ბრწყინვალე ლურჯი ცვალებადები

ცხელ, ცნობილ ბრწყინვალე ცვალებადებს, ვოლფ-რაიეს (WR) ტიპის ვარსკვლავების გარდა, როგორებიც არის მაგალითად η Сar, P Сyg, R71, R122, ასევე S Dor ცვალებადებს და ჰაბლ-სენდიჯის ცვალებადებს, რომლებიც წარმოადგენს ძალიან მასიურ ვარსკვლავებს და ევოლუციის სწრაფი ტემპით ხასიათდება, ყველას ერთად 1984 წელს პიტერ კონტიმ (Conti, 1984) უწოდა ბრწყინვალე ლურჯი ცვალებადები (ბლც).

ბლც არის შთამომავალი მასიური O ტიპის ვარსკვლავებისა, რომლებმაც სავარაუდოდ ამოწურეს წყალბადის მარაგი თავიანთ ბირთვში. ისინი განიცდიან მასის ეპიზოდურ კარგვას და უნდა წარმოადგენდნენ გარდამავალ ფაზას O სპექტრული კლასის ვარსკვლავებიდან WR ვარსკვლავებისაკენ და/ან წითელი ზეგიგანტებისაკენ (Massey 2006).

Capture

სურ.1: მიაქციეთ ყურადღება, რამდენად პატარაა მზე ბრწყინვალე ლურჯ ცვალებად ვარსკვლავთან შედარებით

მაგალითად, ერთ–ერთი ყველაზე ცნობილი ბრწყინვალე ლურჯი ცვალებადის, η Сar–ს მასა 120–ჯერ აღემატება მზის მასას, რადიუსი 240–ჯერ და ბრწყინვალება 5 მილიონზე მეტჯერ.

 ბრწყინვალე ლურჯი ცვალებადებიჰერცშპრუნგ-რესელის (HR) დიაგრამაზე მდებარეობენ ექსტრემალურად მაღალი ტემპერატურის მქონე ვარსკვლავებთან.ჰერცშპრუნგ-რესელის დიაგრამა წარმოადგენს გრაფიკს, რომლის ვერტიკალურ ღერძზე ვარსკვლავების ნათობა აითვლება, ხოლო ჰორიზონტალურზე – მათი ზედაპირული ტემპერატურა. ყველა ვარსკვლავი ერთმანეთისაგან განსხვავდება ზომით, მასით, ნათობითა და ტემპერატურით. HR დიაგრამის საშუალებით ჩვენ შეგვიძლია გავარკვიოთ ვარსკვლავის სპექტრული კლასი და ზედაპირული ტემპერატურა.
1

სურ. 2: ვარსკვლავთა კლასი, ფერი და შესაბამისი ტემპერატურა

დიაგრამის ზედა მარცხენა კუთხიდან ქვედა მარჯვება კუთხისაკენ, თითქმის დიაგონალზე, განთავსებულია ე.წ მთავარი მიმდევრობაა. მას მიეკუთვნება ჩვენი მზეც. მთავარი მიმდევრობის ზედა ნაწილში ყველაზე ბრწყინვალე და ცხელი – მასიური ვარსკვლავებია წარმოდგენილი (რომლებსაც ბრწყინვალე ლურჯი ცვალებადები მიეკუთვნებიან), მარჯვნივ, დაბლა – ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავები, და ისინი ყველაზე დიდხანს ცოცხლობენ. ცალკე მარჯვნივ მაღლა, ძალიან მაღალი ნათობის ვარსკვლავების ჯგუფია, ეს არის წითელი გიგანტებისა და ზეგიგანტების ჯგუფი. ამ გიგანტ– ზეგიდანტ ვარსკვლავებს მთავარი მიმდევერობის ვარსკვლავების მსგავსად მაღალი ბრწყინვალება გააჩნიათ, მაგრამ მათი ზედაპირული ტემპერატურა დაბალია. მთავარი მიმდევრობის მარცხნივ, დაბლა, შედარებით მცირე ზომის და ცხელი, ე.წ თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავები არიან განთავსებულნი.

2

სურ.3: HR დიაგრამა – მთავარი მიმდევრობა, გიგანტთა – ზეგიგანტთა და თეთრ ჯუჯა ვარსკვლავთა ჯგუფები

HR დიაგრამის მიხედვით ჩვენ შეგვიძლია თვალი მივადევნოთ ვარსკვლავის ევოლუციას. ვარსკვლავი ყალიბდება გაზოვან–მტვროვანი ღრუბლისაგან და თავსდება მთავარ მიმდევრობაზე. მთავარ მიმდევრობას მიეკუთვნება, მანამ, სანამ მის ბირთვში მიმდინარე თერმობირთვული რეაქციების დროს იწვის წყალბადი. როდესაც მის ბირთვში ამოიწურება წყალბადი და დაიწყებს ჰელიუმის წვას, ვარსკვლავი ტოვებს მთავარ მიმდევრობას და გადადის ზედა მარჯვენა კუთხეში – გიგანტთა ან ზეგიგანტთა ჯგუფში. დროთა განმავლობაში მისი ტემპერატურა იცვლება, მასა ნელ– ნელა მცირდება და ბოლოს ვარსკვლავი გადადის ჯუჯების ქვეჯგუფში.

ბრწყინვალე ლურჯ ცვალებადებს ახასიათებთ სიკაშკაშის ამპლიტუდების დიდი ცვალებადობა, მასის ძლიერი ამოფრქვევები, ასევე ახასიათებთ მასის კარგვის უჩვეულოდ დიდი ტემპი, რომელიც მერყეობს დაახლოებით 10-6-10-3 M/წ ფარგლებში. გიგანტური ამოფრქვევების დროს ისინი გადაადგილდებიან HR დიაგრამაზე თავიანთი, ცხელი ვარსკვლავებისათვის განკუთვნილი ადგილიდან, დაბალი ტემპერატურისაკენ.

4

სურ.4: ბლც–ის მდებარეობა HR დიაგრამაზე

ბრწყინვალე ლურჯი ცვალებადების სამგვარი ცვალებადობაა ცნობილი:

  1. მიკროცვალებადობა, 0.1m ვარსკვლავიერი სიდიდის ამპლიტუდით და დროის შკალის შედარებით პატარა ცვალებადობები, დღეებიდან თვემდე;
  2. S Dor ცვალებადობის მსგავსი მცირე ამოფრქვევები, 0.5 ვარსკვლავიერი სიდიდის ამპლიტუდით; და
  3. გიგანტური ამოფრქვევები უფრო დიდი დროითი შკალით – რაც 100 წელზე მეტია და სიკაშკაშის უფრო დიდი ამპლიტუდით ხასიათდება ( >2 ვარსკვლავიერ სიდიდეზე).

ამგვარად, ბლც არის ძალიან მასიური და უკიდურესად ბრწყინვალე ვარსკვლავები, ისინი წარმოგვიდგენენ ყველაზე მასიური ვარსკვლავების ძალიან ხანმოკლე ევოლუციურ ფაზას (რომლის ხანგრძლივობაც დაახლოეით 40 000 წელია), როცა ვარსკვლავებში მიმდინარეობს მასის ინტესიური კარგვა. ბლც ვარსკვლავებიდან ამოიტყორცნება დიდი რაოდენობით გაზი და მტვერი. როგორც წესი, ამის გამო მათ გარშემო წარმოიქმნება ნისლეული, რაც მათ სპექტრსა და ფერში აისახება.

ბლც-ის მძლავრი ამოფრქვევების ყველაზე კარგი მაგალითია η Сar-ს მე-19 საუკუნის ორი ამოფრქვევა. η Сar ორჯერადი სისტემაა და შედგება ძალიან მასიური ბრწყინვალე ლურჯი ცვალებადისაგან და ძალიან ცხელი, ნაკლები ბრწყინვალების ვარსკვლავისაგან, რომელიც გაწელილ ორბიტაზე მოძრაობს მთავარი ვარსკვლავის გარშემო (Damineli, 1996). η Сar-ს 1837–1858 წლების ამოფრქვევებით მის გარშემო შეიქმნა ბიპოლარული, ე.წ. გნომის (Homunculus), ანუ ჯუჯა კაცის ნისლეული, რომელიც შეიცავს 10-40 Mან უფრო მეტ მასას.

სურ. 5: η Сar და მისი გნომის (Homunculus), ანუ ჯუჯა კაცის ნისლეული

სურ. 5: η Сar და მისი გნომის (Homunculus), ანუ ჯუჯა კაცის ნისლეული

 დიდ ამოფრქვევებს თან მოჰყვა ნაკლებად ენერგიული, უფრო პატარა ამოფრქვევა, რომელსაც ადგილი ჰქონდა 1887-1895 წლებს შორის (Humhreys et al. 1999) და დაახლოებით 0.1-1 Mიქნა ამოტყორცნილი. ივარაუდება, რომ პატარა ამოფრქვევა დაიწყო η Сar-ს თანამგზავრის პერიასტრში გავლასთან ახლოს (Kashi & Soker 2010).

ბრწყინვალე ლურჯი ცვალებადები არის ძალიან იშვიათი ობიექტები, მაგრამ მათი ბრწყინვალების გამო ისინი ადვილად დასაფიქსირებელია შორეულ გარეგალაქტიკებშიც.

გამოყენებული ლიტერატურა:

1.1. Conti Peter S. Basic Observational Constrains on the Evolution of Massive Stars, International Astronomical Union Symposium No. 105, p. 233. 1984.

2.Damineli, A; Stahl, O; Kaufer, A; Wolf, B; Quast,G; Lopes, D.F. Long-term spectroscopy of Eta Carinae (Damineli+1998). Vizier On-line Data Catalog J/A+AS/133/299. Origonally published in: 1998 A&AS.133.299D.

3.Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. Eta carinae and Its Environment. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 35, pp.1-32. 1997.

4.Massey, Philip. The Discovery of a P Cygni Analog in M31. ApJ, 2006, v 238, pp. L93-L96.

5.Kashi, Amit. LBV Eruptions Triggered and Powered by Binary interaction. Astrophysics. 2010.

 

ავტორი: სოფია ბერაძე