ჩვენს გალაქტიკაში, ირმის ნახტომში არის 200 მილიარდიდან 400 მილიარდამდე ვარსკვლავი. შეუიარაღებელი თვალით კი ცაზე დედამიწიდან მხოლოდ 1500-მდე ვარსკვლავი და 88 თანავარსკვლავედი ჩანს. ჩვენი გალაქტიკა საშუალოზე დიდი გალაქტიკაა. საშუალოდ თითოეული გალაქტიკა შეიცავს 100 მილიარდზე მეტ ვარსკვლავს, ხოლო გალაქტიკების რაოდენობა მინიმუმ 2 ტრილიონია. ჩვენი გალაქტიკა ბგერის სიჩქარეზე სწრაფად იზრდება და მის კიდეებზე მუდმივად წარმოქიმნება ახალი ვარსკვლავები. დაახლოებით 3 მილიარდი წლის შემდეგ რძის გზა ამჟამინდელზე ხუთი პროცენტით დიდი იქნება. დაახლოებით 40 ახალი ვარსკვლავი ჩნდება ჩვენს გალაქტიკაში ყოველდღიურად. ამ ყველაფერს ის დაემატება, რომ 4 მილიარდი წლის შემდეგ ჩვენს გალაქტიკას დაეჯახება სპირალური გალაქტიკა "ანდრომედა" და წარმოიქმნება მეგაგალაქტიკა სახელად "მილკომედა" და შემდეგ "გვექნება" დღევანდელზე ბევრად მეტი ვარსკვლავი. ეს შეჯახება არ გამოიწვევს კატასტროფულ შედეგებს და არ მოხდება ვარსკვლავების პირდაპირ ერთმანეთზე დაჯახება ვინაიდან მანძილები ვარსკვლავებს შორის კოლოსალურად დიდია. შესაძლოა დაჯახება მხოლოდ მილიარდში ერთი მოხდეს. რომ წარმოვიდგინოთ თუ რამდენად შორსაა ვარსკვლავები ერთმანეთისგან ასეთი მაგალითი მოვიყვანოთ: გამოთვლილია, რომ თუ ობობას ქსელს გავჭიმავთ ჩვენთან ყველაზე ახლომდებარე ვარსკვლავამდე - ალფა კენტავრამდე, მაშინ ამ ობობას ქსელის წონა იქნებოდა 500 ათასი ტონა. ან ავტომობილი, რომელიც მოძრაობს საათში 100 კილომეტრით, რომ გაგვეშვა ალფა კენტავრამდე, რომელიც როგორც უკვე ვთქვით მზიდან ყველაზე ახლოს მდებარე ვარსკვლავია, იქამდე მისაღწევად დასჭირდებოდა დაახლოებით 48 მილიონი წელიწადი.

ასეთი შეჯახება ჩვენმა გალაქტიკამ უკვე ერთხელ განიცადა 9 მილიარდი წლის წინ. ის იმ დროს შეეჯახა ე.წ. "სოსისის გალაქტიკას", რომელსაც ასე წაგრძელებული ფორმის გამო უწოდეს. ეს გალაქტიკა დაახლოებით 10 მილიარდი მზის მასის გახლდათ. შეჯახების შემდეგ ჩვენი გალაქტიკის ფორმა ძალიან "აიმღვრა", მაგრამ შემდეგ დაეწყო და ჩვენთვის ცნობილი - ბორჯღალის ფორმა მიიღო.

ჩვენს გალაქტიკაში, რომელიც 13.6 მილიარდი წლისაა, დედამიწის წარმოქმნამდე, ანუ 4.6 მილიარდი წლის წინანდელ პერიოდამდე აფეთქდა 200 მილიონ ვარსკვლავზე მეტი. ჩვენი თითოეული კიდური შეიცავს ათასობით სხვადასხვა ვარსკვლავისგან გამოტყორცნილ ატომს.

აზოტი ჩვენს დნმ-ში, კალციუმი ჩვენს კბილებში, რკინა ჩვენს სისხლში, ნახშირბადი ვაშლის ღვეზელში და თუნდაც წყლის მოლეკულების შემადგენელი ატომები იმ ვარსკვლავების ბირთვში წარმოიქმნა, რომლებმაც მოგვიანებით კოლაფსი განიცადეს და მილიარდობით წლის წინ აფეთქდნენ. ჩვენ ვარსკვლავური მტვრის ცოცხალი ნაკრები ვართ, თვით უდიდებულესი ვარსკვლავები დაიხოცნენ, რომ ჩვენ დღეს აქ ვყოფილიყავით და გვეცოცხლა, გვეაზროვნა, გვყვარებოდა და სიცოცხლით დავმტკბარიყავით. სამყარო ერთიანია, ყოველი ადამიანი და ცოცხალი არსება დაკავშირებულნი ვართ ერთმანეთთან ბიოლოგიურად, დედამიწასთან ქიმიურად, ხოლო მთელ სამყაროსთან ატომურად და სუბატომურად.

ბჟა დიდა რე ჩქიმი

თუთა - მუმაჩქიმი

ხვიჩა-ხვიჩა მურიცხეფი

და დო ჯიმა ჩქიმი...

კოლხური ხალხური

ახლა კი გავეცნოთ ჩვენს წარმოუდგენლად დიდებულ და მშვენიერ სამყაროში არსებულ, როგორც დიდი კოლხები იტყოდნენ, ჩვენი დებისა და ძმების - ვარსკვლავების სხვადასხვა ტიპებს, მათ მახასიათებლებს და წარმოქმნის თანმიმდევრობას (იხ. ილუსტრაცია - ვარსკვლავური ევოლუცია)

პროტოვარსკვლავი

პროტოვარსკვლავი (Protostar) გახლავთ წარმონაქმნი, რომელიც ყალიბდება მანამ, სანამ ვარსკვლავი სრულად წარმოიქმნება და მასში ატომური რეაქციები დაიწყება. პროტოვარსკვლავი გაზების (აირების), ცივი წყალბადის და მტვრის უზარმაზარი კოსმოსური გროვაა, რომელიც თავის მხრივ, წარმოიქმნება დიდი მოლეკულური ღრუბლის კოლაფსირებისგან. პროტოვარსკვლავი არის "ვარსკვლავი ემბრიონის ფაზაში", რომელიც ჯერ კიდევ აგროვებს წონას მშობელი მოლეკულური ღრუბლიდან გაზების შეწოვის გზით. ვარსკვლავის ევოლუციაში პროტოვარსკვლავური (ვარსკვლავამდელი) ფაზა დაახლოებით 100, 000 (ასი ათასი) - 500, 000 (ხუთასი ათასი) წელი გრძელდება. ამ დროის განმავლობაში პროტოვარსკვლავში გრავიტაცია და წნევა იზრდება. მთელი ის ენერგია, რომელიც ამ დროს გამოთავისუფლდება პროტოვარსკვლავიდან, გამოწვეულია გრავიტაციული ენერგიის მიერ წარმოქმნილი სიმხურვალით, ვინაიდან ვარსკვლავური ევოლუციის ამ ეტაპზე, ჯერ კიდევ არ არის ხოლმე დაწყებული მასში ბირთვული რეაქციები.

ყავისფერი ჯუჯა ვარსკვლავი

ის პროტოვარსკვლავები, რომლებსაც აქვთ უფრო ცოტა წონა, ვიდრე ჩვენი მზის 0, 08%, ვერასოდეს იწყებენ წყალბადის ატომური შერწყმის რეაქციების წარმოებას და ყალიბდებიან არა სრულყოფილ ვარსკვლავად, არამედ ე.წ. "ყავისფერ ჯუჯად" (Brown dwarf). თუმცა ამ ვარსკვლავებს შეუძლიათ მძიმე წყალბადის ანუ დეიტერიუმის ატომური შერწყმა აწარმოონ, თუკი არიან უფრო დიდი წონის მქონეები, ვიდრე 13 იუპიტერი ერთად.

ნახევრად ყავისფერი ჯუჯა ვარსკვლავი

ყავისფერი ჯუჯების ის ნაწილი, რომელიც იმდენად პატარაა, რომ ვერ აღწევს 13 იპიტერის წონასაც კი, მაშინ მათ არ შეუძლიათ აწარმოონ არათუ წყალბადის ატომური შერწყმის (ფუზიის) რეაქციები, არამედ ზოგჯერ დეიტერიუმის შერწყმისაც კი, იწოდებიან ასტრონემების მიერ ნახევრად ყავისფერ ჯუჯა ვარსკვლავებად (Sub-brown dwarfs). ასეთი ვარსკვლავები, თუკი ისინი რომელიმე სხვა ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავენ იწოდებიან პლანეტადაც კი. ისინი ნელ-ნელა ცივდებიან მილიონობით წლის განმავლობაში.

თი თაური ვარსკვლავი

თი თაური (T tauri star) არის ვარსკვლავის ფორმირების ფაზა, რომელიც პროტოვარსკვლავურ ფაზას მოსდევს. თი თაურის ფაზაში პროტოვარსკვლავი გადადის მაშინ, როდესაც გრავიტაციული წნევა მას საბოლოოდ ერთად კრავს, კუმშავს და მისი ენერგიის მობილიზებას მაღალი ხარისხით ახდენს, თუმცა თი თაურ ვარსკვლავებს ჯერ კიდევ არ აქვთ ბირთვში საკმარისი წნევა იმისთვის, რომ ბირთვული რეაქციები წარმართონ, ამის მიუხედავად შესახედაობით ნამდვილად ჰგვანან ჩვეულებრივი, "ზრდასრული", ბირთვული რეაქციების მქონე ვარსკვლავებს. ისინი დაახლოებით იგივე ტემპერატურისანი არიან, მაგრამ უფრო კაშკაშებენ და ეს ნათება თეთრი ფერისაა. თი თაურ ვარსკვლავებს ძლიერი იქს-სხივების გამოსხივება ახასიათებს, ხოლო მათს ზედაპირზე ძლიერი ვარსკვლავური ქარები დაქრის. თი თაურის სტადია ვარსკვლავურ ევოლუციაში გრძელდება დაახლოებით 100 მილიონი წლის განმავლობაში. ამ ხნის განმავლობაში ის კიდევ უფრო და უფრო მეტ მტვერსა და წყალბადის გაზს აკუმულირებს გარშემო მდებარე მოლეკულური ღრუბლიდან. გრავიტაციული ველის გავლენით ხდება აღნიშნული მტვრისა და წყალბადის გაზის შეკუმშვა, კოლაფსირება, შეჭმუხვნა, შეგროვება, რის შემდეგაც ეს ყველაფერი იწყებს ბრუნვას. შემდეგ იწყება თერმობირთვული სინთეზი ახალშობილი ვარსკვლავის გავარვარებულ ბირთვში და ვარსკვლავიც აინთება. სწორედ ეს მოუვიდა ჩვენს მზეს 4.6 მილიარდი წლის წინ.

ჰერბიგის ვარსკვლავი

ჰერბიგის ვარსკვლავი (Herbig Ae/Be star) არის პრე-მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, ანუ ვარსკვლავი, რომელიც ჯერჯერობით არაა გადასული მთავარი მიმდევრობის სისტემაში. თუ პრე-მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი (Pre-main-sequence star) არის 2 მზის წონაზე უფრო მცირე მაშინ, ის არის თი თაური ვარსკვლავი, ხოლო თუ არის 2-დან 8 მზისხელა წონის მქონე, მაშინ ის ჰერბიგის ვარსკვლავად იწოდება ამერიკელი ასტრონომის ჯორჯ ჰერბიგის სახელზე. ჰერბიგის ვარსკვლავში ისევე, როგორც თი თაურში ჯერ კიდევ არ არის დაწყებული თერმობირთვული რეაქციები. ამ რეაქციების დაწყებისთანავე, ჰერბიგიც და თი თაურიც ხდებიან მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები.

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი

ჯუჯა ვარსკვლავს (Dwarf star) სხვაგვარად ეწოდება ასევე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი. მთავარი მიმდევრობა ასტრონომიაში არის ვარსკვლავთა უწყვეტი და განსხვავებული ჯგუფი, რომელიც ჩნდება დიაგრამებზე ვარსკვლავთა ფერის სიკაშკაშესთან მიმართებაში. ეს ფერი-მაგნიტუდის დიაგრამები ცნობილია, როგორც ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამები, ვინაიდან ისინი ეხნარ ჰერცშპრუნგმა და ჰენრი ნორის რასელმა განავითარეს. ასტრონომებმა ამ დიაპაზონში მანათობელ ვარსკვლავებს მთავარი მიმდევრობის ანუ ჯუჯა ვარსკვლავები უწოდეს. ჩვენს გალაქტიკაში, დევის ნამუხლარში ისევე, როგორც მთელ სამყაროში, ვარსკვლავთა უმეტესობა სწორედ ჯუჯების ჯგუფს განეკუთვნება. ეს ვარსკვლავის ევოლუციის მესამე ეტაპი გახლავთ. ჩვენი მზეც სწორედ ჯუჯათა რიცხვში გადის. ყველაზე მომცრო ჯუჯა შეიძლება ჩვენი მზის წონის მხოლოდ და მხოლოდ 0, 08% იყოს, ანუ 80 იუპიტერის წონის (მასის), მაგრამ არა ამაზე ნაკლები, ვინაიდან ასეთი წონა ქმნის იმ მინიმალურ გრავიტაციულ წნევას, რომელიც აუცილებელია, რომ ვარსკვლავმა დაიწყოს ატომური რეაქციების წარმოება.

წარმოქმნის შემდეგ ვარსკვლავი, მას შემდეგ, რაც გაივლის პროტოვარსკვლავის და შემდეგ თი თაურის ეტაპს, ანუ სულ წარმოქმნიდან 100 მილიონი წლის შემდეგ, იწყებს თავის მკვრივ, გავარვარებულ ბირთვში თერმობირთვული სინთეზით, წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნის პროცესს და ამ დროს გამოიმუშავებს კოლოსალურად დიდ ენერგიას. ვარსკვლავის სიცოცხლის ამ ეტაპზე, იგი განთავსებულია მთავარი მიმდევრობის გასწვრივ პოზიციაზე (მთავარი მიმდევრობის ანუ ჯუჯა ვარსკვლავია), რაც განსაზღვრულია, განპირობებულია ძირითადაც მისი მასით (წონით), მაგრამ ასევე დამოკიდებულია მის ქიმიურ შემადგენლობასა და სხვა ფაქტორებზე. მთავარი მიმდევრობის ანუ ჯუჯა ვარსკვლავებიდან ყველა ჰიდროსტატიკურ წონასწორობაშია, ვინაიდან ბირთვიდან წამოსული გარე სითბური (თერმული) წნევა ბალანსირებულია, გაწონასწორებულია გრავიტაციული ანუ მიზიდულობის ძალით განპირობებული შეჭმუხვნის (კოლაფსის) შიდა წნევით. ეს კი ვარსკვლავს დაშლისგან იცავს.

ბირთვში ენერგიის წარმოქმნის ტემპის ძლიერი დამოკიდებულება ტემპერატურასა და წნევაზე ეხმარება ვარსკვლავს ამ ბალანსის, წონასწორობის შენარჩუნებაში. ვარსკვლავის ბირთვში წარმოქმნილი ენერგია გზას ზედაპირისკენ მიიკვლევს და ბოლოს ფოტოსფეროდან გამოსხივდება ღია კოსმოსში.

მთავარი მიმდევრობა ზოგჯერ ზედა და ქვედა ნაწილებად იყოფა. 1, 5 მზის მასაზე ნაკლები წონის ჯუჯა ვარსკვლავები ძირითადად წარმოქმნის, (ასინთეზირებს) და გარდაქმნის ჰელიუმად. ამ პროცესს პროტონ-პროტონული ჯაჭვი ეწოდება. 1, 5 მზის წონის ან უფრო პატარა ჯუჯები მიეკუთვნებიან მთავარი მიმდევრობის ქვედა ვარსკვლავებს, ხოლო ამაზე უფრო დიდი მასის მქონე ჯუჯა ვარსკვლავები მთავარი მიმდევრობის ზედა ვარსკვლავებად იწოდებიან და ბირთვული წარმოქმნის (სინთეზის) პროცესში ძირითადად იყენებენ ნახშირბადის, აზოტისა და ჟანგბადის ატომებს.

მცირე მასის ვარსკვლავი

მცირე მასის ვარსკვლავი ჯუჯა ვარსკვლავია, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი. სწორედ მცირე მასის ვარსკვლავებს მიეკუთვნება ჩვენი მზეც თავისი სიცოცხლის ამ ეტაპზე, მას შემდეგ, რაც მისი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავად ჩამოყალიბებიდან დაახლოებით 4.6 მილიარდი წელი გავიდა. რა ხდება მაშინ, როდესაც მცირე მასის ვარსკვლავი წყვეტს ენერგიის გამომუშავებას ატომური შერწყმის (ფუზიის) გზით ზუსტად არ ვიცით, ვინაიდან ჯერჯერობით ეს არ ყოფილა პირდაპირ დაკვირვების ქვეშ ასტრონომების მიერ ამ სამყაროს რომელიმე ნაწილში, ვინაიდან თავად ჩვენი სამყარო 13.8 მილიარდი წლისაა, რაც უმრავლეს შემთხვევაში არ არის საკმარისი დრო იმისთვის, რომ მცირე მასის მქონე ვარსკვლავებმა სრულად შეწყვიტონ ატომური შერწყმის პროცესი თავიანთ ბირთვში. მცირე მასის ვარსკვლავებს მიეკუთვნება წითელი ჯუჯები და თეთრი ჯუჯები.

ყვითელი ჯუჯა ვარსკვლავი

ყვითელი ჯუჯა ვარსკვლავი (Yellow dwarf) ანუ G ჯუჯა ვარსკვლავი არის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავთა ერთ-ერთი ტიპი, რომელსაც მიეკუთვნება მაგალითად ჩვენი მზე. ყვითელი ჯუჯების წონა მერყეობს მზის წონის 0.84-დან 1.15-მდე. მათი ზედაპირის ტემპერატურა კი მერყეობს 5300 კელვინიდან (5000 ცელსიუსი) 6000 კელვინამდე (5700 ცელსიუსი). მთავარი მიმდევრობის სხვა ვარსკვლავების მსგავსად ყვითელი ჯუჯებიც ელემენტ წყალბადს გარდაქმნიან ჰელიუმად თავიანთ ბირთვში მიმდინარე ატომური შერწყმის (ფუზიის) მეშვეობით. მაგალითად ჩვენი მზე ყოველ წამში დაახლოებით 600 მილიონ ტონა წყალბადს გარდაქმნის ჰელიუმად და ყოველ წამში 4 მილიონ ტონა მატერიას გარდაქმნის ენერგიად (ე.ი. "წვავს"). ყვითელი ჯუჯების სხვა მაგალითებია ვთქვათ ალფა კენტავრი ა (Alpha Centauri A) და 51 პეგასი (51 Pegasi).

ფორთოხლისფერი ჯუჯა ვარსკვლავი

ფორთოხლისფერი ჯუჯა ვარსკვლავები (Orange dwarfs), იგივე ქეი ჯუჯები (K dwarfs) არიან წყალბადის მწველი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავთა ერთ-ერთი ტიპი. ფორთოხლისფერი ჯუჯა არის გარდამავალი ვარსკვლავური ტიპი ყვითელ ჯუჯასა და წითელ ჯუჯას შორის. ფორთოხლისფერთა წონა მერყეობს ჩვენი მზის წონის 0.5 - 0, 8 -ს (50-დან 80%-ს) შორის. მათი ზედაპირის ტემპერატურა გახლავთ 3900 კელვინიდან 5, 200 კელვინამდე (3626 ცელსიუსიდან, 4926 გრადუს ცელსიუსამდე). მეცნიერები უფრო მეტად სწორედ ამგვარი პლანეტების ირგვლივ ცდილობენ მოძებნონ უცხოპლანეტური განვითარებული ცივილიზაციები. ამგვარი ვარსკვლავების მაგალითებია ალბა კენტავრი ბე (Alpha Centauri B) და ეპსილონ ინდი (Epsilon Indi).

წითელი ჯუჯა ვარსკვლავი

წითელი ჯუჯები არიან პატარა და ცივი ვარსკვლავები, რომელთა წონაც არ აჭარბებს ჩვენი მზის 1/3 მასას. მათი ზედაპირის ტემპერატურა კი საშუალოდ არის 3200 ცელსიუსი. მიუხედავად სახელწოდებისა ისინი უფრო მეტად ყვითლად გამოიყურებიან, ვიდრე წითლად. მათი გამოსხივების ინტენსივობა მზისას ჩამოუვარდება 10, 000-ჯერ (ათი ათასჯერ). წითელი ჯუჯა არის ვარსკვლავის ყველაზე გავრცელებული ტიპი. ასტრონომთა შეფასების თანახმად ისინი ჩვენი გალაქტიკის 3/4 ნაწილს შეადგენენ. ისინი მთავარი მიმდევრობის ანუ ჯუჯა ვარსკვლავები არიან. მათი გამოსხივების დაბალი ინტენსივობის გამო მათზე დაკვირვება საკმაოდ რთულია. შეუიარაღებელი თვალით დედამიწიდან მათი დანახვა შეუძლებელია. პროქსიმა კენტავრი არის ჩვენთან ყველაზე ახლოს მყოფი წითელი ჯუჯა ვარსკვლავი. წითელ ჯუჯებში თერმობირთვული რეაქციები მიმდინარეობს წყალბადის ფუზიის მეშვეობით. ამ ვარსკვლავების 35% კონვექციურია, რაც ნიშნავს, რომ თერმობირთვული რეაქციებისას გამოყოფილი ჰელიუმი მოძრაობს მთელ ვარსკვლავში და არ გროვდება ბირთვში.

თერმობირთვული საწვავის ნელა წვის გამო წითელი ჯუჯები დიდხანს ცოცხლობენ - 10 მილიარდი წლიდან 10 ტრილიონ წლამდე, მაგალითად წითელი ჯუჯა, რომელსაც 0, 1 მზის მასა აქვს, შეუძლია ანათოს 10 ტრილიონი წელი. ამ ტიპის ვარსკვლავებში თერმობირთვული რეაქციები არ მიმდინარეობს ჰელიუმის მონაწილეობით. სწორედ ამიტომ ისინი ვერასოდეს გარდაიქმნებიან წითელ გიგანტად. დროთა განმავლობაში, წითელი ჯუჯები ნელა იკუმშებიან. მათი ტემპერატურა იმატებს, ხოლო წყალბადის მარაგის ამოწურვის შემდეგ ისინი ჯერ ცისფერ ჯუჯად, შემდეგ კი თეთრ ჯუჯად გარდაიქმნებიან.

ასტრონომიის ერთ-ერთი პრობლემაა იყვნენ თუ არა წითელი ჯუჯები პირველი ტაობის ვარსკვლავებს შორის. პირველი თაობის ვარსკვლავები შეიცავდნენ ძირითადად წყალბადს და ჰელიუმს (ასევე მცირე რაოდენობის ლითიუმს). დღესდღეობით წითელი ჯუჯების უმრავლესობა შეიცავს მეტალებს. იმისთვის, რომ მცირე წონის ობიექტი აენთოს, საჭიროა, რომ მის შემცველობაში იყოს მეტალიც. პირველი თაობის მცირე პროტოვარსკვლავები მეტალის არარსებობის გამო ვერ აინთებოდნენ, ამიტომ მათ შორის წითელი ჯუჯების არსებობა საეჭვოა. უფრო ალბათურია, რომ თავდაპირველად იყვნენ უფრო მასიური ვარსკვლავები, რომლებიც მალევე დაიღუპნენ და მათ მიერ გამოტყორცნილი მეტალების საშუალებით შემდგომში აღმოცენდნენ წითელი ჯუჯა ვარსკვლავები და სხვა მცირე მასის ობიექტები.

აღსანიშნავია, რომ წითელ ჯუჯებს გააჩნიათ პლანეტები. 2005 წელს ერთ-ერთ წითელ ჯუჯასთან აღმოჩენილ იქნა დედამიწის წონის მქონე პლანეტა, რომელიც მისგან 5 მილიონი კილომეტრითაა დაშორებული. მიუხედავად ამ წითელი ჯუჯის მცირე ნათებისა, ზედაპირის ტემპერატურა აქვს 1, 500 გრადუსი ცელსიუსი. 2006 წელს კი აღმოაჩინეს 390 მლნ. კმ.-ით დასორებული წითელი ჯუჯის ირგვლივ მბრუნავი დედამიწის ტიპის კიდევ ერთი პლანეტა.

დაკვირვებების შედეგად ვარაუდობენ, რომ წითელი ჯუჯების 40%-ს უნდა ჰქონდეს დედამიწის ტიპის პლანეტები ე.წ. "სასიცოცხლო ზონაში" (სასიცოცხლო ზონა გულისხმობს ვარსკლავის ირგვლივ ისეთ ორბიტას, სადაც პლანეტის ზედაპირზე თხევადი წყლის არსებობაა შესაძლებელი).

წითელი ჯუჯების პლანეტებზე სიცოცხლის არსებობის საკითხი ამჟამად ფართო განხილვის საგანს წარმოადგენს. მიუხედავად წითელი ჯუჯების დიდი რაოდენობისა, და მათი სიცოცხლის დიდი ხანგრძლივობისა, არის რამდენიმე ფაქტორი, რის გამოც მათს პლანეტებზე მაღალორგანიზებული სიცოცხლის არსებობა ნაკლებად სავარაუდო იქნებოდა.

ვინაიდან წითელი ჯუჯა ვარსკვლავები დაბალი ინტენსივობით ასხივებენ, ამიტომ მათი სიცოცხლის ზონა უნდა იყოს ახლოს აღნიშნულ ვარსკვლავთან, მაგრამ ვარსკვლავთან ძალიან ახლოს მბრუნავი პლანეტის საკუთარი ღერძის ირგვლივ ბრუნვის პერიოდი, როგორც წესი, უდრის მისი ვარსკვლავის ირგვლივ ბრუნვის პერიოდს და ამიტომ ასეთი პლანეტა მუდმივად ერთი მხრითაა ვარსკვლავისკენ მოტრიალებული, ეს კი შექმნის უზარმაზარ ტემპერატურულ განსხვავებას პლანეტის ორ მხარეს შორის, რაც თავის მხრივ, სიცოცხლის იმ ფორმების უმრავლესობისთვის, რომელიც დედამიწაზეა, არახელსაყრელ გარემოს წარმოადგენს, მაგრამ არა ყველა სიცოცხლის ფორმისთვის. საბოლოოდ იქ სიცოცხლის არსებობა სრულიად შესაძლებელია, თუმცა ამას ვერ გავარკვევთ ზუსტად, სანამ პირდაპირ არ გვექნება იმ კონკრეტულ პლანეტებზე მუშაობის და სიცოცხლის ძიების.

წითელი ჯუჯა ვარსკვლავები ძირითადად ასხივებენ ინფრაწითელ სინათლეს. დედამიწის მცენარეები კი ენერგიის წყაროდ იყენებენ სინათლის ხილულ სპექტრს, ამიტომ იქ არსებობა ჩვენს მცენარეებს გაუჭირდება ხელოვნური ხელშეწყობის გარეშე, თუმცა რა სიცოცხლის ფორმბი განვითარდა მათზე, ეს არ ვიცით, შესაძლოა ისინი სხვაგვრად იღებდნენ ენერგიას და ინფრაწითელ გამოსხივებას იყენებდნენ ამისათვის. წითელი ჯუჯები არ ასხივებენ ასევე ულტაიისფერ სხივებს. მიუხედავად ზოგიერთი პრობლემისა, საბოლოო ჯამში მეცნიერების დიდი ნაწილი თვლის, რომ წითელი ჯუჯების გარშემო პლანეტებზე სიცოცხლის არსებობა საკმაოდ რეალისტურია.

მოელვარე ვარსკვლავები

მოელვარე ვარსკვლავები (Flare stars) ეწოდება წითელი ჯუჯა ვარსკვლავების იმ სახეობას, რომელსაც ახასიათებს საკმაოდ შესამჩნევი ცვალებადობა დაკვირვებისას და შეუძლიათ გამოისროლონ, გამოტყორცნონ კაშკაშა ალი თავიანთი წიაღიდან ღია კოსმოსში, რაც რამდენიმე წუთის განმავლობაში მათ ნათებას აორმაგებს. ეს სიკაშკაშიც ცვლილება არაა გამოწვეული აფეთქების მიერ. პირველი მოელვარე ვარსკვლავები 1924 წელს იქნა აღმოჩენილი, მიუხედავად ამისა, მეცნიერებს მათზე დაკვირვების საშუალება არ მიეცათ 1948 წლამდე, სანამ არ დააკვირდნენ ჩვენთვის ყველაზე ცნობილ მოელვარე ვარსკვლავს UV Ceti-ს.

ცისფერი ჯუჯა ვარსკვლავი

ცისფერი ჯუჯა ვარსკვლავი (Blue dwarf) არის წითელი ჯუჯა ვარსკვლავის შემდგომი სტადია, თუმცა ჯერჯერობით არაა აღმოჩენილი, ვინაიდან როგორც ზევით ვთქვით, წითელი ჯუჯები დაახლოებით 10 ტრილიონი წელი ცოცხლობენ და სამხარო მხოლოდ ჯერჯერობით 13, 8 მილიარდი წლისაა. ცისფერი ჯუჯები რამდენიმე ტრილიონი წლის შემდეგ გამოჩნდებიან ამ სამყაროში, როდესაც წითელი ჯუჯები შესაბამისად "დაბერდებიან", სრულად გამოიყენებენ თვიანთ წყალბადს საწვავად. საერთოდ, რაც უფრო ბერდება ვარსკვლავი, მეტად კაშკაშა ხდება და რაც უფრო კაშკაშა ხდება, მეტად ბევრ ენერგიას მოიხმარს და რადიაციას ასხივებს. წითელ ჯუჯებზე უფრო დიდი წონის ვარსკვლავები ამ პროცესში წითელ გიგანტებად გარდაიქმნებიან ხოლმე და უფრო და უფრო უდიდდებათ ზედაპირის ფართობი. ამის საწინააღმდეგოდ, ის წითელი ჯუჯები, რომლებსაც წონა მხოლოდ ჩვენი მზის 25% აქვთ ან უფრო ცოტა, დაბერებისას გაზრდიან თავიანთ რადიაციულ ენერგიას ზედაპირის ტემპერატურის მატებით და აქედან გამომდინარე გახდებიან ლურჯად მანათობლები.

თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავი

თეთრი ჯუჯა (White dwarf), ასევე წოდებული, როგორც "დეგენერაციული ჯუჯა" წარმოიქმნება მაშინ, როდესაც წითელი ჯუჯა ვარსკვლავის ბირთვში რამდენიმე ტრილიონი წლის გასვლის შემდეგ (10 მილიარდიდან - 10 ტრილიონამდე წლის გასვლის შემდეგ) თავდება წყალბადის საწვავი ატომური რეაქციებისთვის. ამ დროს ის იკლებს წონაში, ვინაიდან წვავს უფრო დიდ ელემენტებს და ხდება თეთრი ჯუჯა. თეთრი ჯუჯა ზომაში ვარირებს და დაახლოებით საშუალო ზომის პლანეტების ტოლი რადიუსი გააჩნია, ვინაიდან ვარსკვლავის ევოლუციის ამ სტადიისას ატომური შერწყმის შედეგად გამოთავისუფლებული ვარსკვლავური დიდებული ნათება წყდება და ვარსკვლავი იჭმუხნება საკუთარივე გრავიტაციის (მიზიდულობის ძალის) გავლენით. თეთრი ჯუჯა ინარჩუნებს ნათების უნარს, მაგრამ მხოლოდ იმიტომ, რომ იგი ერთ დროს ცხელი ვარსკვლავი გახლდათ. ამ სტადიაში კი, მასში ატომური რეაქციები აღარ მიმდინარეობს. დროთა განმავლობაში თეთრი ჯუჯა გაცივდება მის გარშემო არსებული ცივი კოსმოსის დაბალი ტემპერატურის გავლენით, ის ხომ სითბოს გასცემს გარემოში და აღარ წარმოქმნის. თეთრი ჯუჯა ძირითადად ნახშირბადისა და ჟანგბადისგან შედგება, ასევე გარს აკრავს წყალბადისა და ჰელიუმის თხელი ფენა.

დედამიწიდან 50 სინათლის წლის მოშორებით მდებარეობს თეთრი ჯუჯა, რომელსაც მეცნიერებმა "ლუსი" უწოდეს. ამ საოცარი ციური სხეულის 90% კრისტალიზებულია და რადგანაც მისი ბირთვი ძირითადად ნახშირბადისგან შედგება, ეს მხოლოდ ერთ რამეზე მიანიშნებს: მასში უზღვავი რაოდენობის ბრილიანტია - 10 მილიარდ ტრილიონ ტრილიონი კარატის ბრილიანტი. შედარებისთვის, დედამიწაზე უდიდესი ბრილიანტი 546 კარატს იწონის.

შავი ჯუჯა ვარსკვლავი

შავი ჯუჯა თეთრი ჯუჯის მომდევნო ეტაპია და ეწოდება მკვდარი ვარსკლავის იმ ნარჩენს, რომელიც უკვე თეთრი ჯუჯაც კი აღარ არის ანუ თითქმის ბოლომდე ვიცდება და აღარ გამოყოფს სითბოს და სინათლის შესამჩნევ რაოდენობას. ის თითქმის ბოლომდე ქრება. იმისთვის, რომ შავი ჯუჯა ჩამოყალიბდეს საჭიროა 13.8 მილიარდ წელიწადზე ბევრად დიდი დრო, რაც სამყაროს წარმოქმნიდან დღემდე გავიდა, ამიტომ დღევანდელი მდგომარეობით შავი ჯუჯები სამყაროში არ არსებობენ. სწორედ ესაა ჩვენი მზის მომავალიც. როდესაც ის შეწყვეტს ჰელიუმის ფუზიას თავის ბირთვში 8 მილიარდი წლის შემდეგ და როდესაც გამოჰყოფს თავისი შიგთავსის დიდ ნაწილს პლანეტარულ ნისლეულად, ის გადაიქცევა თეთრ ჯუჯად. ამის შემდეგ ტრილიონობით წელი გავა ისე, რომ ის მეტ სინათლეს აღარ აწარმოებს. მხოლოდ და მხოლოდ ერთ დროს წითელი გიგანტობის დროიდელი სინათლე და სითბო ექნება შერჩენილი, მაგრამ გავა 1 კვადრილიონი წელიწადი და თეთრ ჯუჯად გარდაქმნილი მზე უკვე იმდენად გაცივდება გარემომცველი კოსმოსის გავლენით, რომ სრულად შეწყვეტს ნათებას და სითბოს გამოცემას. აი ამ დროს ის გარდაიქმნება საბოლოოდ შავ ჯუჯად. თუმცა ამას შესაძლოა არ ეყოს 1 კვადრილიონი წელი (1-იანი 15 ნულით ანუ ათასი ტრილიონი) და ბევრად დიდი დრო დასჭირდეს.

წითელი გიგანტი ვარსკვლავი

პროტოვარსკვლავიდან განვითარებული მთავარი მიმდევრობის დაბალი მასის მქონე ვარსკვლავები, როგორიცაა მაგალითად ყვითელი და ფორთოხლისფერი ჯუჯა ვარსკვლავები შემდგომში გადაიქცევიან ხოლმე წითელ გიგანტებად (Red giant). ეს არის დაბალი ან საშუალო მასის მქონე (0.3 - 8 მზის წონა) კაშკაშა გიგანტური ვარსკვლავი, რომელიც თავისი ევოლუციის მიწურულ ფაზაშია. მისი გარე ატმოსფერო გამობერილი და გათხელებულია, რის გამოც მისი რადიუსი უზარმაზარი ხდება. შეიძლება 100-ჯერ უფრო დიდიც, ვიდრე ჯუჯად ყოფნის დროს ჰქონდა. წითელი გიგანტის ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 5000 კელვინია (4726 ცელსიუსი).

წითელი გიგანტის გარეგნობა ყვითელ-ნარინჯისფერი და წითელია და მოიცავს სპექტრულ ტიპებს K-სა და M-ს, ასევე S კლასისა და ნახშირბადის ვარსკვლავების უმეტესობას. ყველაზე გავრცელებული წითელი გიგანტები არის ისეთი ვარსკვლავები, რომლებიც წყალბადს კვლავ ჰელიუმად გარდაქმნის ოღონდ უკვე არა თავის ბირთვში, არამედ გარსში, რომელიც ვარსკვლავის უკვე გადაგვარებულ ჰელიუმის ბირთვს გარშემო აკრავს.

სხვა წითელი გიგანტებია მაგალითად ერთად შეჯგუფებული ვარსკვლავები ჰორიზონტალური განშტოების გრილ ნახევარში, რომლებიც ბირთვში ჰელიუმს ნახშირბადად გარდაქმნიან სამმაგი ალფა პროცესით.

ასევე არსებობს ისეთი წითელი გიგანტები, რომელსაც ეწოდება ასიმპტოტური განშტოების გიგანტური ვარსკვლავები (აგგ), რომლებიც ჰელიუმს წვავენ ნახშირბად-ჟანგბადის გადაგვარებული ვარსკვლავური ბირთვის გარეთ, თავიანთ გარსში.

დედამიწასთან მდებარე უახლოესი წითელი გიგანტი არის გამა კრუცისი (Gamma Crucis) და ჩვენგან 88 სინათლის წლითაა დაშორებული. თუმცა უნდა ითქვას, რომ ნარინჯისფერ გიგანტ არქტურს, ზოგიერთი მეცნიერი წითელ გიგანტად მიიჩნევს. არქტური დედამიწიდან მხოლოდ 36 სინათლის წლითაა დაშორებული.

ვარსკლავის წითელი გიგანტის ფაზა მხოლოდ რამდენიმე ასეულ მილიონ წელს გრძელდება, ვინაიდან ის ძალიან სწრაფად წვავს საწვავს. მას მალევე გამოელევა იგი და შიგთავსს კოსმოსში გამოაფრქვევს, ამის შემდეგ წარმოიქმნება ე.წ. "პლანეტარული ნისლეული (Planetary Nebula), შიგნეულგამოფრქვეული ვარსკვლავური "გვამი" თეთრ ჯუჯად ყალიბდება, თეთრი ჯუჯა კი შავ ჯუჯად გარდაიქმნება მინიმუმ კვადრილიონ წელიწადში.

თუ წითელმა გიგანტმა არ წარმოქმნა პლანეტარული ნისლეული და არ წავიდა შავ ჯუჯად გარდაქმნის გზაზე, მაშინ ის გარდაიქმნება ორმაგ თეთრ ჯუჯად.

ორმაგი თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავი

ორმაგი თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავი (Binary white dwarf star) არის სინამდვილეში ვარსკვლავური წყვილი, რომელიც ყალიბდება წითელი გიგანტის სიკვდილის შემდეგ, მაგრამ არა ყოველთვის. ეს საკმაოდ იშვიათი შემთხვევაა. ორი თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავი ერთმანეთის გარშემო დიდი სისწრაფით ბრუნავს და გრავიტაციულ ტალღებს ასხივებს. იმისთვის რომ სისტემიდან ენერგიის კარგვა დააბალანსონ, ერთმანეთთან დროთა განმავლობაში უფრო და უფრო ახლოს მიდიან და საბოლოოდ ერთმანეთს ეჯახებიან და ერწყმიან ან ნადგურდებიან. მათი შეჯახების შემდეგ ადგილზე რჩება პირველი ტიპის სუპერნოვა (Type I Supernova), რომლისგანაც არაფერი აღარ წარმოიქმნება, ან ნოვა (Nova), რომლისგანაც შემდგომში თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავი წარმოიქმნება.

ნახევრად-გიგანტი ვარსკვლავი

ნახევრად-გიგანტი ვარსკვლავები (subgiant star) გვანან და ბევრ რამეს იზიარებენ გიგანტურ ვარსკვლავებთან, მაგრამ მათი ნათება უფრო დაბალი დონისაა. სტრატოსფერული ნათების კლასი IV. ზოგიერთი ამ ვარსკვლავებიდან არის ნორმაზე ზედმეტად მანათობელი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, რაც შეიძლება განპირობებული იყოს როგორც სპეციფიკური ქიმიური შემადგენლობით, ასევე დიდი ასაკით (რამდენიმე მილიარდი წლის "დაბერებული" ვარსკვლავი). ნახევრადგიგანტი ვარსკვლავებია მაგალითად: გამა გემინორუმი (Gamma Geminorum) და ეტა ბუტისი (Eta Bootis).

ყვითელი გიგანტი ვარსკვლავი

ყვითელი გიგანტები (Yellow Giant stars) არიან ბევრად ნაკლები რაოდენობის, ვიდრე წითელი გიგანტი ვარსკვლავები. ისინი ანათებენ შემდეგ სპექტრულ კლასებში: G, F და A. ისინი რიცხვით ცოტანი იმიტომ არიან, რომ ვარსკვლავი ამ სტადიაში დიდხანს ვერ ჩერდება, ნაკლებად სტაბილურია. ის უფრო ცხელი და მანათობელია, ვიდრე წითელი გიგანტები. ჩვენტვის ცნობილი ყვიტელი გიგანტი ვარსკვლავებია: სიგმა ოქტანტისი და ალფა ავრიგე Aa.

ლურჯი გიგანტი ვარსკვლავი

ლურჯი გიგანტები (Blue Giant star) ზოგჯერ იმდენად მხურვალედ ანათებენ, რომ თეთრ გიგანტებადაც კი გადაიქცევიან ხოლმე. ისინი მეტად მხურვალეები არიან, ვიდრე რომელიმე სხვა გიგანტური ვარსკვლავი: ყვითელი ან წითელი გიგანტები. ისინი უხშირესად ანათებენ O და B სპექტრულ ფერებში ანათებენ ხოლმე, იშვიათად A სპექტრშიც. მას შემდეგ, რაც ზოგიერთი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები ბერდებიან და დიდდებიან, ტოვებენ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავთა რიგებს და ხდებიან ჯერ ლურჯი გიგანტები, შემდეგ კაშკაშა ლურჯი გიგანტები (Bright blue Giant), ამის შემდეგ კი გარდაიქმნებიან ლურჯ სუპერგიგნტებად (Blue supergiant). ეს ვარსკვლავები საწვავს ძალიან დიდი რაოდენობით და სწრაფად მოიხმარენ, ამიტომ ძალიან ცოტა ხნით ცოცხლობენ, სულ რამდენიმე მილიონი წელიწადი, შემდეგ გარდაიქმნებიან წითელ სუპერგიგანტებად ფეთქდებიან, წარმოქმნიან სუპერნოვას.

წითელი სუპერგიგანტი ვარსკვლავი

წითელი სუპერგიგანტური ვარსკვლავი (Red Supergiant Star) არის საბოლოო ეტაპი დიდი ზომის, გიგანტური ვარსკლავებისა, მაგალითად საბოლოოდ წითელ სუპერგიგანტად ყალიბდებიან ხოლმე ლურჯი, თეთრი, წითელი და ყვითელი გიგანტები. წითელი სუპერგიგანტი ძალიან ცოტა ხანს ფუნქციონირებს და შემდეგ "სიცოცხლეს" ასრულებს დიდი აფეთქებით, რის მერეც წარმოქმნის მეორე ტიპის სუპერნოვას (Type 2 Supernova). მეორე ტიპის სუპერნოვა კი თავის მხრივ წარმოქმნის ან სუპერნოვას ნარჩენს, რომლიდანაც არაფერი აღარ წარმოქიმნება, ან თუ არ წარმოქმნა სუპერნოვას ნარჩენი, მაშინ წარმოქმნის შავ ხვრელს ან წარმოქმნის ნეიტრონულ ვარსკლავს. ნეიტრონული ვარსკლავი კი შემდგომში პულსარად ყალიბდება.

ნეიტრონული ვარსკვლავი

ნეიტრონული ვარსკვლავები (Neutron star) ჩვენი სამყაროს შუქურებად არიან ცნობილნი. ისინი წითელი სუპერგიგანტის განადგურების შემდეგ დარჩენილი მეორე ტიპის სუპერნოვადან იბადებიან. გამოყოფენ ელექტრომაგნიტური რადიაციის სხივებს. ეს სხივები მხოლოდ მაშინაა ხილული, როცა დამკვირვებლის მიმართულებით მოძრაობენ. პულსარებად წოდებულ ვარსკვლავურ ნაშთებს ასე იმიტომ უწოდებენ, რომ მათი გამოსხივებები თითქოს დამკვირვებელი თვალისთვის კოსმოსში პულსირებენ. თუ ვარსკვლავს აქვს ჩვენი მზის წონათან შედარებით 1, 35-დან 2, 1-ჯერ ან მეტჯერ აღმატებული წონა, მაშინ ის არ გარდაიქმნება თეთრ ჯუჯად სიკვდილის შემდეგ. ამის მაგივრად ამგვარი დიდი ვარსკვლავი ნადგურდება კატასტროფული, უდიდესი სუპერნოვული აფეთქებით და ნარჩენი ბირთვი ნეიტრონული ვარსკვლავი ხდება. როგორც სახელიც მიგვანიშნებს, აღნიშნული ვარსკვლავი მხოლოდ ნეიტრონებისგან შედგება. ის არ შედგება არც პროტონებისგან, არც ელექტრონებისგან. ეს იმიტომ ხდება, რომ ამ ვარსკვლავის უდიდესი მიზიდულობის ძალა (გრავიტაცია) პროტონებსა და ელექტრონებს ერთმანეთში ზილავს და ამ გზით წარმოქმნის ნეიტრონებს. ნეიტრონული ვარსკვლავები წარმოადგენენ ყველაზე ძლიერ მაგნიტებს მთელ სამყაროში. ნეიტრონული ვარსკვლავების მაგნიტური ველი მილიონჯერ აღემატება დედამიწის მაგნიტურ ველს. თუ გავავსებთ ჩაის კოვზს ნივთიერებით, რომლისგანაც შედგენა ნეიტრონული ვარსკვლავები, მაშინ მისი წონა დაახლოებით 110 მილიონი ტონა იქნება.

თუ ვარსკვლავები ძალიან მასიურები, დიდი წონისანი არიან, მაშინ ისინი აფეთქების შემდეგ ნეიტრონულ ვარსკვლავებს კი არა, უკვე შავ ხვრელებს წარმოქმნიან.

პულსარი

პულსარები (Pulsar star) ყალიბდება ნეიტრონული ვარსკვლავისგან. ეს არის მაგნეტიზებული მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომელიც ასხივებსელექტრომაგნიტურ რადიაციას. პულსარები სულ რაღაც 10-დან 30 კილომეტრის დიამეტრის ნეიტრონული ვარსკვლავებია და აქვთ უზარმაზარი მაგნიტური ველები. იხორცებენ მატერიას ანუ აკრეციას ახორციელებენ და რეგულარულად ამოაფრქვევენ დიდი ოდენობით რენტგენურ გამოსხივებას და სხვა ენერგიულ ნაწილაკებს. ჩვენს გალაქტიკაში, ირმის ნახტომში დაახლოებით 1 მილიარდი ნეიტრონული ვარსკვლავია. აქედან დაახლოებით 200, 000 პულსარია. უკვე შესწავლილია 3000 ცალი პულსარი, მაგრამ მათ გარშემო მბრუნავი მხოლოდ ჯამში 5 პლანეტაა აღმოჩენილი. 1992 წელს პირველად აღმოაჩინეს პულსარის გარშემო პლანეტა. თეორიულად ისიც კია შესაძლებელი, რომ პულსარების გარშემო სიცოცხლისთვის ვარგისი პლანეტები ბრუნავდეს. ამას თავიდან ვერავინ წარმოიდგენდა.

კრებულები:

1. ქართველური ტომები

2. ქართული სახელმწიფოები

3. კავკასიური კულტურები

4. ქართული მითოლოგია

5. საქართველო

6. საქართველო (ნაწ. II)

7. ნაციზმი

8. ჰიტლერი

9. მეცნიერება

10. რელიგია

11. პარანორმალი

ავტორი: თორნიკე ფხალაძე