იხილეთ წყარო გვერდისთვის ვარსკვლავი

{{მრავალმნიშვნელოვნება*|ვარსკვლავი (მრავალმნიშვნელოვანი)}}
[[სურათი:ვარსკვლავების ევოლუცია.jpeg|მინი|მარჯვნივ|ვარსკვლავების ევოლუციის ინფოპლაკატი. ეს სურათი წარმოდგენას შეგიქმნით ზოგადად ვარსკვლავებზე, მათ მასშტაბებზე, დაბადებასა და სიკვდილზე.]]
[[სურათი:Starsinthesky.jpg|მინი|ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების რეგიონი მაგელანის დიდ ნისლეულში. NASA/ESA-ს ფოტო]]
[[სურათი:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|მინი|ხელოვნური ფერებით აწყობილი მზის სურათი — [[მთავარი მიმდევრობა|G ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი]], უახლოესი [[დედამიწა]]სთან.]]
'''ვარსკვლავი''' — [[პლაზმა|პლაზმის]] მასიური და კაშკაშა სფერო, რომელიც თავისივე [[გრავიტაცია|გრავიტაციითაა]] შეკავებული. [[დედამიწა|დედამიწასთან]] მდებარე უახლოესი ვარსკვლავი [[მზე]]ა, რომელიც [[პლანეტა|პლანეტის]] ძირითადი [[ენერგია|ენერგიის]] წყაროა. დედამიწიდან ღამით ზოგიერთი სხვა ვარსკვლავიც ჩანს; ისინი პატარა წერტილებად ჩნდება ცაზე, რადგან დედამიწიდან ძალიან შორ მანძილზე მდებარეობს. ისტორიულად, ყველაზე ცნობილი ვარსკვლავები დაჯგუფებული იყო [[თანავარსკვლავედები|თანავარსკვლავედებად]] და [[ასტერიზმი (ასტრონომია)|ასტერიზმებად]], კაშკაშა ვარსკვლავებმა კი თავიანთი შესაფერისი სახელები მიიღო. ვარსკვლავთა ვრცელი კატალოგი ასტრონომებმა შექმნეს, რომელიც სტანდარტიზირებულ ვარსკვლავურ აღნიშვნებს უზრუნველყოფს.

ვარსკვლავი [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]ს [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული სინთეზის]] (რომელიც მის ბირთვში მიმდინარეობს) წყალობით ანათებს და გამოყოფს ენერგიას, რომელიც ვარსკვლავის შიდა ნაწილს გაივლის და შემდეგ გარე კოსმოსში გამოსხივდება. როგორც კი წყალბადი ბირთვში  გამოილევა, ბუნებრივად არსებული, ჰელიუმზე მძიმე თითქმის ყველა ელემენტი წარმოიქმნება ვარსკვლავური თერმობირთვული სინთეზის დროს, ხოლო ზოგიერთ ვარსკვლავში კი [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლად]] ანთებისას დაწყებული თერმობირთვული სინთეზით. სიცოცხლის დასასრულს ვარსკვლავი შეიცავს გადაგვარებულ მატერიას. ასტრონომებს ვარსკვლავის მოძრაობაზე, სიკაშკაშესა და სპექტრზე დაკვირვებით შეუძლიათ განსაზღვრონ [[მასა]], ასაკი, ქიმიური შედგენილობა და მისი სხვა მრავალი თვისება. ვარსკვლავის მთლიანი მასა მისი ევოლუციისა და საბოლოო ბედის მთავარი განმსაზღვრელია. სხვა მახასიათებლები, როგორებიცაა [[ტემპერატურა]] და [[დიამეტრი]], მისი სიცოცხლის განმავლობაში იცვლება, ხოლო ვარსკვლავის გარემო კი მის ბრუნვასა და მოძრაობაზე დიდად მოქმედებს. ვარსკვლავების ტემპერატურისა და სიკაშკაშის ერთმანეთზე დამოკიდებულებით დალაგდა ვარსკვლავები, რომელსაც „[[ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა]]“ ეწოდება, მოკლედ კი ჰ-რ დიაგრამით მოიხსენიებენ. ეს კი საშუალებას იძლევა, მნათობის ასაკი და ევოლუციური მდგომარეობა განისაზღვროს.

ვარსკვლავის სიცოცხლე იწყება წყალბადით, ჰელიუმითა და მცირე რაოდენობით მძიმე ელემენტებით გაჯერებული გაზური ნისლეულის გრავიტაციული კოლაფსით (ჩაშლით). როცა ვარსკვლავის ბირთვი საკმარისად მკვრივია, წყალბადი ჰელიუმად თერმობირთვული სინთეზით გადაიქცევა და ამ პროცესისას უზარმაზარი ენერგია გამოიყოფა.<ref name="sunshine">{{cite web
 | last = Bahcall | first = John N.
 | date = June 29, 2000
 | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
 | title = How the Sun Shines | publisher = Nobel Foundation
 | accessdate = 2006-08-30 }}</ref> ვარსკვლავის შიგნეულობის ნარჩენს ენერგია ბირთვიდან გარეთ გამოაქვს რადიაციული და კონვექციური პროცესების კომბინაციით. ვარსკვლავის შიდა წნევა გრავიტაციას ხელს უშლის, რომ ჩაშალოს ის. როგორც კი [[წყალბადი]] ბირთვში ამოიწურება, ვარსკვლავი, სულ ცოტა მზის 0,4-ის ტოლი მასით,<ref name="late stages">{{cite web
 | last = Richmond | first = Michael
 | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 | title = Late stages of evolution for low-mass stars
 | publisher = Rochester Institute of Technology
 | accessdate = 2006-08-04 }}</ref> ფართოვდება და ხდება [[წითელი გიგანტი]]. ზოგ შემთხვევაში კი ხდება სხვა უფრო მძიმე ელემენტების სინთეზი ბირთვში ან ბირთვის გარშემო არსებულ გარსებში. ვარსკვლავი შემდეგ ევოლუციონირებს გადაგვარებულ ფორმაში, რადგან ამუშავებს თავისი მატერიის პორციებს ვარსკვლავთშორის გარემოში, სადაც ის ხელს შეუწყობს ვარსკვლავთა ახალი თაობის ფორმირებას მძიმე ელემენტების უფრო დიდი რაოდენობით.<ref>{{cite web
 | url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | archivedate = 2008-02-10
 | title = Stellar Evolution & Death
 | publisher = NASA Observatorium
 | accessdate = 2006-06-08
 }}</ref> ამასობაში, ბირთვი ვარსკვლავური ნარჩენი ხდება: [[თეთრი ჯუჯა]], [[ნეიტრონული ვარსკვლავი]] ან (თუ საკმარისად მასიურია) [[შავი ხვრელი]].

ბინარული (ორმაგი) და მრავალვარსკვლავიანი სისტემა მოიცავს ორ ან მეტ ვარსკვლავს, რომელიც გრავიტაციულად ერთმანეთთანაა დაკავშირებული და ძირითადად, ერთმანეთის გარშემო ბრუნავენ სტაბილურ ორბიტებზე. როცა ორ ასეთ მნათობს შედარებით ახლო ორბიტა აქვს, მათი გრავიტაციული ურთიერთქმედება მნიშვნელოვან დარტყმას მიაყენებს მათ ევოლუციას.<ref name="iben">{{cite journal
 | last = Iben | first = Icko, Jr.
 | title=Single and binary star evolution
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1991 | volume=76 | pages=55–114
 | bibcode=1991ApJS...76...55I
 | doi=10.1086/191565 | issn=0067-0049}}</ref> ვარსკვლავებით შეიძლება ჩამოყალიბდეს გრავიტაციულად უფრო მეტად დაკავშირებული სტრუქტურა, როგორებიცაა [[ვარსკვლავთგროვა]] ან [[გალაქტიკა]].

==დაკვირვებათა ისტორია==
[[ფაილი:Dibuix de Leo-ka.png|მინი|ხალხი ვარსკვლავებში ფორმებს უძველესი დროიდან ხედავდა.<ref name="forbes">{{cite book
 | last=Forbes | first=George | title=History of Astronomy
 | publisher=Watts & Co. | location=London | year=1909
 | url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172
 | isbn=1-153-62774-4 }}</ref> ეს არის 1690 წელს შესრულებული ნახატი, რომელზეც ასახულია [[ლომის თანავარსკვლავედი]]. ნახატი იოჰანეს ჰეველის ეკუთვნის.<ref name=Hevelius>{{cite book
 | first=Johannis | last=Hevelius | year=1690
 | title=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia
 | location=Gdansk }}</ref>]]
[[ფაილი:LeoCC-ka.jpg|მინი|[[ლომის თანავარსკვლავედი]] ისეა გამოსახული, როგორც შეუიარაღებელი თვალით ჩანს. ხაზები ხელოვნურადაა დამატებული.]]

ისტორიულად, ვარსკვლავები ცივილიზაციებისთვის მნიშვნელოვან როლს თამაშობდა მთელი მსოფლიოს მასშტაბით. ისინი რელიგიური რიტუალების ნაწილი იყო და გამოიყენებოდა ციური ნავიგაციისა და ორიენტაციისათვის. ძველ ასტრონომებს სჯეროდათ, რომ ვარსკვლავები სამარადჟამოდ უცვლელად იყო მიბმული ციურ სფეროზე. ასტრონომებმა პირობითად დააჯგუფეს ვარსკვლავები თანავარსკვლავედებად და მათ იყენებდნენ პლანეტათა მოძრაობის დასადგენად და მზის პოზიციის გასარკვევად.<ref name=Hevelius/> მზის მოძრაობამ ვარსკვლავების ფონზე (და ჰორიზონტის) საფუძველი ჩაუყარა კალენდრების შექმნას, რომლებიც გამოიყენებოდა სამეურნეო საქმიანობისთვის.<ref>{{cite web | last=Tøndering | first=Claus | url=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | title=Other ancient calendars | publisher=WebExhibits | accessdate=2006-12-10 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20191121041104/http://www.webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | archivedate=2019-11-21 }}</ref> [[გრიგორიანული კალენდარი]], რომელიც თითქმის ყველგან გამოიყენება მსოფლიოს მასშტაბით, მზის კალენდარია, რომელიც დაფუძნებულია დედამიწის ბრუნვის ღერძის მზის მიმართ დახრის კუთხესთან.

უძველესი ზუსტად დათარიღებული ვარსკვლავური დიაგრამა ძველ ეგვიპტურ ასტრონომიაში გამოჩნდა ძვ. წ. 1534 წელს <ref>{{cite journal
 | last=von Spaeth | first=Ove
 | title=Dating the Oldest Egyptian Star Map
 | journal=Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
 | year=2000 | volume=42 | issue=3 | pages=159–179
 | url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
 | accessdate=2007-10-21 | doi=10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x|bibcode = 2000Cent...42..159V }}</ref>. ყველაზე ადრეული ვარსკვლავური კატალოგი [[მესოპოტამია|მესოპოტამიის]] ბაბილონელმა ასტრონომებმა მეორე ათასწლეულის მიწურულს შექმნეს.<ref name="north 1995 30 31">{{cite book
 | last=North | first=John | year=1995
 | title=The Norton History of Astronomy and Cosmology
 | url=https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort | location=New York and London | pages=[https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort/page/30 30]–31
 | publisher=W.W. Norton & Company | isbn=0-393-03656-1 }}</ref>

პირველი ვარსკვლავური კატალოგი ბერძნულ ასტრონომიაში [[არისტილი|არისტილმა]] შექმნა დაახლოებით ძვ. წ. 300 წელს [[ტიმოჰარისი]]ს დახმარებით.<ref>{{cite book
 | last=Murdin | first=P. |date=November 2000
 | chapter=Aristillus (c. 200 BC)
 | doi=10.1888/0333750888/3440
 | title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics 
 | bibcode=2000eaa..bookE3440
 | isbn=0-333-75088-8 }}</ref> [[ჰიპარქე]]ს ვარსკვლავურ კატალოგში 1020 ვარსკვლავი შედის და [[პტოლემე]]ს ვარსკვლავურ კატალოგთან აიგივებენ.<ref>{{cite book
 | first=Gerd | last=Grasshoff | year=1990
 | title=The history of Ptolemy's star catalogue
 | url=https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras | publisher=Springer | pages=[https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras/page/n18 1]–5 | isbn=0-387-97181-5 }}</ref> ჰიპარქე ცნობილია პირველი [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლის]] აღმომჩენის სახელით.<ref>{{cite web
 | first=Antonios D. | last=Pinotsis
 | title=Astronomy in Ancient Rhodes
 | publisher=Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html
 | accessdate=2009-06-02 }}</ref> თანავარსკვლავედების და ვარსკვლავების სახელები, რომლებიც დღეს გამოიყენება, ბერძნული ასტრონომიიდან მომდინარეობს.

ცის უცვლელობის მიუხედავად, [[ჩინელები|ჩინელმა]] ასტრონომებმა იცოდნენ, რომ ახალი ვარსკვლავების დაბადება შესაძლებელი იყო.<ref name="clark">{{cite conference
 | last1=Clark | first1=D. H. | last2=Stephenson | first2=F. R.
 | title=The Historical Supernovae
 | booktitle=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 | pages=355–370
 | publisher=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | date=June 29, 1981 | location=Cambridge, England
 | bibcode=1982sscr.conf..355C
}}</ref> ახ. წ. 185 წელს, ისინი ზეახლის პირველი დამკვირვებლები და აღმწერები იყვნენ. ზეახლის სახელია [[SN 185]]. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავური მოვლენა, რომელიც ისტორიაში ჩაიწერა, იყო ზეახალი [[SN 1006]],<ref>{{cite journal
 | last1=Zhao | first1=Fu-Yuan | last2=Strom | first2=R. G. | last3=Jiang | first3=Shi-Yang
 | title=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
 | journal=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
 | year=2006 | volume=6 | issue=5 | pages=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |bibcode = 2006ChJAA...6..635Z }}</ref> რომელიც 1006 წელს დაიმზირებოდა და ეგვიპტელმა ასტრონომმა ალი იბნ რიდუანმა და რამდენიმე ჩინელმა ასტრონომმა აღწერა.<ref>{{cite web
 | date=March 5, 2003
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | title=Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star
 | publisher=NAOA News
 | accessdate=2006-06-08
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20200512190611/https://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | archivedate=2020-05-12
 }}</ref> ზეახალი [[SN 1054]], რომელმაც [[კიბორჩხალის ნისლეული]] წარმოქმნა, ასევე, ჩინელი და მუსლიმი ასტრონომების მიერ დაიმზირებოდა.<ref name="SN1054">{{cite web
 | last1=Frommert | first1=Hartmut | last2=Kronberg | first2=Christine
 | date=August 30, 2006 | work=SEDS
 | publisher=University of Arizona
 | title=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula
 | url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html
}}</ref><ref name="PASP1942">{{cite journal
 | last=Duyvendak | first=J. J. L.
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=91–94
 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409 }}<br />
{{Cite journal
 | last=Mayall | first=N. U. | last2=Oort |first2=Jan Hendrik
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=95–104 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410
}}</ref><ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Brecher | first1=K. | last2=Fesen | first2=R. A.
 | last3=Maran | first3=S. P. | last4=Brandt | first4=J. C. | year=1983
 | title=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 | journal=The Observatory | volume=103 | pages=106–113
 | bibcode=1983Obs...103..106B }}</ref>

[[შუა საუკუნეები]]ს მუსლიმმა ასტრონომებმა მრავალ ვარსკვლავს არაბული სახელები დაარქვეს, რომლებიც დღესაც გამოიყენება. მათ გამოიგონეს მრავალი ასტრონომიული ინსტრუმენტი, რომლებსაც შეეძლო გამოეთვალა ვარსკვლავების ადგილმდებარეობა. მათ ააშენეს პირველი დიდი კვლევითი ობსერვატორიის ინსტიტუტი ძირითადად იმისათვის, რომ შეექმნათ „ზიჯის“ ვარსკვლავური კატალოგები.<ref>{{cite journal
 |last=Kennedy |first=Edward S. |year=1962
 |title=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
 |journal=[[Isis (journal)|Isis]] |volume=53
 |issue=2 |pages=237–239 |doi=10.1086/349558 }}</ref> მათ შორის იყო „უძრავი ვარსკვლავების წიგნი“, რომელიც [[სპარსელები|სპარსელმა]] ასტრონომმა აბდ ალ-რაჰმან ალ-სუფიმ შეადგინა. ის აკვირდებოდა ვარსკვლავებს, ვარსკვლავთგროვებსა (ვარსკვლავ [[Omicron Velorum]]-ისა და [[Brocchi]]-ს გროვის ჩათვლით) და გალაქტიკებს ([[ანდრომედას გალაქტიკა|ანდრომედას გალაქტიკის]] ჩათვლით).<ref name=Jones>{{cite book
 | title=Messier's nebulae and star clusters
 | url=http://books.google.cz/books?id=IuhLR35I9QUC&pg=&dq#v=onepage&q=&f
 | first=Kenneth Glyn | last=Jones
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1991 | isbn=0-521-37079-5 | page=1 }}</ref>

იოზეფ პუგის თანახმად, [[ანდალუზია|ანდალუზიელმა]] ასტრონომმა იბნ ბაჯაჰმა ივარაუდა, რომ „[[ირმის ნახტომი]]“ მრავალი ვარსკვლავისგან შედგებოდა, რომლებიც თითქმის ერთმანეთთან იყო მიკრული და ჩანდა უწყვეტ სურათად, რომელიც გამოწვეული იყო სუბლუნარული მატერიის გარდატეხის ეფექტისგან. მან თავისი დაკვირვების დასამტკიცებლად გამოიყენა მტკიცებულება [[იუპიტერი]]სა და [[მარსი]]ს შეერთებით 500 AH-ზე.<ref name=Montada>{{cite web
 | first=Josep Puig | last=Montada
 | title=Ibn Bajja | publisher=Stanford Encyclopedia of Philosophy
 | url= http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
 | date=September 28, 2007 | accessdate=2008-07-11 }}</ref> ადრეული ევროპელი ასტრონომები, როგორიცაა [[ტიხო ბრაჰე]], ახალ ვარსკვლავებს (მოგვიანებით ზეახალი დაერქვა) აფიქსირებდნენ ღამის ცაზე, რაც იმის მტკიცებულება იყო, რომ ცა მუდმივი არ იყო. 1584 წელს [[ჯორდანო ბრუნო]]მ წამოაყენა ვარაუდი, რომ ვარსკვლავები მზის მსგავსი იყო და ჰყავს პლანეტები, შეიძლება დედამიწის მსგავსებიც კი, თავიანთ ორბიტებზე.<ref name="he history">{{cite web
 | last=Drake | first=Stephen A. | date=August 17, 2006
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
 | title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
 | publisher=NASA HEASARC | accessdate=2006-08-24
}}</ref> ეს იდეა ბევრად ადრე წამოაყენეს უძველესმა ბერძენმა ფილოსოფოსებმა, [[დემოკრიტე]]მ და [[ეპიკურე]]მ,<ref>{{cite web | first1=Peter | last1=Greskovic | first2=Peter | last2=Rudy | date=July 24, 2006 | url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | title=Exoplanets | publisher=ESO | accessdate=2012-06-15 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | archivedate=2008-10-10 }}</ref><ref>{{cite journal
 | title=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization
 | first=I. A. | last=Ahmad | journal=Vistas in Astronomy
 | volume=39 | issue=4 | year=1995
 | pages=395–403 [402]
 | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X |bibcode = 1995VA.....39..395A }}</ref> და შუა საუკუნეების მუსლიმმა კოსმოლოგებმა, როგორიც იყო [[ალ-დინ ალ-რაზი]].<ref name=Setia>{{cite journal
 | title=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey
 | first=Adi | last=Setia | journal=Islam & Science
 | volume=2 | year=2004 | url= http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/
 | accessdate=2010-03-02}}</ref> მომდევნო საუკუნეში, იმ იდეაზე, რომ ვარსკვლავები ისეთივე იყო, როგორიც [[მზე]]ა, ასტრონომები შეთანხმდნენ. იმის ასახსნელად, თუ ეს ვარსკვლავები რატომ არ ახდენს გრავიტაციულ ზეგავლენას [[მზის სისტემა]]ზე, [[ისააკ ნიუტონი|ნიუტონმა]] ჩამოაყალიბა იდეა, რომ ვარსკვლავები თანაბრად იყო განაწილებული ყველა მიმართულებით. ამ იდეას კი ბიძგი მისცა თეოლოგმა [[რიჩარდ ბენტლი]]მ.<ref>{{cite web
 | last=Hoskin | first=Michael | year=1998
 | url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html
 | title=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy
 | publisher=Space Telescope Science Institute
 | accessdate=2006-08-24 }}</ref>

იტალიელმა ასტრონომმა [[ჯემინიანო მონტანარიო]]მ 1667 წელს დააფიქსირა ცვლილებები ვარსკვლავ „[[ალგოლი]]ს“ სიკაშკაშეში. [[ედმუნდ ჰალეი]]მ „უძრავი“ ვარსკვლავური წყვილის ჩვეული მოძრაობის პირველი გაზომვები გამოაქვეყნა, რითაც აჩვენა, რომ მათი ადგილმდებარეობა შეიცვალა ბერძენი ასტრონომების, [[პტოლემე]]სა და [[ჰიპარქე]]ს,<ref name="he history" /> დროის შემდეგ.

[[უილიამ ჰერშელი]] პირველი ასტრონომი იყო, რომელმაც ვარსკვლავების ცაში განაწილების განსაზღვრა სცადა. 1780-იანებში მან გაზომვათა სერია ჩაატარა 600 მიმართულებით და დაითვალა ხედვის თითოეულ ხაზზე დანახული ვარსკვლავი. აქედან მან დაასკვნა, რომ ვარსკვლავების რიცხვი ცის ერთ მხარეს, „ირმის ნახტომის“ ბირთვის მიმართულებით, საგრძნობლად იზრდება. მისმა შვილმა, ჯონ ჰერშელმა, გაიმეორა ეს კვლევა სამხრეთ ნახევარსფეროზე და აღმოაჩინა შესაბამისი ზრდა იმავე მიმართულებით.<ref>{{cite journal
 | last=Proctor | first=Richard A.
 | title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature
 | year=1870 | pages=331–333
 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
 | issue=13
 | doi=10.1038/001331a0 | volume=1 |bibcode = 1870Natur...1..331P }}</ref> უილიამ ჰერშელმა სხვა მიღწევებთან ერთად თავის აღმოჩენაში შენიშნა, რომ ზოგი ვარსკვლავი მარტივად არ მდებარეობს იმავე ხედვის ხაზზე. ისინი ფიზიკური კომპანიონებია, რომლებიც ორმაგ ვარსკვლავურ სისტემებს აყალიბებს.

ვარსკვლავური სპექტროსკოპიის მეცნიერება პირველად [[იოზეფ ფონ ფრაუნჰოფერი|იოზეფ ფონ ფრაუნჰოფერმა]] და [[ანჯელო სეკი]]მ შემოიტანეს. სხვა ვარსკვლავების, მაგალითად „[[სირიუსი]]ს“, სპექტრის [[მზე]]სთან შედარებით მათ აღმოაჩინეს სხვაობა ამ ვარსკვლავების შთანმთქმელი ხაზების სიგრძესა და რაოდენობაში — ბნელი ხაზები ვარსკვლავურ სპექტრში გამოწვეულია ატმოსფეროს მიერ სპეციფიკური სიხშირეების შთანთქმით. 1865 წელს სეკიმ ვარსკვლავების სპექტრულ კატეგორიებად კლასიფიცირება დაიწყო.<ref>{{cite web
 | last=MacDonnell
 | first=Joseph
 | url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | archivedate=2011-07-21
 | title=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics
 | publisher=Fairfield University
 | accessdate=2006-10-02
 }}</ref> თუმცა, ვარსკვლავური კლასიფიკაცის თანამედროვე სქემა [[ანა ქენონი|ანა ქენონმა]] 1900-იან წლებში შექმნა.

[[სურათი:Alpha Centauri AB over limb of Saturn PIA10406.jpg|მინი|მარცხნივ|[[ალფა კენტავრი]] A და B [[სატურნი]]ს დისკოზე</center>]]

ვარსკვლავამდე მანძილის პირდაპირი დადგენა ([[61 Cygni]] 11,4 [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლის]] მოშორებით) 1838 წელს [[ფრიდრიხ ბესელი|ფრიდრიხ ბესელმა]] [[პარალაქსი]]ს ტექნიკით მოახერხა. პარალაქსურმა გაზომვებმა აჩვენა ვარსკვლავების უკიდეგანო დაშორება ცაზე.<ref name="he history" /> ორმაგ ვარსკვლავებზე დაკვირვებებმა ზრდადი მნიშვნელობა XIX საუკუნეში მიიღო. 1834 წელს ფრიდრიხ ბეზელმა დააფიქსირა ცვლილებები ვარსკვლავ „სირიუსის“ ჩვეულ მოძრაობაზე დაკვირვებით და აღმოაჩინა დამალული კომპანიონი. ედუარდ პიკერინგმა პირველი სპექტროსკოპული ორმაგობა 1899 წელს აღმოაჩინა, როცა ის აკვირდებოდა ვარსკვლავ „[[მიცარი]]ს“ სპექტრული ხაზების პერიოდულ რღვევას 104 დღიანი პერიოდით. მრავალი ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის დეტალური კვლევები ჩაატარეს ასტრონომებმა უილიან სტრავმა და შერბარნ ბურნემმა, რის შედეგადაც ორბიტალური ელემენტების გამოთვლის საფუძველზე ვარსკვლავების მასების განსაზღვრა შესაძლებელი გახდა. ორმაგი ვარსკვლავების ორბიტაზე წარმოქმნილი პრობლემა პირველად [[ფელის სევერი]]მ გადაჭრა 1827 წელს.<ref>{{cite book
 | first=Robert G. | last=Aitken | title=The Binary Stars | page=66
 | publisher=Dover Publications Inc. | location=New York
 | year=1964 | isbn=0-486-61102-7 }}</ref> XX საუკუნეში ვარსკვლავების შესწავლის წარმატებაში უდიდესი ნაბიჯები იდგმებოდა. ფოტოსურათი ღირებული ასტრონომიული ხელსაწყო გახდა. [[კარლ შვარცშილდი|კარლ შვარცშილდმა]] აღმოაჩინა, რომ ვარსკვლავის ფერი და აქედან გამომდინარე, [[ტემპერატურა]], შესაძლებელია მისი ხილული [[ვარსკვლავიერი სიდიდე|ვარსკვლავიერი სიდიდის]] ფოტოგრაფიულ ვარსკვლავიერ სიდიდესთან შედარებით განისაზღვროს. ფოტოელექტრული ფოტომეტრის განვითარებამ ხელი შეუწყო ვარსკვლავიერი სიდიდის უზუსტეს გაზომვებს მრავალი ტალღის სიგრძის ინტერვალში. 1921 წელს [[ალბერტ მაიკელსონი|ალბერტ მაიკელსონმა]] ვარსკვლავის [[დიამეტრი]] პირველად გაზომა ჰუკერის ტელესკოპზე მიმაგრებული ინტერფერომეტრით.<ref>{{cite journal
 | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G.
 | title=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
 | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1921-05_53_4/page/249 | journal=Astrophysical Journal | year=1921 | volume=53 | pages=249–259
 | bibcode=1921ApJ....53..249M | doi = 10.1086/142603
}}</ref>

მნიშვნელოვანი თეორიული მუშაობა ვარსკვლავების ფიზიკურ სტრუქტურაზე XX საუკუნის პირველ ათწლეულებში მოხდა. 1913 წელს [[ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა]] შეიქმნა, რომელმაც ვარსკვლავების ასტროფიზიკურ შესწავლას მისცა ბიძგი. ვარსკვლავური ევოლუციისა და ვარსკვლავის შიგნეულობის აღსაწერად წარმატებული მოდელები იქმნებოდა. [[სესილია პეინ-გაპოსჩკინი|სესილია პეინ-გაპოსჩკინმა]] თავის 1925 წლის სადოქტორო ნაშრომში <ref>{{cite web
 | url=http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 | title=" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP
 | publisher=University of California
 | accessdate=2013-02-21}}</ref> პირველმა წამოაყენა იდეა, რომ ვარსკვლავები ძირითადად შედგებოდნენ წყალბადისა და ჰელიუმისაგან.  [[კვანტური ფიზიკა|კვანტური ფიზიკის]] წარმატებასთან ერთად ვარსკვლავების სპექტრი უფრო სიღრმისეულად იქნა გაგებული. ამან კი საშუალება მისცა, ვარსკვლავური ატმოსფეროს ქიმიური შედგენილობა განსაზღვრულიყო.<ref name="new cosmos">{{cite book
 | last1=Unsöld | first1=Albrecht | title=The New Cosmos
 | publisher=Springer | location=New York
 | year=2001 | edition=5th | pages=180–185, 215–216
 | isbn=3-540-67877-8 }}</ref>

რამდენიმე [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახალს]] თუ არ ჩავთვლით, ძირითადად [[ადგილობრივი ჯგუფი]]ს [[გალაქტიკა|გალაქტიკების]] ინდივიდუალურ ვარსკვლავებზე<ref>e. g. {{cite journal
 | last1=Battinelli | first1=Paolo | last2=Demers | first2=Serge
 | last3=Letarte | first3=Bruno
 | title=Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2003-03_125_3/page/1298 | journal=The Astronomical Journal
 | year=2003 | volume=125 | issue=3 | pages=1298–1308
 | bibcode=2003AJ....125.1298B | doi = 10.1086/346274
}}</ref> ტარდებოდა კვლევები, განსაკუთრებით კი „[[ირმის ნახტომი]]ს“ ხილულ ნაწილში.<ref>{{cite news
 | title=Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission
 | publisher=ESA | date=December 8, 1997
 | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa
 | accessdate=2007-08-05 }}</ref> თუმცა, დაკვირვება ხდებოდა [[ქალწულის გროვა]]ში არსებულ [[M100]] გალაქტიკის ვარსკვლავებზე, რომელიც დედამიწიდან დაახლოებით 100 მილიონი [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლითაა]] დაშორებული.<ref>{{cite web
 | last1=Villard
 | first1=Ray
 | last2=Freedman
 | first2=Wendy L.
 | date=October 26, 1994
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
 | title=Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet
 | publisher=Hubble Site
 | accessdate=2007-08-05
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20160706140607/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
 | archivedate=2016-07-06
 }}</ref> [[ადგილობრივი ზეგროვა|ადგილობრივ ზეგროვაში]] [[ვარსკვლავთგროვა|ვარსკვლავთგროვების]] დანახვა შესაძლებელიa და თანამედროვე [[ტელესკოპი|ტელესკოპებით]], რომელთაც ადგილობრივ გროვაში ცალკეული მკრთალი ვარსკვალვების დანახვაც კი შეუძლია.<ref>{{cite news
 | title=Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe
 | publisher=Hubble Site
 | date=May 25, 1999
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
 | accessdate=2007-08-02
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20161219184540/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
 | archivedate=2016-12-19
 }}</ref> თუმცა, ადგილობრივი ზეგროვის გარეთ არც ცალკეული ვარსკვლავი და არც ვარსკვლავთგროვა დაუფიქსირებიათ. ერთადერთი გამონაკლისია უზარმაზარი ვარსკვლავური გროვის ფოტო, რომელიც ასობით ათას ვარსკვლავს შეიცავს და ერთი მილიარდი სინათლის წლითაა დაშორებული <ref>{{cite news
 | title=UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.
 | publisher=UBC Public Affairs
 | date=January 8, 2007
 | url=http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
 | accessdate=2007-08-02
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20130727073001/http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
 | archivedate=2013-07-27
 }}</ref> — 10-ჯერ უფრო შორი, ვიდრე მანამდე აღმოჩენილი ყველაზე შორეული ვარსკვლავური გროვა.

==სახელწოდებები==
[[სურათი:Ngc6397 hst blue straggler.jpg|მინი|ამ ფოტოში ხედავთ ლურჯ ვარსკვლავებს, რომელთაც „ჩამორჩენილი ლურჯები“ ეწოდება ჰ-რ დიაგრამაზე მათი ადგილმდებარეობის გამო.]]
ცნობილია, რომ [[თანავარსკვლავედები|თანავარსკვლავედებზე]] წარმოდგენა ჯერ კიდევ [[ბაბილონი|ბაბილონურ]] პერიოდში არსებობდა. ცის უძველესი დამკვირვებლები ვარსკვლავთა შესამჩნევ წყობაში ფორმას ამჩნევდნენ და ისინი ამ ფორმებს ბუნებას ან თავიანთ მითებს უკავშირებდნენ. ამ წარმონაქმნებიდან 12 ეკლიპტიკის სიგრძივ მდებარეობს და ეს გახდა [[ასტროლოგია|ასტროლოგიის]] საფუძველი.<ref name=koch95/> შესამჩნევ ცალკეულ ვარსკვლავებს სახელებს არქმევდნენ, უმეტესად კი არაბულ და ლათინურ სახელწოდებებს.

როგორც თანავარსკვლავედებსა და [[მზე]]ს, ისე ცალკეულ ვარსკვლავებს, საკუთარი მითები ჰქონდა.<ref name="mythology">{{cite web
 | last = Coleman | first = Leslie S
 | url = http://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/
 | title = Myths, Legends and Lore
 | publisher = Frosty Drew Observatory
 | accessdate = 2012-06-15 }}</ref> უძველესი ბერძნებისთვის ზოგი „ვარსკვლავი“, რომელსაც პლანეტის ([[პლანეტა]] ბერძნულად მოხეტიალეს ნიშნავს) სახელით იცნობდნენ, წარმოადგენდა სხვადასხვა მნიშვნელოვან ღვთაებებს, რისგანაც მოდის პლანეტათა სახელები: „[[მერკური]]“, „[[ვენერა]]“, „[[მარსი]]“, „[[იუპიტერი]]“ და „[[სატურნი]]“<ref name="mythology" /> ([[ურანი]] და [[ნეპტუნი]]ც, ასევე, [[ბერძნული ღმერთების გენეალოგიური ხე|ბერძნული]] და [[რომაული ღმერთები|რომაული]] ღვთაებებია, მაგრამ მანამდე არც ერთი მათგანი არ იყო ცნობილი, რადგან მათ ძალიან დაბალი სიკაშკაშე აქვთ და ამიტომ ძველმა ასტრონომებმა ისინი ვერ აღმოაჩინეს. მათ ეს სახელები გვიანდელი ასტრონომების მიერ შეერქვა).

დაახლოებით 1600-იან წლებში [[თანავარსკვლავედები]] გამოიყენებოდა ცის შესაბამის რეგიონში არსებული ვარსკვლავების სახელების დასარქმევად. გერმანელმა ასტრონომმა [[იოჰან ბეიერი|იოჰან ბეიერმა]] ვარსკვლავების რუკისა და კუთვნილი ბერძნული ასოების სერიები შექმნა, როგორც თითოეულ თანავარსკვლავედში არსებული ვარსკვლავების სახელწოდებები. მოგვიანებით ვარსკვლავის პირდაპირ ასვლაზე დაფუძნებული ნუმერაციული სისტემა გამოიგონეს და ჯონ ფლემსტიდის ვარსკვლავურ კატალოგს დაემატა მის წიგნში „Historia coelestis Britannica“, სადაც ამ ნუმერაციულ სისტემას „ფლემსტიდის აღნიშვნა“ ან „ფლემსტიდის ნუმერაცია“ ეწოდა.<ref>{{cite web
 | url = http://www.iau.org/public/naming/ | title = Naming Astronomical Objects
 | publisher = International Astronomical Union (IAU)
 | accessdate = 2009-01-30 }}</ref><ref>{{cite web
 | url = http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | title = Naming Stars
 | publisher = Students for the Exploration and Development of Space (SEDS)
 | accessdate = 2009-01-30 }}</ref>

ვარსკვლავების სახელების დარქმევის ერთადერთი საერთაშორისო ოფიციალური ორგანო არის „[[საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირი]]“.<ref name=space_law09/> კერძო კომპანიების გარკვეული ნაწილი ვარსკვლავების სახელებს ჰყიდის, რომელსაც „ბრიტანული ბიბლიოთეკა“ არაკონტროლირებად კომერციულ საწარმოს <ref name=astrometry05/><ref name=bl_disclaimer/> უწოდებს. თუმცა, „საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა“ უარი თქვა ამ კომერციულ საქმიანობაზე და მათ მიერ დარქმეულ სახელებს ის არც ადასტურებს და არც იყენებს.<ref name=andersen10/> ვარსკვლავების სახელების დამრქმევი ასეთი კომპანია არის „საერთაშორისო ვარსკვლავური რეგისტრატურა“, რომელიც 1980-იანებში დაადანაშაულეს ცრუ საქმიანობაში: ისინი ავრცელებდნენ, რომ მათ მიერ დარქმეული სახელები ოფიციალური იყო.

==საზომი ერთეულები==
მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავური პარამეტრების გამოსახვა შესაძლებელია [[SI სისტემა|SI]] ან [[CGS სისტემა|CGS]] სისტემებში, ხშირად უფრო მოსახერხებელია [[მასა|მასის]], [[სიკაშკაშე|სიკაშკაშისა]] და [[რადიუსი]]ს გამოსახვა მზიურ ერთეულებში, რომელიც მზის მახასიათებლებზეა დაფუძნებული:

:{|
| [[მზის მასა]]:
| ''M''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|1.9891 × 10<sup>30</sup> [[კილოგრამი|კგ.]]}}<ref name="constants">{{cite journal
 | last1=Sackmann | first1=I.-J. | last2=Boothroyd | first2=A. I.
 | title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2003 | volume=583
 | issue=2 | pages=1024–1039 | bibcode=2003ApJ...583.1024S
 | doi=10.1086/345408 |arxiv = astro-ph/0210128 }}</ref>
|-
| [[მზის სიკაშკაშე]]:
| ''L''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|3.827 × 10<sup>26</sup> [[ვატი]]}}<ref name="constants" />
|-
| [[მზის რადიუსი]]
| ''R''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|6.960 × 10<sup>8</sup> [[მეტრი|მ.]]}}<ref>{{cite journal
 | last1=Tripathy | first1=S. C. | last2=Antia | first2=H. M.
 | title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
 | journal=Solar Physics | year=1999
 | volume=186 | issue=1/2 | pages=1–11
 | bibcode=1999SoPh..186....1T | doi = 10.1023/A:1005116830445
}}</ref>
|}

დიდი სიგრძეების გასაზომად, როგორიცაა გიგანტური ვარსკვლავის [[რადიუსი]] ან ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის [[დიდი ნახევარღერძი]], ხშირად იყენებენ [[ასტრონომიული ერთეული|ასტრონომიულ ერთეულს]] (აე) — საშუალო მანძილი [[მზე|მზიდან]] [[დედამიწა]]მდე (150 მილიონი კილომეტრი).

==წარმოქმნა==
ვარსკვლავები წარმოიქმნება შედარებით მაღალი [[სიმკვრივე|სიმკვრივის]] ფართო რეგიონებში, თუმცა, მისი სიმკვრივე გაცილებით მცირეა [[ვაკუუმი]]ს კამერის სიმკვრივეზე. ამ რეგიონებს [[მოლეკულური ღრუბელი|მოლეკულური ღრუბლები]] ეწოდება და უმეტესად [[წყალბადი]]თ, 23-28 % [[ჰელიუმი]]თ, ხოლო მცირე რაოდენობით შედარებით მძიმე ელემენტებითაა გაჯერებული. ვარსკვლავთწარმომქმნელი რეგიონის ერთ-ერთი ყველაზე ცნობილი მაგალითი [[ორიონის ნისლეული]]ა.<ref>
{{cite journal
 | last=Woodward | first=P. R.
 | title=Theoretical models of star formation
 | journal=Annual review of astronomy and astrophysics
 | year=1978 | volume=16
 | issue=1 | pages=555–584 | doi = 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
 | bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}
</ref> როცა მასიური ვარსკვლავები მოლეკულური ღრუბლისგან წარმოიქმნება, ისინი ამ ღრუბლებს მძლავრად ანათებენ. ვარსკვლავს ასევე შეუძლია წყალბადის [[იონიზაცია]] და, აქედან გამომდინარე, H II რეგიონის წარმოქმნმა.

ყველა ვარსკვლავი თავისი სიცოცხლის უმეტესობას [[მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავად]] ატარებს, რომელიც საწვავად [[წყალბადი|წყალბადის]] [[თერმობირთვული რეაქციები|თერმობირთვული რეაქციების]] საშუალებით [[ჰელიუმი|ჰელიუმად]] გადაქცევის პროცესს იყენებს. თუმცა, განსხვავებული მასის მქონე ვარსკვლავებს შესამჩნევად განსხვავებული თვისებები აქვს განვითარების სხვადასხვა ეტაპებზე. მასიური ვარსკვალვების საბოლოო ბედი განსხვავდება ნაკლებად მასიური ვარსკვლავების ბედისაგან. ამიტომ ასტრონომები ვარსკვლავებს მასის მიხედვით აჯგუფებენ:<ref>
{{cite book
 | first=Sun | last=Kwok | year=2000 | pages=103–104
 | title=The origin and evolution of planetary nebulae
 | volume=33 | series=Cambridge astrophysics series
 | publisher=Cambridge University Press | isbn=0-521-62313-8 }}
</ref>
 
* ''ძალიან დაბალი მასის ვარსკვლავები'' 0,5 მზის მასით. ასეთი ვარსკვლავი არ შედის [[ასიმპტოტური გიგანტური განშტოება|ასიმპტოტურ გიგანტურ განშტოებაში]] (აგგ), მაგრამ პირდაპირ ევოლუციონირებს თეთრ ჯუჯად.

* ''დაბალი მასის ვარსკვალვები (მზის ჩათვლით)'' 0,5-1,8/2,2 მზის მასით (დამოკიდებულია შედგენილობაზე). ასეთი ვარსკვლავი შედის აგგ-ში, სადაც ის წარმოქმნის გადაგვარებულ ჰელიუმის ბირთვს.

* ''შუალედური მასის ვარსკვლავი'' გადის ჰელიუმის სინთეზს და წარმოქმნის გადაგვარებულ [[ნახშირბადი|ნახშირბად]]-[[ჟანგბადი]]ს ბირთვს. მასიური ვარსკვლავების მინიმალური მასა შეიძლება 7-10 [[მზის მასა]] იყოს, მაგრამ შეიძლება 5-6 მზის მასასაც გაუტოლდეს. ამ ვარსკვლავებში მიმდინარეობს ნახშირბადის სინთეზი, მათი სიცოცხლე კი ბირთვული ჩაშლით გამოწვეული [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლის ანთებით]] მთავრდება.

===პროტოვარსკვლავის წარმოქმნა===
ვარსკვლავის ფორმირება მოლეკულურ ღრუბელში გრავიტაციული არასტაბილურობით იწყება, რომელიც გამოწვეულია შედარებით მაღალი სიმკვრივის რეგიონების მიერ: ხშირად ახლოს მდებარე ზეახლის ანთებით გამოწვეული დარტყმითი ტალღებით, სხვადასხვა მოლეკულური ღრუბლების შეჯახებით ან [[გალაქტიკა|გალაქტიკების]] შეჯახებით. როგორც კი რეგიონი მატერიის საკმარის სიმკვრივეს მიაღწევს, რომ დააკმაყოფილოს [[ჯინსის არასტაბილურობა|ჯინსის არასტაბილურობის]] კრიტერიუმები, ის საკუთარი [[გრავიტაცია|გრავიტაციული ძალით]] იწყებს ჩაშლას.<ref>
{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith | year=2004
 | title=The Origin of Stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | publisher=Imperial College Press
 | isbn=1-86094-501-5 | pages=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n70 57]–68 }}
</ref>

[[სურათი:Witness the Birth of a Star.jpg|მინი|მხატვრის წარმოსახვა მკრვივ მოლეკულურ ღრუბელში ვარსკვლავის დაბადებაზე. ''[[ნასა]]ს ფოტო'']]

როცა ღრუბელი კოლაფსირებს, მკვრივი მტვრისა და გაზის ცალკეული ნაწილი წარმოქმნის „[[ბოკის ბურთულა|ბოკის ბურთულებს]]“. როდესაც სფერული (ან ბურთულა) კოლაფსირებს და [[სიმკვრივე]] იზრდება, გრავიტაციული ენერგია სითბოდ გარდაიქმნება და ტემპერატურა იზრდება. პროტოვარსკვლავური ღრუბელი როცა მიაღწევს [[ჰიდროსტატიკური წონასწორობა|ჰიდროსტატიკური წონასწორობის]] სტაბილურ მდგომარეობას, ბირთვში [[პროტოვარსკვლავი]] ფორმირდება.<ref>{{cite web
 | last = Seligman
 | first = Courtney
 | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archivedate = 2008-06-23
 | title = Slow Contraction of Protostellar Cloud
 | work = Self-published
 | accessdate = 2006-09-05
 }}</ref> ეს მთავარ მიმდევრობამდელი ვარსკვლავები ხშირად გარშემორტყმულია პროტოპლანეტარული დისკოთი და ძირითადად გრავიტაციული ენერგიით იკვებება. გრავიტაციული შეკუმშვის პერიოდი 10-დან 15 მილიონ წელიწადამდე გრძელდება.

ადრეულ ვარსკვლავებს 2 მზის მასით „[[T Tauri ვარსკვლავები]]“ ეწოდება, ხოლო უფრო დიდი მასის მქონეებს — „[[ჰერბიგ Ae/Be ვარსკვლავები]]“. ეს ახლად წარმოქმნილი ვარსკვლავები გაზის ჭავლებს თავიანთი ბრუნვის ღერძის სიგრძივ ასხივებენ, რომელმაც შეიძლება კოლაფსირებადი ვარსკვლავის კუთხური სიჩქარე შეამციროს და შედეგად მიიღება „[[ჰერბიგ-ჰაროს ობიექტები]]<nowiki/>“.<ref>
{{cite conference
 | last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
 | last3=Reipurth | first3=B. | year = 1996
 | title=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 | booktitle = Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | editor1-last=Benvenuti | editor1-first=Piero
 | editor2-first=F. D. | editor2-last=Macchetto
 | editor3-first=Ethan J. | editor3-last=Schreier
 | publisher=Space Telescope Science Institute | page=491
 | bibcode=1996swhs.conf..491B
}}
</ref><ref name=smith04>
{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith
 | title=The origin of stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | page=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n189 176] | year=2004
 | isbn=1-86094-501-5
 | publisher=Imperial College Press
}}
</ref> ამ ჭავლებს უახლოესი მასიური ვარსკვლავებიდან წამოსული გამოსხივების დახმარებით შეუძლია გაფანტოს გარშემორტყმულლი ღრუბელი იმ რეგიონიდან, სადაც ვარსკვლავი წარმოიქმნა.<ref>
{{cite news
 | first=Tom | last=Megeath | date=May 11, 2010
 | title=Herschel finds a hole in space
 | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
 | publisher=ESA | accessdate=2010-05-17 }}
</ref>

ადრეულ განვითარებაში T Tauri ვარსკვლავები მიჰყვება „[[ჰაიაშის მიმდევრობა]]ს“ — ისინი იკუმშებიან და მათი სიკაშკაშე მცირდება, ხოლო [[ტემპერატურა]] თითქმის იგივე რჩება. ნაკლებად მასიური T Tauri ვარსკვლავები ამ კვალს მიჰყვებიან მთავარ მიმდევრობამდე, ხოლო უფრო მასიურები გადადიან „[[ჰენიის კვალი|ჰენიის კვალზე]]“.

===მთავარი მიმდევრობა===
{{მთავარი|მთავარი მიმდევრობა}}
ვარსკვლავი თავისი სიცოცხლის 90 %-ს [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]ს სინთეზში ატარებს. ასეთ ვარსკვლავი მთავარი მიმდევრობისაა და ჯუჯა ვარსკვლავი ეწოდება. ვარსკვლავი დაბადებისას მთავარ მიმდევრობაში ხვდება და ჰელიუმის მარაგი მასში საკმაოდ იზრდება, ბირთვული სინთეზი ბირთვში ნელ-ნელა იზრდება, როგორც  ვარსკვლავის [[ტემპერატურა]] და სიკაშკაშე.<ref>
{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Mengel | first1=J. G. | last2=Demarque | first2=P.
 | last3=Sweigart | first3=A. V. | last4=Gross | first4=P. G.
 | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1979 | volume=40 | pages=733–791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603
}}</ref> მაგალითისთვის, მეცნიერთა გამოთვლით, [[მზე|მზის]] სიკაშკაშე 40 %-ით გაიზარდა მას შემდეგ, რაც ის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი გახდა 4,6 მილიარდი წლის წინ.<ref name=sun_future />

ყოველი ვარსკვლავი წარმოქმნის ნაწილაკების [[ვარსკვლავური ქარი|ვარსკვლავურ ქარს]], რომელიც იწვევს გაზის უწყვეტ გამოდენას კოსმოსში. ვარსკვლავთა უმეტესობისთვის მასის დაკარგვა უმნიშვნელოა. მზე წელიწადში 10<sup>−14</sup> [[მზის მასა]]ს კარგავს,<ref>
{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Wood | first1=B. E. | last2=Müller | first2=H.-R.
 | last3=Zank | first3=G. P. | last4=Linsky | first4=J. L.
 | title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2002
 | volume=574 | issue=1 | pages=412–425
| doi = 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W
|arxiv = astro-ph/0203437 }}
</ref> ან დაახლოებით მთლიანი მასის 0,01 %-ს თავისი მთლიანი სიცოცხლის განმავლობაში. თუმცა, ძალიან მასიური ვარსკვლავები 10<sup>−7</sup>-დან 10<sup>−5</sup>-მდე მზის მასას კარგავს ყოველ წელს, რაც მნიშვნელოვნად მოქმედებს მათ ევოლუციაზე.<ref>
{{cite journal
 | last1=de Loore | first1=C. | last2=de Greve | first2=J. P.
 | last3=Lamers | first3=H. J. G. L. M.
 | title=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
 | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61
 | issue=2 | pages=251–259
 | bibcode=1977A&A....61..251D }}
</ref> ის ვარსკვლავი, რომლის დაბადება 50 მზის მასით იწყება, მთავარ მიმდევრობაში ყოფნისას თავისი მასის ნახევარს კარგავს.<ref>{{cite web
 | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
 | title = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 | publisher = Royal Greenwich Observatory
 | accessdate = 2006-09-07
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20120603160705/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
 | archivedate = 2012-06-03
 }}</ref> ვარსკვლავის მთავარ მიმდევრობაში ყოფნის ხანგრძლივობა დამოკიდებულია საწვავის რაოდენობაზე, რომლის სინთეზიც უნდა მოახდინოს, და ტემპზე, რომელზეც ის ასინთეზირებს საწვავს, ე. ი. მის საწყის მასასა და სიკაშკაშეზე. მეცნიერთა შეფასებით, მზის სიცოცხლე, დაახლოებით, 10 მილიარდი წელიწადია. მასიური ვარსკვლავები  საწვავს ძალიან სწრაფად მოიხმარს და ამიტომ მათი სიცოცხლის ხანგრძლივობა მცირეა. მცირე მასის ვარსკვლავები, პირიქით, ძალიან ნელა მოიხმარს საწვავს. 0,25 მზის მასაზე ნაკლებ ვარსკვლავებს, რომელთაც [[წითელი ჯუჯა|წითელი ჯუჯები]] ეწოდება, შეუძლია თავიანთი მთლიანი [[მასა]] მოიხმაროს საწვავად, ხოლო ვარსკვლავებს 1 მზის მასით თავიანთი მასის მხოლოდ 10%-ის გამოყენება შეუძლია საწვავად. საწვავის ნელა მოხმარებისა და შედარებით დიდი გამოყენებადი საწვავის მარაგის კომბინაციით, ვარსკვლავის ევოლუციური გამოთვლებით,  0,25 მზის მასის ტოლ ვარსკვლავს შეუძლია 1 ტრილიონი წელიწადი იცოცხლოს, ხოლო ყველაზე ნაკლებად მასიური ვარსკვლავი (0,08 მზის მასა) 12 ტრილიონი წელიწადი იცოცხლებს.<ref name=adams>{{cite conference
 |last        = Adams
 |first       = Fred C.
 |author2     = Laughlin, Gregory
 |author3     = Graves, Genevieve J. M
 |title       = Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
 |booktitle   = Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets
 |pages       = 46–49
 |publisher   = Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
 |url         = http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 |accessdate  = 2008-06-24
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20190711072446/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 |archivedate = 2019-07-11
}}</ref> სიცოცხლის დასასრულს წითელი ჯუჯები ჩვეულებისამებრ, უფრო და უფრო მკრთალები ხდებიან. თუმცა, რადგანაც ასეთი ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობა [[სამყარო|სამყაროს]] ასაკზე (13,7 მილიარდი წელიწადი) მეტია, 0,85 მზის მასაზე<ref name="saomainseq">
{{cite web | title=Main Sequence Lifetime | url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime | work=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy | publisher=Swinburne University of Technology }}
</ref> დაბალ ვარსკვლავს არ გადაუხვევია მთავარი მიმდევრობიდან.

[[სურათი:ჰ-რ დიაგრამა.jpg|მინი|[[ჰერცშპრუნგ-რასელის ვარსკვლავური დიაგრამა]]]]

მასის გარდა, ჰელიუმზე მძიმე ელემენტები მნიშვნელოვან როლს თამაშობს ვარსკვლავების ევოლუციაში. ასტრონომები ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებს „მეტალებს“ უწოდებენ და ამ ელემენტების ქიმიურ კონცენტრაციას — „[[მეტალურობა]]ს“. მეტალურობას შეუძლია გავლენა მოახდინოს ხანგრძლივობაზე, რომლის განმავლობაშიც ვარსკვლავი საწვავს მოიხმარს, აკონტროლოს [[მაგნიტური ველი|მაგნიტური ველების]] ფორმირება<ref>
{{cite journal
 | display-authors=1
 | last1=Pizzolato | first1=N. | last2=Ventura | first2=P.
 | last3=D'Antona | first3=F. | last4=Maggio | first4=A.
 | last5=Micela | first5=G. | last6=Sciortino | first6=S.
 | title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | year=2001 | volume=373
 | issue=2 | pages=597–607
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P}}
</ref> და შეცვალოს [[ვარსკვლავური ქარის]] სიძლიერე.<ref>{{cite web
 | date = June 18, 2004
 | url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archivedate = 2004-11-22
 | title = Mass loss and Evolution
 | publisher = UCL Astrophysics Group
 | accessdate = 2006-08-26
 }}</ref> უფრო ხნიერ, [[ვარსკვლავური პოპულაცია|II პოპულაციის ვარსკვლავებს]] არსებითად ნაკლები მეტალურობა აქვს, ვიდრე უფრო ახალგაზრდა, I პოპულაციის ვარსკვლავს, რადგან იმ მოლეკულური ღრუბლის შემადგენლობაზეა დამოკიდებული, რომლებშიც ეს ვარსკვლავები წარმოიქმნა. დროთა განმავლობაში ეს ღრუბლები საკმაოდ მდიდრდება მძიმე ელემენტებით, რადგან ხნიერი ვარსკვლავები კვდება და თავიანთი ატმოსფეროს ფენებს აფრქვევენ.

===მთავარი მიმდევრობის შემდგომი ფაზა===
როდესაც სულ მცირე 0,4 მზის მასის ვარსკვლავი თავის წყალბადის მარაგს ამოწურავს ბირთვში, მისი გარე შრეები ძალიან ფართოვდება და გრილდება, რის შედეგადაც [[წითელი გიგანტი]] წარმოიქმნება. დაახლოებით 5 მილიარდ წელიწადში, როცა მზე ამ ფაზაში შევა, ის თავის მაქსიმუმ რადიუსამდე გაფართოვდება — 1 [[ასტრონომიული ერთეული|ასტრონომიულ ერთეულამდე]]. ეს კი მის ახლანდელ ზომას 250-ჯერ აღემატება. როგორც გიგანტი, მზე ამჟამინდელი მასის 30%-ს დაკარგავს.<ref name="sun_future">
{{cite journal | last1=Sackmann | first1=I. J. | last2=Boothroyd | first2=A. I. | last3=Kraemer | first3=K. E. | title=Our Sun. III. Present and Future | page=457 | journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}
</ref><ref name="sun_future_schroder">
{{cite journal | first1=K.-P. | last1=Schröder | last2=Smith | first2=Robert Connon | year=2008 | title=Distant future of the Sun and Earth revisited | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 386 | issue=1 | page = 155 | bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv = 0801.4031 }}
See also {{cite news
 | url=http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20
 | title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 | date=February 22, 2008
 | work=NewScientist.com news service
 | first=Jason | last=Palmer
 | accessdate=2008-03-24 }}
</ref>

2,25 მზის მასის წითელ გიგანტებში წყალბადი სინთეზს ბირთვის გარშემო არსებულ გარსში აგრძელებს.<ref name="hinshaw">{{cite web
 | last = Hinshaw | first = Gary | date = August 23, 2006
 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
 | title = The Life and Death of Stars
 | publisher = NASA WMAP Mission | accessdate = 2006-09-01 }}
</ref> საბოლოოდ ბირთვი იმდენადაა შეკუმშული, რომ ჰელიუმის სინთეზი იწყება და ვარსკვლავის რადიუსი თანდათან მცირდება და მისი ზედაპირის ტემპერატურა იზრდება. უფრო დიდი ვარსკვლავებისთვის ბირთვის რეგიონი წყალბადის სინთეზიდან პირდაპირ გადადის ჰელიუმის სინთეზში.<ref name="iben" />

მას შემდეგ, რაც ვარსკვლავი მოიხმარს ჰელიუმს ბირთვში, სინთეზი [[ნახშირბადი]]სა და [[ჟანგბადი]]ს ცხელი ბირთვის გარშემო არსებულ გარსში გრძელდება. შემდეგ ვარსკვლავი იმ ევოლუციურ ბილიკს მიჰყვება, რომელიც თავდაპირველი წითელი გიგანტის ფაზის პარალელურია, ოღონდ ზედაპირის უფრო მაღალი ტემპერატურით.

====მასიური ვარსკვლავები====
ვარსკვლავი 9 [[მზის მასა]]ზე მეტი მასით, ჰელიუმის წვის ფაზისას ფართოვდება და წარმოიქმნება [[წითელი ზეგიგანტი]]. როგორც კი ბირთვში ეს საწვავი ამოიწურება, ვარსკვლავი აგრძელებს ჰელიუმზე მძიმე ელემენტების სინთეზს.

ბირთვი იქამდე იკუმშება, სანამ [[ტემპერატურა]] და [[წნევა]] [[ნახშირბადი]]ს სინთეზისთვის არ იქნება საკმარისი. ეს პროცესი გრძელდება თანმიმდევრული საფეხურებით: [[ნეონი]]თ, [[ჟანგბადი]]თა და [[სილიციუმი]]თ. ვარსკვლავის სიცოცხლის დასასრულს, სინთეზი გრძელდება ხახვის გარსისებრი სერიებით: თითოეული შრე განსხვავებული ელემენტის სინთეზირებას ახდენს, ხოლო ყველაზე კიდურა გარსი — წყალბადს, შემდეგი — ჰელიუმს და ა.შ.<ref>{{cite web | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | title = What is a star? | publisher = Royal Greenwich Observatory | accessdate = 2006-09-07 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20151025044353/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | archivedate = 2015-10-25 }}</ref> საბოლოო საფეხური იწყება მაშინ, როცა მასიური ვარსკვლავი [[რკინა|რკინის]] წარმოქმნას იწყებს. რადგანაც რკინის ბირთვი ყველა მძიმე ელემენტის ბირთვზე მჭიდროდ არის შეკრული, რკინის შემდეგ სინთეზი აღარ წარმოქმნის ენერგიას — პირიქით, ის მოიხმარს მას. ამგვარად, რადგან რკინის ბირთვი ყველაზე მჭიდროდაა შეკრული, ვიდრე სხვა მძიმე ელემენტები, ენერგიის გამოთავისუფლება ატომის გახლეჩითაც შეუძლებელია.<ref name="hinshaw" /> შედარებით ხნიერ და ძალიან მასიურ ვარსკვლავებში ინერტული რკინის უზარმაზარი ბირთვი შეიკვრება ვარსკვლავის ცენტრში. ამ ვარსკვლავებში უფრო მძიმე ელემენტებს შეუძლია თავიანთ გზაზე იმუშაოს ამ ვარსკვლავების ზედაპირზე, რის შედეგადაც ყალიბდება განვითარებული ობიექტები, რომელთაც [[ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები]] ეწოდება. ამ ვარსკვლავებს მკვრივი ვარსკვლავური ქარი აქვს, რომელიც გარე ატმოსფეროს აფრქვევს.

====კოლაფსი====
როცა ვარსკვლავის ბირთვი იკუმშება, გამოსხივების ინტენსივობა ზედაპირიდან იზრდება, რაც წარმოქმნის ისეთ გამოსხივებით წნევას გაზის გარე გარსზე, რომ ის გამოაგდებს ამ ფენებს, შედეგად კი [[პლანეტური ნისლეული]] წარმოიქმნება. გარე ატმოსფეროს გამოფრქვევის შემდეგ რაც დარჩა, ის თუ 1,4 [[მზის მასა]]ზე ნაკლებია, იკუმშება შედარებით პაწაწინა ობიექტად, დაახლოებით დედამიწის ზომამდე, რომელსაც [[თეთრი ჯუჯა]] ეწოდება. თეთრ ჯუჯას არ აქვს საკმარისი [[მასა]] უფრო მძლავრი [[გრავიტაცია|გრავიტაციული]] შეკუმშვა რომ წარმართოს.<ref>
{{cite journal | last1=Liebert | first1=J. | title=White dwarf stars | journal=Annual review of astronomy and astrophysics | year=1980 | volume=18 | issue=2 | pages=363–398 | bibcode=1980ARA&A..18..363L | doi = 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}
</ref> [[ელექტრონგადაგვარებული მატერია]] თეთრ ჯუჯაში აღარაა [[პლაზმა]], მიუხედავად იმისა, რომ ასეთი ვარსკვალვები პლაზმის სფეროებად ითვლება. საბოლოოდ, თეთრი ჯუჯა ძალიან გრძელი პერიოდის განმავლობაში [[შავი ჯუჯა|შავ ჯუჯად]] გადაიქცევა.

[[სურათი:Crab Nebula.jpg|მინი|[[კიბორჩხალის ნისლეული]] — [[ზეახალი ვარსკვლავის ნარჩენი|ზეახლის ნარჩენები]], რომელიც პირველად [[1054]] წელს დააფიქსირეს]]

მოზრდილ ვარსკვლავებში სინთეზი იქამდე გრძელდება, სანამ [[რკინა|რკინის]] ბირთვი იმდენად არ გაიზრდება (1,4 მზის მასაზე მეტი), რომ საკუთარ მასას ვეღარ გაუძლოს. ეს ბირთვი უცებ ჩაიშლება, რადგან მისი [[ელექტრონი|ელექტრონები]] მის [[პროტონი|პროტონებს]] შეერწყმება და წარმოქმნის [[ნეიტრონი|ნეიტრონებს]], [[ნეიტრინო]]ებსა და [[გამა სხივები|გამა სხივებს]] [[ელექტრონის დატყვევება|ელექტრონის დატყვევებისა]] და [[შებრუნებული ბეტა დაშლა|შებრუნებული ბეტა დაშლის]] პროცესში. ამ უეცარი კოლაფსის შედეგად წარმოქმნილი [[დარტმითი ტალღა]] მთლიანი ვარსკვლავის [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლად ანთებას]] იწვევს. ზეახალი იმდენად კაშკაშა ხდება, რომ მას შეუძლია მთლიანი [[გალაქტიკა|გალაქტიკის]] სიკაშკაშეს ცოტა ხნით გადააჭარბოს. როცა ზეახალი ინთებოდა [[ირმის ნახტომი|ირმის ნახტომში]], შეუიარაღებელი თვალით დამკვირვებლები მას „ახალ ვარსკვალვს“ უწოდებდნენ.<ref name="supernova">
{{cite web
 | date=April 6, 2006
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 | title=Introduction to Supernova Remnants
 | publisher=Goddard Space Flight Center
 | accessdate=2006-07-16 }}
</ref>

ზეახლად ანთება ვარსკვლავის მატერიის უდიდეს ნაწილს აფრქვევს და წარმოქმნის ნისლეულს, როგორიცაა [[კიბორჩხალის ნისლეული]].<ref name="supernova"/> შემდეგ აქ რჩება [[ნეიტრონული ვარსკვლავი]] (რომელიც ზოგჯერ პულსარად ან რენტგენის სხივების მფრქვეველად იქცევა) ან უდიდესი ვარსკვლავების შემთხვევაში (იმდენად დიდი, რომ 4 [[მზის მასა|მზის მასაზე]] მეტი მასის ნარჩენი დატოვოს), [[შავი ხვრელი]].<ref>
{{cite journal | last1=Fryer | first1=C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}
</ref> ნეიტრონულ ვარსკვლავში მატერია ე. წ. [[ნეიტრონგადაგვარებული მატერია|ნეიტრონგადაგვარებულ]] მდგომარეობაში იმყოფება. გადაგვარებული მატერიის უფრო ეგზოტიკური ფორმა, [[QCD მატერია]], შესაძლებელია ბირთვში არსებობს. შავ ხვრელში კი მატერია იმ მდგომარეობაშია, რომელიც ჯერჯერობით არ არის ცნობილი.

მომაკვდავი ვარსკვლავების გამოტყორცნილი გარე ფენები მძიმე ელემენტებს შეიცავს, რომლებიც შესაძლოა სხვა ახალი ვარსკვლავების ფორმირებისას გადამუშავდეს. ამ მძიმე ელემენტების წყალობით ხდება [[დედამიწის ჯგუფის პლანეტები|კლდოვანი პლანეტები]]ს ფორმირება. ზეახლიდან წამოსული მატერია და დიდი ვარსკვალვების ვარსკვლავური ქარი გადამწყვეტ როლს თამაშობს [[ვარსკვლავთშორისი სივრცე|ვარსკვლავთშორისი სივრცის]] ფორმაზე.<ref name="supernova" />

==გავრცელება==
[[სურათი:Sirius A and B artwork.jpg|მარცხნივ|მინი|[[თეთრი ჯუჯა]] ვარსკვლავი [[სირიუსი]]ს გარშემო (მხატვრის წარმოსახვა). ''[[ნასა]]ს ფოტო'']]
იზოლირებული ვარსკვლავების დამატებით, [[მრავალვარსკვლავიანი სისტემა]] შეიძლება გრავიტაციულად ჩაჭერილ ორ ან მეტ ვარსკვლავს მოიცავდეს, რომლებიც ერთმანეთის ირგვლივ მოძრაობს. უმარტივესი და ყველაზე გავრცელები მრავალვარსკვლავიანი სისტემა [[ორმაგი ვარსკვლავი]]ა, მაგრამ სამი ან მეტი ვარსკვლავისგან შემდგარი სისტემაც არის აღმოჩენილი. ორბიტალური სტაბილურობის მიზეზისთვის ასეთი მრავალვარსკვლავიანი სისტემა ხშირად ორმაგი ვარსკვლავების იერარქიულ ნაკრებადაა მოწყობილი.<ref>{{cite book
 | first1=Victor G. | last1=Szebehely
 | last2=Curran | first2=Richard B. | year=1985
 | title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
 | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | publisher=Springer
 | isbn=90-277-2046-0 }}</ref> უფრო დიდი ჯგუფებიც არსებობს, რომელთაც [[ვარსკვლავთგროვა|ვარსკვლავთგროვები]] ეწოდება. ვარსკვლავების რაოდენობა იწყება [[ღია გროვა|ღია გროვებით]], რომელშიც მხოლოდ რამდენიმე ვარსკვლავი შედის, და მთავრდება უზარმაზარი [[სფერული გროვა|სფერული გროვებით]], რომლებშიც ასობით ათასი მნათობი არსებობს.

დიდი ხანია ვარაუდობენ, რომ ვარსკვლავთა უმრავლესობა გრავიტაციულად ჩაჭერილ მრავალვარსკვლავიან სისტემებში არსებობს. ეს მართებულია ძალიან მასიური O და B კლასის ვარსკვლავებისთვის, სადაც, მიჩნეულია, რომ ამ ვარსკვლავთა უმეტესობა მრავალვარსკვლავიანი სისტემების ნაწილია. თუმცა, ცალკეული ვარსკვლავების სისტემების პროპორცია იზრდება უფრო მცირე ვარსკვლავებისთვის, რადგან წითელი ჯუჯების მხოლოდ 25 %-ს ჰყავს კომპანიონი. რადგანაც ვარსკვლავთა 85 % წითელი ჯუჯაა, [[ირმის ნახტომი|ირმის ნახტომში]] დაბადებულ ვარსკვლავთა უმეტესობა იზოლირებულია.<ref>{{cite press release
 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | date=January 30, 2006
 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html
 | title=Most Milky Way Stars Are Single
 | accessdate=2006-07-16 }}</ref>

ვარსკვლავები სამყაროში ერთფეროვნად არ არის გავრცელებული. ისინი ჩვეულებრივ ჯგუფდებიან გალაქტიკებში ვარსკვლავთშორისი გაზთან და მტვერთან. ტიპური გალაქტიკა ასობით მილიარდ ვარსკვლავს შეიცავს, ხილულ სამყაროში კი 100 მილიარდზე მეტი გალაქტიკაა.<ref>{{cite web | title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | publisher=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | accessdate=2006-07-18 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | archivedate=2015-11-09 }}</ref> 2010 წლის ვარსკვლავთაღრიცხვამ აჩვენა, რომ ხილულ სამყაროში 300 სექსტილიონი (3 × 10<sup>23</sup>) ვარსკვლავია.<ref>{{cite news | first=Seth | last=Borenstein | date=December 1, 2010 | title=Universe's Star Count Could Triple | work=CBS News | url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | accessdate=2011-07-14 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20131015032113/http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | archivedate=2013-10-15 }}</ref> მართალია, მეცნიერებს ხშირად მიაჩნიათ, რომ ვარსკვლავები მხოლოდ გალაქტიკებში არსებობს, მაგრამ აღმოჩენილია გალაქტიკათშორისი ვარსკვლავებიც.<ref>{{cite news
 | title=Hubble Finds Intergalactic Stars
 | publisher=Hubble News Desk | date=January 14, 1997
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
 | accessdate=2006-11-06 }}</ref>

[[დედამიწა]]სთან მდებარე უახლოესი ვარსკვლავი, [[მზე|მზის]] გამოკლებით, არის [[ალფა კენტავრი|პროქსიმა კენტავრი]], რომელიც 39,9 ტრილიონი კილომეტრით ან 4,2 [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლითაა]] დაშორებული. ამ ვარსკვლავის მიმართულებით კოსმოსური [[შატლი]]თ რომ გავემგზავროთ ორბიტალური სიჩქარით (8 კმ/წმ — თითქმის 30 000 კმ/სთ), სულ რაღაც 150 000 წელიწადი დაგვჭირდება იქ მოსახვედრად.<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> years.</ref> ასეთი მანძილები ტიპურია გალაქტიკურ დისკოებში, [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] მიდამოების ჩათვლით.<ref>{{cite journal | last1=Holmberg | first1=J. | last2=Flynn | first2=C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 | issue=2 | year=2000 | pages=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> ვარსკვლავები ერთმანეთთან შეიძლება ძალიან ახლოს იყვნენ გალაქტიკის ცენტრში ან სფერულ გროვებში, ან ბევრად შორს გალაქტიკურ ჰალოში.

გალაქტიკის ბირთვის გარეთ არსებულ ვარსკვლავებს შორის უკიდეგანო მანძილის გამო მათი შეჯახებები იშვიათია. უფრო მჭიდრო რეგიონებში, როგორებიცაა სფერული გროვების ბირთვი ან გალაქტიკის ცენტრი, შეჯახებები უფრო ხშირია.<ref name="DarkMatter">{{cite news | title=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | publisher=CNN News | date=June 2, 2000 | url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | accessdate=2014-01-21 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20130727232615/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | archivedate=2013-07-27 }}</ref> ასეთი შეჯახებები იწვევს ე. წ. ლურჯ ჩამორჩენილებს. ამ არაწესიერ ვარსკვლავებს ზედაპირის იმაზე მაღალი ტემპერატურა აქვს, ვიდრე გროვაში არსებულ მთავარი მიმდევრობის სხვა ვარსკვლავებს იმავე სიკაშკაშით.<ref>{{cite journal | display-authors=1 | first1=J. C. | last1=Lombardi, Jr. | last2=Warren | first2=J. S. | last3=Rasio | first3=F. A. | last4=Sills | first4=A. | last5=Warren | first5=A. R. | title = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | journal=The Astrophysical Journal | year=2002 | volume=568 | issue = 2 | pages=939–953 | bibcode=2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060|arxiv = astro-ph/0107388 }}</ref>

==მახასიათებლები==
ვარსკვლავის შესახებ თითქმის ყველაფერს მისი საწყისი მასით საზღვრავენ, ასევე სიკაშკაშითა და ზომით, ევოლუციით, სიცოცხლის ხანგრძლივობითა და საბოლოო ბედით.

===ასაკი===
ვარსკვლავთა უმეტესობა 1-დან 10 მილიარდამდე წლისაა. ზოგი ვარსკვლავი შეიძლება 13,8 მილიარდი წლისაც კი იყოს ([[სამყარო|ხილული სამყაროს]] ასაკის). აქამდე აღმოჩენილთა შორის უხუცესი ვარსკვლავი [[HD 140283]], ზედმეტსახელად „მათუსალას ვარსკვლავი“, 14,46 ± 0.8 მილიარდი წლისაა <ref name=Bond-140283 /> (გამოთვლის განუსაზღვრელობის გამო ვარსკვლავის ეს ასაკი სამყაროს ასაკთან უთანხმოებას არ იწვევს, რადგან პლანკის სატელიტის გამოთვლით სამყარო 13,798 ± 0,037 მილიარდი წლისაა<ref name=Bond-140283 />).

რაც უფრო მასიურია ვარსკვლავი, მით მცირეა მისი სიცოცხლის ხანგრძლივობა, რადგან მასიურ ვარსკვლავს ბირთვში ბევრად მძლავრი [[წნევა]] აქვს, რაც [[წყალბადი]]ს სწრაფ დაწვას იწვევს. ყველაზე მასიური ვარსკვლავების საშუალო სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მილიონი წელიწადია, ხოლო ყველაზე მცირე მასის მქონე ვარსკვლავები ([[წითელი ჯუჯა|წითელი ჯუჯები]]) იმდენად ნელა მოიხმარს საწვავს, რომ მათი სიცოცხლის ხანგრძლივობა ათობით და ასობით მილიარდი წელიწადია.<ref>{{cite web
 | last1=Naftilan | first1=S. A. | last2=Stetson | first2=P. B.
 | date=July 13, 2006
 | url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi
 | title=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 | publisher=Scientific American
 | accessdate=2007-05-11 }}</ref><ref>{{cite journal
 | last1=Laughlin | first1=G. | last2=Bodenheimer | first2=P.
 | last3=Adams | first3=F. C.
 | title=The End of the Main Sequence
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1997 | volume=482 | issue=1 | pages=420–432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi = 10.1086/304125 }}</ref>

===ქიმიური შედგენილობა===
{{ციტატა|ქიმიკოსის გადმოსახედიდან ვარსკვლავის შიგნეულობა... მოსაწყენია — აქ ვერ შეხვდებით ვერც ერთ [[მოლეკულა]]ს|[[როალდ ჰოფმანი]]}}

როცა ვარსკვლავები იბადება [[ირმის ნახტომი|ირმის ნახტომში]], ისინი 71 % [[წყალბადი]]თა და 27 % [[ჰელიუმი]]თაა გაჯერებული<ref>{{cite book
 | first=Judith A. | last=Irwin | year=2007
 | title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
 | url=https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair | publisher=John Wiley and Sons | isbn=0-470-01306-0
 | page=[https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair/page/78 78] }}</ref> (მძიმე ელემენტების მცირე ნაწილით). ჩვეულებრივ, მძიმე ელემენტების პორცია იზომება ვარსკვლავის ატმოსფეროში არსებული რკინის შიგთავსით, რადგან [[რკინა]] გავრცელებული ელემენტია და მისი [[შთანთქმის ხაზები]]ს გაზომვა შედარებით ადვილია. რადგან მოლეკულური ღრუბლები, სადაც ახალი ვარსკვლავები ფორმირდება, მძიმე ელემენტებითაა გაჯერებული, ვარსკვლავის ქიმიური შედგენილობის დადგენით ვარსკვლავის ასაკს ადვილად გამოვთვლით.<ref>{{cite web
 | date =2006-09-12 | url = http://www.eso.org/public/news/eso0634/
 | title = A "Genetic Study" of the Galaxy
 | publisher = ESO | accessdate = 2006-10-10 }}</ref> მძიმე ელემენტების პორცია, ასევე შეიძლება იყოს იმ ალბათობის მაჩვენებელი, აქვს თუ არა ვარსკვლავს პლანეტარული სისტემა.<ref>{{cite journal | last1=Fischer | first1=D. A.
 | last2=Valenti | first2=J. | title=The Planet-Metallicity Correlation
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2005 | volume=622 | issue=2
 | pages=1102–1117 | bibcode=2005ApJ...622.1102F | doi = 10.1086/428383 }}</ref>

ვარსკვლავი ყველაზე დაბალი რკინის შიგთავსით არის ჯუჯა [[HE1327-2326]], რომელსაც მზის რკინის შიგთავსის 1/200 000 ჰქონდა. ამის საპირისპიროდ, მეტალით ყველაზე მდიდარი ვარსკვლავი არის [[μ ლეონისი]], რომელსაც თითქმის მზის რკინის შიგთავსზე 2-ჯერ მეტი აქვს,<ref>{{cite web
 | date=April 17, 2005 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | title=Signatures Of The First Stars
 | publisher=ScienceDaily | accessdate=2006-10-10 }}</ref> ხოლო პლანეტების წარმომქმნელ ვარსკვლავ [[14 ჰერკულესი|14 ჰერკულესს]] — 3-ჯერ მეტი!<ref>{{cite journal
 | last=Feltzing | first=S. | last2=Gonzalez | first2=G.
 | title=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | year=2000 | volume=367 | issue=1 | pages=253–265
 | bibcode=2001A&A...367..253F
 | doi=10.1051/0004-6361:20000477 }}</ref> არსებობს კიდევ ქიმიურად განსაკუთრებული ვარსკვლავები, რომლებიც გარკვეული ელემენტების განსაკუთრებული სიუხვით გამოირჩევიან, განსაკუთრებით [[ქრომი]]თა და [[იშვიათი დედამიწური ელემენტები]]თ<ref>{{cite book
 | first=David F. | last=Gray | year=1992
 | title=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres | pages=413–414
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-40868-7 }}</ref>

===დიამეტრი===
[[სურათი:Shedareba.jpg|მარცხნივ|მინი|ვარსკვლავები ზომებში ძალიან განსხვავდება. ფოტოზე ხედავთ, როგორი სხვაობაა ვარსკვლავების და პლანეტების ზომებს შორის და, ასევე, ვარსკვლავების ზომებს შორის (უდიდესსა და უმცირესს შორის განსაკუთრებით).]]

ვარსკვლავების [[დედამიწა|დედამიწიდან]] უზარმაზარი დაშორების გამო, ყველა ვარსკვლავი, [[მზე|მზის]] გარდა, შეუიარაღებელი თვალისთვის ღამის ცაზე მნათ წერტილებად ჩანს, რომელიც ციმციმებს [[დედამიწის ატმოსფერო]]ს ეფექტის გამო. [[მზე]]ც ვარსკვლავია, მაგრამ ის საკმარისად ახლოსაა დედამიწასთან, რომ დისკოდ გამოჩნდეს და დღის შუქი უზრუნველყოს. ვარსკვლავი ყველაზე დიდი ხილული ზომით არის [[R Doradus]], რომლის [[კუთხური დიამეტრი]] 0,057 [[არკწამი]]ა.<ref>{{cite news
 | title=The Biggest Star in the Sky | publisher=ESO
 | date=March 11, 1997 | url=http://www.eso.org/public/news/eso9706/
 | accessdate=2006-07-10 }}</ref>

ვარსკვლავთა უმეტესობის დისკო ძალიან მცირეა [[კუთხური ზომა|კუთხურ ზომაში]], რომ ახლანდელი ხმელეთზე არსებული [[ტელესკოპი|ოპტიკური ტელესკოპებით]] დავაკვირდეთ, ამიტომ საჭიროა [[ინტერფერომეტრი|ინტერფერომეტრული]] ტელესკოპები ამ ობიექტების სურათების მისაღებად. ვარსკვლავების კუთხური ზომის დასადგენი სხვა ტექნიკა არის [[დაბნელება]]. ვარსკვლავის სიკაშკაშის ვარდნის ზუსტი გაზომვით, როცა მას [[მთვარე]] დააბნელებს (ან ამოსვლისას, როცა მას მთვარე გაეცლება), მისი [[კუთხური დიამეტრი]]ს გამოთვლა შესაძლებელია.<ref>{{cite journal
 | last1=Ragland | first1=S. | last2=Chandrasekhar | first2=T.
 | last3=Ashok | first3=N. M.
 | title=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
 | journal=Journal of Astrophysics and Astronomy
 | year=1995 | volume=16 | page=332
 | bibcode=1995JApAS..16..332R }}</ref>

ვარსკვლავების ზომების მრავალფეროვნება [[ნეიტრონული ვარსკვლავი]]დან იწყება, რომლის დიამეტრი 20 კმ-დან 40 კმ-მდე იცვლება და მთავრება ზეგიგანტებით, როგორიცაა [[ბეთელჰეიზე]] [[ორიონის ნისლეული|ორიონის ნისლეულში]], რომლის დიამეტრი მზისას 650-ჯერ აღემატება — დაახლოებით 900 000 000 კილომეტრი. თუმცა, ბეთელჰეიზეს მზეზე ბევრად დაბალი [[სიმკვრივე]] აქვს.<ref>{{cite web | last=Davis | first=Kate | date=December 1, 2000 | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | title=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis | publisher=AAVSO | accessdate=2006-08-13 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | archivedate=2006-07-12 }}</ref>

===კინემატიკა===
[[სურათი:Pleiades large.jpg|მინი|პლეადა — ვარსკვლავების ღია გროვა კუროს თანავარსკვლავედში. ეს ვარსკვლავები ერთობლივად მოძრაობს კოსმოსში.<ref>{{cite journal
 | last=Loktin | first=A. V.
 | title=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
 | journal=Astronomy Reports | volume=50 | issue=9
 | pages=714–721 |date=September 2006
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref> ''[[ნასას]]ს ფოტო'']]

ვარსკვლავის მზესთან შედარებით მოძრაობა გამოსადეგარ ინფორმაციას უზრუნველყოფს ვარსკვლავის წარმომავლობასა და ასაკზე, ასევე [[გალაქტიკა|გალაქტიკის]] სტრუქტურასა და ევოლუციაზე. ვარსკვლავის მოძრაობის კომპონენტები მოიცავს [[რადიალური სიჩქარე|რადიალურ სიჩქარეს]] მზისკენ ან მზიდან და განივკუთხურ მოძრაობას, რომელსაც მისი [[მახასიათებელი მოძრაობა]] ეწოდება.

რადიალური სიჩქარე ვარსკვლავის სპექტრული ხაზების [[დოპლერის ეფექტი]]თ იზომება და მისი ერთეულია კმ/წმ. ვარსკვლავის მახასიათებელი მოძრაობა განისაზღვრება ზუსტი ასტრომეტრული გაზომვებით ერთეულით — მილიარკწამი (მაწ) წელიდაწში. ვარსკვლავის [[პარალაქსი]]ს განსაზღვრით მახასიათებელი მოძრაობა შეიძლება გადაიქცეს სიჩქარის ერთეულებში. ვარსკვლავები მაღალი მახასიათებელი მოძრაობით მზესთან უფრო ახლოსაა, რაც მათ პარალაქსურ გაზომვას აადვილებს.<ref>{{cite web
 | date=September 10, 1999 | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS
 | title=Hipparcos: High Proper Motion Stars
 | publisher=ESA | accessdate=2006-10-10 }}</ref>

მას შემდეგ, რაც მოძრაობის ორივე ტემპი ცნობილია, შეიძლება გამოითვალოს ვარსკვლავის კოსმოსური სიჩქარე მზის ან გალაქტიკის მიმართ. აღმოჩნდა, რომ უახლოეს ვარსკვლავებს შორის I პოპულაციის ახალგაზრდა ვარსკვლავებს უფრო დაბალი სიჩქარე აქვს, ვიდრე ხნიერ, II პოპულაციის ვარსკვლავებს. ამ უკანასკნელებს [[ელიფსი|ელიფსური]] ორბიტები აქვს, რომელიც გალაქტიკის სიბრტყის მიმართაა დახრილი.<ref>{{cite journal
 | last = Johnson | first = Hugh M.
 | title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | year=1957 | volume=69 | issue=406 | page=54
 | bibcode=1957PASP...69...54J
 | doi=10.1086/127012 }}</ref> უახლოესი ვარსკვლავების კინემატიკის შედარებამ [[ვარსკვლავური გაერთიანებები]]ს აღმოჩენის საშუალება მოგვცა. ესენი არის ვარსკვლავთა შეჯგუფებები, რომლებიც გიგანტური მოლეკულური ღრუბლების წარმოშობის საერთო წერტილს იზიარებს.<ref>{{cite journal | last1=Elmegreen | first1=B. | last2=Efremov | first2=Y. N. | title=The Formation of Star Clusters | journal=American Scientist | year=1999 | volume=86 | issue=3 | page=264 | url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | accessdate=2006-08-23 | doi=10.1511/1998.3.264 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | archivedate=2005-03-23 | bibcode=1998AmSci..86..264E }}</ref>

===მაგნიტური ველი===
[[სურათი:suaur.jpg|მინი|ვარსკვლავ [[SU Aurigae]]-ს (ახალგაზრდა T Tauri ტიპის ვარსკვლავი) ზედაპირული მაგნიტური ველი.]]
ვარსკვლავის [[მაგნიტური ველი]] წარმოიქმნება შიდა რეგიონებში, სადაც [[კონვექცია|კონვექციური]] ცირკულაცია ხდება. [[პლაზმა|პლაზმის]] ეს მოძრაობა დინამომანქანასავით ფუნქციონირებს: წარმოქმნის მაგნიტურ ველებს, რომელიც იჭიმება მთელ ვარსკვლავზე. მაგნიტური ველის სიძლიერე დამოკიდებულია ვარსკვლავის შედგენილობასა და მასაზე. მაგნიტური ზედაპირის აქტიურობის რაოდენობა დამოკიდებულია ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპზე. ეს ზედაპირული აქტივობა წარმოქმნის ვარსკვლავთლაქებს, რომლებიც ძლიერი მაგნიტური ველების რეგიონებია და ნორმალურ ზედაპირის ტემპერატურაზე დაბალია. [[გვირგვინული მარყუჟი]] არის რკალისებრი მაგნიტური ველი, რომელიც აქტიური რეგიონებიდან გვირგინში იწელება. [[ვარსკვლავური ანთებები]] მაღალი ენერგიების ნაწილაკების ანთებაა, რომელიც იმავე მაგნიტური აქტიურობის გამო გამოსხივდება.<ref>{{cite web
 | last=Brainerd | first=Jerome James
 | date=July 6, 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html
 | title=X-rays from Stellar Coronas
 | publisher=The Astrophysics Spectator
 | accessdate= 2007-06-21 }}</ref>

ახალგაზრდა, სწრაფად მოძრავ ვარსკვლავებს, ძირითადად, მაღალი დონის ზედაპირული აქტივობები აქვს თავიანთი მაგნიტური ველის გამო. მაგნიტურ ველს შეუძლია ძალა მისცეს ვარსკვლავის ვარსკვლავურ ქარს. ეს უკანასკნელი კი როგორც მუხრუჭი, ისე ფუნქციონირებს და თანდათანობით ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპს ანელებს. ამგვარად, მზის მსგავს ხნიერ ვარსკვლავებს უფრო ნელი მოძრაობის ტემპი აქვს და ზედაპირული აქტივობის დაბალი დონე. ნელა მოძრავი ვარსკვლავების აქტიურობის დონე იცვლება ციკლურად და შეუძლია რაღაც დროის განმავლობაში სრულიად გაითიშოს.<ref>{{cite web
 | last = Berdyugina | first = Svetlana V. | year=2005
 | url =http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/
 | title =Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
 | publisher =Living Reviews
 | accessdate = 2007-06-21 }}</ref> „[[უმიზნოდ მოქმედების მინიმუმი]]ს“ მანძილზე მზემ 70 წელი ისე განვლო, რომ არც ერთი [[მზის ლაქა]] არ შენიშნულა.

===მასა===
ერთ-ერთი ყველაზე მასიური ვარსკვლავი არის [[Eta Carinae]]<ref>{{cite journal | first = Nathan | last = Smith | year = 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher = Astronomical Society of the Pacific | journal = Mercury Magazine | volume = 27 | page = 20 | accessdate = 2006-08-13 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20060927091554/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | archivedate = 2006-09-27 }}</ref> 100-150 მზის მასით, რომლის სიცოცხლის ხანგრძლივობა მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წელიწადი იქნება. [[თაღების გროვა|თაღების გროვის]] კვლევამ აჩვენა, რომ 150 [[მზის მასა]] ვარსკვლავებისთვის ზედა ზღვარია [[სამყარო]]ს მიმდინარე ხანაში.<ref>{{cite news
 | title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
 | publisher=NASA News | date=March 3, 2005 | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
 | accessdate=2006-08-04 }}</ref> ამ ზღვრის მიზეზი ზუსტად არაა ცნობილი, მაგრამ ნაწილობრივ „[[ედინგტონის სიკაშკაშე|ედინგტონის სიკაშკაშის]]“ გამო, რომელიც განსაზღვრავს სიკაშკაშის მაქსიმალურ რაოდენობას, რომელსაც შეუძლია ვარსკვლავის ატმოსფეროში ისე გაიაროს, რომ გაზები კოსმოსში არ გამოტყორცნოს. თუმცა, ვარსკვლავს [[R136|R136a1]] [[მაგელანის დიდი ნისლეული|მაგელანის დიდ ნისლეულში]] 265 მზის მასა აქვს, რომელიც ამ ზღვარს კითხვის ნიშნის ქვეშ აყენებს.<ref name=eso20100721>{{cite news
 | title=Stars Just Got Bigger
 | publisher=European Southern Observatory
 | date=July 21, 2010
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/
 | accessdate=2010-17-24 }}</ref> კვლევამ დაადგინა, რომ 150 მზის მასაზე დიდი ვარსკვლავები [[R136]]-ში წარმოიქმნა ახლო ორმაგ სისტემებში მყოფ მასიური ვარსკვლავების შეჯახებების დროს, რაც უზრუნველყოფს გზას, რომ 150 მზის მასიანი ზღვარი უგულებელვყოთ..<ref>{{cite web | work=LiveScience.com | url=http://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | title=Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash | first1=Natalie | last1=Wolchover | date=August 7, 2012 }}</ref>

[[სურათი:Ngc1999.jpg|მინი|[[ამრეკლი ნისლეული]] [[NGC 1999]] მკვეთრადაა განათებული [[V380 Orionis]]-ის (ცენტრში) მიერ, რომელიც ცვალებადი ვარსკვლავია დაახლოებით 3,5 მზის მასით. ''[[ნასა]]ს ფოტო'' ']]

დიდი აფეთქების შემდეგ ჩამოყალიბებული პირველი ვარსკვლავები შესაძლოა უფრო დიდი იყო, 300 ან მეტ მზის მასამდე,<ref>{{cite news
 | title=Ferreting Out The First Stars
 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | date=September 22, 2005 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html
 | accessdate=2006-09-05 }}</ref> რადგან იმ დროს ლითიუმზე მძიმე ელემენტები საერთოდ არ იყო მათ შედგენილობაში. თუმცა, ზემასიური ვარსკვლავების ეს თაობა, [[III პოპულაციის ვარსკვლავები]] დიდი ხნის წინ გადაშენდა, ახლა კი მხოლოდ თეორიულად არსებობს.

93 [[იუპიტერი]]ს მასის მქონე ვარსკვლავი [[AB Doradus C]], [[AB Doradus A]]-ს კომპანიონი, აქამდე ცნობილთა შორის უმცირესია, რომლის ბირთვშიც ბირთვული სინთეზი მიმდინარეობს.<ref>{{cite news
 | title=Weighing the Smallest Stars | publisher=ESO
 | date=January 1, 2005 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0503/
 | accessdate=2006-08-13 }}</ref> იმ ვარსკვლავთათვის, რომელთაც [[მზე|მზის]] მსგავსი [[მეტალურობა]] აქვს, [[მასა|მასის]] თეორიული მინიმუმი, რომ ბირთვული სინთეზი შეძლოს ბირთვში, დაახლოებით, 75 იუპიტერის მასაა.<ref>{{cite web | first=Alan | last=Boss | date=April 3, 2001 | url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | title=Are They Planets or What? | publisher=Carnegie Institution of Washington | accessdate=2006-06-08 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | archivedate=2006-09-28 }}</ref><ref name="minimum">{{cite web | last=Shiga | first=David | date=August 17, 2006 | url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archiveurl=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archivedate=2006-11-14 | title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed | publisher=New Scientist | accessdate=2006-08-23 }}</ref> თუმცა, ძალიან მკრთალი ვარსკვლავების ახალმა კვლევამ აჩვენა, რომ თუ ვარსკვლავის მეტალურობა დაბალია, მისი მინიმალური ზომა მზის მასის 8,3%-ია, ან 87 იუპიტერის მასა.<ref name="minimum" /><ref>{{cite news
 | title=Hubble glimpses faintest stars
 | publisher=BBC | date=August 18, 2006
 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm
 | accessdate=2006-08-22
 | first=Elli
 | last=Leadbeater}}</ref> უფრო მცირე სხეულებს ყავისფერი ჯუჯები ეწოდება, რომლებიც ძლივს იკავებენ ადგილს ვარსკვლავებსა და გაზურ გიგანტებს შორის.

ვარსკვლავის მასისა და რადიუსის ერთობლიობა განსაზღვრავს ზედაპირის გრავიტაციას. გიგანტურ ვარსკვალვებს გაცილებით მცირე ზედაპირის გრავიტაცია აქვს, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებს, ხოლო საპირისპირო ხდება გადაგვარებულ, კომპაქტურ ვარსკვლავებში, როგორებიცაა თეთრი ჯუჯები. ზედაპირის გრავიტაცია დიდ გავლენას ახდენს ვარსკვლავის სპექტრის გარეგნობაზე: მაღალი გრავიტაცია იწვევს შთანმთქმელი ხაზების გაფართოებას.<ref name="new cosmos" />

===ბრუნვა===
ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპის განსაზღვრა [[სპექტროსკოპი|სპექტროსკოპული]] დაკვირვებებითაა შესაძლებელი ან უფრო ზუსტად განსასაზღვრად, ვარსკვლავთლაქების ბრუნვის ტემპის მონიტორინგია საჭირო. ახალგაზრდა ვარსკვლავებს ძალიან სწრაფი ბრუნვის ტემპი აქვს, რომელიც 100 კმ/წმ-ს აღემატება ეკვატორზე. B კლასის ვარსკვლავ [[ალფა ერიდანი]]ს ეკვატორული ბრუნვის სიჩქარე, დაახლოებით, 225 კმ/წმ ან მეტია, რაც იწვევს მისი ეკვატორის დიამეტრის გახრდას, ამის შედეგად კი მისი ეკვატორული დიამეტრი 50 %-ით დიდი ხდება, ვიდრე მანძილი პოლუსებს შორის. ბრუნვის ასეთი ტემპი კრიტიკულ 300 კმ/წმ-მდე ოდნავ მცირეა. ამ სიჩქარეზე ვარსკვლავი შუაზე იხლიჩება.<ref>{{cite news
 | title=Flattest Star Ever Seen | publisher=ESO
 | date=June 11, 2003 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0316/
 | accessdate=2006-10-03 }}</ref> მზე მხოლოდ 25-35 დღეში ერთხელ აკეთებს სრულ ბრუნს 1,994 კმ/წმ ეკვატორული სიჩქარით. ვარსკვლავის მაგნიტური ველი და ვარსკვლავური ქარი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპის შესამჩნევად შენელებაზე ზრუნავს.<ref>{{cite web
 | last=Fitzpatrick
 | first=Richard
 | date=February 13, 2006
 | url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | archivedate=2010-01-04
 | title=Introduction to Plasma Physics: A graduate course
 | publisher=The University of Texas at Austin
 | accessdate=2006-10-04
 }}</ref>

[[გადაგვარებული ვარსკვლავი|გადაგვარებული ვარსკვლავები]] შეიკუმშა კომპაქტურ მასად, შედეგად კი ძალიან სწრაფი ბრუნვის ტემპი მიიღო. თუმცა, მათ შედარებით დაბალი ბრუნვის ტემპი აქვთ იმასთან შედარებით, რაც იყო მოსალოდნელი კუთხური მოძრაობის შენახვით — მბრუნავი სხეულის მიდრეკილება, აინაზღაუროს ზომის დანაკლისი მისი ბრუნვის ტემპის გაზრდით. ვარსკვლავის კუთხური მოძრაობის დიდი ნაწილი იფანტება ვარსკვლავური ქარის შედეგად დაკარგული მასის გამო.<ref>{{cite journal | last = Villata | first = Massimo | title=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=1992 | volume=257 | issue=3 | pages=450–454 | bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref> ამის მიუხედავად, პულსარის ბრუნვის ტემპი ძალიან სწრაფია. მაგალითად, კიბორჩხალის ნისლეულში არსებული პულსარი 30-ჯერ ბრუნავს წამში.<ref>{{cite news
 | title=A History of the Crab Nebula | publisher=ESO
 | date=May 30, 1996 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
 | accessdate=2006-10-03 }}</ref> პულსარის ბრუნვის ტემპი თანდათან შენელდება რადიაციის გამოსხივების გამო.

===ტემპერატურა===
მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ზედაპირის [[ტემპერატურა]] განისაზღვრება ბირთვში ენერგიის გამომუშავების ტემპითა და [[რადიუსი]]თ, ხშირად კი ვარსკვლავის [[ფერის ინდექსი]]თ.<ref name="astronomynotes">{{cite web
 |url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |title=Properties of Stars: Color and Temperature
 |accessdate=2007-10-09
 |last=Strobel
 |first=Nick
 |date=August 20, 2007
 |work=Astronomy Notes
 |publisher=Primis/McGraw-Hill, Inc.
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |archivedate=2007-06-26
 }}</ref> ჩვეულებრივ, ტემპერატურა მოცემულია მარგ ტემპერატურად, რომელიც იდეალური [[შავი სხეული]]ს ტემპერატურაა. ეს კი ასხივებს თავის ენერგიას იმ იმავე სიკაშკაშით, როგორც ვარსკვლავი. შენიშნეთ, რომ მარგი ტემპერატურა მხოლოდ მახასიათებელი სიდიდეა, რადგან ტემპერატურა ბირთვისკენ უფრო იზრდება.<ref>{{cite web
 | first=Courtney | last=Seligman | work=Self-published
 | url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
 | title =Review of Heat Flow Inside Stars
 | accessdate = 2007-07-05 }}</ref> ვარსკვლავის ბირთვში არსებული ტემპერატურა რამდენიმე მილიონი [[კელვინი]]ა.<ref name="aps_mss" />

ვარსკვლავის ტემპერატურა რამდენიმე განსხვავებული ელემენტის [[იონიზაცია|იონიზაციის]] ტემპს განსაზღვრავს, რომელიც აისახება სპექტრში არსებული მახასიათებელი [[შთანმთქმელი ხაზები]]თ. ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა, მის [[ვარსკვლავიერი სიდიდე|სრულ ვარსკვლავიერ სიდიდესთან]] ერთად, გამოიყენება მისი კლასიფიცირებისთვის.<ref name="new cosmos" />

[[მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი|მთავარი მიმდევრობის მასიური ვარსკვლავების]] ზედაპირის ტემპერატურა 50 000 [[კელვინი|კელვინს]] აღწევს. უფრო მცირე, [[მზე|მზის]] მსგავსი ვარსკვლავების ზედაპირის ტემპერატურა რამდენიმე ათასი კელვინია. [[წითელი გიგანტი|წითელ გიგანტებს]] შედარებით დაბალი ზედაპირის ტემპერატურა აქვს: დაახლოებით 3600 K, მაგრამ ამის მიუხედავად, მაღალი სიკაშკაშე აქვთ უზარმაზარი გარეგანი ფართობის გამო.<ref name=zeilik>{{cite book | last1=Zeilik | first1=Michael A. | last2=Gregory | first2=Stephan A. | title=Introductory Astronomy & Astrophysics | url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil | edition=4th | year=1998 | publisher=Saunders College Publishing | isbn=0-03-006228-4 | page=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/321 321] }}</ref>

==გამოსხივება==
ვარსკვლავების მიერ გამოსხივებული ენერგია ([[თერმობირთვული სინთეზი]]ს შედეგი) კოსმოსში [[ელექტრომაგნიტური გამოსხივება|ელექტრომაგნიტური]] და [[ნაწილაკური გამოსხივება|ნაწილაკური გამოსხივებით]] ვრცელდება. ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ნაწილაკური რადიაცია ვარსკვლავურ ქარად გვევლინება,<ref>{{cite news
 | last=Koppes | first=Steve
 | title=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science
 | publisher=The University of Chicago News Office
 | date=June 20, 2003 | url=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
 | accessdate=2012-06-15 }}</ref> რომელიც გარე ფენებიდან გამოედინება თავისუფალ [[პროტონი|პროტონებად]] და  [[ელექტრული მუხტი|ელექტრულად დამუხტულ]] [[ალფა ნაწილაკი|ალფა]] და [[ბეტა ნაწილაკი|ბეტა ნაწილაკებად]]. თუმცა, არსებობს უმასო [[ნეიტრინო]]ების დიდი ნაკადი, რომელიც ვარსკვლავის ბირთვიდან სხივდება.

ბირთვში ენერგიის გამომუშავება არის ვარსკვლავის ასეთი კაშკაშით ნათების მიზეზი: ორი ან მეტი ატომბირთვი ერთმანეთს ერწყმება და ფორმირდება უფრო მძიმე ელემენტის ერთი ატომბირთვი, შემდეგ კი, ამის შედეგად გამა სხივების [[ფოტონი|ფოტონები]] გამოთავისუფლდება. ეს ენერგია გადაიქცევა [[ელექტრომაგნიტური გამოსხივება|ელექტრომაგნიტური ენერგიის]] სხვა ფორმებად, როგორიცაა ხილული სინათლე, როცა ის ვარსკვლავის გარე ფენებს მიაღწევს.

ვარსკვლავის ფერი, რომელიც ხილული სინათლის ინტენსიური სიხშირით განისაზღვრება, დამოკიდებულია ვარსკვლავის გარე ფენების ტემპერატურაზე, მისი [[ფოტოსფერო]]ს ჩათვლით.<ref>{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | title = The Colour of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20120222183238/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | archivedate = 2012-02-22 }}</ref> ხილული სინათლის გარდა, ვარსკვლავი ასევე ასხივებს ელექტრომაგნიტური გამოსხივების სხვა ფორმებს, რომლებიც ადამიანის თვალისათვის უხილავია. ვარსკვლავურ ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებაში შედის მთელი ელექტრომაგნიტური სპექტრი, დაწყებული უგრძესი [[რადიოტალღები]]თ, შემდეგ [[ინფრაწითელი გამოსხივება|ინფრაწითელი]], ხილული სინათლე, [[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრაიისფერი]], და დამთავრებული უმოკლესი [[რენტგენის სხივები|რენტგენისა]] და [[გამა სხივები]]თ. ვარსკვლავის მიერ სრული ენერგიის გამოსხივების თვალთახედვიდან, ვარსკვლავური ელექტრომაგნიტური გამოსხივების ყველა კომპონენტი მნიშვნელოვანი არ არის, თუმცა, ყველა სიხშირე უზრუნველყოფს ვარსკვლავის ფიზიკის გაგებას.

ვარსკვლავური სპექტრის გამოყენებით ასტრონომებს შეუძლიათ განსაზღვრონ ვარსკვლავის ზედაპირის [[ტემპერატურა]], ზედაპირის [[გრავიტაცია]], [[მეტალურობა]] და ბრუნვის [[სიჩქარე]]. თუ ვარსკვლავამდე მანძილი ცნობილია, მაგალითად, [[პარალაქსი|პარალაქსური]] გაზომვით, შემდეგ მისი სიკაშკაშის გაგებაცაა შესაძლებელი. [[მასა]], [[რადიუსი]], ზედაპირის [[გრავიტაცია]] და ბრუნვის პერიოდი შემდეგ შეიძლება განისაზღვროს ვარსკვლავურ მოდელზე დაფუძნებული შეფასებებით (ორმაგ სისტემაში მყოფი ვარსკვლავების მასა შეიძლება განისაზღვროს მათი ორბიტალური სიჩქარითა და მანძილით. ცალკეული ვარსკვლავის გასაზომად კი [[გრავიტაციული ლინზირება]] გამოიყენება<ref>{{cite news
 | title=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
 | publisher=Hubble News Desk | date=July 15, 2004 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/
 | accessdate=2006-05-24 }}</ref>). ამ პარამეტრებთან ერთად ასტრონომებს ასევე ძალუძთ მნათობის ასაკი განსაზღვრონ.<ref>{{cite journal
 | last1=Garnett | first1=D. R. | last2=Kobulnicky | first2=H. A.
 | title=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2000
 | volume=532
 | issue= 2 | pages=1192–1196
 | doi = 10.1086/308617
| bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv = astro-ph/9912031 }}</ref>

===ნათება===
ვარსკვლავის ნათება არის სინათლისა და გამოსხივების სხვა ფორმის ენერგიის რაოდენობა, რომელსაც ის ასხივებს ყოველ დროის რაღაც ერთეულში. მისი ერთეულია [[სიმძლავრე]]. ვარსკვლავის სიკაშკაშე განისაზღვრება [[რადიუსი]]თა და ზედაპირის ტემპერატურით. თუმცა, მრავალი ვარსკვლავი არ ასხივებს ერთგვაროვანი დინებით (ენერგიის რაოდენობა, რომელიც გამოსხივდა ფართობის გარკვეული ერთეულიდან) მთელი თავიანთი ზედაპირიდან. მაგალითად, სწრაფად მბრუნავ ვარსკვლავ [[ვეგა]]ს უფრო მაღალი ენერგიის დინება აქვს პოლუსებზე, ვიდრე ეკვატორზე.<ref>{{cite news
 | author=Staff
 | date=January 10, 2006
 | title=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
 | publisher=National Optical Astronomy Observatory
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | accessdate=2007-11-18
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20200515183048/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | archivedate=2020-05-15
 }}</ref>

ზედაპირული ლაქა, შედარებით დაბალი ტემპერატურითა და სიკაშკაშით, ვარსკვლავთლაქად მოიხსენიება. პატარა, ჯუჯა ვარსკვლავებს, როგორიც ჩვენი [[მზე]]ა, ძირითადად მცირე ვარსკვლავთლაქებიანი დისკო აქვს. უფრო დიდ, გიგანტ ვარსკვლავებს კი ბევრად დიდი, უფრო აშკარა ვარსკვლავთლაქები<ref name="Michelson Starspots">{{cite journal | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G. | title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | journal=Living Reviews in Solar Physics | publisher=Max Planck Society | year=2005 | url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ }}</ref> და ასევე აქვს ძლიერი ვარსკვლავური [[დისკოსებრი დაბნელება]]. ეს უკანასკნელი არის ეფექტი, რომლის დროსაც ვარსკვლავის შუაგული უფრო კაშკაშა ჩანს, ვიდრე გვერდები.<ref>{{cite journal | last1=Manduca | first1=A. | last2=Bell | first2=R. A. | last3=Gustafsson | first3=B. | title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61 | issue=6 | pages=809–813 | bibcode=1977A&A....61..809M }}</ref><ref>{{cite journal | last1=Chugainov | first1=P. F. | title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars | journal=Information Bulletin on Variable Stars | year=1971 | volume=520 | pages=1–3 | bibcode=1971IBVS..520....1C }}</ref>

===ვარსკვლავიერი სიდიდე===
{{მთავარი|ვარსკვლავიერი სიდიდე}}
ვარსკვლავის ხილული სიკაშკაშე გამოისახება ხილული [[ვარსკვლავიერი სიდიდე|ვარსკვლავიერი სიდიდით]], რომელიც ვარსკვლავის სიკაშაშეა და მისი ნათებისა და  დედამიწიდან დაშორების ფუნქიაა, და ვარსკვლავის სინათლის ცვლილება, როცა ის დედამიწის ატმოსფეროში შემოიჭრება. ნიშანდობლივი ან აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე პირდაპირაა დაკავშირებული ვარსკვლავის ნათებასთან და არის ის, რაც ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე იქნებოდა, თუ ვარსკვლავსა და დედამიწას შორის მანძილი 10 [[პარსეკი]] (32,6 [[სინათლის წელიწადი]]) იქნებოდა.

{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''ვარსკვლავიერ სიდიდეზე კაშკაშა ვარსკვლავების რაოდენობა''
!ხილული ვარსკვლავიერი<br />სიდიდე
!ვარსკვლავების&nbsp;<br />&nbsp;რაოდენობა<ref>{{cite web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archivedate = 2008-02-06 | title = Magnitude | publisher = National Solar Observatory—Sacramento Peak | accessdate = 2006-08-23 }}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
||513
|- style="text-align: center;"
||5
||1602
|- style="text-align: center;"
||6
||4800
|- style="text-align: center;"
||7
||14 000
|}
ორივე, ხილული და აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე, [[ლოგარითმული ერთეულები]]ა: ერთი მთლიანი რიცხვის სხვაობა სიდიდეში ტოლია 2,5-ჯერ სიკაშკაშის ცვალებადობის <ref name="luminosity">{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html | archivedate = 2014-08-09 }}</ref> (მეხუთე ხარისხის ფესვი 100-დან დაახლოებით 2,512-ია). ეს ნიშნავს, რომ პირველი სიდიდის ვარსკვლავები (+1.00) დაახლოებით 2,5-ჯერ კაშკაშაა, ვიდრე მეორე სიდიდის (+2.00) ვარსკვლავი, და დაახლოებით 100-ჯერ კაშკაშა, ვიდრე მეექვსე სიდიდის (+6.00) ვარსკვლავი. ნორმალურ პირობებში შეუიარაღებელი თვალით ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავის სიდიდე დაახლოებით +6-ია.

ხილული და აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდისას, რაც უფრო მცირეა სიდიდის რიცხვი, მით უფრო კაშკაშაა ვარსკვლავი, ხოლო რაც უფრო დიდია სიდიდის რიცხვი, მით მკრთალი. ორივე სკალაზე ძალიან კაშკაშა ვარსკვლავებს სიდიდის უარყოფითი რიცხვი აქვს. ორ ვარსკვლავს შორის სიკაშკაშეში ცვალებადობა (Δ''L'') გამოითვალება უფრო კაშკაშა ვარსკვლავის სიდიდის რიცხვს (''m''<sub>b</sub>) გამოკლებული მკრთალი ვარსკვლავის სიდიდის რიცხვი (''m''<sub>f</sub>). შემდეგ სხვაობის გამოყენება მაჩვენებლად ფუნდამენტური რიცხვის 2,512-თვის; ანუ:

:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
:<math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>

ნათებისა და დედამიწიდან დაშორების დაკავშირებით ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდე (''M'') და ხილული სიდიდე (''m'') ერთმანეთის ტოლი არაა;<ref name="luminosity" /> მაგალითად, კაშკაშა ვარსკვლავის, [[სირიუსი]]ს, ხილული სიდიდე -1,44-ია, მაგრამ მისი აბსოლუტური სიდიდე +1,41-ია.

[[მზე|მზის]] ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე -26,7-ია, ხოლო მისი აბსოლუტური სიდიდე მხოლოდ +4,83. დედამიწის ღამის ციდან ხილული ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი [[სირიუსი]] სინამდვილეში მზეზე 23-ჯერ კაშკაშაა, ხოლო [[კანოპი]], მეორე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი -5,53 აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდით, დაახლოებით 14 000-ჯერ კაშკაშაა მზეზე. მიუხედავად იმისა, რომ კანოპი სირიუსზე ბევრად კაშკაშაა, სირიუსი მაინც კანოპზე უფრო კაშკაშა ჩანს. ეს იმიტომ, რომ სირიუსი 8,6 [[სინათლის სიჩქარე|სინათლის წლითაა]] დაშორებული, ხოლო კანოპი ბევრად მეტად — 310 სინათლის წლით.

2006 წლის მონაცემებით, ვარსკვლავი ყველაზე მაღალი აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდით არის [[LBV 1806-20]], რომლის სიდიდე -14,2-ია. ეს ვარსკვლავი მზეზე 5 000 000-ჯერ კაშკაშაა.<ref>{{cite web | last1=Hoover | first1=Aaron | date=January 15, 2004 | url=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | archivedate=2007-08-07 | title=Star may be biggest, brightest yet observed | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 }}</ref> ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავები კი გროვა [[NGC 6397]]-ში მდებარეობს. ყველაზე მკრთალი წითელი ჯუჯების აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე 28 იყო. სიდიდით 28 [[თეთრი ჯუჯა]]ც აღმოაჩინეს. ეს ვარსკვლავები იმდენად მკრთალია, რომ მათი შუქი ისეთი შეუმჩნეველია, როგორც დედამიწიდან დანახული დაბადების დღის სანთელი [[მთვარე]]ზე..<ref>{{cite web
 | date=August 17, 2006 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
 | title=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
 | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 }}</ref>

==კლასიფიკაცია==
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''ზედაპირის ტემპერატურები<br />სხვადასხვა ტიპის ვარსკვლავთათვის''<ref>{{cite web
 | last=Smith | first=Gene | date=April 16, 1999
 | url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 | title=Stellar Spectra
 | publisher=University of California, San Diego
 | accessdate=2006-10-12 }}</ref>
! კლასი
! ტემპერატურა
! მაგალითი
|- style="background: {{star-color|O}}"
| O
| 33,000&nbsp;K&nbsp;ან&nbsp;მეტი
| [[Zeta Ophiuchi]]
|- style="background: {{star-color|B}}"
| B
| 10,500–30,000&nbsp;K
| [[რიგელი]]
|- style="background: {{star-color|A}}"
| A
| 7,500–10,000&nbsp;K
| [[ალტეირი]]
|- style="background: {{star-color|F}}"
| F
| 6,000–7,200&nbsp;K
| [[Procyon|Procyon&nbsp;A]]
|- style="background: {{star-color|G}}"
| G
| 5,500–6,000&nbsp;K
| [[მზე]]
|- style="background: {{star-color|K}}"
| K
| 4,000–5,250&nbsp;K
| [[ეფსილიონ ინდი]]
|- style="background: {{star-color|M}}"
| M
| 2,600–3,850&nbsp;K
| [[პროქსიმა კენტავრი]]
|}

დღევანდელი ვარსკვლავური კლასიფიკაციის სისტემა წარმოიშვა ადრეულ XX საუკუნეში, როცა ვარსკვლავები კლასიფიცირებული იყო A-დან Q-მდე, რომელიც [[წყალბადის ხაზი]]ს სიძლიერეზე იყო დაფუძნებული.<ref>{{cite journal
 | last=Fowler | first=A.
 | title=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 | journal=Nature
 | year=1891–2 | volume=45 | pages=427–8 | doi = 10.1038/045427a0 |bibcode = 1892Natur..45..427F }}</ref> იმ დროისთვის არ იყო ცნობილი, რომ მთავარი გავლენის მომხდენი ხაზის სიძლიერეზე ტემპერატურა იყო. წყალბადის ხაზი 9000K-ზე აღწევს პიკს და ბევრად სუსტია უფრო ცხელ და უფრო გრილ ტემპერატურებზე. როცა კლასიფიკაციები ტემპერატურით ხელახლა დალაგდა, უფრო მეტად დაემსგავსა თანამედროვე სქემას.<ref name=carlos>{{cite book
 | first1=Carlos | last1=Jaschek | last2=Jaschek | first2=Mercedes
 | year=1990 | title=The Classification of Stars
 | url=https://archive.org/details/classificationof0000jasc | publisher=Cambridge University Press | pages=[https://archive.org/details/classificationof0000jasc/page/31 31]–48
 | isbn=0-521-38996-8 }}</ref>

ვარსკვლავები თავიანთი სპექტრის მიხედვით ერთასოიანი კლასიფიკაციითაა ცნობილი, დაწყებული ''O'' ტიპიდან, რომელიც ძალიან ცხელია, და დამთავრებული ''M'' ტიპით, რომელიც იმდენად გრილია, რომ ზოგჯერ მოლეკულებიც კი წარმოიქმნება მათ ატმოსფეროში. ძირითადი კლასიფიკაციები ზედაპირის ტემპერატურის კლების მიხედვით ასეთნაირია: ''O, B, A, F, G, K'' და ''M''. იშვიათი სპექტრული ტიპის ვარსკვალვებს სპეციალური კლასიფიკაციები აქვს. ასეთი ტიპის ყველაზე გავრცელებულია ''L'' და ''T'', რომელიც უცივესი დაბალი მასის ვარსკვლავებისა და ყავისფერი ჯუჯების კლასიფიკაციაა. თითოეულ ასოს აქვს 10 ქვედანაყოფი, რომელიც 0-დან 9-მდეა დანომრილი ტემპერატურის კლების მიხედვით. თუმცა, ეს სისტემა არ მუშაობს უკიდურესად მაღალ ტემპერატურებზე: ''O0'' და ''O1'' კლასის ვარსკვლავები შესაძლოა საერთოდ არ არსებობს.<ref name="spectrum">{{cite web
 |first       = Alan M
 |last        = MacRobert
 |url         = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |title       = The Spectral Types of Stars
 |publisher   = Sky and Telescope
 |accessdate  = 2006-07-19
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20110728054228/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |archivedate = 2011-07-28
}}</ref>

გარდა ამისა, ვარსკვლავების კლასიფიცირება შეიძლება ნათების ეფექტებით, რომლებიც მათ სპექტრულ ხაზებში მოიძებნება. ეს კი შეესაბამება მათ სივრცულ ზომას და განისაზღვრება ზედაპირის გრავიტაციით. ეს იწყება ''0''-დან ([[ჰიპერგიგანტები]]), შემდეგ მოდის ''III'' ([[გიგანტები]]) და მთავრდება ''V'' (მთავარი მიმდევრობის ჯუჯები)-თი, ზოგი მკვლევარი კი ''VII''-საც ამატებს, რომელიც თეთრ ჯუჯებს გამოხატავს. ვარსკვლავთა უმეტესობა მთავარი მიმდევრობას ეკუთვნის, რომელიც ჩვეულებრივ წყალბადის საწვავიან ვარსკვლავებს მოიცავს. [[მზე]] მთავარი მიმდევრობის G2V ტიპის ყვითელი ჯუჯაა საშუალო ტემპერატურითა და ჩვეულებრივი ზომით.<ref name="spectrum" />

დამატებითი ნომენკლატურა (პატარა ასოების ფორმით) შეიძლება გამოხატავდეს სპექტრულ ტიპს, რომელიც მიუთითებს სპექტრის განსაკუთრებულ თვისებებს. მაგალითად, „e“ ასო მიუთითებს ემისიური ხაზების არსებობას; „m“ ასო კი წარმოადგენს მეტალების უჩვეულოდ ძლიერ დონეს, ხოლო „var“ ნიშნავს სპექტრულ ტიპში ცვალებადობას.<ref name="spectrum" />

თეთრ ჯუჯებს საკუთარი კლასი აქვს, რომელიც ასო ''D''-ზე იწყება. ეს ფართოდაა დაყოფილი კლასებად: ''DA, DB, DC, DO, DZ'' და ''DQ'', რომელიც დამოკიდებულია სპექტრში არსებული მახასიათებელი ხაზების ტიპებზე. ამას მოსდევს რიცხობრივი მნიშვნელობა, რომელიც მიუთითებს ტემპერატურის ინდექსს.<ref>{{cite web
 | url = http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | archivedate = 2009-10-08
 | title = White Dwarf (wd) Stars
 | publisher = White Dwarf Research Corporation
 | accessdate = 2006-07-19
 }}</ref>

==ცვალებადი ვარსკვლავები==
[[სურათი:Mira 1997.jpg|მინი|„მირას“ ასიმეტრიული გარეგნობა, დაბნელებადი ცვალებადი ვარსკვლავი. ''[[ნასა]]ს [[ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი|ჰაბლის]] ფოტო'']]
ცვალებად ვარსკვლავებს პერიოდული ან შემთხვევითი ცვილელები აქვს ნათებაში გარეგანი ან შინაგანი თვისებების გამო. შინაგანად ცვალებადი ვარსკვლავები იყოფა სამ ძირითად ჯგუფად.

ვარსკვლავური ევოლუციის განმავლობაში ზოგიერთი ვარსკვლავი გადის ფაზებს, სადაც ის ხდება პულსირებადი ცვალებადი. პულსირებადი ცვალებადი ვარსკვლავები რადიუსსა და ზომაში იცვლება დროთა განმავლობაში, ფართოვდება და იკუმშება პერიოდებით, რომელიც შეიძლება იყოს რამდენიმე წუთი ან რამდენიმე წელიწადი. ეს კი ვარსკვლავის ზომაზეა დამოკიდებული. ეს კატეგორია მოიცავს [[ცვალებადი ცეფეიდები|ცეფეიდებს, ცეფეიდების მსგავს]] ვარსკვალვებსა და გრძელ პერიოდიან ცვალებადებს, როგორიცაა „[[მირა]]“.<ref name="variables">{{cite web | url=http://www.aavso.org/types-variables | title=Types of Variable | date=May 11, 2010 | publisher=AAVSO | accessdate=2010-08-20 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org/types-variables | archivedate=2018-10-17 }}</ref>

ვულკანური ცვალებადები ის ვარსკვლავებია, რომელთა სიკაშკაშეში უეცარი ზრდა ხდება, რომელიც ამოფრქვევებთან ან მასის გამოტყორცნის მოვლენასთანაა დაკავშირებული.<ref name="variables" /> ეს ჯგუფი მოიცავს პროტოვარსკვლავებს, [[ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები|ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებს]], [[აგიზგიზებული ვარსკვლავები|აგიზგიზებულ ვარსკვლავებს]] და, ასევე, გიგანტებსა და ზეგიგანტებს.

კატაკლიზმური ან ფეთქებადი ცვალებადი ვარსკვლავები ისინია, რომლებიც თავიანთ თვისებებში დრამატულ ცვლილებებს განიცდის. ეს ჯგუფი მოიცავს ნოვას და [[სუპერნოვა]]ს (ზეახალი). ორმაგ ვარსკვლავურ სისტემას, რომელშიც [[თეთრი ჯუჯა]] შედის, შეუძლია გამოიწვიოს ამ თვალწარმტაცი ვარსკვლავური აფეთქებების გარკვეული ტიპები, ნოვასა და 1a ზეახლის ჩათვლით.<ref name="iben" /> აფეთქება მაშინ ხდება, როცა თეთრი ჯუჯა კომპანიონი ვარსკვლავიდან [[წყალბადი|წყალბადს]] იზიდავს და მანამდე იძენს მასას, სანამ წყალბადის სინთეზი არ დაიწყება.<ref>{{cite web
 | date =2004-11-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html
 | title = Cataclysmic Variables
 | publisher = NASA Goddard Space Flight Center
 | accessdate = 2006-06-08 }}</ref> ზოგი აფეთქება ცვალებადია, ანუ აქვს პერიოდული აგზნება.<ref name="variables" />

ვარსკვლავები ასევე ნათებაშიც ცვალებადია გარეგანი ფაქტორების გამო, როგორიცაა დაბნელებადი ორმაგი სისტემები, ასევე მბრუნავი ვარსკვლავები, რომლებიც უკიდურეს ვარსკვლავთლაქებს წარმოქმნის.<ref name="variables" /> დაბნელებადი ორმაგი სისტემის შესანიშნავი მაგალითია „[[ალგოლი]]“, რომლის ვარსკვლავიერი სიდიდე 2,4-დან 3,5-მდე მერყეობს 2,87 დღის პერიოდით.

==სტრუქტურა==
[[სურათი:Star types.svg|მარცხნივ|მინი|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების შინაგანი სტრუქტურები: კონვექციური ზონები აღნიშნულია ციკლური ისრებით, ხოლო რადიაციული ზონები — წითელი ნათებებით. მარცხნივ: '''მცირე მასის''' მქონე წითელი ჯუჯა; ცენტრში: '''საშუალო ზომის''' ყვითელი ჯუჯა; მარჯვნივ: მთავარი მიმდევრობის ლურჯ-თეთრი '''მასიური''' ვარსკვლავი.]]
სტაბილური ვარსკვლავის შიგნეულობა [[ჰიდროსტატიკური წონასწორობა|ჰიდროსტატიკური წონასწორობის]] მდგომარეობაშია: ნებისმიერ მცირე მოცულობაზე ძალები თითქმის ზუსტად აწონასწორებს ერთმანეთს. ბალანსირებული ძალებია [[გრავიტაცია]], რომელიც შეკუმშვისკენ ექაჩება ვარსკვლავს, და გარეთკენ მიმართული [[წნევის გრადიენტი]]. ეს უკანასკნელი გამოწვეულია [[პლაზმა|პლაზმის]] ტემპერატურული გრადიენტით (დაქანებით); ვარსკვლავის გარე ნაწილი უფრო გრილია, ვიდრე ბირთვი. მთავარი მიმდევრობის ან გიგანტი ვარსკვლავის ბირთვში არსებული [[ტემპერატურა]], სულ ცოტა, 10<sup>7</sup>K-ა. ასეთი ტემპერატურა და [[წნევა]] [[წყალბადი]]ს მწველ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავში საკმარისია თერმობირთვული სინთეზის დასაწყებად, რომელიც, თავის მხრივ, იმდენ ენერგიას გამოიმუშავებს, რომ ვარსკვლავი არ ჩაიშალოს, ანუ გრავიტაციამ არ გადაძლიოს.<ref name="hansen">{{cite book | last1=Hansen | first1=Carl J. | last2=Kawaler | first2=Steven D. | last3=Trimble | first3=Virginia | pages=[https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446/page/32 32]–33 | title=Stellar Interiors | url=https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446 | publisher=Springer | year=2004 | isbn=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|first=Martin|last=Schwarzschild|title=Structure and Evolution of the Stars|url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart|publisher=Princeton University Press|year=1958|isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

როცა [[ატომის ბირთვი|ატომბირთვები]] სინთეზირდება ბირთვში, ისინი [[გამა სხივები]]ს სახით ასხივებენ ენერგიას. ეს [[ფოტონი|ფოტონები]] ურთიერთქმედებს გარშემო მყოფ [[პლაზმა]]სთან, რომელიც თერმულ ენერგიას მატებს ბირთვს. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები [[წყალბადი|წყალბადს]] [[ჰელიუმი|ჰელიუმად]] გარდაქმნის, რაც ქმნის ჰელიუმის საკმაოდ ზრდად წილს ბირთვში, თუმცა, ეს პროცესი ნელა ხდება. საბოლოოდ, ჰელიუმის შიგთავსი დომინანტი ხდება და ენერგიის წარმოება ბირთვში წყდება. ამის ნაცვლად, 0,4 [[მზის მასა]]ზე ნაკლებ ვარსკვლავებში სინთეზი გრძელდება ნელა გაფართოებად გარსში გადაგვარებული ჰელიუმის ბირთვის ირგვლივ.<ref>{{cite web | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | title = Formation of the High Mass Elements | publisher = Smoot Group | accessdate = 2006-07-11 }}</ref>

ჰიდროსტატიკური წონასწორობის გარდა, სტაბილური ვარსკვლავის შიგნეულობა გამოიმუშავებს [[თერმული წონასწორობა|თერმული წონასწორობის]] ენერგიას. არსებობს რადიალური ტემპერატურული გრადიენტი მთელ შიგნეულობაში, რომელიც შედეგად იძლევა ენერგიის დინებას გარეგანი ნაწილებისკენ. გარეთ გამავალი ენერგიის ნაკადი, რომელიც ვარსკვლავში ნებისმიერ ფენას ტოვებს, ზუსტად დაემთხვევა შემოსულ დინებას.

ვარსკვლავის შიგნეულობაში [[გამომსხივებელი ზონა]] არის რეგიონი, სადაც რადიაციული ტრანსფერი საკმარისად მარგია იმისათვის, რომ ენერგიის დინება შეიქმნას. ამ რეგიონში [[პლაზმა]] არ აღელდება და ნებისმიერი მასური მოძრაობა სამუდამოდ დაიღუპება. თუმცა, თუ ასე არაა საქმე, მაშინ პლაზმა არასტაბილური გახდება და მოხდება [[კონვექცია]], რაც [[კონვექციური ზონა|კონვექციურ ზონას]] წარმოქმნის. მაგალითად, ასეთი რამ შეიძლება მოხდეს იქ, სადაც ძალიან მაღალი ენერგიის დინებაა, როგორიცაა ბირთვთან ახლო რეგიონი.<ref name="Schwarzschild" />

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის გარე გარსში კონვექციის მოხდენა დამოკიდებულია [[მასა]]ზე. რამდენიმე მზის მასის მქონე ვარსკვლავებს [[კონვექციური ზონა]] შიგნეულობის სიღრმეებში აქვს და გამომსხივებელი ზონა კი — გარე ფენებეში. უფრო მცირე ვარსკვლავებს, როგორიც [[მზე]]ა, პირიქით აქვს — კონვექციური ზონა გარე ფენებშია მოთავსებული.<ref name="imagine">{{cite web | date =2006-09-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | title = What is a Star? | publisher = NASA | accessdate = 2006-07-11 }}</ref> [[წითელი ჯუჯა|წითელი ჯუჯები]], რომელთა მასა 0,4 [[მზის მასა|მზის მასაზე]] ნაკლებია, კონვექციურია მთელი მასშტაბით, რაც ხელს უშლის [[ჰელიუმი]]ს ბირთვის წარმოქმნას.<ref name="late stages" /> ვარსკვლავთა უმეტესობისთვის კონვექციური ზონა დროთა განმავლობაში იცვლება, რადგან ის ასაკში შედის და შიგნეულობის აგებულება იცვლება.<ref name="Schwarzschild" />

[[სურათი:მზის აგებულება.jpeg|მინი|ამ დიაგრამაზე ნაჩვენებია მზის აგებულება. ''[[ნასა]]ს სურათი'']]

ვარსკვლავის იმ ნაწილს, რომელიც დამკვირვებლისთვის ხილულია, [[ფოტოსფერო ეწოდება]]. ეს არის ფენა, რომელშიც ვარსკვლავის [[პლაზმა]] გამჭვირვალე ხდება სინათლის [[ფოტონი|ფოტონებისთვის]]. აქედან ბირთვში წარმოქმნილი ენერგია კოსმოსში გასავრცელებლად თავისუფალი ხდება. ეს ხდება ფოტოსფეროში, სადაც [[მზის ლაქები]] (საშუალო ტემპერატურაზე დაბალი რეგიონები) ჩნდება.

ფოტოსფეროს დონის ზემოთ [[ვარსკვლავური ატმოსფერო]]ა. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებში, როგორიც [[მზე]]ა, [[ატმოსფერო]]ს ყველაზე დაბალი დონე არის თხელი [[ქრომოსფერო]]ს რეგიონი, სადაც  ჩნდება [[სპიკულები]] და [[ვარსკვლავური ანთებები]] იწყება. ამას გარს აკრავს გარდამავალი რეგიონი, სადაც [[ტემპერატურა]] ძალიან სწრაფად იზრდება 100 კილომეტრის მანძილზე.<ref>{{cite press release
 | publisher=ESO | date=August 1, 2001
 | title=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0127/
 | archivedate=
 | accessdate=2006-07-10 }}</ref> ამის გაღმა არის [[გვირგვინი]] — ზეცხელი პლაზმის მასა, რომელსაც შეუძლია გაიჭიმოს რამდენიმე მილიონი კილომეტრის მანძილზე. გვირგვინის არსებობა დამოკიდებულია ვარსკვლავის გარე ფენებში არსებულ კონვექციურ ზონაზე.<ref name="imagine" /> მიუხედავად მისი მაღალი ტემპერატურისა, გვირგვინი ძალიან მცირე სინათლეს ასხივებს. მზის გვირგვინის რეგიონი მხოლოდ [[მზის დაბნელება|მზის დაბნელებისას]] ჩანს.

გვირგვინიდან პლაზმის ნაწილაკების [[ვარსკვლავური ქარი]] წარმოიქმნება და მანამდე ვრცელდება, სანამ არ მოხდება [[ვარსკვლავთშორისი სივრცე|ვარსკვლავთშორის სივრცესთან]] ურთიერთქმედება. მზისთვის მისი ქარის გავლენა ვრცელდება მთელ [[ჰელიოსფერო]]ზე — ბუშტის ფორმის რეგიონი.<ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Burlaga | first1=L. F. | last2=Ness | first2=N. F. | last3=Acuña | first3=M. H. | last4=Lepping | first4=R. P. | last5=Connerney | first5=J. E. P. | last6=Stone | first6=E. C. | last7=McDonald | first7=F. B.
 | title=Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
 | journal=Science | year=2005 | volume=309
 | issue=5743 | pages=2027–2029 | doi= 10.1126/science.1117542
 | pmid=16179471 | bibcode=2005Sci...309.2027B }}</ref>

==თერმობირთვული სინთეზის გზები==
[[სურათი:თერმობირთვული სინთეზი.jpg|მინი|მარჯვნივ|პროტონ-პროტონული ჯაჭვური რეაქციის მიმოხილვა]]
[[სურათი:თერმობირთვული სინთეზი2.jpg|მინი|მარჯვნივ|ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლი]]
ვარსკვლავების ბირთვებში ბირთვული სინთეზის უამრავი განსხვავებული რეაქცია მიმდინარეობს, რომელიც დამოკიდებულია მათ [[მასა]]სა და შედგენილობაზე. შერწყმული ატომბირთვების სუფთა მასა უფრო მცირეა, ვიდრე შემადგენელი ნაწილების ჯამი. ეს დაკარგული მასა გამოსხივდება [[ელექტრომაგნიტური გამოსხივება|ელექტრომაგნიტურ ენერგიად]] [[მასა-ენერგიის ექვივალენტობა|მასა-ენერგიის ექვივალენტობის]] პრინციპის თანახმად — E = mc<sup>2</sup><ref name="sunshine" />

[[წყალბადი]]ს სინთეზის პროცესი მგრძნობიარეა ტემპერატურის მიმართ, ამიტომ ზომიერი ზრდა ბირთვის ტემპერატურაში შედეგად მოგვცემს შესამჩნევ ზრდას სინთეზის ტემპში. შედეგად, მთავარი მიმდევრობის M კლასის პატარა ვარსკვლავის ბირთვში ტემპერატურა 4 მილიონი კელვინია, ხოლო O კლასის დიდი ვარსკვლავებისთვის — 40 მილიონი კელვინი.<ref name="aps_mss">{{cite web
 | date=February 16, 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
 | title=Main Sequence Stars
 | publisher=The Astrophysics Spectator
 | accessdate=2006-10-10 }}</ref>

[[მზე]]ში, რომლის ბირთვის ტემპერატურა 10 მილიონი კელვინია, წყალბადი სინთეზირდება და წარმოიქმნება ჰელიუმი [[პროტონ-პროტონული ჯაჭვრური რეაქცია|პროტონ-პროტონული ჯაჭვური რეაქციის]] შედეგად:<ref name="synthesis">{{cite journal | display-authors=1 | last1=Wallerstein | first1=G. | last2=Iben Jr. | first2=I. | last3=Parker | first3=P. | last4=Boesgaard | first4=A. M. | last5=Hale | first5=G. M. | last6=Champagne | first6=A. E. | last7=Barnes | first7=C. A. | last8=KM-dppeler | first8=F. | last9=Smith | first9=V. V. | last10=Hoffman | first10=R. D. | last11=Timmes | first11=F. X. | last12=Sneden | first12=C. | last13=Boyd | first13=R. N. | last14=Meyer | first14=B. S. | last15=Lambert | first15=D. L. | title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress | journal=Reviews of Modern Physics | year=1999 | volume=69 | issue=4 | pages=995–1084 | url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf| format=PDF | accessdate=2006-08-04 | doi=10.1103/RevModPhys.69.995 | bibcode=1997RvMP...69..995W}}</ref>

:4[[წყალბად-1|<sup>1</sup>H]] → 2[[დეითერიუმი|<sup>2</sup>H]] + 2[[პოზიტრონი|e<sup>+</sup>]] + 2[[ნეიტრინო|ν<sub>e</sub>]] (4.0 მ[[ელექტრონვოლტი|ევ]] + 1.0 მევ)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[ჰელიუმ-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[ფოტონი|γ]] (5.5 მევ)
:2<sup>3</sup>He → [[ჰელიუმ-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12.9 მევ)

ეს რეაქციები შედეგად იძლევა საერთო რეაქციას:

:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26.7 მევ)

სადაც e<sup>+</sup> [[პოზიტრონი]]ა, γ გამა სხივის [[ფოტონი]], ν<sub>e</sub> [[ნეიტრინო]], ხოლო H და He [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]ს [[იზოტოპებია]], შესაბამისად. ამ რეაქციის მიერ გამოცემული ენერგია მილიონობით ელექტრონვოლტია, რომელიც სინამდვილეში ენერგიის ძალიან მცირე რაოდენობაა. თუმცა, რადგან უკიდურესად დიდი რაოდენობის ასეთი რეაქციები მუდმივად ხდება, წარმოიქმნება საკმარისი ენერგია, რომ ვარსკვლავმა იარსებოს.

{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 0.5em;"
|+ სინთეზის დასაწყებად საჭირო მინიმალური ვარსკვლავური მასა
|-
!ელემენტი
![[მზის მასა|მზის<br />მასა]]
|-
| [[წყალბადი]] ||style="text-align: center;"| 0.01
|-
| [[ჰელიუმი]] ||style="text-align: center;"| 0.4
|-
| [[ნახშირბადი]] ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cite journal
 | last1=Girardi | first1=L. | last2=Bressan | first2=A. | last3=Bertelli | first3=G. | last4=Chiosi | first4=C. | title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 | journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
 | year=2000 | volume=141
 | issue=3 | pages=371–383
 | doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G }}</ref>
|-
| [[ნეონი]] ||style="text-align: center;"| 8
|}

უფრო მასიურ ვარსკვლავებში ჰელიუმი წარმოიქმნება [[ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლი]]თ.

განვითარებულ ვარსკვლავებში, რომელთა მასა 0,5-დან 10 [[მზის მასა]]მდე აღწევს და ტემპერატურა ბირთვში 100 მილიონი კელვინია, ჰელიუმი ნახშირბადად სამმაგი ალფა პროცესის შედეგად გარდაიქმნება, რომელიც იყენებს შუამავალ ელემენტს — [[ბერილიუმი|ბერილიუმს]]:

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[ბერილიუმის იზოტოპები|<sup>8*</sup>Be]]
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[ნახშირბად-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7.4 მევ

საერთო რეაქციისთვის:

:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7.2 MeV

მასიურ ვარსკვლავებში უფრო მძიმე ელემენტების დაწვა კუმშვად ბირთვში შესაძლებელია [[ნეონის წვის პროცესი]]თ და [[ჟანგბადის წვის პროცესი]]თ. ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზის პროცესში საბოლოო ეტაპი [[სილიციუმის წვის პროცესი|სილიციუმის წვის პროცესია]], რომლის შედეგადაც წარმოიქმნება სტაბილური იზოტოპი [[რკინა-56]]. სინთეზის გაგრძელება შეუძლებელი ხდება, ენდოთერმული პროცესების გამოკლებით, და ვარსკვლავი განწირულია გრავიტაციული კოლაფსისთვის.<ref name="synthesis" />

ქვემოთ მოყვანილ ცხრილში ნაჩვენებია დროის რაოდენობა, რომელიც 20 მზის მასის მქონე ვარსკვლავს სჭირდება მისი ბირთვული საწვავის მოსახმარად. როგორც O კლასის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, ის მზის რადიუსს 8-ჯერ აღემატებოდა და მზის სიკაშკაშეს 62 000-ჯერ გადააჭარბებდა.<ref>{{cite journal | last1=Woosley | first1=S. E. | last2=Heger | first2=A. | last3=Weaver | first3=T. A. | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics | year=2002 | volume=74 | issue=4 | pages=1015–1071 | bibcode=2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>

{{-}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
|-
!valign="bottom"| საწვავი<br />მატერია
!valign="bottom"| [[ტემპერატურა]]<br />(მილიონი [[კელვინი]])
!valign="bottom"| [[სიმკვრივე]]<br />(კგ/სმ<sup>3</sup>)
! valign="bottom" | წვის ხანგრძლივობა<br />(წელიწადი)
|- style="text-align:center;"
|| H
|| 37
|| 0.0045
|| 8.1 მილიონი
|- style="text-align:center;"
|| He
|| 188
|| 0.97
|| 1.2 მილიონი
|- style="text-align:center;"
|| C
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| Ne
|| 1,570
|| 3,100
|| 0.6
|- style="text-align:center;"
|| O
|| 1,980
|| 5,550
|| 1.25
|- style="text-align:center;"
|| S/Si
|| 3,340
|| 33,400
|| 0.0315<ref>11.5 დღე არის 0.0315 წელიწადი.</ref>
|}

==რესურსები ინტერნეტში==
{{commons category|Stars}}
* {{cite web | last=Kaler | first=James | title=Portraits of Stars and their Constellations | publisher=University of Illinois | url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/sow.html | accessdate=2010-08-20 }}
* {{cite web | title=Query star by identifier, coordinates or reference code | work=SIMBAD | publisher=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid | accessdate=2010-08-20 }}
* {{cite web | title=How To Decipher Classification Codes | publisher=Astronomical Society of South Australia | url=http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp | accessdate=2010-08-20 }}
* {{cite web | title=Live Star Chart | publisher=Dobsonian Telescope Community | url=http://www.mydob.co.uk/community_star.php | accessdate=2010-08-20 | archiveurl=https://archive.today/20121204180007/http://www.mydob.co.uk/community_star.php | archivedate=2012-12-04 }} View the stars above your location
* {{cite web | display-authors=1 | last1=Prialnick | first1=Dina | last2=Wood | first2=Kenneth | last3=Bjorkman | first3=Jon | last4=Whitney | first4=Barbara | last5=Wolff | first5=Michael | last6=Gray | first6=David | last7=Mihalas | first7=Dimitri | title=Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution | year=2001 | publisher=University of St. Andrews | url=http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html | accessdate=2010-08-20 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20210211123306/http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html | archivedate=2021-02-11 }}

==სქოლიო==
<div style="height:250px; overflow:auto; padding:3px; border:1px solid #aaa;" class="scrollbox">
{{Reflist|colwidth=30em|refs=
<ref name=koch95>{{cite book | last1=Koch-Westenholz | first1=Ulla | last2=Koch | first2=Ulla Susanne | year=1995 | title=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination | page=163 | volume=19 | series=Carsten Niebuhr Institute Publications | publisher=Museum Tusculanum Press | isbn=87-7289-287-0 }}</ref>
<ref name=space_law09>{{cite book | last1=Lyall | first1=Francis | last2=Larsen | first2=Paul B. | title=Space Law: A Treatise | url=https://archive.org/details/spacelaw00lyal | page=[https://archive.org/details/spacelaw00lyal/page/n190 176] | publisher=Ashgate Publishing, Ltd | year=2009 | isbn=0-7546-4390-5 | chapter=Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies }}</ref>
<ref name=astrometry05>{{cite web | title=Star naming | year=2005 | publisher=Scientia Astrophysical Organization. | url=http://www.astrometry.org/starnaming.php | accessdate=2010-06-29 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20151018221740/http://www.astrometry.org/starnaming.php | archivedate=2015-10-18 }}</ref>
<ref name=bl_disclaimer>{{cite web | title=Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises | work=British Library | publisher=The British Library Board | url=http://www.bl.uk/names.html | archiveurl=https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html | archivedate=2010-01-19 | accessdate=2010-06-29 }}</ref>
<ref name=andersen10>{{cite web | first=Johannes | last=Andersen | title=Buying Stars and Star Names | publisher=International Astronomical Union | url=http://www.iau.org/public/buying_star_names/ | accessdate=2010-06-24 }}</ref>
<ref name=Bond-140283>
{{cite journal
 |title=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang
 |year=2013
 |author1=H. E. Bond |author2=E. P. Nelan |author3=D. A. VandenBerg |author4=G. H. Schaefer |author5=D. Harmer
 |doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12
 |journal=The Astrophysical Journal Letters
 |volume=765 |pages=L12 |issue=1
 |arxiv=1302.3180
 |bibcode=2013ApJ...765L..12B
}}</ref>
}}
</div>
{{საუკეთესო 2014|სტატია}}
<br />
{{ვარსკვლავი}}

[[კატეგორია:ვარსკვლავები|*]]
[[კატეგორია:ციური სხეულები]]
[[კატეგორია:ვარსკვლავური ასტრონომია]]