მთავარ მიმდევრობამდელი ვარსკვლავი
მთავარ მიმდევრობამდელი ვარსკვლავი (მმვ) იმ ეტაპზე მყოფია, როდესაც ჯერ კიდევ არ მიუღწევია მთავარ მიმდევრობას. პროტოვარსკვლავი აკრეციით იზრდება და მასას მის გარშემო არსებული ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრის გარსიდან იღებს. იმ დროს, როდესაც ის ხილული გახდება, მთავარი აკრეციის ფაზა დამთავრებული იქნება და მას უკვე ვირტუალურად მთელი თავისი მასა მოგროვებული აქვს, მაგრამ ჯერ არ დაუწყია წყალბადის წვა (ე.ი. წყალბადის ბირთვული სინთეზი). მთავარი აკრეციის ფაზის დასრულება, რის შემდეგაც წყალბადის წვა იწყება (ე.ი. ნულოვანი ასაკის მთავარი მიმდევრობა), არის მთავარ მიმდევრობამდელი ეტაპი.[1][2][3] მმვ ვარსკვლავი შესაძლოა იყოს T Tauri ან FU Orionis ვარსკვლავი (2 მზის მასაზე მცირე) ან ჰერბიგ Ae/Be ვარსკვლავი (2-8 M☉). უფრო მასიური ვარსკვლავები (>8 M☉) მთავარ მიმდევრობამდელ ეტაპზე არ აღმოუჩენიათ, რადგან ისინი ძალიან სწრაფად ვითარდება: როდესაც ისინი ხილული ხდება, წყალბადი ცენტრში უკვე სინთეზირდება და ამიტომ ისინი მთავარი მიმდევრობის ობიექტებია.
სქოლიო
[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]- ↑ Richard B. Larson (10 September 2003). „The physics of star formation“ (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1669–73. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03.
- ↑ Neil F. Comins (2011). Discovering the Universe, გვ. 350. ISBN 978-1429255202.
- ↑ Derek Ward-Thompson (2011). An Introduction to Star Formation. Cambridge University Press, გვ. 119. ISBN 978-1107627468.