ვარსკვლავის სიკაშკაშე. ვარსკვლავების ძირითადი მახასიათებლები ვარსკვლავის სიკაშკაშე პროპორციულია

ვარსკვლავის სიკაშკაშე E, რომელიც განისაზღვრება მისი აშკარა სიდიდით, უკუპროპორციულია მასთან მანძილის კვადრატთან. ვარსკვლავის რეალური გამოსხივების გასარკვევად აუცილებელია მისი მანძილის გავლენის გამორიცხვა. მოდით, ვეთანხმებით, რომ აბსოლუტურ სიკაშკაშეს ვუწოდოთ ის, რაც ვარსკვლავს ექნებოდა, თუ იგი დამკვირვებლისგან 10 პარსეკის მანძილზე იქნებოდა (1 Parsec Light Years Km). მაშინ ფორმულა მოქმედებს

რომელშიც მანძილი გამოიხატება პარსეკებით.

მოჩვენებითი სიდიდე ასევე დამოკიდებულია მანძილზე. სიდიდე, რომელსაც ვარსკვლავი ექნებოდა, თუ იგი დამკვირვებლისგან 10 პარსეკის მანძილზე იყო, ეწოდება აბსოლუტურ მასშტაბს და ასახულია ასო.

საიდანაც ლოგარითმების აღებით და გარდაქმნით ვპოულობთ

ამ ფორმულის გამოყენებით, მოჩვენებითი სიდიდისა და მანძილის ცოდნა, გამოითვლება აბსოლუტური სიდიდე M.

ვარსკვლავის სიკაშკაშე არის მისი სინათლის ინტენსივობის თანაფარდობა მზის ინტენსივობასთან, რომელიც ამგვარად მიიღება როგორც ერთიანობა. თუ ჩვენ აღვნიშნავთ მზის აბსოლუტურ სიდიდეს, მაშინ ვარსკვლავის L სიკაშკაშე გამოითვლება ფორმულით

ვინაიდან V-ის სხივებში მზის აბსოლუტური სიდიდე ტოლია, ბოლო ფორმულა იღებს რიცხვით გამოსახულებას.

ვიცით ვარსკვლავის მანათობლობა, ჩვენ შეგვიძლია გამოვთვალოთ მისი რადიუსი, თუ ვივარაუდებთ, რომ მას აქვს სფერული ფორმა და რომ ვარსკვლავის დისკს იგივე სიკაშკაშე აქვს როგორც ცენტრში, ასევე ზღვარზე. დისკის ფართობი თანაბარია. I, ანუ დისკის სიკაშკაშის აღნიშვნა, ანუ იმის გათვალისწინებით, რომ თითოეული კვადრატული მეტრი ასხივებს გამათბობელ ენერგიას წამში, ჩვენ ვიღებთ ვარსკვლავის დისკის მიერ გამოსხივებულ ენერგიას. ანალოგიურად, მზის დისკის მიერ გამოსხივებული ენერგია არის პირველი გამოხატვის მეორეზე გაყოფა, ჩვენ ვიღებთ ვარსკვლავის სიკაშკაშეს.

თერმული გამოსხივების თეორიიდან ცნობილია, რომ

და, შესაბამისად

ამ ფორმულაში შეყვანილი ტემპერატურა t ოდნავ განსხვავდება ფერის ინდექსით განსაზღვრული ტემპერატურისგან, მაგრამ ეს შეიძლება უგულებელყოფილი იყოს და შემდეგ ვარსკვლავის რადიუსი იქნება

დიაგრამა "სპექტრი - სიკაშკაშე"

მზის მსგავსად, ვარსკვლავები ანათებენ დედამიწას, მაგრამ მათთან უზარმაზარი მანძილის გამო, განათება, რომელსაც ისინი ქმნიან დედამიწაზე, მზეზე ბევრად ნაკლებია. ამ მიზეზით, ტექნიკური პრობლემები წარმოიქმნება ვარსკვლავებისგან განათების გაზომვისას. ასტრონომები ქმნიან გიგანტურ ტელესკოპებს ვარსკვლავების სუსტი ემისიების დასაფიქსირებლად. რაც უფრო დიდია ტელესკოპის ლინზის დიამეტრი, მით უფრო მკრთალი ვარსკვლავების გამოყენებაა შესაძლებელი მისი შესასწავლად. გაზომვებმა აჩვენა, რომ, მაგალითად, ჩრდილოეთ ვარსკვლავი ქმნის განათებას დედამიწის ზედაპირზე E = 3.8 10 -9 W/m 2, რაც 370 მილიარდჯერ ნაკლებია მზის მიერ შექმნილ განათებაზე. მანძილი ჩრდილოეთ ვარსკვლავამდე არის 200 ც., ანუ დაახლოებით 650 სვ. წლები (r = b 10 18 მ). მაშასადამე, პოლარული ვარსკვლავის სიკაშკაშე L p = 4πr 2 E = 4 3,14 x (6 10 18 მ) 2 3,8 10 -9 W/m 2 = 9,1 10 29 W = 4600 L როგორც ვხედავთ, მიუხედავად დაბალი ხილულისა ამ ვარსკვლავის სიკაშკაშე, მისი სიკაშკაშე 4600-ჯერ აღემატება მზეს.

გაზომვებმა აჩვენა, რომ ვარსკვლავებს შორის არის მზეზე ასობით ათასი ჯერ ძლიერი ვარსკვლავები და მზეზე ათობით ათასი ჯერ ნაკლები სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავები.

ვარსკვლავური ზედაპირის ტემპერატურის გაზომვებმა აჩვენა, რომ ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა განსაზღვრავს მის თვალსაჩინო ფერს და მის სპექტრში გარკვეული ქიმიური ელემენტების სპექტრული შთანთქმის ხაზების არსებობას. ამრიგად, Sirius ანათებს თეთრს და მისი ტემპერატურა თითქმის 10,000 K. ვარსკვლავს Betelgeuse (α Orionis) აქვს წითელი ფერი და ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 3500 კ. სპექტრის, ყველა ვარსკვლავი დაყოფილი იყო სპექტრალურ კლასებად, რომლებიც ასახულია O, B, A, F, G, K, M. ასოებით, ვარსკვლავების სპექტრული კლასიფიკაცია მოცემულია ქვემოთ მოცემულ ცხრილში.

არსებობს კიდევ ერთი საინტერესო კავშირი ვარსკვლავის სპექტრალურ კლასსა და მის მანათობლობას შორის, რომელიც წარმოდგენილია დიაგრამის "სპექტრი - სიკაშკაშის (მზის მანათობლებში) სახით" (ასევე უწოდებენ. ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაორი ასტრონომის - ე.ჰერცპრუნგისა და გ.რასელის პატივსაცემად, რომლებმაც ის ააშენეს). დიაგრამაზე ნათლად ჩანს ვარსკვლავების ოთხი ჯგუფი.

მთავარი თანმიმდევრობა

მასზე მოდის ვარსკვლავების უმეტესობის პარამეტრები. ჩვენი მზე ასევე არის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების სიმკვრივე შედარებულია მზის სიმკვრივესთან.

წითელი გიგანტები

ამ ჯგუფში ძირითადად შედის წითელი ვარსკვლავები, რომელთაც აქვთ radii ათობითჯერ, ვიდრე მზის ერთი, მაგალითად, ვარსკვლავი Arcturus (α bootes), რომლის რადიუსი 25 -ჯერ მეტია, ვიდრე მზის რადიუსი და რომლის მანათობლობა 140 ჯერ მეტია.

სუპერგიგანტები

ეს არის ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე ათობით და ასობით ათასი ჯერ აღემატება მზეს. ამ ვარსკვლავების რადიუსი ასჯერ მეტია მზის რადიუსზე. წითელ სუპერგიგანტებს მიეკუთვნება ბეტელგეიზა (და ორიონი). მზეზე დაახლოებით 15-ჯერ მეტი მასით, მისი რადიუსი თითქმის 1000-ჯერ აღემატება მზეს. ამ ვარსკვლავის საშუალო სიმკვრივე არის მხოლოდ 2 10 -11 კგ/მ 3, რაც 1 000 000-ჯერ ნაკლებია ჰაერის სიმკვრივეზე.

თეთრი ჯუჯები

ეს არის ძირითადად თეთრი ვარსკვლავების ჯგუფი მზეზე ასობით და ათასობით ჯერ ნაკლები სიკაშკაშით. ისინი განლაგებულია დიაგრამის ქვედა მარცხენა მხარეს. ამ ვარსკვლავებს მზის რადიუსი თითქმის ასჯერ ნაკლები აქვთ და ზომით პლანეტებთან შედარებით. თეთრი ჯუჯის მაგალითია ვარსკვლავი Sirius B, სირიუსის თანამგზავრი. მასა თითქმის ტოლია მზეზე და დედამიწის ზომაზე 2.5 -ჯერ მეტია, ამ ვარსკვლავს აქვს გიგანტური საშუალო სიმკვრივე - ρ = 3 10 8 კგ/მ 3.

იმის გასაგებად, თუ როგორ არის განმარტებული განსხვავებები სხვადასხვა ჯგუფების ვარსკვლავებს შორის, მოდით გავიხსენოთ ვარსკვლავების მანათობლობას, ტემპერატურასა და რადიუსს შორის ურთიერთობა, რომელსაც მზის ტემპერატურის დასადგენად გამოვიყენეთ.

მოდით შევადაროთ K სპექტრული კლასის ორი ვარსკვლავი, ერთი არის მთავარ მიმდევრობაზე (MS), მეორე არის წითელი გიგანტი (RG). მათ აქვთ იგივე ტემპერატურა - T = 4500 K და მათი სიკაშკაშე ათასჯერ განსხვავდება:

ანუ წითელი გიგანტები ზომით ათჯერ უფრო დიდია, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები.

ვარსკვლავების მასებიგაზომვა შესაძლებელი იყო მხოლოდ ვარსკვლავებისთვის, რომლებიც ორობითი სისტემების ნაწილია. ისინი განისაზღვრა ვარსკვლავების ორბიტების პარამეტრებით და მათი რევოლუციის პერიოდის გარშემო, კეპლერის მესამე განზოგადებული კანონის გამოყენებით. აღმოჩნდა, რომ ყველა ვარსკვლავის მასა დიაპაზონშია

0.05 მ ≤ მ ≤ 100 მ

ძირითადი თანმიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის, არსებობს ურთიერთობა ვარსკვლავის მასასა და მის მანათობლობას შორის: რაც უფრო დიდია ვარსკვლავის მასა, მით უფრო დიდია მისი მანათობლობა.

ამრიგად, B სპექტრული კლასის ვარსკვლავს აქვს მასა დაახლოებით M ≈ 20 M და მისი სიკაშკაშე თითქმის 100000-ჯერ მეტია მზეზე.

მზისა და ვარსკვლავების ენერგიის წყარო

თანამედროვე კონცეფციების თანახმად, ენერგიის წყარო, რომელიც მხარს უჭერს მზის და ვარსკვლავების გამოსხივებას, არის ბირთვული ენერგია, რომელიც განთავისუფლებულია ჰელიუმის ატომების ბირთვების წარმოქმნის (შერწყმის) თერმულარული რეაქციების დროს, წყალბადის ატომების ბირთვიდან. შერწყმის რეაქციის დროს, ჰელიუმის ატომის ბირთვი წარმოიქმნება წყალბადის ატომების ოთხი ბირთვიდან (ოთხი პროტონი), ხოლო ენერგია ΔE = 4.8 10 -12 J გაათავისუფლეს, რომელსაც ეწოდება დამაკავშირებელი ენერგია, ნეიტრინოს ორი ელემენტარული ნაწილაკი და ორი პოზიტრონი (4H He + 2e + + 2ν + ΔE).

ბირთვული რეაქციების განსახორციელებლად საჭიროა რამდენიმე მილიონ კელვინზე მეტი ტემპერატურა, რომლის დროსაც რეაქციაში მონაწილე იდენტური მუხტის მქონე პროტონებს შეუძლიათ მიიღონ საკმარისი ენერგია ერთმანეთთან მიახლოებისთვის, გადალახონ ელექტრული საგრებელი ძალები და გაერთიანდნენ ერთ ახალ ბირთვში. თერმობირთვული შერწყმის რეაქციების შედეგად ჰელიუმი წარმოიქმნება 0,99 კგ მასის წყალბადისგან, რომლის წონაა 1 კგ, მასის დეფექტი Δm = 0,01 კგ და გამოიყოფა ენერგია q = Δmc 2 = 9 10 14 ჯ.

ახლა ჩვენ შეგვიძლია გამოვთვალოთ, რამდენ ხანს გაგრძელდება მზის წყალბადის მარაგი, რათა შეინარჩუნოს მზის დაკვირვებული სიკაშკაშე, ანუ მზის სიცოცხლის ხანგრძლივობა. ბირთვული ენერგიის რეზერვი E = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1.8 10 45 J. თუ ამ ბირთვული ენერგიის რეზერვს გავყოფთ მზის სიკაშკაშე L-ზე, მაშინ მივიღებთ მზის სიცოცხლეს:

თუ გავითვალისწინებთ, რომ მზე შედგება მინიმუმ 70% წყალბადისგან და ბირთვული რეაქციები ხდება მხოლოდ ცენტრში, მზის ბირთვში, რომლის მასა არის დაახლოებით 0,1 მ და სადაც ტემპერატურა საკმარისად მაღალია თერმობირთვული რეაქციების წარმოებისთვის, მაშინ მზისა და ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობა, მზის მსგავსი, იქნება t≈ 10 10 წელი

ვიზუალურად, ვარსკვლავები განსხვავებულად გამოიყურებიან დედამიწაზე დამკვირვებლისთვის: ზოგი ანათებს უფრო კაშკაშა, ზოგი უფრო ბნელა.

თუმცა, ეს ჯერ კიდევ არ მიუთითებს მათი გამოსხივების ნამდვილ ძალაზე, რადგან ვარსკვლავები სხვადასხვა მანძილზე არიან.

მაგალითად, ორიონის თანავარსკვლავედის ცისფერ რიგელს აქვს ხილული სიდიდე 0,11, ხოლო ყველაზე კაშკაშა სირიუსს, რომელიც მდებარეობს ცაში, აქვს ხილული სიდიდე მინუს 1,5.

თუმცა, რიგელი ასხივებს 2200-ჯერ მეტ ხილულ ენერგიას, ვიდრე სირიუსი და უფრო სუსტი ჩანს მხოლოდ იმიტომ, რომ ის ჩვენგან 90-ჯერ უფრო შორს არის, ვიდრე სირიუსი.

ამრიგად, თავად მოჩვენებითი სიდიდე არ შეიძლება იყოს ვარსკვლავის მახასიათებელი, რადგან ეს დამოკიდებულია მანძილზე.

ვარსკვლავის რადიაციული სიმძლავრის ნამდვილი მახასიათებელია მისი სიკაშკაშე, ანუ მთლიანი ენერგია, რომელსაც ვარსკვლავი გამოყოფს დროის ერთეულში.

სიკაშკაშეასტრონომიაში ასტრონომიული ობიექტის (პლანეტა, ვარსკვლავი, გალაქტიკა და ა.შ.) გამოსხივებული მთლიანი ენერგია დროის ერთეულზე. იზომება აბსოლუტურ ერთეულებში: ვატი (W) – ერთეულების საერთაშორისო სისტემაში SI; erg/s – GHS სისტემაში (სანტიმეტრი-გრამ-წამი); ან მზის სიკაშკაშის ერთეულებში (მზის სიკაშკაშე L s = 3,86·10 33 erg/s ან 3,8·10 26 W).

სიკაშკაშე არ არის დამოკიდებული ობიექტამდე მანძილზე, მასზე მხოლოდ მოჩვენებითი სიდიდეა დამოკიდებული.

სიკაშკაშე არის ერთ - ერთი ყველაზე მნიშვნელოვანი ვარსკვლავური მახასიათებელი, რომლის საშუალებითაც შესაძლებელია შეადაროთ სხვადასხვა ტიპის ვარსკვლავები ერთმანეთთან "სპექტრი - მანათობლობა" და "მასა - მანათობლობა" დიაგრამებზე.

სადაც R არის ვარსკვლავის რადიუსი, T არის მისი ზედაპირის ტემპერატურა, σ არის სტეფან-ბოლცმანის მუდმივა.

უნდა აღინიშნოს, რომ ვარსკვლავების მანათობლობა ძალიან განსხვავებულია: არსებობს ვარსკვლავები, რომელთა მანათობლობა 500,000 -ჯერ მეტია, ვიდრე მზე, და არსებობს ჯუჯა ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე დაახლოებით იგივე რაოდენობით ნაკლებია.

ვარსკვლავის სიკაშკაშის გაზომვა შესაძლებელია ფიზიკურ ერთეულებში (ვთქვათ, ვატები), მაგრამ ასტრონომები უფრო ხშირად გამოხატავენ ვარსკვლავების მანათობლებს მზის სიკაშკაშის ერთეულებში.

თქვენ ასევე შეგიძლიათ გამოხატოთ ვარსკვლავის ნამდვილი სიკაშკაშე გამოყენებით აბსოლუტური სიდიდე.

წარმოვიდგინოთ, რომ ყველა ვარსკვლავი ერთმანეთის გვერდით მოვათავსეთ და მათ ერთი და იგივე მანძილიდან ვუყურებთ. მაშინ მოჩვენებითი სიდიდე აღარ იქნება დამოკიდებული მანძილზე და განისაზღვრება მხოლოდ სიკაშკაშით.

სტანდარტული მანძილი არის 10 ps (პარსეკი).

აშკარა სიდიდეს (m), რომელიც ვარსკვლავს ექნებოდა ამ მანძილზე, აბსოლუტური სიდიდე (M) ეწოდება.

ამრიგად, აბსოლუტური მასშტაბები არის ობიექტის მანათობლობის რაოდენობრივი მახასიათებელი, ტოლია იმ მასშტაბებით, რომელსაც ობიექტი ექნებოდა 10 პარსეკის სტანდარტულ მანძილზე.

ვინაიდან განათება უკუპროპორციულია მანძილის კვადრატთან, მაშინ

სადაც E არის მზისგან დაშორებული ვარსკვლავის მიერ შექმნილი განათება; E 0 - განათება იმავე ვარსკვლავიდან სტანდარტული მანძილიდან r 0 (10 ც.).

პოგსონის ფორმულის გამოყენებით მივიღებთ:

მ – M = -2,5ლგ(E/E 0) = -2,5ლგ(რ 0/რ) 2 = -5ლგრ 0 + 5ლგრ.

ეს გულისხმობს

M = m + 5lgr 0 - 5lgr.

ამისთვის r 0 = 10 pc

M = m + 5 - 5ლგრ. (1)

თუ (1) r = r 0 = 10 pc, ეს M = m- აბსოლუტური სიდიდის განმარტებით.

განსხვავებას ხილულ (m) და აბსოლუტურ (M) სიდიდეებს შორის მანძილის მოდული ეწოდება

მ - M = 5 ლგრ - 5 .

მიუხედავად იმისა, რომ M დამოკიდებულია მხოლოდ ვარსკვლავის საკუთარ სიკაშკაშეზე, m ასევე დამოკიდებულია r მანძილზე (ps-ში) მასთან.

მაგალითად, გამოვთვალოთ ჩვენთან ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა და უახლოესი ვარსკვლავის - კენტავრის აბსოლუტური სიდიდე.

მისი აშკარა სიდიდეა -0,1, მანძილი 1,33 წმ. ამ მნიშვნელობების ჩანაცვლებით ფორმულაში (1), მივიღებთ: M = -0,1 + 5 - 5ლგ1,33 = 4,3.

ანუ კენტავრის აბსოლუტური სიდიდე ახლოს არის მზის აბსოლუტურ სიდიდესთან, უდრის 4,8-ს.

ასევე მხედველობაში უნდა იქნას მიღებული ვარსკვლავთა სინათლის შთანთქმა ვარსკვლავთშორისი გარემოს მიერ. ეს შთანთქმა ასუსტებს ვარსკვლავის სიკაშკაშეს და ზრდის აშკარა სიდიდეს m.

Ამ შემთხვევაში: m = M - 5 + 5lgr + A(r), სადაც ტერმინი A(r) ითვალისწინებს ვარსკვლავთშორის შთანთქმას.

სიკაშკაშე
მოჩვენებითი და აბსოლუტური სიდიდეები
ვიკიპედია

კოლაიდერის მნიშვნელოვანი „ინსტრუმენტული“ მახასიათებელია მისი სიკაშკაშე; რაც უფრო დიდია ის, მით უფრო ხშირად ხდება ნაწილაკების შეჯახება შეჯახებული სხივებიდან. სიკაშკაშე დამოკიდებულია თითოეულ სხივში ნაწილაკების რაოდენობაზე და იმაზე, თუ რამდენად მჭიდროდ არის შეგროვებული ნაწილაკები, ანუ რამდენად კარგად არის ფოკუსირებული სხივი შეჯახების ადგილზე.

სიკაშკაშე L გამოიხატება სმ–2 ს–1–ში. იმისათვის, რომ გაიგოთ, რამდენად ხშირად მოხდება გარკვეული პროცესი მოცემულ კოლაიდერზე, თქვენ უნდა გაამრავლოთ პროცესის ჯვარი კოლაიდერის სიკაშკაშეზე. მაგალითად, LHC– ის დიზაინის მანათობლობით ტოლია 10 34 სმ –2 წმ -1, ჰიგსის ბოზონის წარმოების პროცესი 200 GEV– ით მასით, რომელსაც აქვს ჯვრის მონაკვეთი 20 PB (= 2 10 –35 სმ 2), მოხდება საშუალო სიხშირით ყოველ ხუთ წამში ერთხელ.

ასევე ხშირად გამოიყენება განუყოფელი სიკაშკაშე(ან სიკაშკაშის ინტეგრალი), ანუ სიკაშკაშე გამრავლებული ამაჩქარებლის მუშაობის დროზე. ის ჩვეულებრივ გამოიხატება ინვერსიული პიკობარნებით (pb–1) ან ინვერსიული ფემტობარნებით (fb–1; 1 fb–1 = 1000 pb–1). მაგალითად, კოლაიდერი, რომელსაც აქვს სიკაშკაშე 10 34 სმ –2 სმ -1, "სტანდარტული ამაჩქარებლის წლის" მუშაობის შემდეგ (10 მილიონი წამი, რომელიც დაახლოებით ოთხი თვის ტოლია), მოიპოვებს ინტეგრალურ მანათობლობას 100 fb - 1. ეს ნიშნავს, რომ 1 FB- ის ჯვრის მონაკვეთის ზოგიერთი იშვიათი პროცესი მოხდება ამ დროის განმავლობაში დაახლოებით 100-ჯერ (თუმცა, დეტექტორის არა იდეალური ეფექტურობის გამო, რეალურად ჩაწერილი მოვლენების რაოდენობა, რა თქმა უნდა, ნაკლები იქნება).

სიკაშკაშის გაზრდის მეთოდები

რგოლის ამაჩქარებლის ნაწილაკები არ დაფრინავენ უწყვეტ ნაკადში, მაგრამ იყოფა ცალკეულ კომპაქტებად. თრომბები(ჟარგონში - "banchy", ინგლისურიდან თაიგული- შედედება). ამაჩქარებლების სიკაშკაშის გაზრდის რამდენიმე შესაძლებლობა არსებობს:

• ნაწილაკების ზრდა თითოეულ კოლტში. აქ არის ბუნებრივი ლიმიტი: ანალოგიურად დამუხტული ნაწილაკები ერთმანეთს შორდებიან და, შესაბამისად, თქვენ უბრალოდ ვერ შეძლებთ ზედმეტ ნაწილაკს ერთ გროვაში.
• თრომბების რაოდენობის გაზრდა. LHC-ის დეველოპერები მიჰყვნენ ამ გზას - დიზაინის სიკაშკაშეზე, მასში 2808 მტევანი ბრუნავს თითოეულ ორ შეჯახებულ სხივში. შეჯახებებს შორის დრო იქნება მხოლოდ 25 წმ. ეს აკისრებს ძალიან მკაცრ მოთხოვნებს დეტექტორის პარამეტრებისა და ელექტრონიკის პარამეტრების შესახებ, რომლებიც მონაცემებს კითხულობენ - ბოლოს და ბოლოს, ამ 25 ნს -ში აუცილებელია არა მხოლოდ წარმოქმნილი ნაწილაკების დარეგისტრირება, არამედ კომპიუტერებზე გადასცეს ყველა შეგროვებულ ინფორმაციას, ასევე „გაასუფთავეთ“ დეტექტორი, მოამზადეთ იგი ნაწილაკების ახალი ნაწილის მისაღებად.
• თრომბების შეკუმშვა. ძლიერი ელექტრული მოგერიების გამო, მტევნები დაფრინავენ ამაჩქარებლის რგოლის გასწვრივ საკმაოდ იშვიათ მდგომარეობაში და მხოლოდ შეჯახების წერტილებთან ახლოს არიან ისინი ძლიერად შეკუმშული სპეციალური ფოკუსირებული მაგნიტებით. მართალია, გროვის მინიმალური მიღწევადი განივი ზომა დამოკიდებულია არა მხოლოდ ამ მაგნიტის თვისებებზე, არამედ იმაზეც, თუ რამდენად "ცურავს" ნაწილაკები გროვის შიგნით, როდესაც ის მოძრაობს ამაჩქარებელში. ამ ფრიალის შესაჩერებლად, სხივები უნდა გაცივდეს.

უნდა აღინიშნოს, რომ ყოველთვის არ არის საჭირო მაქსიმალური სიკაშკაშისკენ სწრაფვა. ფაქტია, რომ თუ თითოეულ გროვაში ბევრი ნაწილაკია, მაშინ ორი შემხვედრი გროვის ყოველი შეჯახებისას ერთდროულად მოხდება რამდენიმე დამოუკიდებელი პროტონ-პროტონის შეჯახება. დეტექტორი დაინახავს ყველა ამ შეჯახების კვალს ერთმანეთზე გადაფარებულს და მათი გაგება კიდევ უფრო რთული იქნება, ვიდრე ერთი შეჯახების შემთხვევაში. ამ არასასურველ, მაგრამ გარდაუვალ ფენომენს მაღალი სიკაშკაშის დროს უწოდებენ დაგროვების ეფექტი (pile-up).

სიკაშკაშე

დიდი ხნის განმავლობაში, ასტრონომებს სჯეროდათ, რომ ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშის განსხვავება მხოლოდ მათთან დაშორებასთან იყო დაკავშირებული: რაც უფრო შორს არის ვარსკვლავი, მით უფრო ნაკლებად კაშკაშა უნდა ჩანდეს იგი. მაგრამ როდესაც ცნობილი გახდა ვარსკვლავებამდე მანძილი, ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ ზოგჯერ უფრო შორეულ ვარსკვლავებს უფრო დიდი აშკარა სიკაშკაშე აქვთ. ეს ნიშნავს, რომ ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშე დამოკიდებულია არა მხოლოდ მათ მანძილზე, არამედ მათი სინათლის რეალურ სიძლიერეზე, ანუ მათ სიკაშკაშეზე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე დამოკიდებულია ვარსკვლავების ზედაპირის ზომაზე და მის ტემპერატურაზე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე გამოხატავს მის ნამდვილ მანათობელ ინტენსივობას მზის მანათობელ ინტენსივობასთან შედარებით. მაგალითად, როდესაც ამბობენ, რომ სირიუსის სიკაშკაშე არის 17, ეს ნიშნავს, რომ მისი სინათლის ნამდვილი ინტენსივობა 17-ჯერ აღემატება მზის ინტენსივობას.

ვარსკვლავების მანათობლობის დადგენით, ასტრონომებმა დაადგინეს, რომ მრავალი ვარსკვლავი ათასობითჯერ უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მზე, მაგალითად, დენბის სიკაშკაშე (ალფა ციგნუსი) 9400 წელს. ვარსკვლავთა შორის არის ისეთები ნათელი ვიდრე მზე. ამის მაგალითია ვარსკვლავი, რომელიც სიმბოლოა ასო S-ით თანავარსკვლავედის დორადოში. ის მზეზე 1 000 000-ჯერ ანათებს. სხვა ვარსკვლავებს აქვთ იგივე ან თითქმის იგივე სიკაშკაშე, როგორც ჩვენს მზეს, მაგალითად, Altair (Alpha Aquila) -8. არის ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე გამოიხატება მეათასედებში, ანუ მათი მანათობელი ინტენსივობა ასჯერ ნაკლებია მზისაზე.

ვარსკვლავების ფერი, ტემპერატურა და შემადგენლობა

ვარსკვლავებს განსხვავებული ფერები აქვთ. მაგალითად, ვეგა და დენები თეთრია, კაპელა მოყვითალოა, ბეტელგეიზე კი მოწითალოა. რაც უფრო დაბალია ვარსკვლავის ტემპერატურა, მით უფრო წითელია იგი. თეთრი ვარსკვლავების ტემპერატურა 30000 და 100000 გრადუსსაც კი აღწევს; ყვითელი ვარსკვლავების ტემპერატურა დაახლოებით 6000 გრადუსია, ხოლო წითელი ვარსკვლავების ტემპერატურა 3000 გრადუსია და ქვემოთ.

ვარსკვლავები შედგება ცხელი აირისებრი ნივთიერებებისგან: წყალბადი, ჰელიუმი, რკინა, ნატრიუმი, ნახშირბადი, ჟანგბადი და სხვა.

ვარსკვლავების გროვა

გალაქტიკის უზარმაზარ სივრცეში ვარსკვლავები საკმაოდ თანაბრად არიან განაწილებული. მაგრამ ზოგიერთი მათგანი მაინც გროვდება გარკვეულ ადგილებში. რა თქმა უნდა, იქაც კი ვარსკვლავებს შორის მანძილი ჯერ კიდევ ძალიან დიდია. მაგრამ უზარმაზარი მანძილების გამო, ასეთი ახლოს მდებარე ვარსკვლავები ვარსკვლავურ გროვას ჰგავს. ამიტომაც ეძახიან. ვარსკვლავური მტევნებიდან ყველაზე ცნობილია პლეადები კუროს თანავარსკვლავედში. შეუიარაღებელი თვალით 6-7 ვარსკვლავი შეიძლება გამოირჩეოდეს ერთმანეთთან ძალიან ახლოს მდებარე პლეადებში. ტელესკოპის საშუალებით ასზე მეტი მათგანი ჩანს მცირე ფართობზე. ეს არის ერთ-ერთი გროვა, რომელშიც ვარსკვლავები ქმნიან მეტ-ნაკლებად იზოლირებულ სისტემას, რომელიც დაკავშირებულია სივრცეში საერთო მოძრაობით. ამ ვარსკვლავური გროვის დიამეტრი დაახლოებით 50 სინათლის წელია. მაგრამ ამ მტევნის ვარსკვლავების აშკარა სიახლოვის მიუხედავად, ისინი რეალურად საკმაოდ შორს არიან ერთმანეთისგან. იმავე თანავარსკვლავედში, მისი მთავარი - ყველაზე ნათელი - მოწითალო ვარსკვლავი ალ -დებარანი, არის კიდევ ერთი, უფრო გაფანტული ვარსკვლავური მტევანი - Hyades.

ზოგიერთი ვარსკვლავური გროვა სუსტ ტელესკოპებში ბუნდოვანი, ბუნდოვანი ლაქების სახით ჩანს. უფრო მძლავრ ტელესკოპებში ეს ლაქები, განსაკუთრებით კიდეებისკენ, იშლება ცალკეულ ვარსკვლავებად. დიდი ტელესკოპები საშუალებას იძლევა დადგინდეს, რომ ეს განსაკუთრებით ახლო ვარსკვლავური მტევანი არიან, აქვთ სფერული ფორმა. ამიტომ ასეთ მტევნებს გლობულურს უწოდებენ. ახლა ცნობილია ასზე მეტი გლობალური ვარსკვლავური მტევანი. ყველა მათგანი ჩვენგან ძალიან შორს არის. თითოეული მათგანი ასობით ათასი ვარსკვლავისგან შედგება.

საკითხი, თუ რა არის ვარსკვლავების სამყარო, აშკარად ერთ -ერთი პირველი კითხვაა, რომელსაც კაცობრიობა ცივილიზაციის გამთენიის შემდეგ წააწყდა. ნებისმიერი ადამიანი, რომელიც ფიქრობს ვარსკვლავურ ცაზე, უნებურად აკავშირებს ყველაზე ნათელ ვარსკვლავებს ერთმანეთთან უმარტივეს ფორმებში - კვადრატები, სამკუთხედები, ჯვრები, ხდება ვარსკვლავური ცის საკუთარი რუქის უნებლიე შემქმნელი. ჩვენი წინაპრები იმავე გზას მიჰყვებოდნენ, ვარსკვლავური ცა დაყოფდნენ ვარსკვლავების აშკარად გამორჩეულ კომბინაციებად, რომელსაც თანავარსკვლავედები ეწოდება. ძველ კულტურებში ვხვდებით პირველ თანავარსკვლავედებს, რომლებიც აღინიშნება ღმერთების ან მითების სიმბოლოებით, რომლებიც ჩვენთან ჩამოვარდნენ პოეტური სახელების სახით - ორიონის თანავარსკვლავედი, ლერწმის ვენატიკების თანავარსკვლავედი, ანდრომედას თანავარსკვლავედი, და ა.შ. ეს სახელები, როგორც ჩანს, სიმბოლოა ჩვენი წინაპრების იდეები სამყაროს მარადიულობისა და შეუცვლელობის, კოსმოსის ჰარმონიის მუდმივობისა და შეუცვლელობის შესახებ.