უფრო სწრაფად ბრუნავს იგი.

ამავდროულად, ცენტრიდანული ძალა, რომელიც მოქმედებს ეკვატორული სიბრტყის გასწვრივ გრავიტაციის საწინააღმდეგოდ, სულ უფრო მნიშვნელოვანი ხდება. იშლება ღრუბელი გაბრტყელებულია. ეს გავლენას ახდენს ცალკეული ვარსკვლავების ფორმირებაზე; ეს ასევე ეხება ჩვენი ირმის ნახტომის ფორმირებას.

ირმის ნახტომის ისტორია, მისი კვალიდან აღდგენილი

ჩვენ არ ვიცით საიდან გაჩნდა. ოდესღაც, მატერიამ, რომელიც წარმოიშვა სამყაროს დასაწყისში და შემოიჭრა კოსმოსში, შექმნა რამდენიმე მილიარდი მზის მასის ღრუბელი და დაიწყო უფრო მკვრივი. ნებისმიერი ნივთიერების მსგავსად, ტურბულენტური მასისგან გამოთავისუფლებულმა ამ გაზმაც შეიძინა ბრუნვითი მოძრაობა. თანდათან ღრუბელი იკუმშებოდა და მკვრივი გახდა; მასში გაჩნდა ცალკეული უბნები, რომლებიც გადაიქცა პატარა, დამოუკიდებლად კონდენსირებულ გაზის ღრუბლებად. პირველი ვარსკვლავები გამოჩნდნენ. ისინი შედგებოდა მხოლოდ წყალბადისა და ჰელიუმისგან და მათში ხდებოდა წყალბადის თერმობირთვული წვა (ორი პროტონის გაერთიანების რეაქცია). ძალიან მალე, ყველაზე მასიურმა ვარსკვლავებმა გამოიყენეს წყალბადის მარაგი და აფეთქდნენ და სუპერნოვაებად იქცნენ. შედეგად, ვარსკვლავთშორისი გაზი გამდიდრდა ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებით. ეს ყველგან ხდებოდა, ვინაიდან მთელ გალაქტიკურ ღრუბელს ჯერ კიდევ ჰქონდა სფერული ფორმა (სურ. 12.4, ა). აქედან გამომდინარე, უძველესი ვარსკვლავები და ძალიან ძველი გლობულური მტევნები გვხვდება გალაქტიკურ ჰალოში. გალაქტიკური ჰალოს ვარსკვლავები პირველად გამოჩნდნენ, სანამ ირმის ნახტომი დისკის ფორმას მიიღებდა, ჩვენი მზის გამოჩენამდე დიდი ხნით ადრე. ისინი შეიცავს მძიმე ელემენტებს ძალიან მცირე რაოდენობით: ეს ვარსკვლავები წარმოიქმნება მატერიისგან, რომელიც ჯერ კიდევ ცუდად იყო გამდიდრებული სხვა ვარსკვლავებში ბირთვული რეაქციების შედეგად წარმოქმნილი ატომებით.

ბრინჯი. 12.4. ირმის ნახტომის ფორმირების დიაგრამა. დაახლოებით 10 მილიარდი წლის წინ, პირველადი მატერიისგან წარმოიქმნა ღრუბელი, რომელმაც საკუთარი გრავიტაციის გამო დაიწყო მკვრივი. სიმკვრივის მატებასთან ერთად წარმოიქმნა პირველი ვარსკვლავები (წერტილები) და გლობულური მტევნები (სქელი წერტილები). დღესაც ისინი ავსებენ სფერულ რეგიონს, საიდანაც ისინი წარმოიშვნენ და ცენტრთან შედარებით მოძრაობენ წითელი ისრებით (b) ნაჩვენები ტრაექტორიების გასწვრივ. მასიურმა ვარსკვლავებმა სწრაფად გაიარეს განვითარების მთელი გზა და მძიმე ელემენტებით გამდიდრებული მატერია გამოუშვეს ვარსკვლავთშორის გაზში. უკვე მძიმე ელემენტებით მდიდარმა ვარსკვლავებმა ფორმირება დაიწყეს. ბრუნვის გამო დატკეპნილი აირი ქმნიდა დისკს. აქ, დღემდე, ვარსკვლავები ჩნდება (გ). ეს დიაგრამა ხსნის ჩვენი გალაქტიკის სივრცულ სტრუქტურას და ქიმიურ განსხვავებებს პერიფერიულ ვარსკვლავებსა და ცენტრში მდებარე ვარსკვლავებს შორის.

მაგრამ ევოლუცია უფრო შორს წავიდა. ვარსკვლავთშორისი გაზი მუდმივად მდიდრდებოდა მძიმე ელემენტებით. მასში მტვრის მარცვლები წარმოიქმნა განვითარებადი ვარსკვლავების მიერ გამოდევნილი გაზის ნაწილაკების კონდენსაციის ბირთვებთან შეჯახების შედეგად. მალე ბრუნმა შესამჩნევი სიჩქარე შეიძინა. გაზისა და მტვრის ყველა კონდენსირებულმა მასამ მიიღო ბრტყელი დისკის ფორმა, რომელიც ტოვებს ძველი ვარსკვლავებისა და გლობულური მტევნების სფერულ ჰალოებს (). ახალი ვარსკვლავები ახლა მხოლოდ სულ უფრო დაბრტყელებულ, ლენტიკულური ფორმის რეგიონში წარმოიქმნებოდა მძიმე ელემენტების მუდმივად მზარდი რაოდენობით შემცველი მატერიისგან. გაზის უმეტესი ნაწილი უკვე მოხმარებული იყო და ბოლო ვარსკვლავები ყალიბდებოდა გალაქტიკურ სიბრტყეში. ვარსკვლავის ფორმირების პირველი ეტაპი დასრულდა.

ეს სურათი ხსნის ჩვენი გალაქტიკის ძირითად თვისებებს: უძველესი ვარსკვლავები მიეკუთვნება სფერულ ჰალოს და ღარიბია მძიმე ელემენტებით. ყველაზე ახალგაზრდა ვარსკვლავები დღეს მხოლოდ თხელ დისკზე ყალიბდებიან, რადგან მხოლოდ აქ რჩება საკმარისი რაოდენობის გაზი.

ღრუბლიდან მიღებული კუთხური იმპულსი, საიდანაც წარმოიქმნა ჩვენი გალაქტიკა, პასუხისმგებელია იმ ფაქტზე, რომ ჩვენს ვარსკვლავურ სისტემას აქვს ბრტყელი დისკის ფორმა. სწორედ ამიტომ ჩვენ ვხედავთ ჩვენს ირმის ნახტომს ცაზე ვიწრო ზოლად.

ვინ ბრძანებს ვარსკვლავების ფორმირებას?

რა იწვევს ვარსკვლავთშორისი მატერიის კონდენსაციას დღეს ჩვენი ირმის ნახტომის სიბრტყის გარკვეულ ადგილებში და წარმოქმნის ვარსკვლავებს? რატომ არ წარმოიქმნება ვარსკვლავები ჩვენი გალაქტიკის სხვა ადგილებში? ირმის ნახტომი, კოსმოსიდან დანახული, ანდრომედას ნისლეულის მსგავსი იქნებოდა: ბრტყელი დისკი გამოხატული სპირალური სტრუქტურით (იხ.). სხვა ვარსკვლავურ სისტემებში სპირალური სტრუქტურა კიდევ უფრო მკაფიოდ ჩანს (იხ.). შორეული გალაქტიკების ფოტოებში სპირალური მკლავები გამოირჩევა, რადგან ისინი ანათებენ იონიზებული წყალბადისგან. როგორც უკვე ვიცით ორიონის ნისლეულის მაგალითიდან, კაშკაშა, მასიური მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები პასუხისმგებელნი არიან წყალბადის იონიზაციაზე. ამრიგად, სპირალური მკლავები არის რეგიონები, სადაც არის ახალგაზრდა ვარსკვლავები, ანუ რეგიონები, სადაც ვარსკვლავები ახლახან გაჩნდნენ. და ჩვენს გალაქტიკაში ახალგაზრდა ვარსკვლავები დგანან სპირალური მკლავების გასწვრივ.

რადიოასტრონომიის დახმარებით შესაძლებელია ჩვენს ირმის ნახტომში ვარსკვლავთშორისი გაზის განაწილების დეტალური შესწავლა; აღმოჩნდა, რომ სპირალურ მკლავებში გაზის სიმკვრივე უფრო მაღალია, ვიდრე ზოგადად გალაქტიკის სიბრტყეში. ასე რომ, მოცემულია: ერთი მხრივ, სპირალური მკლავები არის გაზრდილი გაზის სიმკვრივის რეგიონები, მეორე მხრივ, აქ მდებარეობს ახალგაზრდა ვარსკვლავები. ჩნდება კითხვა: რა არის პასუხისმგებელი სპირალურ სტრუქტურაზე, რომელიც გალაქტიკებს ფეიერვერკების ცეცხლოვან ბორბლებს ჰგავს?

დიდი ხნის განმავლობაში, სპირალური სტრუქტურების ახსნის მცდელობებს დიდი სირთულეები აწყდებოდათ და ახლაც არ შეიძლება ჩაითვალოს მათი წარმოშობა სრულიად ნათელი. ვარსკვლავური სისტემა ბრუნავს. მისი ბრუნვის სიჩქარის გაზომვა შესაძლებელია (იხ.); გამოდის, რომ სისტემა არ ბრუნავს როგორც ხისტი სხეული. ბრუნვის სიჩქარე მცირდება პერიფერიისკენ, ასე რომ, გალაქტიკის ცენტრალური ნაწილი უფრო სწრაფად ბრუნავს.

ერთი შეხედვით, გასაკვირი არ არის, რომ გალაქტიკები ავლენენ სპირალურ სტრუქტურას. სპირალური სტრუქტურები ასევე ჩნდება ფინჯანში ყავის რძესთან ერთად მორევისას, რადგან ცენტრიდან სხვადასხვა მანძილზე სითხე ბრუნავს სხვადასხვა სიჩქარით. შეიძლება ველოდოთ, რომ გალაქტიკის ნებისმიერი საწყისი სტრუქტურა გარკვეული დროის შემდეგ გახდება სპირალური ცენტრიდან სხვადასხვა მანძილზე ბრუნვის სიჩქარის სხვაობის გამო.

კარლ ფრიდრიხ ფონ ვაიცსაკერმა ერთხელ თქვა, რომ ირმის ნახტომს დღეს სპირალური სტრუქტურა უნდა ჰქონოდა, თუნდაც ის ოდესღაც ძროხას ჰგავდეს. მრავალი წლის წინ გეტინგენში ჩვენ ავიღეთ ვეიცეკერის გალაქტიკური ძროხა; ალფრედ ბაერი, რომელიც ბოლო დრომდე ასწავლიდა ჰამბურგში, დაგვეხმარა. შედეგი ნაჩვენებია ნახ. 12.5. მანამდეც კი, სანამ ვარსკვლავების დიდი ნაწილი დაასრულებს თავის პირველ რევოლუციას ცენტრის გარშემო, ძროხის გალაქტიკა გადაიქცევა მშვენიერ სპირალად. სამწუხაროდ, აქ ერთი პრობლემაა.

ბრინჯი. 12.5. ირმის ნახტომი არ ბრუნავს როგორც ხისტი სხეული. ამიტომ, თვითნებური საწყისი სტრუქტურიდან, სპირალური ობიექტი იქმნება 100 მილიონი წლის შემდეგ. სამწუხაროდ, ჩვენი გალაქტიკის სპირალური მკლავები ეწინააღმდეგება ასეთ ახსნას.

ჩვენს თვითნებურ საწყის სტრუქტურას სპირალის ჩამოყალიბებისთვის ას მილიონ წელზე ნაკლები სჭირდება. ჩვენი ირმის ნახტომი ასჯერ უფრო ძველია. ამ დროის განმავლობაში სპირალს გაცილებით მეტი მოუწევს გაჭიმვა: როგორც ღარები ხანგრძლივ დაკვრის ჩანაწერზე, სპირალის ძაფები ასჯერ ან მეტჯერ უნდა მოეხვიოს ცენტრში. მაგრამ ჩვენ ამას ვერ ვხედავთ. გალაქტიკის სპირალური მკლავები, როგორც ჩანს, არ იყო გადაჭიმული ძაფებად და, შესაბამისად, არ შეიძლება იყოს რაიმე ორიგინალური სტრუქტურის ნარჩენები. ვინაიდან არცერთ დაკვირვებულ სპირალურ გალაქტიკას არ აქვს ძაფიანი სპირალური სტრუქტურა, უნდა მივიღოთ, რომ სპირალი არ არის წაგრძელებული. ამავე დროს, სპირალური მკლავები შედგება ვარსკვლავებისა და გაზებისგან, რომლებიც მონაწილეობენ ბრუნვის მოძრაობაში. როგორ მოვაგვაროთ ეს წინააღმდეგობა?

გამოსავალი მხოლოდ ერთია. ჩვენ უნდა მივატოვოთ ვარაუდი, რომ მატერია ყოველთვის ეკუთვნის სპირალის ერთსა და იმავე მკლავებს და ვივარაუდოთ, რომ სპირალური სტრუქტურის მკლავებში ვარსკვლავებისა და გაზის ნაკადი ხდება. მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავები და გაზი მონაწილეობენ ბრუნვის მოძრაობაში, თავად სპირალის მკლავები წარმოადგენენ მხოლოდ გარკვეულ მდგომარეობას, რომლებიც იღებენ ვარსკვლავებისა და გაზის ნაკადს.

მოდი ეს ილუსტრაციით ავხსნათ ყოველდღიური გამოცდილებიდან. გაზის სანთურის ალი არ შედგება ერთი და იგივე ნივთიერებისაგან. იგი წარმოადგენს გაზის ნაკადის მხოლოდ გარკვეულ მდგომარეობას: აქ გაზის მოლეკულები შედიან გარკვეულ ქიმიურ რეაქციებში. ანალოგიურად, სპირალური მკლავები არის გალაქტიკური დისკის რეგიონები, რომლებშიც ვარსკვლავებისა და გაზის ნაკადს აქვს გარკვეული მდგომარეობა. ეს მდგომარეობა განისაზღვრება მთელი გალაქტიკის მატერიის გრავიტაციული ძალების თავისებურებებით. მოდით ავხსნათ ეს უფრო დეტალურად.

სპირალური მკლავები: რა არის ისინი?

ბუნებაში, რეაქტიული ნაკადები ხშირად წარმოშობს რეგულარულ წარმონაქმნებს. წყლისა და ქარის ურთიერთქმედება წარმოქმნის სერფინგის ტალღებს, რომლებიც რიტმულად მოძრაობენ ნაპირზე. ქვიშიანი ზღვის სანაპიროები ეშვება ტალღოვან ნაკეცებში. როდესაც სხვადასხვა ტემპერატურისა და სიმკვრივის სითხეები საგულდაგულოდ არის შერეული, ასევე შეიძლება წარმოიშვას რეგულარული სტრუქტურები. ფინჯანში გაცივებული კაკაოს ზედაპირზე შეიმჩნევა რეგულარული ნიმუში.

ვარსკვლავები, რომლებიც ბრუნავს გალაქტიკის სიბრტყეში საერთო ცენტრის გარშემო და იმყოფებიან გრავიტაციული მიზიდულობისა და ცენტრიდანული ძალის წყალობაზე, ასევე ავლენენ სტრუქტურების ფორმირების ტენდენციას.

წარმოვიდგინოთ ვარსკვლავების დიდი რაოდენობა, რომლებიც ქმნიან მბრუნავ დისკს. დისკის თითოეულ წერტილში ცენტრიდანული ძალა და გრავიტაცია ურთიერთდაბალანსებულია. ეს წონასწორობა, ზოგადად, არასტაბილურია. თუ სადმე ვარსკვლავების სიმკვრივე უფრო მაღალია, მაშინ ისინი მიდრეკილნი არიან ერთმანეთთან მიახლოებისკენ, როგორც ვარსკვლავთშორისი გაზის ნაწილაკები, რომლებიც არასტაბილური გახდა ვარსკვლავების ფორმირებისას. თუმცა, ცენტრიდანული ძალაც მნიშვნელოვან როლს თამაშობს და ეს ართულებს პროცესს. განსახილველი სიტუაციის სიმულაცია შესაძლებელია კომპიუტერზე. ნახ. ნახაზი 12.6 გვიჩვენებს 200000 ვარსკვლავისგან შემდგარი მბრუნავი დისკისთვის მიღებულ ხსნარს. ვარსკვლავების გაზრდილი სიმკვრივის გრძელი სპირალური უბნები სრულიად დამოუკიდებლად იქმნება: ვარსკვლავები ქმნიან სპირალურ მკლავებს! თუმცა, სახელოები არ იჭიმება ძაფებად, რადგან ისინი არ შედგება ერთი და იგივე ვარსკვლავებისგან. ვარსკვლავების ნაკადი მიედინება მკლავებში. როდესაც ვარსკვლავები მოძრაობენ თავიანთ წრიულ ორბიტაზე, როდესაც ისინი მკლავებში ვარდებიან, ისინი უფრო უახლოვდებიან ერთმანეთს. როდესაც ვარსკვლავები მკლავებიდან გამოდიან, მათ შორის მანძილი იზრდება. ამრიგად, სპირალური მკლავები არის ადგილები, სადაც ვარსკვლავები უახლოვდებიან ერთმანეთს, ისევე როგორც დამწვრობის ალი არის არე, სადაც გაზის მოლეკულები განიცდიან ქიმიურ რეაქციებს.

ბრინჯი. 12.6. ჩვენს გალაქტიკაში ვარსკვლავების მოძრაობის გამარტივებული კომპიუტერული მოდელი. ბრტყელი დისკის ცენტრთან შედარებით 200 000 ვარსკვლავი მოძრაობს, ჩვენ მას ზემოდან ვუყურებთ. სურათების ქვეშ მყოფი ნომრები მიუთითებს რევოლუციების რაოდენობაზე, რომელიც სისტემამ გააკეთა. ჩანს, რომ სპირალური სტრუქტურა ძალიან სწრაფად ყალიბდება. სპირალების ურთიერთშეღწევა, ანუ ის ფაქტი, რომ ყოველ მომენტში ისინი შედგება სხვადასხვა ვარსკვლავისგან, ჩანს 4.5 და 5.5 სურათებში ზედა მკლავის მაგალითზე. მკლავი ოდნავ გადაიწია, მაგრამ ამ დროის განმავლობაში ვარსკვლავებმა სრული რევოლუცია მოახდინეს ცენტრის გარშემო. აქ მოცემული გამოსავალი მიიღო ამერიკელმა ასტრონომმა ფრენკ ჰოლმა NASA Langley Center-ში (ჰემპტონი, ვირჯინია, აშშ).

სპირალური მკლავები არის რეგიონები, სადაც ვარსკვლავების სიმკვრივე უფრო მაღალია, ვიდრე სხვაგან გალაქტიკური დისკის. ეს აშკარად ჩანს, მაგრამ ნორმალურ გალაქტიკაში სიმკვრივის ცვლილებები იმდენად მცირეა, რომ მათ პირდაპირ დაკვირვება შეუძლებელია. თუმცა, ვარსკვლავთა სიმკვრივესთან ერთად იცვლება ვარსკვლავთშორისი გაზის სიმკვრივეც, რომელიც ვარსკვლავებთან ერთად მონაწილეობს ბრუნვის მოძრაობაში: სპირალურ მკლავებში გავლისას გაზი უფრო მკვრივი ხდება. ამ დატკეპნის შედეგად წარმოიქმნება ვარსკვლავების წარმოქმნისათვის აუცილებელი პირობები. სწორედ ამიტომ ჩნდებიან ვარსკვლავები სპირალურ მკლავებში. მათ შორის არის მასიური ვარსკვლავებიც. ეს კაშკაშა ცისფერი ვარსკვლავები აღაგზნებს მიმდებარე გაზის ნათებას. ეს არის იონიზებული წყალბადის კაშკაშა ღრუბლები, რომლებიც ქმნიან სპირალური მკლავების შესანიშნავ სანახაობას და არა უფრო მჭიდროდ შეფუთული ვარსკვლავების.

ჩვენ უკვე გავეცანით გალაქტიკას თანავარსკვლავედში Canes Venatici (იხ.). აქ კიდევ უფრო მეტს ვიგებთ სპირალურ მკლავებში ვარსკვლავების წარმოქმნის შესახებ. ჩვენ ამ სისტემას შორიდან ვუყურებთ: ის ანათებს ჩვენი გალაქტიკის ახლომდებარე ვარსკვლავებს. მისგან მიღებული შუქი თორმეტი მილიონი წლის განმავლობაში მოძრაობს, სანამ ჩვენს ტელესკოპებს მიაღწევს. ვინაიდან ჩვენ ვხედავთ ამ გალაქტიკას, ასე ვთქვათ, ზემოდან, მისი სიბრტყის პერპენდიკულარულად, განსაკუთრებით კარგად შეიძლება გამოირჩეოდეს მისი სპირალური მკლავები.

ვარსკვლავების წარმოქმნა გალაქტიკაში Canes Venatici-ის თანავარსკვლავედში

რადიო ემისია მოდის ამ გალაქტიკიდან ჩვენამდე. სწრაფად მოძრავი ელექტრონები, რომლებმაც მიიღეს უზარმაზარი სიჩქარე, როგორც ჩანს, სუპერნოვას აფეთქების შედეგად, დაფრინავენ ვარსკვლავურ სისტემაში და ასხივებენ რადიოტალღებს. ეს რადიოტალღები მიიღება მგრძნობიარე რადიოტელესკოპებით. შესაძლებელია დადგინდეს კიდეც, გალაქტიკის რომელი უბნებიდან არის გამოსხივება უფრო ძლიერი და საიდან სუსტი. 1971 წელს ჰოლანდიაში რადიოასტრონომებმა დონალდ მეთიუსონმა, პიტ ვან დერ კრუიტმა და ვიმ ბრაუუმ მიიღეს ამ გალაქტიკის რადიო გამოსახულება (ნახ. 12.7). ამ სურათზე რადიო ემისიის ინტენსივობა გადადის სხვადასხვა სიმკვრივის უბნებით: რაც უფრო ძლიერია რადიო გამოსხივება, მით უფრო მსუბუქია გამოსახულების ფართობი. მიუხედავად იმისა, რომ რადიოტელესკოპი არ იძლევა ისე მკვეთრ სურათს, როგორც ოპტიკური ტელესკოპი, სპირალური სტრუქტურა აშკარად ჩანს სურათზე. ამრიგად, სპირალური მკლავები ასხივებენ არა მხოლოდ ხილულ სინათლეს, არამედ რადიოტალღებს.

ბრინჯი. 12.7. გალაქტიკის რადიო გამოსახულება ნაჩვენებია . ამ კომპიუტერულ გამოსახულებაში გალაქტიკა ისე გამოიყურება, როგორც ჩვენ დავინახავდით, თუ ჩვენი თვალები მგრძნობიარე იქნებოდა რადიო გამოსხივების მიმართ 21 სმ ტალღის სიგრძეზე და უფრო მეტიც, შეძლებდა "დანახვა" ისევე როგორც დიდი რადიოტელესკოპი ვესტერბორკში (ჰოლანდია). რადიო გამოსხივება ძირითადად მოდის იმ რეგიონებიდან, სადაც ვარსკვლავთშორისი გაზის სიმკვრივეა გაზრდილი. ასევე ნათელია, რომ ამ გალაქტიკაში გაზის ღრუბლებს თითქმის იგივე სპირალური სტრუქტურა აქვთ, როგორც ახალგაზრდა ვარსკვლავების განაწილება. (ლეიდენის ობსერვატორიის ფოტო.)

რატომ არის ელექტრონების მიერ შექმნილი რადიო გამოსხივება გალაქტიკის ზოგიერთ ადგილას უფრო ძლიერი და ზოგან სუსტი? ეს გამოწვეულია ამ გამოსხივების წარმოქმნის მექანიზმით, რომლის დეტალებს აქ არ შევეხებით. საკმარისია აღვნიშნო, რომ უფრო ძლიერი რადიო გამოსხივება ხდება იქ, სადაც ვარსკვლავთშორისი გაზის სიმკვრივე უფრო მაღალია. ამრიგად, გალაქტიკის რადიო გამოსახულება Canes Venatici-ის თანავარსკვლავედში ამტკიცებს, რომ სპირალურ მკლავებში არა მხოლოდ ვარსკვლავები უფრო ახლოს არიან ერთმანეთთან, არამედ ვარსკვლავთშორისი გაზსაც უფრო მაღალი სიმკვრივე აქვს.

Canes Venatici ნისლეული სხვა რამესაც გვაჩვენებს. შეიძლება აღინიშნოს, რომ რადიოს გამოსხივების მაქსიმალური ინტენსივობის არეები ზუსტად არ ემთხვევა სპირალის ხილულ მკლავებს (სურ. 12.8). ვარსკვლავთშორისი გაზის უდიდესი სიმკვრივის რეგიონი ხილულ მკლავთან შედარებით ოდნავ გადაადგილებულია შიგნით. რას ნიშნავდა ეს? სპირალური მკლავების მეშვეობით ხდება ვარსკვლავებისა და ვარსკვლავთშორისი გაზის ნაკადი და ეს ნაკადი კვეთს მკლავს ისე, რომ მასში შედის "შიდა" (ცენტრისკენ) მხრიდან და გამოდის გარედან. ახალშობილი ვარსკვლავებით განათებული ხილული მკლავისა და ვარსკვლავთშორისი გაზის მაქსიმალური შეკუმშვის რეგიონის შესაბამისი რადიომკლავის შედარება საშუალებას გვაძლევს დავხატოთ შემდეგი სურათი.

ბრინჯი. 12.8. მაქსიმალური რადიო გამოსხივების არეები (სქემატურად დახატული თეთრი ხაზებით), ზედმიყენებული გალაქტიკის ოპტიკურ გამოსახულებაზე Canes Venatici-ის თანავარსკვლავედში. ჩანს, რომ გაზის მაქსიმალური სიმკვრივის სპირალური მკლავები და ახალგაზრდა ვარსკვლავების მიერ წარმოქმნილი სპირალური სტრუქტურები სრულიად არ ემთხვევა ერთმანეთს. ამრიგად, უნდა განვასხვავოთ სიმკვრივის მკლავები (რადიო მკლავები) და გალაქტიკის ხილული მკლავები.

ვარსკვლავები და ვარსკვლავთშორისი მატერია ტრიალებს გალაქტიკის ცენტრის გარშემო (სურ. 12.9). სპირალურ მკლავთან მიახლოებისას ვარსკვლავები უახლოვდებიან ერთმანეთს, გაზი მკვრივდება და ამით ახალი ვარსკვლავების აღმოცენებისათვის აუცილებელი პირობები იქმნება. ჩნდება ვარსკვლავთშორისი გაზის ღრუბლები; ისინი იშლება და პირველი პროტოვარსკვლავები ჩნდებიან. გარკვეული პერიოდის შემდეგ, ვარსკვლავები და ვარსკვლავთშორისი გაზი გამოდიან მაქსიმალური სიმკვრივის რეგიონიდან (რაც შეესაბამება მკლავს გალაქტიკის რადიო გამოსახულებაზე). მაგრამ იქ დაწყებული ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი გრძელდება და გარკვეული დროის შემდეგ პროტოვარსკვლავებიდან პირველი მასიური ვარსკვლავები ჩნდებიან. ეს კაშკაშა ცისფერი ვარსკვლავები აღაგზნებს მიმდებარე გაზის ნათებას და ჩვენ ამას ვხედავთ როგორც ხილულ სპირალურ მკლავს.

ბრინჯი. 12.9. ვარსკვლავების წარმოქმნა გალაქტიკაში Canes Venatici-ის თანავარსკვლავედში. ზედა მარჯვნივ, სქემატურად არის ნაჩვენები გალაქტიკის სტრუქტურა (შდრ.). წყვეტილი კვადრატით მონიშნული უბანი ნაჩვენებია გადიდებული ფიგურის ბოლოში. საათის ისრის საწინააღმდეგოდ მოძრავი გალაქტიკის მატერია ჯერ გადის სიმკვრივის მკლავებში (რადიო მკლავები). ამ შემთხვევაში, ვარსკვლავთშორისი გაზი შეკუმშულია. იწყება ვარსკვლავის ფორმირება. გარკვეული პერიოდის შემდეგ, პირველი ახალგაზრდა ვარსკვლავები ჩნდებიან, ისინი ანათებენ გაზის მიმდებარე მასებს, რომლებიც წარმოქმნიან ხილულ გამოსხივებას (გალაქტიკის ხილული მკლავები). ვინაიდან გაზს აქვს დრო გადავიდეს შეკუმშვის მომენტიდან ვარსკვლავის წარმოქმნის მომენტამდე, რადიო მკლავები და ხილული მკლავები არ ემთხვევა ერთმანეთს. ეს ხსნის სიტუაციას, რომელიც ნაჩვენებია . ნივთიერების მოძრაობის მიმართულება მითითებულია წითელი ისრებით.

ასე რომ, ნივთიერება პირველად გადის გაზრდილი სიმკვრივის რეგიონში. სწორედ აქ იწყება ვარსკვლავის წარმოქმნის პროცესი. გარკვეული პერიოდის შემდეგ, პირველი ვარსკვლავები ანათებენ და ჩვენ ვხედავთ ხილულ სპირალურ მკლავს. ვინაიდან ჩვენ ვიცით, რამდენად სწრაფად მოძრაობენ ვარსკვლავები და გაზი გალაქტიკაში Canes Venatici-ში და შეგვიძლია გავზომოთ მანძილი რადიომკლავსა და გალაქტიკის ხილულ მკლავს შორის, შეგვიძლია გამოვთვალოთ დრო, რომელიც სჭირდება ვარსკვლავთშორისი გაზის კონსოლიდაციას. პირველი ვარსკვლავების გამოჩენა: დაახლოებით ექვსი მილიონი წელია. ამ ექვსი მილიონიდან ბოლო 500 000 წელიწადში მოხდა ლარსონის გადაწყვეტილებებით აღწერილი პროცესი. ვარსკვლავთშორისი მატერიის შექმნას ის ღრუბელი, რომელსაც ლარსონმა თავისი მოდელი დააფუძნა, ხუთი და ნახევარი მილიონი წელი სჭირდება.

სანამ გალაქტიკური მატერია სრულ რევოლუციას მოახდენს გალაქტიკური ცენტრის გარშემო, მასიური ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობა იწურება. ისინი აბრუნებენ თავიანთი მატერიის მნიშვნელოვან ნაწილს ვარსკვლავთშორის გაზში და თავად ხდებიან თეთრი ჯუჯები ან აფეთქებენ და ქმნიან სუპერნოვას. მათგან ვარსკვლავთშორის აირში შემავალი მატერია გამდიდრებულია მძიმე ელემენტების ატომებით, რომლებიც წარმოიქმნება ვარსკვლავების ნაწლავებში და შემდეგ ჯერზე, როდესაც ის გაივლის სპირალურ მკლავში, ის მონაწილეობს ახალი ვარსკვლავების ფორმირებაში. მატერიის ამ ციკლიდან გამორიცხულია მხოლოდ კომპაქტურ ობიექტებში შემავალი მატერია - თეთრი ჯუჯები ან ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომლებიც დარჩენილია ვარსკვლავების სიკვდილის შემდეგ.

ერთხელ, გალაქტიკურ ჰალოში ვარსკვლავების ჩამოყალიბებიდან დიდი ხნის შემდეგ, ჩვენი მზის მასალა ვარსკვლავთშორისი გაზის სახით გაიარა სპირალურ მკლავში, შემდეგ კი მრავალი ვარსკვლავი ჩამოყალიბდა. ჩვენი მზის უფრო მასიურმა ძმებმა დიდი ხანია დაასრულეს სიცოცხლე, ხოლო ნაკლებად მასიურებმა, ჩვენი მზის მსგავსად, ამ დროის განმავლობაში, ჩვენს გალაქტიკაში არათანაბარი ბრუნვის გამო, გაიფანტნენ მთელ გალაქტიკაში და გაქრნენ მხედველობიდან.

შენიშვნები:

აქ და მთელ ამ წიგნში, თუ სხვა რამ არ არის აღნიშნული, ჩვენ ვიყენებთ აბსოლუტური ტემპერატურის შკალას, რომლის ნული შეესაბამება -273° ცელსიუსს. ცელსიუსის შკალაზე აბსოლუტური ტემპერატურიდან ტემპერატურაზე გადასასვლელად, საჭიროა გამოკლოთ 273 გრადუსი. მზის ზედაპირის ტემპერატურა ცელსიუსში არის 5530°

ეს იდეები ეკუთვნის ისააკ ნიუტონს! და ჯინი ციტირებს მას თავის წიგნში. - დაახლ. რედ.

ოსმოსს ხშირად უწოდებენ უჰაერო სივრცეს, რაც იმაზე მეტყველებს, რომ ის ცარიელია. თუმცა, ეს ასე არ არის. ვარსკვლავთშორის სივრცეში არის მტვერი და გაზი (ძირითადად ჰელიუმი და წყალბადი, ამ უკანასკნელის ბევრად მეტი). სამყაროში არის მტვრისა და გაზის მთელი ღრუბლები. ამ ღრუბლების წყალობით, ჩვენ ვერ ვხედავთ ჩვენი გალაქტიკის ცენტრს. ეს ღრუბლები შეიძლება იყოს ასობით სინათლის წლის ზომის და მათი ნაწილები შეიძლება შეკუმშული იყოს გრავიტაციის გავლენის ქვეშ.

შეკუმშვის პროცესში ღრუბლის ნაწილი უფრო მკვრივი გახდება, ზომაში მცირდება და ამავე დროს გახურდება. თუ შეკუმშული ნივთიერების მასა საკმარისია იმისთვის, რომ მასში ბირთვული რეაქციები დაიწყოს შეკუმშვის პროცესის დროს, მაშინ ასეთი ღრუბელი წარმოიქმნება ვარსკვლავი.

უნდა აღინიშნოს, რომ როგორც წესი, მთელი ჯგუფი იბადება ერთი ღრუბლიდან ვარსკვლავები , რომელსაც ჩვეულებრივ უწოდებენ ვარსკვლავურიკასეტური. ამ ღრუბელში წარმოიქმნება ცალკეული დატკეპნები (მათ მომავალში ღრუბლებსაც დავარქმევთ), რომელთაგან თითოეულს შეუძლია წარმოქმნას ვარსკვლავი. როგორც აღვნიშნეთ, ყველაზე მარტივი ვარსკვლავებიაქვს მზეზე 12-ჯერ ნაკლები მასა. თუ კოლაფსირებული ღრუბელი ნაკლებად მასიურია, მაგრამ მზეზე არანაკლებ მასიურია ასჯერ მეტი, ასეთი ღრუბლები ქმნიან ეგრეთ წოდებულ ყავისფერ ჯუჯებს. ყავისფერი ჯუჯები უფრო მაგარია ვიდრე წითელი ჯუჯები ვარსკვლავები. ეს ობიექტები საკმაოდ ძლიერად თბება გრავიტაციული შეკუმშვის ძალებით და ასხივებს უამრავ სითბოს (ინფრაწითელი გამოსხივება), მაგრამ ძლივს ანათებს. მაგრამ ყავისფერ ჯუჯებში ბირთვული რეაქციები არ იწყება. საბოლოო ჯამში, გრავიტაციული შეკუმშვა ჩერდება შიგნიდან გაზის წნევით, ენერგიის ახალი ნაწილის გამოყოფა წყდება და ყავისფერი ჯუჯები შედარებით მოკლე დროში გაცივდებიან. ერთ-ერთი უკანასკნელი ყავისფერი ჯუჯა, რომელიც აღმოაჩინეს, არის ჯუჯა თანავარსკვლავედში ჰიდრას, მისი სიდიდე მხოლოდ 22,3-ია, თუმცა ის მზიდან მხოლოდ 33 სინათლის წლითაა დაშორებული. ამ ახლომდებარე ყავისფერი ჯუჯის უნიკალურობა მდგომარეობს იმაში, რომ ყველა ადრე აღმოჩენილი მსგავსი ობიექტი ბინარული სისტემების ნაწილი იყო და ეს ერთია. იგი შეინიშნება მხოლოდ დედამიწასთან სიახლოვის გამო. პლანეტა იუპიტერი, ყველაზე დიდი მზის სისტემაში, 80-ჯერ მსუბუქია, ვიდრე ყველაზე დაბალი მასა ვარსკვლავებიდა მხოლოდ 8-10-ჯერ მსუბუქია ვიდრე ყავისფერი ჯუჯები. კვლავ აღვნიშნავთ საგნის მასის როლს საკუთარ ბედში.

თუ საკმარისად მასიურია ჩამოყალიბებისთვის ვარსკვლავებიღრუბელი ისე თბება, რომ იწყებს აქტიურ სითბოს გამოყოფას და, შესაძლოა, სუსტად ანათებს მუქ წითლად (თუნდაც ბირთვული შერწყმის დაწყებამდე), ასეთ ღრუბელს ჩვეულებრივ პროტოვარსკვლავს უწოდებენ(ადრე- ვარსკვლავი). როგორც კი პროტოვარსკვლავის ცენტრში ტემპერატურა 10 000 000 K-ს მიაღწევს, იწყება ბირთვული შერწყმა. პროტოვარსკვლავის შეკუმშვა ჩერდება მსუბუქი წნევით, ხდება ვარსკვლავი. ისევ მასა განსაზღვრავს, თუ რამდენად სწრაფად გადაიქცევა პროტოვარსკვლავი ვარსკვლავი. ვარსკვლავებიმზის ტიპი მათი დაბადების ამ ეტაპზე ხარჯავს 30 000 000 წელი, ვარსკვლავებისამჯერ უფრო მასიური - 100000 წელიდა ათჯერ ნაკლებად მასიური - 100 000 000 წელი. ასე რომ, არა მასიური ვარსკვლავებიყველაფერს უფრო ნელა აკეთებენ და იბადებიან და ცოცხლობენ. როგორც გვახსოვს, ასე მარტივად ვარსკვლავებისაკენმოიცავს წითელს ვარსკვლავები, რომლებიც მცირე ზომისაა და წითელ ჯუჯებს უწოდებენ. წითელი ჯუჯები მზეზე ათჯერ პატარაა. ვარსკვლავიმზის ტიპს ყვითელ ჯუჯას უწოდებენ ვარსკვლავებიასევე შედარებით მცირეა. ყველაზე მძიმე და ყველაზე დიდი ნორმალური ვარსკვლავებილურჯ გიგანტებს უწოდებენ.

ახალგაზრდა ასაკში ვარსკვლავიჯერ კიდევ გარშემორტყმულია მისი მშობელი ღრუბლით, რომელიც გაზის ან გაზის მტვრის დისკის სახით ბრუნავს მის გარშემო. სადაც ვარსკვლავიქარი - ყველა სახის ნაწილაკების ნაკადი, რომელიც გამოდის ზედაპირიდან ვარსკვლავებიმაღალი სიჩქარით, ზეწოლას ახდენს ღრუბლის ნივთიერებაზე, ცდილობს მის დაშორებას. ვინაიდან ღრუბელს აქვს ბრტყელი დისკის ფორმა, ნაწილაკების მოძრაობა მის სიბრტყეში წნევის ქვეშ ვარსკვლავურიქარი რთულია. მატერია მიედინება ბრუნვის ღერძის გასწვრივ ვარსკვლავებიდა ღრუბლები, ორი საპირისპირო მიმართულებით. ამ მიმართულებით მატერია ცოტაა და ღრუბლის ნაწილაკები თითქმის შეუფერხებლად შორდებიან ვარსკვლავები. ასე ხშირად შეიმჩნევა მატერიის გადინება ახალგაზრდებიდან ვარსკვლავები.

როდესაც გვესმის სიტყვა ვარსკვლავი, ხშირად წარმოვიდგენთ ცაზე ხილულ სხვადასხვა ციურ სხეულებს. მაგრამ ყველა მათგანი არ არის ვარსკვლავი; ისინი შეიძლება იყოს პლანეტები, ვარსკვლავების ჯგუფები ან უბრალოდ გაზის ღრუბლები.

ვარსკვლავიარის გაზის ბურთი. ანათებს ძალიან მაღალი ტემპერატურის გამო. ვარსკვლავების ტემპერატურა 2100-დან 50000 გრადუს ცელსიუსამდე მერყეობს. ვარსკვლავის ტემპერატურა პირდაპირ გავლენას ახდენს მის ფერზე. ეს შეიძლება შევადაროთ ცხელ მეტალს, რომელიც იცვლის ფერს ტემპერატურის მიხედვით. ყველაზე ცხელი ვარსკვლავები ცისფერი ჩანს.

ვარსკვლავის გამოჩენა

მეცნიერები დიდი ხანია ცდილობდნენ გაერკვნენ, თუ როგორ წარმოიქმნება ვარსკვლავები. ვარსკვლავებს შეიძლება ჰქონდეთ განსხვავებული ზომები. მისი მრავალი სხვა მახასიათებელი, როგორიცაა ტემპერატურა, ფერი და სიცოცხლის ხანგრძლივობა, დამოკიდებულია მის ზომაზე. ვარსკვლავები კოსმოსური მტვრისა და აირისგან შედგება. გრავიტაციის ძალები ამ კომპონენტებს აკუპაჟებს. ისინი ზრდის ბრუნვის სიჩქარეს და ტემპერატურას, რაც იწვევს პროტოვარსკვლავის წარმოქმნას. როდესაც პროტოვარსკვლავის ბირთვში არსებული გაზი თბება 12 000 000 გრადუსამდე, მასში წყალბადი დაიწყებს ჰელიუმად გადაქცევას. ამ პროცესის დროს პროტოვარსკვლავი გამოყოფს უამრავ ენერგიას, რის შედეგადაც ის წყვეტს შეკუმშვას.

ცხოვრების გზა

ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ენერგია მას მრავალი წლის განმავლობაში ნათელს ხდის. მაგალითად, მზის მსგავსი ვარსკვლავი ცხოვრობს და ანათებს საშუალოდ 10 მილიარდი წლის განმავლობაში. უფრო დიდ ვარსკვლავებს აქვთ მოკლე სიცოცხლის ხანგრძლივობა მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წლის განმავლობაში. ეს გამოწვეულია იმით, რომ მათ სიღრმეში გაზი უფრო სწრაფად მუშავდება. ჩვენს მზეზე პატარა ვარსკვლავები გამოიმუშავებენ ნაკლებ სითბოს და სინათლეს და ცოცხლობენ 50 მილიარდ წელს ან მეტს.

ვარსკვლავების ჯგუფები

ზოგიერთ შემთხვევაში, ვარსკვლავების ორი ან მთელი ჯგუფი წარმოიქმნება ერთი და იმავე წყაროს მასალისგან გაზისა და მტვრის სახით. მათ მრავლობითს უწოდებენ. მეცნიერებმა, რომლებიც აკვირდებოდნენ ასეთ ვარსკვლავებს, შენიშნეს, რომ ზოგჯერ ერთი ვარსკვლავის სინათლე მეორეს აჭარბებს და ზოგჯერ მათ მიერ გამოსხივებული შუქი ჯამდება.

• წყალბადის ჰელიუმად გადაქცევის დროს ვარსკვლავის ბირთვში გამოიყოფა დიდი რაოდენობით ენერგია, რაც აჩერებს ვარსკვლავის შემდგომ შეკუმშვას.
• ეგრეთ წოდებული პლეადები, ვარსკვლავთა ჯგუფები, რომლებიც მდებარეობს დედამიწიდან საკმაოდ შორს, შეუიარაღებელი თვალით შეიძლება აღვიქვათ ნისლიან ლაქად.
• ვარსკვლავი იბადება გაზისა და მტვრის ღრუბლიდან. გრავიტაციის ძალა ამკვრივებს ამ ღრუბელს. გაზის ტემპერატურა იზრდება, რაც იწვევს ენერგიის, კერძოდ სინათლის გამოყოფას.
• გაზის ტემპერატურა მუდმივად იზრდება, ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული შუქი უფრო კაშკაშა ხდება.
• ჩვენი მზე ამჟამად თავისი ცხოვრების გზაზე შუაშია. მეცნიერთა აზრით, მასში არის საკმარისი გაზი, რომ იცხოვროს კიდევ 5 მილიარდი წლის განმავლობაში.

საიტზე შეგიძლიათ იპოვოთ ბევრი საინტერესო და სამეცნიერო სტატია და სიახლე კოსმოსის შესახებ

ვარსკვლავები იბადებიან, როდესაც ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრის ღრუბელი შეკუმშული და შეკუმშული ხდება მისივე გრავიტაციით.
ითვლება, რომ ეს პროცესი ვარსკვლავების წარმოქმნას იწვევს. ოპტიკური ტელესკოპების გამოყენებით ასტრონომებს შეუძლიათ დაინახონ ეს ზონები, რომლებიც ნათელ ფონზე ბნელ ლაქებს ჰგავს. მათ უწოდებენ "გიგანტურ მოლეკულურ ღრუბლოვან კომპლექსებს", რადგან წყალბადი იმყოფება მოლეკულური ფორმით. ეს კომპლექსები, ანუ სისტემები, გლობულურ ვარსკვლავურ გროვებთან ერთად, გალაქტიკაში ყველაზე დიდი სტრუქტურებია, რომელთა დიამეტრი ზოგჯერ 1300 სინათლის წელს აღწევს.
ახალგაზრდა ვარსკვლავები, სახელწოდებით "ვარსკვლავური მოსახლეობა I", წარმოიქმნება ძველი ვარსკვლავების ამოფრქვევის შედეგად მიღებული ნარჩენებისგან, მათ ე.წ.
„ვარსკვლავური მოსახლეობა II“. ფეთქებადი აფეთქება იწვევს დარტყმის ტალღას, რომელიც აღწევს უახლოეს ნისლეულამდე და იწვევს მის შეკუმშვას.

ბოკის გლობულები.

ასე რომ, ნისლეულის ნაწილი შეკუმშულია. ამ პროცესის პარალელურად იწყება მკვრივი მუქი მრგვალი ფორმის გაზისა და მტვრის ღრუბლების წარმოქმნა. მათ "ბოკის გლობულებს" უწოდებენ. ბოკი, ჰოლანდიური წარმოშობის ამერიკელი ასტრონომი (1906-1983), იყო პირველი, ვინც აღწერა გლობულები. გლობულების მასა დაახლოებით
200-ჯერ აღემატება ჩვენს მზეს.
როდესაც ბოკის გლობული აგრძელებს კონდენსაციას, მისი მასა იზრდება, რაც მიზიდულობის გამო იზიდავს მატერიას მეზობელი რეგიონებიდან. იმის გამო, რომ გლობულის შიდა ნაწილი უფრო სწრაფად კონდენსირდება, ვიდრე გარე ნაწილი, გლობული იწყებს გათბობას და ბრუნვას. რამდენიმე ასეული ათასი წლის შემდეგ, რომლის დროსაც ხდება შეკუმშვა, წარმოიქმნება პროტოვარსკვლავი.

პროტოვარსკვლავის ევოლუცია.

მასის გაზრდის გამო სულ უფრო მეტი მატერია იზიდავს პროტოვარსკვლავის ცენტრს. შიგნით შეკუმშული აირისგან გამოთავისუფლებული ენერგია გარდაიქმნება სითბოდ. პროტოვარსკვლავის წნევა, სიმკვრივე და ტემპერატურა იზრდება. ტემპერატურის მატების გამო ვარსკვლავი მუქ წითლად ანათებს.
პროტოვარსკვლავი ძალიან დიდია და მიუხედავად იმისა, რომ თერმული ენერგია მთელ ზედაპირზე ნაწილდება, ის მაინც შედარებით ცივი რჩება. ბირთვში ტემპერატურა იმატებს და რამდენიმე მილიონ გრადუს ცელსიუსს აღწევს. პროტოვარსკვლავის ბრუნვა და მრგვალი ფორმა გარკვეულწილად იცვლება, ის უფრო ბრტყელი ხდება. ეს პროცესი მილიონობით წელი გრძელდება.
ძნელია ახალგაზრდა ვარსკვლავების დანახვა, რადგან მათ ჯერ კიდევ აკრავს მუქი მტვრის ღრუბელი, რის გამოც ვარსკვლავის სიკაშკაშე პრაქტიკულად უხილავია. მაგრამ მათი ნახვა შესაძლებელია სპეციალური ინფრაწითელი ტელესკოპების გამოყენებით. პროტოვარსკვლავის ცხელი ბირთვი გარშემორტყმულია მატერიის მბრუნავი დისკით, რომელსაც აქვს ძლიერი გრავიტაციული ძალა. ბირთვი იმდენად ცხელდება, რომ იწყებს მატერიის გამოდევნას ორი პოლუსიდან, სადაც წინააღმდეგობა მინიმალურია. როდესაც ეს ემისიები ვარსკვლავთშორის გარემოს ეჯახება, ისინი ანელებენ და იშლება ორივე მხრიდან, ქმნიან ცრემლის ფორმის ან თაღოვან სტრუქტურას, რომელიც ცნობილია როგორც ჰერბიკ-ჰაროს ობიექტი.

ვარსკვლავი თუ პლანეტა?

პროტოვარსკვლავის ტემპერატურა რამდენიმე ათას გრადუსს აღწევს. შემდგომი განვითარება დამოკიდებულია ამ ციური სხეულის ზომებზე; თუ მასა მცირეა და მზის მასის 10%-ზე ნაკლებია, ეს ნიშნავს, რომ არ არსებობს პირობები ბირთვული რეაქციებისთვის. ასეთი პროტოვარსკვლავი ვერ გადაიქცევა ნამდვილ ვარსკვლავად.
მეცნიერებმა გამოთვალეს, რომ შეკუმშული ციური სხეული რომ ვარსკვლავად გარდაიქმნას, მისი მინიმალური მასა ჩვენი მზის მასის მინიმუმ 0,08 უნდა იყოს. გაზის შემცველი უფრო მცირე ზომის ღრუბელი, კონდენსირებული, თანდათან გაცივდება და გადაიქცევა გარდამავალ ობიექტად, რაღაც ვარსკვლავსა და პლანეტას შორის, ეს არის ეგრეთ წოდებული "ყავისფერი ჯუჯა".
პლანეტა იუპიტერი ზედმეტად პატარა ციური ობიექტია, რომ ვარსკვლავი გახდეს. უფრო დიდი რომ ყოფილიყო, შესაძლოა მის სიღრმეში ბირთვული რეაქციები დაწყებულიყო და ის მზესთან ერთად ორმაგი ვარსკვლავების სისტემის გაჩენას შეუწყობდა ხელს.

ბირთვული რეაქციები.

თუ პროტოვარსკვლავის მასა დიდია, ის აგრძელებს კონდენსაციას საკუთარი სიმძიმის გავლენის ქვეშ. ბირთვში წნევა და ტემპერატურა იზრდება, ტემპერატურა თანდათან 10 მილიონ გრადუსს აღწევს. ეს საკმარისია წყალბადის და ჰელიუმის ატომების გაერთიანებისთვის.
შემდეგ პროტოვარსკვლავის „ბირთვული რეაქტორი“ გააქტიურებულია და ის ჩვეულებრივ ვარსკვლავად იქცევა. შემდეგ გამოიყოფა ძლიერი ქარი, რომელიც ფანტავს მიმდებარე მტვრის გარსს. ამის შემდეგ ჩანს შუქი, რომელიც გამოდის მიღებული ვარსკვლავიდან. ამ სტადიას ეწოდება "T-Taurus ფაზა" და შეიძლება გაგრძელდეს 30 მილიონი წელი. პლანეტების ფორმირება შესაძლებელია ვარსკვლავის გარშემო არსებული გაზისა და მტვრის ნარჩენებისგან.
ახალი ვარსკვლავის დაბადებამ შეიძლება გამოიწვიოს დარტყმითი ტალღა. ნისლეულამდე მიღწევის შემდეგ ის იწვევს ახალი მატერიის კონდენსაციას და ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი გაგრძელდება გაზისა და მტვრის ღრუბლებში. პატარა ვარსკვლავები სუსტი და ცივია, დიდი კი ცხელი და კაშკაშა. მისი არსებობის უმეტესი პერიოდის განმავლობაში ვარსკვლავი წონასწორობის სტადიაში აბალანსებს.

მუნიციპალური საბიუჯეტო საგანმანათლებლო დაწესებულება "გიმნაზია"

რეზიუმე თემაზე: როგორ იქმნება ვარსკვლავები

დაასრულა მე-4 კლასის მოსწავლე ვოლფ ვლადისლავმა

G. Chernogorsk, RH

1. შესავალი
2. ვარსკვლავი იბადება
3. ვარსკვლავური ობლიგაციები
4. დედამიწის დაბადება
5. მზე
6. მთვარე
7. თანავარსკვლავედები
8. დასკვნა

შესავალი

ახლახან დედამ მაჩუქა წიგნი „დიდი სკოლის მოსწავლეების ენციკლოპედია“. Ძალიან ბედნიერი ვიყავი. როდესაც დავიწყე მისი შესწავლა, მივხვდი, რამდენად მომხიბლავი და საინტერესო იყო შინაარსით. მათ შორის სიუჟეტები კოსმოსზე, მზის სისტემაზე, ახალი ვარსკვლავების ან პლანეტების დაბადების შესახებ. ძალიან მომეწონა და გადავწყვიტე პატარა მოხსენება გამეკეთებინა, რომ სხვა ბავშვებმაც იცოდნენ.

როგორ იქმნება ვარსკვლავები

როდესაც ადამიანები საუბრობენ ვარსკვლავებზე, ისინი ჩვეულებრივ გულისხმობენ ყველა მანათობელ სხეულს, რომელიც ღამის ცაზე ჩანს. თუმცა ბევრი მათგანი არ არის ვარსკვლავები, არამედ პლანეტები, ვარსკვლავთა ჯგუფები ან უბრალოდ გაზის ღრუბლები.

ვარსკვლავი არის გაზის ბურთი, რომელიც გაცხელებულია ისეთ ტემპერატურამდე, რომ ანათებს. ვარსკვლავების ტემპერატურა მერყეობს 2100*C-დან 50000*C-მდე, ვარსკვლავის ფერი დამოკიდებულია მის ტემპერატურაზე, წარმოიდგინეთ, რომ ლითონის ნაჭერი გაცხელებულია ცეცხლზე. ჯერ ლითონი ხდება ნათელი წითელი. შემდეგ ხდება თეთრი ცხელი. თეთრი ვარსკვლავები წითელ ვარსკვლავებზე უფრო ცხელია, მაგრამ ყველაზე ცხელი ვარსკვლავები ლურჯია.

ვარსკვლავი არის დაბადება

მრავალი წლის განმავლობაში მეცნიერები ეძებენ პასუხს კითხვაზე, თუ როგორ იბადებიან ვარსკვლავები. ვარსკვლავები სხვადასხვა ზომისაა. ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა, სიკაშკაშე და სხვა მახასიათებლები დამოკიდებულია მის ზომაზე. ვარსკვლავები იბადებიან კოსმოსური გაზისა და მტვრის ღრუბლებიდან. გრავიტაციული ძალების გავლენით ღრუბელი უფრო მკვრივი ხდება, მისი ბრუნვის სიჩქარე და ტემპერატურა თანდათან იზრდება და ის პროტოვარსკვლავად იქცევა. როდესაც პროტოვარსკვლავის ცენტრში ტემპერატურა აღწევს დაახლოებით 12,000,000 * C, მის სიღრმეში იწყება თერმობირთვული რეაქციები, გარდაქმნის წყალბადს და ჰელიუმს. ამ შემთხვევაში ისეთი უზარმაზარი ენერგია გამოიყოფა, რომ ვარსკვლავი საკუთარი გრავიტაციული ძალების გავლენით წყვეტს შეკუმშვას. აქ მთავრდება ვარსკვლავების ფორმირება.

გამოთავისუფლებული ენერგია არა მხოლოდ ხელს უშლის ვარსკვლავს შეკუმშვას, არამედ ანათებს მას ძალიან დიდი ხნის განმავლობაში. ჩვენი მზის ზომის ვარსკვლავს შეუძლია დაახლოებით 10 მილიარდი წელი იცოცხლოს. დიდი ვარსკვლავები გაზს უფრო სწრაფად წვავენ და მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წელი ცოცხლობენ. მზეზე პატარა და გრილი ვარსკვლავები 50 მილიარდ წელზე მეტს იცოცხლებენ.

ვარსკვლავური ჰალსტუხები

ზოგჯერ ორი ვარსკვლავი იბადება მახლობლად გაზისა და მტვრის ერთი მბრუნავი ღრუბლისგან. უფრო მეტიც, ახალშობილები ხშირად განსხვავდებიან ფერითა და ზომით და საერთოდ არ ჰგვანან ტყუპებს. ისინი დაკავშირებულია ურთიერთმიზიდულობის ძალებით და მოძრაობენ ორბიტებში, ტრიალებენ ერთმანეთის გარშემო, ისევე როგორც მთვარე ბრუნავს დედამიწის გარშემო. ასეთ ვარსკვლავებს ორმაგ ვარსკვლავებს უწოდებენ. თუ ჯგუფში ორზე მეტი ვარსკვლავია, მათ მრავლობითი ეწოდება. ასტრონომები ადარებენ ასეთი ვარსკვლავების სიკაშკაშეს მათზე დაკვირვებით სხვადასხვა პერიოდში: როდესაც ერთი ვარსკვლავის შუქი ანათებს მეორეს ან როდესაც მათი გამოსხივება ჯამდება.

არსებობს პლეადები - ღია ვარსკვლავური გროვა, რომელიც მოიცავს 100-ზე მეტ ვარსკვლავს. ისინი ძალიან შორს არიან მიწიდან, ამიტომ მათი უმეტესობა შეუიარაღებელი თვალით არ ჩანს და ერთობლივად აღიქმება, როგორც ნისლიანი ადგილი.

დედამიწის დაბადება

დედამიწა, როგორც ჩანს, ჩამოყალიბდა დაახლოებით 4,6 მილიარდი წლის წინ (დაახლოებით 8,5 - 10,5 მილიარდი წლის შემდეგ სამყაროს დაბადებიდან, ენერგიის კოლოსალური გამოყოფის შედეგად, რომელსაც ეწოდება დიდი აფეთქება). ის ჩამოყალიბდა, როგორც პროტოპლანეტარული მატერია შეგროვდა კოლტში და გაცხელდა. რკინისა და ნიკელის მძიმე ნაწილაკები კონცენტრირებული იყო ამ ბურთის ცენტრში და გარე, სავარაუდოდ გამდნარი ფენა წარმოიქმნა მსუბუქი მასალებისგან. მილიონობით წლის შემდეგ გარე ფენამ გაციება და გამკვრივება დაიწყო. დედამიწის სიღრმეში ნივთიერება ჯერ კიდევ ცხელია, ნაწილი კი მდნარია. კოსმოსიდან ჩვენი პლანეტა ცისფერი ჩანს, რადგან მისი უმეტესი ნაწილი დაფარულია ოკეანეებით და დედამიწა გარშემორტყმულია ატმოსფეროთი - ჰაერის გარსი. ის იცავს კოსმოსური გამოსხივებისგან და არეგულირებს დედამიწის ტემპერატურას. უფრო მაღლა, ატმოსფერო უფრო თხელი ხდება, სანამ არ გახდება უჰაერო სივრცე. მას უჭირავს სიმძიმის ძალა. დედამიწა ბურთის ფორმისაა, თუმცა გარკვეულწილად გაბრტყელებულია პოლუსებზე და უფრო ფართო ეკვატორზე, შუაში. ჩვენი პლანეტის მაგნიტური ველი წარმოიქმნება დამუხტული ნაწილაკების ნაკადებით დედამიწის რკინით მდიდარ ბირთვში.

მზე

ჩვენი ვარსკვლავი. ის ახლა სიცოცხლის ციკლის შუაშია და მისი გაზის მარაგი კიდევ 5 მილიარდი წელი გაგრძელდება. ცხრა კოსმოსური სხეული, რომელსაც პლანეტები ეწოდება, მზის გარშემო ბრუნავს იმავე მიმართულებით - საათის ისრის საწინააღმდეგოდ, როცა ზემოდან ხედავთ. მზესთან ერთად ისინი ქმნიან მზის სისტემას. დედამიწა მზის გარშემო სრულ ბრუნვას აკეთებს ერთ წელიწადში (365 დღე) მზე დედამიწიდან 150 მილიონი კმ მანძილზეა. მზე დედამიწაზე დაახლოებით 333000-ჯერ მძიმეა. მოცულობითი ხედვის სიზუსტით, დედამიწის მსგავსი დაახლოებით 1,300,000 პლანეტა მოთავსდება მზის შიგნით. ყველა ვარსკვლავის მსგავსად, მზე არის ცხელი აირების ბურთი, ძირითადად წყალბადი და ჰელიუმი. მზის ბირთვში ხდება თერმობირთვული რეაქცია, წყალბადის გარდაქმნა ჰელიუმად. გამოიყოფა უზარმაზარი ენერგია, რის გამოც ბირთვის ტემპერატურა აღწევს 15 000 000 * C და მზე ანათებს.

მთვარე

ეს არის დედამიწასთან ყველაზე ახლოს მყოფი კოსმოსური სხეული და ჩვენი ერთადერთი თანამგზავრი

პლანეტები. ასტრონომები მთვარეს თანამგზავრს უწოდებენ, რადგან ის დედამიწის გარშემო 27,3 დღეში ერთხელ ბრუნავს. ამავდროულად ის ახერხებს თავისი ღერძის გარშემო შემობრუნებას, ამიტომ მთვარე დედამიწას ყოველთვის ერთი და იგივე გვერდით უყურებს. მთვარე ანათებს მზისგან არეკლილი სინათლით. ახალი მთვარის დროს მთვარის მხარე ჩვენსკენ არ არის განათებული მზეით და ჩვენ მას საერთოდ ვერ ვხედავთ. ზოგჯერ მთვარე ჩნდება დედამიწასა და მზეს შორის, რომელიც ფარავს მზეს. შემდეგ დედამიწაზე მზის დაბნელება ხდება. მთვარის დაბნელება ხდება მაშინ, როდესაც დედამიწა გადის მზესა და მთვარეს შორის და ჩრდილს აყენებს მთვარის ზედაპირზე. ისინი უფრო ხშირად გვხვდება, ვიდრე მზის. ზოგიერთი მეცნიერი თვლის, რომ 4 მილიარდი წლის წინ დედამიწა შეეჯახა მყარ ციურ სხეულს, რომელსაც პლანეტაზემალი ეწოდება. შეჯახებისას ცალი დედამიწის ზედაპირიდან ჩამოიშალა. მის ირგვლივ ორბიტაზე მოძრაობდნენ, ისინი თანდათან მიუახლოვდნენ და შექმნეს მთვარე. მთვარეზე ატმოსფერო არ არის და ყველა მეტეორიტი მის ზედაპირზე ეცემა დაწვის გარეშე და ქმნის კრატერებს. მთვარის ზედაპირზე ტემპერატურა -170*C-დან 100*C-მდეა.

დედამიწა პლანეტა მცირე

თანავარსკვლავედები

ღამის ცაზე ათასობით ვარსკვლავი ჩანს. ვარსკვლავები ქმნიან სხვადასხვა ნიმუშებსა და ფორმებს. ვარსკვლავთა ჯგუფებს, რომლებიც ქმნიან სპეციფიკურ ნიმუშს, ეწოდება თანავარსკვლავედები. ჯერ კიდევ ძველ დროში ადამიანებმა შენიშნეს, რომ ყველა ვარსკვლავი თითქოს ჩრდილოეთ ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს. ის ყოველთვის თავის ადგილზე დგას, გაუნძრევლად. მდებარეობს ჩრდილოეთ პოლუსზე პირდაპირ. სამხრეთ ნახევარსფეროში მოსახერხებელია ნავიგაცია სამხრეთის ჯვრის თანავარსკვლავედით. თანავარსკვლავედების ფორმა არ იცვლება, მაგრამ პლანეტები თანავარსკვლავედებს შორის გადაადგილებისას იცვლიან პოზიციას. უძველესი ასტრონომები იდუმალ მოძრავ ობიექტებს „პლანეტებს“ უწოდებდნენ, რაც ძველ ბერძნულად „მოხეტიალეებს“ ნიშნავს.

ასტრონომია

მეცნიერება კოსმოსისა და კოსმოსური სხეულების შესახებ. ყოველწლიურად უფრო და უფრო მეტს ვსწავლობთ მზის სისტემის, ჩვენი გალაქტიკის (ირმის ნახტომი) და სამყაროს მრავალი სხვა ობიექტისა და ფენომენის შესახებ. ასტრონომები იყენებენ ყველაზე თანამედროვე სამეცნიერო აღჭურვილობას კოსმოსის საიდუმლოებების შესაღწევად. მათი კვლევის წყალობით, ჩვენ გვესმის მზის სისტემის და სამყაროს სტრუქტურა. კოსმოსის სიღრმეში შეხედვით, ასტრონომები მუშაობენ ქიმიკოსებთან, ფიზიკოსებთან და სხვა მეცნიერებთან ერთად, ცვლიან ცოდნასა და იდეებს.