ვარსკვლავებისა და მთელი გალაქტიკების დაბადება მუდმივად ხდება, ისევე როგორც მათი სიკვდილი. ერთი ვარსკვლავის გაქრობა ანაზღაურებს მეორის გარეგნობას, ამიტომ გვეჩვენება, რომ იგივე მნათობები მუდმივად ცაში არიან.
ვარსკვლავებს თავიანთი დაბადება ევალებათ ვარსკვლავთშორისი ღრუბლის შეკუმშვის პროცესს, რომელზეც გავლენას ახდენს აირის წნევის ძლიერი ვარდნა. შეკუმშული აირის მასის მიხედვით იცვლება დაბადებული ვარსკვლავების რაოდენობა: თუ ის პატარაა, მაშინ იბადება ერთი ვარსკვლავი, თუ დიდია, მაშინ შესაძლებელია მთელი გროვის წარმოქმნა.
ვარსკვლავის გაჩენის ეტაპები
აქ აუცილებელია გამოვყოთ ორი ძირითადი ეტაპი - პროტოვარსკვლავის სწრაფი შეკუმშვა და ნელი. პირველ შემთხვევაში, განმასხვავებელი თვისება არის გრავიტაცია: პროტოვარსკვლავის მატერია განიცდის თითქმის თავისუფალ ვარდნას მისი ცენტრისკენ. ამ ეტაპზე გაზის ტემპერატურა უცვლელი რჩება, მისი ხანგრძლივობა დაახლოებით 100 ათასი წელია და ამ დროის განმავლობაში პროტოვარსკვლავის ზომა ძალიან საგრძნობლად მცირდება.
და თუ პირველ ეტაპზე ზედმეტი სითბო მუდმივად ტოვებდა, მაშინ პროტოვარსკვლავი უფრო მკვრივი ხდება. სითბოს მოცილება აღარ ხდება ასეთი მაღალი ტემპით, გაზი აგრძელებს შეკუმშვას და გაცხელებას. პროტოვარსკვლავის ნელი შეკუმშვა კიდევ უფრო დიდხანს გრძელდება - ათ მილიონ წელზე მეტი. ულტრამაღალი ტემპერატურის (მილიონ გრადუსზე მეტი) მიღწევისას თერმობირთვული რეაქციები თავის წილს იღებს, რაც იწვევს შეკუმშვის შეწყვეტას. რის შემდეგაც პროტოვარსკვლავისგან წარმოიქმნება ახალი ვარსკვლავი.
ვარსკვლავის სიცოცხლის ციკლი
ვარსკვლავები ცოცხალ ორგანიზმებს ჰგავს: ისინი იბადებიან, აღწევენ განვითარების პიკს და შემდეგ კვდებიან. ძირითადი ცვლილებები იწყება მაშინ, როდესაც ვარსკვლავის ცენტრალურ ნაწილს წყალბადი ამოეწურება. ის იწყებს წვას უკვე გარსში, თანდათან იზრდება მისი ზომა და ვარსკვლავი შეიძლება გადაიქცეს წითელ გიგანტად ან თუნდაც სუპერგიგანტად.
ყველა ვარსკვლავს აქვს სრულიად განსხვავებული სასიცოცხლო ციკლი, ეს ყველაფერი დამოკიდებულია მათ მასაზე. ისინი, ვინც უფრო იწონიან, უფრო დიდხანს ცოცხლობენ და საბოლოოდ ფეთქდებიან. ჩვენი მზე არ არის მასიური ვარსკვლავი, ამიტომ ამ ტიპის ციური სხეულები სხვა დასასრულის წინაშე დგანან: ისინი თანდათან ქრება და იქცევა მკვრივ სტრუქტურად, რომელსაც თეთრი ჯუჯა ეწოდება.
წითელი გიგანტი
ვარსკვლავებს, რომლებმაც გამოიყენეს წყალბადის მარაგი, შეუძლიათ მიიღონ კოლოსალური ზომები. ასეთ მნათობებს წითელ გიგანტებს უწოდებენ. მათი განმასხვავებელი თვისება, ზომის გარდა, არის გაფართოებული ატმოსფერო და ზედაპირის ძალიან დაბალი ტემპერატურა. კვლევამ აჩვენა, რომ ყველა ვარსკვლავი არ გადის განვითარების ამ საფეხურს. მხოლოდ მნიშვნელოვანი მასის მქონე ვარსკვლავები ხდებიან წითელი გიგანტები.
ყველაზე თვალსაჩინო წარმომადგენლები არიან არქტურუსი და ანტარე, რომელთა ხილულ ფენებს აქვთ შედარებით დაბალი ტემპერატურა, გამონაბოლქვი გარსი კი საკმაოდ დიდია. სხეულების შიგნით ხდება ჰელიუმის აალების პროცესი, რომელიც ხასიათდება სიკაშკაშის მკვეთრი რყევების არარსებობით.
თეთრი ჯუჯა
ზომითა და მასით პატარა ვარსკვლავები თეთრ ჯუჯებად იქცევა. მათი სიმკვრივე უკიდურესად მაღალია (დაახლოებით მილიონჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს), რის გამოც ვარსკვლავის ნივთიერება გადადის მდგომარეობაში, რომელსაც ეწოდება "დეგენერაციული აირი". თეთრი ჯუჯის შიგნით თერმობირთვული რეაქციები არ შეინიშნება და მხოლოდ გაციების ფაქტი აძლევს მას სინათლეს. ვარსკვლავის ზომა ამ მდგომარეობაში ძალიან მცირეა. მაგალითად, ბევრი თეთრი ჯუჯა ზომით დედამიწის მსგავსია.
ვარსკვლავური ევოლუციის შესწავლა შეუძლებელია მხოლოდ ერთ ვარსკვლავზე დაკვირვებით - ვარსკვლავებში ბევრი ცვლილება ხდება ძალიან ნელა, რომ შესამჩნევი იყოს მრავალი საუკუნის შემდეგაც კი. ამიტომ, მეცნიერები სწავლობენ ბევრ ვარსკვლავს, რომელთაგან თითოეული თავისი ცხოვრების ციკლის გარკვეულ ეტაპზეა. ბოლო რამდენიმე ათწლეულის განმავლობაში, ვარსკვლავების სტრუქტურის მოდელირება კომპიუტერული ტექნოლოგიების გამოყენებით ფართოდ გავრცელდა ასტროფიზიკაში.
ენციკლოპედიური YouTube
1 / 5
✪ ვარსკვლავები და ვარსკვლავური ევოლუცია (მოთხრობილია ასტროფიზიკოსის სერგეი პოპოვის მიერ)
✪ ვარსკვლავები და ვარსკვლავური ევოლუცია (მოთხრობილია სერგეი პოპოვისა და ილგონის ვილქსის მიერ)
✪ ვარსკვლავების ევოლუცია. ლურჯი გიგანტის ევოლუცია 3 წუთში
✪ Surdin V.G. ვარსკვლავური ევოლუცია ნაწილი 1
✪ S. A. Lamzin - "ვარსკვლავური ევოლუცია"
სუბტიტრები
თერმობირთვული შერწყმა ვარსკვლავების ინტერიერში
ახალგაზრდა ვარსკვლავები
ვარსკვლავის წარმოქმნის პროცესი შეიძლება აღიწეროს ერთიანი გზით, მაგრამ ვარსკვლავის ევოლუციის შემდგომი ეტაპები თითქმის მთლიანად დამოკიდებულია მის მასაზე და მხოლოდ ვარსკვლავის ევოლუციის ბოლოს შეუძლია მის ქიმიურ შემადგენლობას ითამაშოს როლი.
ახალგაზრდა დაბალი მასის ვარსკვლავები
ახალგაზრდა დაბალი მასის ვარსკვლავები (მზის მასის სამამდე) [ ], რომლებიც უახლოვდებიან მთავარ მიმდევრობას, სრულიად კონვექციურები არიან - კონვექციური პროცესი მოიცავს ვარსკვლავის მთელ სხეულს. ეს არსებითად პროტოვარსკვლავებია, რომელთა ცენტრებში ბირთვული რეაქციები ახლახან იწყება და ყველა გამოსხივება ძირითადად გრავიტაციული შეკუმშვის გამო ხდება. სანამ ჰიდროსტატიკური წონასწორობა დამყარდება, ვარსკვლავის სიკაშკაშე მცირდება მუდმივ ეფექტურ ტემპერატურაზე. ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე ასეთი ვარსკვლავები ქმნიან თითქმის ვერტიკალურ ლიანდაგს, რომელსაც ჰაიაშის ბილიკი ეწოდება. შეკუმშვის შენელებისას ახალგაზრდა ვარსკვლავი უახლოვდება მთავარ მიმდევრობას. ამ ტიპის ობიექტები ასოცირდება T Tauri ვარსკვლავებთან.
ამ დროს, 0,8 მზის მასაზე მეტი მასის მქონე ვარსკვლავებისთვის, ბირთვი გამჭვირვალე ხდება რადიაციისთვის და ბირთვში რადიაციული ენერგიის გადაცემა ჭარბობს, ვინაიდან კონვექცია სულ უფრო მეტად აფერხებს ვარსკვლავური მატერიის მზარდი დატკეპნით. ვარსკვლავის სხეულის გარე ფენებში ჭარბობს კონვექციური ენერგიის გადაცემა.
საიმედოდ არ არის ცნობილი, რა მახასიათებლები აქვთ ქვედა მასის ვარსკვლავებს მთავარ მიმდევრობაში შესვლის მომენტში, რადგან ამ ვარსკვლავების ახალგაზრდულ კატეგორიაში გატარებული დრო აღემატება სამყაროს ასაკს [ ] . ყველა იდეა ამ ვარსკვლავების ევოლუციის შესახებ ეფუძნება მხოლოდ ციფრულ გამოთვლებს და მათემატიკურ მოდელებს.
როდესაც ვარსკვლავი იკუმშება, დეგენერირებული ელექტრონული გაზის წნევა იწყებს ზრდას და როდესაც ვარსკვლავის გარკვეულ რადიუსს მიაღწევს, შეკუმშვა ჩერდება, რაც იწვევს ვარსკვლავის ბირთვში ტემპერატურის შემდგომ ზრდას, რაც გამოწვეულია შეკუმშვა, შემდეგ კი მისი შემცირება. 0,0767 მზის მასაზე ნაკლები ვარსკვლავებისთვის ეს არ ხდება: ბირთვული რეაქციების დროს გამოთავისუფლებული ენერგია არასოდეს არის საკმარისი შიდა წნევისა და გრავიტაციული შეკუმშვის დასაბალანსებლად. ასეთი „ქვევარსკვლავები“ ასხივებენ უფრო მეტ ენერგიას, ვიდრე წარმოიქმნება თერმობირთვული რეაქციების დროს და კლასიფიცირდება ეგრეთ წოდებულ ყავისფერ ჯუჯებად. მათი ბედი არის მუდმივი შეკუმშვა, სანამ დეგენერირებული აირის წნევა არ შეწყვეტს მას, შემდეგ კი თანდათანობით გაცივება ყველა დაწყებული თერმობირთვული რეაქციის შეწყვეტით.
ახალგაზრდა საშუალო მასის ვარსკვლავები
შუალედური მასის ახალგაზრდა ვარსკვლავები (2-დან 8 მზის მასის) [ ] ხარისხობრივად ვითარდება ზუსტად ისევე, როგორც მათი პატარა დები და ძმები, გარდა იმისა, რომ მათ არ აქვთ კონვექციური ზონები მთავარ მიმდევრობამდე.
ამ ტიპის ობიექტებს უკავშირდება ე.წ. Ae\Be ბალახოვანი ვარსკვლავები B-F0 სპექტრული კლასის არარეგულარული ცვლადებით. ისინი ასევე გამოფენენ დისკებს და ბიპოლარულ თვითმფრინავებს. ზედაპირიდან მატერიის გადინების სიჩქარე, სიკაშკაშე და ეფექტური ტემპერატურა მნიშვნელოვნად მაღალია, ვიდრე T კუროსთვის, ამიტომ ისინი ეფექტურად ათბობენ და ფანტავენ პროტოვარსკვლავური ღრუბლის ნარჩენებს.
ახალგაზრდა ვარსკვლავები, რომელთა მასა 8 მზის მასაზე მეტია
ასეთი მასის მქონე ვარსკვლავებს უკვე აქვთ ნორმალური ვარსკვლავების მახასიათებლები, რადგან მათ გაიარეს ყველა შუალედური სტადია და შეძლეს მიაღწიონ ბირთვული რეაქციების ისეთ სიჩქარეს, რომელიც ანაზღაურებდა რადიაციის შედეგად დაკარგულ ენერგიას, ხოლო მასა დაგროვდა ბირთვის ჰიდროსტატიკური წონასწორობის მისაღწევად. ამ ვარსკვლავებისთვის მასის და სიკაშკაშის გადინება იმდენად დიდია, რომ ისინი არა მხოლოდ აჩერებენ მოლეკულური ღრუბლის გარე რეგიონების გრავიტაციულ კოლაფსს, რომლებიც ჯერ კიდევ არ გახდნენ ვარსკვლავის ნაწილი, არამედ, პირიქით, ფანტავენ მათ. ამრიგად, წარმოქმნილი ვარსკვლავის მასა შესამჩნევად ნაკლებია პროტოვარსკვლავური ღრუბლის მასაზე. სავარაუდოდ, ეს ხსნის ჩვენს გალაქტიკაში ვარსკვლავების არარსებობას, რომელთა მასა დაახლოებით 300 მზის მასაზეა.
ვარსკვლავის შუა სიცოცხლის ციკლი
ვარსკვლავები მოდის სხვადასხვა ფერისა და ზომის. სპექტრული ტიპის მიხედვით ისინი მერყეობს ცხელი ლურჯიდან გრილი წითამდე, ხოლო მასით - 0,0767-დან დაახლოებით 300 მზის მასამდე, უახლესი შეფასებით. ვარსკვლავის სიკაშკაშე და ფერი დამოკიდებულია მისი ზედაპირის ტემპერატურაზე, რაც თავის მხრივ განისაზღვრება მისი მასით. ყველა ახალი ვარსკვლავი "იკავებს ადგილს" მთავარ მიმდევრობაზე მათი ქიმიური შემადგენლობისა და მასის მიხედვით. ბუნებრივია, ჩვენ არ ვსაუბრობთ ვარსკვლავის ფიზიკურ მოძრაობაზე - მხოლოდ მის პოზიციაზე მითითებულ დიაგრამაზე, ვარსკვლავის პარამეტრების მიხედვით. სინამდვილეში, დიაგრამის გასწვრივ ვარსკვლავის მოძრაობა შეესაბამება მხოლოდ ვარსკვლავის პარამეტრების ცვლილებას.
მატერიის თერმობირთვული „დაწვა“, რომელიც განახლდა ახალ დონეზე, იწვევს ვარსკვლავის ამაზრზენ გაფართოებას. ვარსკვლავი "ადიდებს", ხდება ძალიან "ფხვიერი" და მისი ზომა იზრდება დაახლოებით 100-ჯერ. ასე რომ, ვარსკვლავი ხდება წითელი გიგანტი და ჰელიუმის წვის ფაზა გრძელდება დაახლოებით რამდენიმე მილიონი წელი. თითქმის ყველა წითელი გიგანტი ცვალებადი ვარსკვლავია.
ვარსკვლავური ევოლუციის ბოლო ეტაპები
ძველი ვარსკვლავები დაბალი მასით
ამჟამად, დანამდვილებით უცნობია, რა ემართებათ ნათელ ვარსკვლავებს მას შემდეგ, რაც მათ ბირთვში წყალბადის მარაგი ამოიწურება. ვინაიდან სამყაროს ასაკი 13,7 მილიარდი წელია, რაც საკმარისი არ არის ასეთ ვარსკვლავებში წყალბადის საწვავის მარაგის ამოწურვისთვის, თანამედროვე თეორიები ემყარება ასეთ ვარსკვლავებში მიმდინარე პროცესების კომპიუტერულ სიმულაციებს.
ზოგიერთ ვარსკვლავს შეუძლია ჰელიუმის სინთეზირება მხოლოდ გარკვეულ აქტიურ ზონებში, რაც იწვევს არასტაბილურობას და ძლიერ ვარსკვლავურ ქარებს. ამ შემთხვევაში, პლანეტარული ნისლეულის ფორმირება არ ხდება და ვარსკვლავი მხოლოდ აორთქლდება, ყავისფერ ჯუჯაზე პატარაც კი ხდება [ ] .
0,5 მზეზე ნაკლები მასის მქონე ვარსკვლავს არ შეუძლია ჰელიუმის გარდაქმნა მას შემდეგაც, რაც წყალბადის შემცველი რეაქციები შეჩერდება მის ბირთვში - ასეთი ვარსკვლავის მასა ძალიან მცირეა იმისათვის, რომ უზრუნველყოს გრავიტაციული შეკუმშვის ახალი ფაზა იმ ხარისხით, რომელიც საკმარისია "აალებისთვის". ჰელიუმი. ასეთ ვარსკვლავებს მიეკუთვნება წითელი ჯუჯები, როგორიცაა პროქსიმა კენტავრი, რომელთა ბინადრობის დრო მთავარ მიმდევრობაზე მერყეობს ათობით მილიარდიდან ათეულ ტრილიონ წლამდე. მათ ბირთვებში თერმობირთვული რეაქციების შეწყვეტის შემდეგ, ისინი, თანდათანობით გაცივებულნი, გააგრძელებენ სუსტად გამოსხივებას ელექტრომაგნიტური სპექტრის ინფრაწითელ და მიკროტალღურ დიაპაზონში.
საშუალო ზომის ვარსკვლავები
მიღწევისთანავე საშუალო ზომის ვარსკვლავი (მზის მასის 0,4-დან 3,4-მდე) [ წითელი გიგანტის ფაზაში წყალბადი ამოიწურება მის ბირთვში და იწყება ჰელიუმისგან ნახშირბადის სინთეზის რეაქციები. ეს პროცესი უფრო მაღალ ტემპერატურაზე ხდება და ამიტომ ბირთვიდან ენერგიის ნაკადი იზრდება და, შედეგად, ვარსკვლავის გარე ფენები იწყებს გაფართოებას. ნახშირბადის სინთეზის დასაწყისი ვარსკვლავის ცხოვრებაში ახალ ეტაპს აღნიშნავს და გარკვეული დროის განმავლობაში გრძელდება. მზის მსგავსი ზომის ვარსკვლავისთვის ამ პროცესს შეიძლება დაახლოებით მილიარდი წელი დასჭირდეს.
გამოსხივებული ენერგიის მოცულობის ცვლილებები იწვევს ვარსკვლავს არასტაბილურობის პერიოდებს, მათ შორის ზომის, ზედაპირის ტემპერატურისა და ენერგიის გამოყოფის ცვლილებას. ენერგიის გამომუშავება გადადის დაბალი სიხშირის გამოსხივებისკენ. ამ ყველაფერს თან ახლავს მასის მზარდი დანაკარგი ძლიერი ვარსკვლავური ქარებისა და ინტენსიური პულსაციების გამო. ამ ფაზაში ვარსკვლავებს უწოდებენ "გვიანდელი ტიპის ვარსკვლავებს" (ასევე "გადასული ვარსკვლავები"). OH -IR ვარსკვლავებიან მირას მსგავსი ვარსკვლავები, მათი ზუსტი მახასიათებლების მიხედვით. ამოფრქვეული გაზი შედარებით მდიდარია ვარსკვლავის ინტერიერში წარმოქმნილი მძიმე ელემენტებით, როგორიცაა ჟანგბადი და ნახშირბადი. გაზი ქმნის გაფართოებულ გარსს და ცივდება, როდესაც ის შორდება ვარსკვლავს, რაც საშუალებას აძლევს მტვრის ნაწილაკებისა და მოლეკულების წარმოქმნას. წყარო ვარსკვლავის ძლიერი ინფრაწითელი გამოსხივებით ასეთ ჭურვებში ყალიბდება იდეალური პირობები კოსმოსური მასერების გააქტიურებისთვის.
ჰელიუმის თერმობირთვული წვის რეაქციები ძალიან მგრძნობიარეა ტემპერატურის მიმართ. ზოგჯერ ეს იწვევს დიდ არასტაბილურობას. წარმოიქმნება ძლიერი პულსაციები, რაც შედეგად საკმარის აჩქარებას ანიჭებს გარე ფენებს, რათა ჩამოაგდეს და გადაიქცეს პლანეტურ ნისლეულში. ასეთი ნისლეულის ცენტრში რჩება ვარსკვლავის შიშველი ბირთვი, რომელშიც ჩერდება თერმობირთვული რეაქციები და გაციებისას იგი იქცევა ჰელიუმის თეთრ ჯუჯად, რომელსაც ჩვეულებრივ აქვს 0,5-0,6 მზის მასა და დიამეტრი. დედამიწის დიამეტრის მიხედვით.
ვარსკვლავების აბსოლუტური უმრავლესობა, მზის ჩათვლით, ასრულებს თავის ევოლუციას შეკუმშვით, სანამ დეგენერირებული ელექტრონების წნევა არ დააბალანსებს გრავიტაციას. ამ მდგომარეობაში, როდესაც ვარსკვლავის ზომა ასჯერ მცირდება და სიმკვრივე მილიონჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს, ვარსკვლავს თეთრ ჯუჯას უწოდებენ. ის მოკლებულია ენერგიის წყაროებს და თანდათანობით გაცივების შემდეგ ხდება უხილავი შავი ჯუჯა.
მზეზე უფრო მასიურ ვარსკვლავებში, დეგენერირებული ელექტრონების წნევა ვერ აჩერებს ბირთვის შემდგომ შეკუმშვას და ელექტრონები იწყებენ „დაჭერას“ ატომურ ბირთვებში, რაც პროტონებს აქცევს ნეიტრონად, რომელთა შორის არ არსებობს ელექტროსტატიკური მოგერიების ძალები. მატერიის ეს ნეიტრონიზაცია იწვევს იმ ფაქტს, რომ ვარსკვლავის ზომა, რომელიც ახლა, ფაქტობრივად, ერთი უზარმაზარი ატომური ბირთვია, იზომება რამდენიმე კილომეტრში, ხოლო სიმკვრივე 100 მილიონი ჯერ მეტია, ვიდრე წყლის სიმკვრივე. ასეთ ობიექტს ნეიტრონული ვარსკვლავი ეწოდება; მისი წონასწორობა შენარჩუნებულია დეგენერირებული ნეიტრონული ნივთიერების წნევით.
სუპერმასიური ვარსკვლავები
მას შემდეგ, რაც მზის მასის ხუთზე მეტი მასის ვარსკვლავი გადადის წითელ სუპერგიგანტის სტადიაში, მისი ბირთვი იწყებს შეკუმშვას გრავიტაციის გავლენის ქვეშ. როგორც შეკუმშვა გრძელდება, ტემპერატურა და სიმკვრივე იზრდება და იწყება თერმობირთვული რეაქციების ახალი თანმიმდევრობა. ასეთ რეაქციებში სინთეზირდება სულ უფრო მძიმე ელემენტები: ჰელიუმი, ნახშირბადი, ჟანგბადი, სილიციუმი და რკინა, რაც დროებით აფერხებს ბირთვის კოლაფსს.
შედეგად, პერიოდული ცხრილის უფრო მძიმე ელემენტების ფორმირებისას, რკინა-56 სინთეზირებულია სილიკონისგან. ამ ეტაპზე შემდგომი ეგზოთერმული თერმობირთვული შერწყმა შეუძლებელი ხდება, ვინაიდან რკინა-56 ბირთვს აქვს მაქსიმალური მასის დეფექტი და ენერგიის გამოყოფით მძიმე ბირთვების წარმოქმნა შეუძლებელია. მაშასადამე, როდესაც ვარსკვლავის რკინის ბირთვი გარკვეულ ზომას აღწევს, მასში არსებული წნევა ვეღარ უძლებს ვარსკვლავის გადაფარული ფენების წონას და ბირთვის მყისიერი კოლაფსი ხდება მისი მატერიის ნეიტრონიზაციით.
რა მოხდება შემდეგ ჯერ არ არის ბოლომდე ნათელი, მაგრამ, ყოველ შემთხვევაში, რამდენიმე წამში მიმდინარე პროცესები წარმოუდგენელი ძალის სუპერნოვას აფეთქებას იწვევს.
ძლიერი ნეიტრინოს ჭავლები და მბრუნავი მაგნიტური ველი ამოძრავებს ვარსკვლავის დაგროვილი მასალის დიდ ნაწილს. [ ] - ე.წ დასაჯდომი ელემენტები, რკინისა და მსუბუქი ელემენტების ჩათვლით. ფეთქებადი მატერია იბომბება ნეიტრონებით, რომლებიც გამოდიან ვარსკვლავის ბირთვიდან, იჭერენ მათ და ამით ქმნიან რკინაზე მძიმე ელემენტების ერთობლიობას, მათ შორის რადიოაქტიურს, ურანამდე (და შესაძლოა კალიფორნიამდეც კი). ამგვარად, სუპერნოვას აფეთქებები ხსნის რკინაზე მძიმე ელემენტების არსებობას ვარსკვლავთშორის მატერიაში, მაგრამ ეს არ არის მათი ფორმირების ერთადერთი შესაძლო გზა, რაც, მაგალითად, ტექნეციუმის ვარსკვლავებით არის ნაჩვენები.
აფეთქების ტალღა და ნეიტრინოების ჭავლები მატერიას აშორებენ მომაკვდავი ვარსკვლავისგან [ ] ვარსკვლავთშორის სივრცეში. შემდგომში გაციებისას და კოსმოსში გადაადგილებისას, ამ სუპერნოვას მასალას შეუძლია შეჯახება სხვა კოსმიურ „გადარჩენას“ და, შესაძლოა, მონაწილეობა მიიღოს ახალი ვარსკვლავების, პლანეტების ან თანამგზავრების ფორმირებაში.
სუპერნოვას ფორმირების დროს მიმდინარე პროცესები ჯერ კიდევ შესწავლილია და ჯერჯერობით ამ საკითხში სიცხადე არ არის. ასევე საეჭვოა ის, რაც რეალურად რჩება თავდაპირველ ვარსკვლავს. თუმცა, განიხილება ორი ვარიანტი: ნეიტრონული ვარსკვლავები და შავი ხვრელები.
ნეიტრონული ვარსკვლავები
ცნობილია, რომ ზოგიერთ სუპერნოვაში, სუპერგიგანტის სიღრმეში ძლიერი გრავიტაცია აიძულებს ელექტრონებს შეიწოვოს ატომის ბირთვი, სადაც ისინი ერწყმის პროტონებს და წარმოქმნიან ნეიტრონებს. ამ პროცესს ნეიტრონიზაცია ეწოდება. ახლომდებარე ბირთვების გამყოფი ელექტრომაგნიტური ძალები ქრება. ვარსკვლავის ბირთვი ახლა ატომური ბირთვებისა და ცალკეული ნეიტრონების მკვრივი ბურთია.
ასეთი ვარსკვლავები, რომლებიც ცნობილია ნეიტრონული ვარსკვლავების სახელით, უკიდურესად მცირეა - არაუმეტეს დიდი ქალაქის ზომისა - და წარმოუდგენლად მაღალი სიმკვრივე აქვთ. მათი ორბიტალური პერიოდი უკიდურესად მოკლე ხდება, როგორც ვარსკვლავის ზომა მცირდება (კუთხური იმპულსის შენარჩუნების გამო). ზოგიერთი ნეიტრონული ვარსკვლავი წამში 600-ჯერ ბრუნავს. ზოგიერთი მათგანისთვის რადიაციის ვექტორსა და ბრუნვის ღერძს შორის კუთხე შეიძლება იყოს ისეთი, რომ დედამიწა ჩავარდეს ამ გამოსხივების შედეგად წარმოქმნილ კონუსში; ამ შემთხვევაში, შესაძლებელია გამოვლინდეს რადიაციული პულსი, რომელიც მეორდება ვარსკვლავის ორბიტალური პერიოდის ტოლი ინტერვალებით. ასეთ ნეიტრონულ ვარსკვლავებს ეწოდა "პულსარები" და გახდა პირველი ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომლებიც აღმოაჩინეს.
Შავი ხვრელები
ყველა ვარსკვლავი, სუპერნოვას აფეთქების ფაზის გავლის შემდეგ, არ ხდება ნეიტრონული ვარსკვლავი. თუ ვარსკვლავს აქვს საკმარისად დიდი მასა, მაშინ ასეთი ვარსკვლავის კოლაფსი გაგრძელდება და ნეიტრონები თავად დაიწყებენ ჩავარდნას შიგნით, სანამ მისი რადიუსი არ გახდება ნაკლები შვარცშილდის რადიუსზე. ამის შემდეგ ვარსკვლავი შავ ხვრელად იქცევა.
შავი ხვრელების არსებობა ფარდობითობის ზოგადი თეორიით იწინასწარმეტყველა. ამ თეორიის მიხედვით,
სავსებით ბუნებრივია, რომ ვარსკვლავები არ არიან ცოცხალი არსებები, მაგრამ ისინი ასევე გადიან ევოლუციურ ეტაპებს, როგორიცაა დაბადების, სიცოცხლე და სიკვდილი. როგორც ადამიანი, ვარსკვლავიც მთელი ცხოვრების მანძილზე განიცდის რადიკალურ ცვლილებებს. მაგრამ უნდა აღინიშნოს, რომ ისინი აშკარად უფრო მეტხანს ცოცხლობენ - მილიონობით და თუნდაც მილიარდობით მიწიერი წელი.
როგორ იბადებიან ვარსკვლავები? თავდაპირველად, უფრო სწორად, დიდი აფეთქების შემდეგ, სამყაროში მატერია არათანაბრად ნაწილდებოდა. ვარსკვლავებმა დაიწყეს წარმოქმნა ნისლეულებში — ვარსკვლავთშორისი მტვრისა და გაზების, ძირითადად წყალბადის, გიგანტური ღრუბლები. ამ მატერიაზე გავლენას ახდენს გრავიტაცია და ნისლეულის ნაწილი შეკუმშულია. შემდეგ წარმოიქმნება გაზისა და მტვრის მრგვალი და მკვრივი ღრუბლები - ბოკის გლობულები. როდესაც ასეთი გლობული აგრძელებს კონდენსაციას, მისი მასა იზრდება ნისლეულიდან მატერიის მიზიდვის გამო. გლობულის შიდა ნაწილში გრავიტაციული ძალა ყველაზე ძლიერია და ის იწყებს გათბობას და ბრუნვას. ეს უკვე პროტოვარსკვლავია. წყალბადის ატომები იწყებენ ერთმანეთის დაბომბვას და ამით წარმოქმნიან დიდი რაოდენობით ენერგიას. საბოლოოდ ცენტრალური ნაწილის ტემპერატურა დაახლოებით თხუთმეტ მილიონ გრადუს ცელსიუსს აღწევს და ახალი ვარსკვლავის ბირთვი იქმნება. ახალშობილი იფეთქებს, იწყებს წვას და ანათებს. რამდენ ხანს გაგრძელდება ეს დამოკიდებულია ახალი ვარსკვლავის მასაზე. რაც გითხარით ჩვენს ბოლო შეხვედრაზე. რაც უფრო დიდია მასა, მით უფრო მოკლეა ვარსკვლავის სიცოცხლე.
სხვათა შორის, მასაზეა დამოკიდებული, შეიძლება თუ არა პროტოვარსკვლავი ვარსკვლავი გახდეს. გამოთვლების მიხედვით, იმისათვის, რომ ეს შეკუმშული ციური სხეული ვარსკვლავად გადაიქცეს, მისი მასა მზის მასის მინიმუმ 8% უნდა იყოს. უფრო პატარა გლობული, კონდენსირებული, თანდათან გაცივდება და გადაიქცევა გარდამავალ ობიექტად, რაღაც ვარსკვლავსა და პლანეტას შორის. ასეთ ობიექტებს ყავისფერ ჯუჯებს უწოდებენ.
პლანეტა იუპიტერი, მაგალითად, ზედმეტად პატარაა, რომ ვარსკვლავი გახდეს. იუპიტერი რომ უფრო მასიური ყოფილიყო, შესაძლოა მის სიღრმეში თერმობირთვული რეაქციები დაწყებულიყო და ჩვენი მზის სისტემა ორმაგი ვარსკვლავის სისტემა იქნებოდა. მაგრამ ეს ყველაფერი ლექსია...
ასე რომ, ვარსკვლავის ცხოვრების მთავარი ეტაპი. მისი არსებობის უმეტესი პერიოდის განმავლობაში ვარსკვლავი წონასწორობის მდგომარეობაშია. მიზიდულობის ძალა მიდრეკილია შეკუმშოს ვარსკვლავს, ხოლო ვარსკვლავში მიმდინარე თერმობირთვული რეაქციების შედეგად გამოთავისუფლებული ენერგია აიძულებს ვარსკვლავს გაფართოებას. ეს ორი ძალა ქმნის სტაბილურ წონასწორობას - იმდენად სტაბილური, რომ ვარსკვლავი ასე ცხოვრობს მილიონობით და მილიარდობით წლის განმავლობაში. ვარსკვლავის ცხოვრების ეს ეტაპი უზრუნველყოფს მის ადგილს მთავარ მიმდევრობაში. -
მილიონობით წლის განმავლობაში ანათების შემდეგ, დიდი ვარსკვლავი, ანუ მზეზე სულ მცირე ექვსჯერ მძიმე ვარსკვლავი, იწყებს წვას. როდესაც ბირთვში წყალბადი ამოიწურება, ვარსკვლავი ფართოვდება და გაცივდება და ხდება წითელი სუპერგიგანტი. ეს სუპერგიგანტი შემდეგ შემცირდება მანამ, სანამ საბოლოოდ არ აფეთქდება ამაზრზენი და დრამატული, ბრწყინვალე აფეთქებით, რომელსაც სუპერნოვა ეწოდება. აქვე უნდა აღინიშნოს, რომ ძალიან მასიური ცისფერი სუპერგიგანტები გვერდს უვლიან წითელ სუპერგიგანტად გარდაქმნის ეტაპს და ბევრად უფრო სწრაფად აფეთქდებიან სუპერნოვაში.
თუ სუპერნოვას დარჩენილი ბირთვი მცირეა, მაშინ მისი კატასტროფული შეკუმშვა (გრავიტაციული კოლაფსი) იწყება ძალიან მკვრივ ნეიტრონულ ვარსკვლავად და თუ ის საკმარისად დიდია, ის კიდევ უფრო შეკუმშავს და წარმოქმნის შავ ხვრელს.
ჩვეულებრივი ვარსკვლავის დაღუპვა გარკვეულწილად განსხვავებულია. ასეთი ვარსკვლავი უფრო დიდხანს ცოცხლობს და კვდება უფრო მშვიდობიანი სიკვდილით. მზე, მაგალითად, დაიწვება კიდევ ხუთი მილიარდი წლის განმავლობაში, სანამ მის ბირთვს წყალბადი ამოიწურება. მისი გარე ფენები შემდეგ დაიწყებენ გაფართოებას და გაგრილებას; იქმნება წითელი გიგანტი. ამ ფორმით, ვარსკვლავი შეიძლება არსებობდეს დაახლოებით 100 მილიონი წლის განმავლობაში ჰელიუმზე, რომელიც წარმოიქმნა მის ბირთვში სიცოცხლის განმავლობაში. მაგრამ ჰელიუმიც იწვის. ყოველივე ამის გარდა, გარე ფენები გაიტაცეს - ისინი წარმოქმნიან პლანეტურ ნისლეულს და მკვრივი თეთრი ჯუჯა დაიწევს ბირთვიდან. მიუხედავად იმისა, რომ თეთრი ჯუჯა საკმაოდ ცხელია, ის საბოლოოდ გაცივდება და გახდება მკვდარი ვარსკვლავი, რომელსაც შავი ჯუჯა ეწოდება.
> ვარსკვლავის სასიცოცხლო ციკლი
აღწერა ვარსკვლავების სიცოცხლე და სიკვდილი: განვითარების ეტაპები ფოტოებით, მოლეკულური ღრუბლებით, პროტოვარსკვლავი, T ტაური, მთავარი თანმიმდევრობა, წითელი გიგანტი, თეთრი ჯუჯა.
ამ სამყაროში ყველაფერი ვითარდება. ნებისმიერი ციკლი იწყება დაბადებით, ზრდით და მთავრდება სიკვდილით. რა თქმა უნდა, ვარსკვლავებს ეს ციკლები განსაკუთრებული გზით აქვთ. მაინც გვახსოვდეს, რომ მათი დროის ჩარჩოები უფრო დიდია და იზომება მილიონობით და მილიარდობით წლით. გარდა ამისა, მათ სიკვდილს გარკვეული შედეგები მოჰყვება. Რას გავს ვარსკვლავების სიცოცხლის ციკლი?
ვარსკვლავის პირველი სასიცოცხლო ციკლი: მოლეკულური ღრუბლები
დავიწყოთ ვარსკვლავის დაბადებით. წარმოიდგინეთ ცივი მოლეკულური გაზის უზარმაზარი ღრუბელი, რომელიც შეიძლება მშვიდად არსებობდეს სამყაროში ყოველგვარი ცვლილების გარეშე. მაგრამ მოულოდნელად სუპერნოვა აფეთქდება მისგან არც თუ ისე შორს ან ეჯახება სხვა ღრუბელს. ასეთი ბიძგის გამო აქტიურდება განადგურების პროცესი. იგი დაყოფილია პატარა ნაწილებად, რომელთაგან თითოეული თავის თავში იბრუნება. როგორც უკვე გესმით, ყველა ეს ჯგუფი ემზადება ვარსკვლავი გახდეს. გრავიტაცია ათბობს ტემპერატურას და შენახული იმპულსი ინარჩუნებს ბრუნვის პროცესს. ქვედა დიაგრამა ნათლად აჩვენებს ვარსკვლავების ციკლს (სიცოცხლე, განვითარების ეტაპები, ტრანსფორმაციის ვარიანტები და ციური სხეულის სიკვდილი ფოტოთი).
ვარსკვლავის მეორე სასიცოცხლო ციკლი:პროტოსტარი
მასალა უფრო მჭიდროდ კონდენსირდება, თბება და მოიგერია გრავიტაციული კოლაფსი. ასეთ ობიექტს პროტოვარსკვლავს უწოდებენ, რომლის გარშემოც წარმოიქმნება მასალის დისკი. ნაწილი იზიდავს ობიექტს, ზრდის მის მასას. დარჩენილი ნამსხვრევები დაჯგუფდება და შექმნის პლანეტურ სისტემას. ვარსკვლავის შემდგომი განვითარება ყველაფერი დამოკიდებულია მასაზე.
ვარსკვლავის სიცოცხლის მესამე ციკლი: T კურო
როდესაც მასალა ვარსკვლავს ეჯახება, უზარმაზარი ენერგია გამოიყოფა. ახალ ვარსკვლავურ სტადიას პროტოტიპის - T Tauri-ს სახელი ეწოდა. ეს არის ცვლადი ვარსკვლავი, რომელიც მდებარეობს 600 სინათლის წლის მანძილზე (ახლოს).
მას შეუძლია მიაღწიოს დიდ სიკაშკაშეს, რადგან მასალა იშლება და ათავისუფლებს ენერგიას. მაგრამ ცენტრალურ ნაწილს არ აქვს საკმარისი ტემპერატურა ბირთვული შერწყმის მხარდასაჭერად. ეს ეტაპი გრძელდება 100 მილიონი წელი.
ვარსკვლავის მეოთხე სასიცოცხლო ციკლი:მთავარი თანმიმდევრობა
გარკვეულ მომენტში ციური სხეულის ტემპერატურა იმატებს საჭირო დონემდე, რაც ააქტიურებს ბირთვულ შერწყმას. ყველა ვარსკვლავი გადის ამას. წყალბადი გარდაიქმნება ჰელიუმად, გამოყოფს უზარმაზარ სითბოს და ენერგიას.
ენერგია გამოიყოფა გამა სხივების სახით, მაგრამ ვარსკვლავის ნელი მოძრაობის გამო, ის ეცემა იგივე ტალღის სიგრძით. სინათლე იძირება და ეწინააღმდეგება გრავიტაციას. შეგვიძლია ვივარაუდოთ, რომ აქ იდეალური ბალანსი იქმნება.
რამდენ ხანში იქნება ის მთავარ სერიაში? თქვენ უნდა დაიწყოთ ვარსკვლავის მასიდან. წითელ ჯუჯებს (მზის მასის ნახევარი) შეუძლიათ დაწვა საწვავის მარაგით ასობით მილიარდი (ტრილიონი) წლის განმავლობაში. საშუალო ვარსკვლავები (როგორიცაა ) ცხოვრობენ 10-15 მილიარდი. მაგრამ ყველაზე დიდი ისინი მილიარდობით ან მილიონობით წლისაა. იხილეთ, როგორ გამოიყურება სხვადასხვა კლასის ვარსკვლავების ევოლუცია და სიკვდილი დიაგრამაზე.
ვარსკვლავის მეხუთე სასიცოცხლო ციკლი:წითელი გიგანტი
დნობის პროცესში წყალბადი ამოიწურება და ჰელიუმი გროვდება. როდესაც წყალბადი საერთოდ აღარ რჩება, ყველა ბირთვული რეაქცია ჩერდება და ვარსკვლავი სიმძიმის გამო იწყებს შეკუმშვას. ბირთვის გარშემო წყალბადის გარსი თბება და აალდება, რის შედეგადაც ობიექტი იზრდება 1000-დან 10000-ჯერ. გარკვეულ მომენტში, ჩვენი მზე გაიმეორებს ამ ბედს, გაიზრდება დედამიწის ორბიტამდე.
ტემპერატურა და წნევა აღწევს მაქსიმუმს და ჰელიუმი ერწყმის ნახშირბადს. ამ დროს ვარსკვლავი იკუმშება და წყვეტს წითელ გიგანტად ყოფნას. უფრო დიდი მასიურობით, ობიექტი დაწვავს სხვა მძიმე ელემენტებს.
ვარსკვლავის მეექვსე სასიცოცხლო ციკლი:თეთრი ჯუჯა
მზის მასის ვარსკვლავს არ აქვს საკმარისი გრავიტაციული წნევა ნახშირბადის შერწყმისთვის. აქედან გამომდინარე, სიკვდილი ხდება ჰელიუმის დასასრულით. გარე ფენები ამოიძვრება და ჩნდება თეთრი ჯუჯა. ის იწყება ცხელი, მაგრამ ასობით მილიარდი წლის შემდეგ ის კლებულობს.
ვარსკვლავური ევოლუცია ასტრონომიაში არის ცვლილებების თანმიმდევრობა, რომელსაც ვარსკვლავი განიცდის სიცოცხლის განმავლობაში, ანუ ასობით ათასი, მილიონი ან მილიარდი წლის განმავლობაში, როდესაც ის ასხივებს სინათლეს და სითბოს. დროის ასეთ უზარმაზარ პერიოდებში ცვლილებები საკმაოდ მნიშვნელოვანია.
ვარსკვლავის ევოლუცია იწყება გიგანტურ მოლეკულურ ღრუბელში, რომელსაც ასევე უწოდებენ ვარსკვლავურ აკვანს. გალაქტიკის "ცარიელი" სივრცის უმეტესი ნაწილი რეალურად შეიცავს 0,1-დან 1 მოლეკულას სმ 3-ზე. მოლეკულურ ღრუბელს აქვს დაახლოებით მილიონი მოლეკულის სიმკვრივე სმ 3-ზე. ასეთი ღრუბლის მასა 100 000–10 000 000-ჯერ აღემატება მზის მასას მისი ზომის გამო: 50-დან 300 სინათლის წლის დიამეტრამდე.
ვარსკვლავის ევოლუცია იწყება გიგანტურ მოლეკულურ ღრუბელში, რომელსაც ასევე უწოდებენ ვარსკვლავურ აკვანს.
სანამ ღრუბელი თავისუფლად ბრუნავს თავისი სახლის გალაქტიკის ცენტრში, არაფერი ხდება. თუმცა, გრავიტაციული ველის არაერთგვაროვნების გამო, მასში შეიძლება წარმოიშვას დარღვევები, რაც გამოიწვევს მასის ლოკალურ კონცენტრაციას. ასეთი დარღვევები იწვევს ღრუბლის გრავიტაციულ კოლაფსს. ამისკენ მიმავალი ერთ-ერთი სცენარი არის ორი ღრუბლის შეჯახება. კიდევ ერთი მოვლენა, რომელიც იწვევს კოლაფსს, შეიძლება იყოს ღრუბლის გავლა სპირალური გალაქტიკის მკვრივ მკლავში. ასევე კრიტიკული ფაქტორი შეიძლება იყოს ახლომდებარე სუპერნოვას აფეთქება, რომლის დარტყმის ტალღა უზარმაზარი სიჩქარით დაეჯახება მოლეკულურ ღრუბელს. ასევე შესაძლებელია გალაქტიკების შეჯახება, რამაც შეიძლება გამოიწვიოს ვარსკვლავების ფორმირების აფეთქება, რადგან თითოეულ გალაქტიკაში გაზის ღრუბლები შეკუმშულია შეჯახების შედეგად. ზოგადად, ღრუბლის მასაზე მოქმედ ძალებში ნებისმიერმა არაერთგვაროვნებამ შეიძლება გამოიწვიოს ვარსკვლავის ფორმირების პროცესი.
ღრუბლის მასაზე მოქმედ ძალებში ნებისმიერმა არაერთგვაროვნებამ შეიძლება გამოიწვიოს ვარსკვლავის ფორმირების პროცესი.
ამ პროცესის დროს მოლეკულური ღრუბლის არაერთგვაროვნება შეკუმშავს საკუთარი გრავიტაციის გავლენით და თანდათან ბურთის ფორმას მიიღებს. შეკუმშვისას გრავიტაციული ენერგია გადაიქცევა სითბოდ, ხოლო ობიექტის ტემპერატურა იზრდება.
როდესაც ცენტრში ტემპერატურა 15-20 მილიონ კ-ს მიაღწევს, იწყება თერმობირთვული რეაქციები და შეკუმშვა ჩერდება. ობიექტი ხდება სრულფასოვანი ვარსკვლავი.
ვარსკვლავის ევოლუციის შემდგომი ეტაპები თითქმის მთლიანად დამოკიდებულია მის მასაზე და მხოლოდ ვარსკვლავის ევოლუციის ბოლოს შეუძლია მის ქიმიურ შემადგენლობას როლი შეასრულოს.
ვარსკვლავის სიცოცხლის პირველი ეტაპი მზის მსგავსია - მასში დომინირებს წყალბადის ციკლის რეაქციები.
ის ამ მდგომარეობაში რჩება თავისი ცხოვრების უმეტესი ნაწილის განმავლობაში, ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამის მთავარ მიმდევრობაზე, სანამ არ ამოიწურება საწვავის მარაგი მის ბირთვში. როდესაც ვარსკვლავის ცენტრში არსებული მთელი წყალბადი გარდაიქმნება ჰელიუმად, იქმნება ჰელიუმის ბირთვი და წყალბადის თერმობირთვული წვა გრძელდება ბირთვის პერიფერიაზე.
პატარა, მაგარი წითელი ჯუჯები ნელ-ნელა წვავენ წყალბადის მარაგს და რჩებიან მთავარ თანმიმდევრობაზე ათეულობით მილიარდი წლის განმავლობაში, ხოლო მასიური სუპერგიგანტები ტოვებენ მთავარ თანმიმდევრობას ფორმირების შემდეგ რამდენიმე ათეული მილიონი (ზოგიერთი კი მხოლოდ რამდენიმე მილიონი) წლის განმავლობაში.
ამჟამად, დანამდვილებით უცნობია, რა ემართებათ ნათელ ვარსკვლავებს მას შემდეგ, რაც მათ ბირთვში წყალბადის მარაგი ამოიწურება. ვინაიდან სამყაროს ასაკი 13,8 მილიარდი წელია, რაც საკმარისი არ არის ასეთ ვარსკვლავებში წყალბადის საწვავის მარაგის ამოწურვისთვის, თანამედროვე თეორიები ემყარება ასეთ ვარსკვლავებში მიმდინარე პროცესების კომპიუტერულ სიმულაციებს.
თეორიული კონცეფციების თანახმად, ზოგიერთი მსუბუქი ვარსკვლავი, კარგავს თავის მატერიას (ვარსკვლავური ქარი), თანდათან აორთქლდება, უფრო და უფრო პატარა გახდება. სხვები, წითელი ჯუჯები, ნელ-ნელა გაცივდებიან მილიარდობით წლის განმავლობაში, ხოლო ელექტრომაგნიტური სპექტრის ინფრაწითელ და მიკროტალღურ დიაპაზონში სუსტი ემისიების გამოყოფას განაგრძობენ.
მზის მსგავსი საშუალო ზომის ვარსკვლავები მთავარ მიმდევრობაზე რჩებიან საშუალოდ 10 მილიარდი წლის განმავლობაში.
ითვლება, რომ მზე ჯერ კიდევ მასზეა, რადგან ის სიცოცხლის ციკლის შუაშია. როგორც კი ვარსკვლავს ბირთვში წყალბადი ამოიწურება, ის ტოვებს მთავარ მიმდევრობას.
როგორც კი ვარსკვლავს ბირთვში წყალბადი ამოიწურება, ის ტოვებს მთავარ მიმდევრობას.
იმ წნევის გარეშე, რომელიც წარმოიქმნა თერმობირთვული რეაქციების დროს და დააბალანსა შიდა გრავიტაცია, ვარსკვლავი ისევ იწყებს შეკუმშვას, როგორც ადრე მისი ფორმირების პროცესში.
ტემპერატურა და წნევა კვლავ იზრდება, მაგრამ, პროტოვარსკვლავური ეტაპისგან განსხვავებით, ბევრად უფრო მაღალ დონეზე.
კოლაფსი გრძელდება მანამ, სანამ დაახლოებით 100 მილიონი K ტემპერატურაზე დაიწყება თერმობირთვული რეაქციები ჰელიუმთან ერთად, რომლის დროსაც ჰელიუმი გარდაიქმნება უფრო მძიმე ელემენტებად (ჰელიუმი ნახშირბადად, ნახშირბადი ჟანგბადად, ჟანგბადი სილიციუმად და ბოლოს - სილიციუმი რკინად).
კოლაფსი გრძელდება მანამ, სანამ ჰელიუმთან დაკავშირებული თერმობირთვული რეაქციები დაიწყება დაახლოებით 100 მილიონი K ტემპერატურაზე.
მატერიის თერმობირთვული „დაწვა“, რომელიც განახლდა ახალ დონეზე, იწვევს ვარსკვლავის ამაზრზენ გაფართოებას. ვარსკვლავი "ადიდებს", ხდება ძალიან "ფხვიერი" და მისი ზომა იზრდება დაახლოებით 100-ჯერ.
ვარსკვლავი იქცევა წითელ გიგანტად და ჰელიუმის წვის ფაზა გრძელდება დაახლოებით რამდენიმე მილიონი წელი.
რა მოხდება შემდეგ ასევე დამოკიდებულია ვარსკვლავის მასაზე.
საშუალო ზომის ვარსკვლავებში, ჰელიუმის თერმობირთვული წვის რეაქციამ შეიძლება გამოიწვიოს ვარსკვლავის გარე ფენების ფეთქებადი გათავისუფლება. პლანეტარული ნისლეული. ვარსკვლავის ბირთვი, რომელშიც ჩერდება თერმობირთვული რეაქციები, კლებულობს და იქცევა ჰელიუმის თეთრ ჯუჯად, რომელსაც ჩვეულებრივ აქვს 0,5-0,6 მზის მასის მასა და დიამეტრი დედამიწის დიამეტრის ბრძანებით.
მასიური და სუპერმასიური ვარსკვლავებისთვის (ხუთი მზის მასის ან მეტი მასის მქონე) პროცესები, რომლებიც ხდება მათ ბირთვში გრავიტაციული შეკუმშვის მატებასთან ერთად, იწვევს აფეთქებას. სუპერნოვაუზარმაზარი ენერგიის გამოყოფით. აფეთქებას თან ახლავს ვარსკვლავთშორის სივრცეში ვარსკვლავური მატერიის მნიშვნელოვანი მასის გამოდევნა. ეს ნივთიერება შემდგომში მონაწილეობს ახალი ვარსკვლავების, პლანეტების ან თანამგზავრების ფორმირებაში. ზეახალი ვარსკვლავების წყალობით სამყარო მთლიანად და თითოეული გალაქტიკა განსაკუთრებით ქიმიურად ვითარდება. აფეთქების შემდეგ დარჩენილი ვარსკვლავის ბირთვი შეიძლება დასრულდეს ნეიტრონული ვარსკვლავის სახით (პულსარი), თუ ვარსკვლავის გვიან საფეხურზე მასა აჭარბებს ჩანდრასეხარის ზღვარს (1,44 მზის მასა), ან შავ ხვრელად, თუ ვარსკვლავის მასა აჭარბებს ოპენჰაიმერ-ვოლკოფის ზღვარს. (2.5-3 მზის მასის სავარაუდო მნიშვნელობები).
სამყაროში ვარსკვლავური ევოლუციის პროცესი უწყვეტი და ციკლურია - ძველი ვარსკვლავები ქრება და ახლები ანათებენ მათ ნაცვლად.
თანამედროვე სამეცნიერო კონცეფციების მიხედვით, პლანეტების გაჩენისა და დედამიწაზე სიცოცხლისათვის აუცილებელი ელემენტები ვარსკვლავური მატერიისგან წარმოიქმნა. მიუხედავად იმისა, რომ არ არსებობს ერთი ზოგადად მიღებული თვალსაზრისი იმის შესახებ, თუ როგორ წარმოიშვა ცხოვრება.
