ვარსკვლავი

მინი|მარჯვნივ|ვარსკვლავების ევოლუციის ინფოპლაკატი. ეს სურათი წარმოდგენას შეგიქმნით ზოგადად ვარსკვლავებზე, მათ მასშტაბებზე, დაბადებასა და სიკვდილზე.
მინი|ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების რეგიონი მაგელანის დიდ ნისლეულში. NASA/ESA-ს ფოტო
[მინი|ხელოვნური ფერებით აწყობილი მზის სურათი — [მთავარი მიმდევრობა|G ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, უახლოესი დედამიწასთან.]]
**ვარსკვლავი** — პლაზმის მასიური და კაშკაშა სფერო, რომელიც თავისივე გრავიტაციითაა შეკავებული. დედამიწასთან მდებარე უახლოესი ვარსკვლავი მზეა, რომელიც პლანეტის ძირითადი 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 თანავარსკვლავედებად და ასტერიზმებად, კაშკაშა ვარსკვლავებმა კი თავიანთი შესაფერისი სახელები მიიღო. ვარსკვლავთა ვრცელი კატალოგი ასტრონომებმა შექმნეს, რომელიც სტანდარტიზირებულ ვარსკვლავურ აღნიშვნებს უზრუნველყოფს.

ვარსკვლავი წყალბადისა და ჰელიუმის 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 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. 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, 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. 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. ვარსკვლავებით შეიძლება ჩამოყალიბდეს გრავიტაციულად უფრო მეტად დაკავშირებული სტრუქტურა, როგორებიცაა ვარსკვლავთგროვა ან გალაქტიკა.

## დაკვირვებათა ისტორია
[მინი|ხალხი ვარსკვლავებში ფორმებს უძველესი დროიდან ხედავდა. ეს არის 1690 წელს შესრულებული ნახატი, რომელზეც ასახულია [ლომის თანავარსკვლავედი. ნახატი იოჰანეს ჰეველის ეკუთვნის.]]
[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. 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 . ყველაზე ადრეული ვარსკვლავური კატალოგი მესოპოტამიის ბაბილონელმა ასტრონომებმა მეორე ათასწლეულის მიწურულს შექმნეს.

პირველი ვარსკვლავური კატალოგი ბერძნულ ასტრონომიაში არისტილმა შექმნა დაახლოებით ძვ. წ. 300 წელს ტიმოჰარისის დახმარებით. ჰიპარქეს ვარსკვლავურ კატალოგში 1020 ვარსკვლავი შედის და პტოლემეს ვარსკვლავურ კატალოგთან აიგივებენ. ჰიპარქე ცნობილია პირველი ზეახლის აღმომჩენის სახელით. თანავარსკვლავედების და ვარსკვლავების სახელები, რომლებიც დღეს გამოიყენება, ბერძნული ასტრონომიიდან მომდინარეობს.

ცის უცვლელობის მიუხედავად, ჩინელმა ასტრონომებმა იცოდნენ, რომ ახალი ვარსკვლავების დაბადება შესაძლებელი იყო. 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, რომელიც 1006 წელს დაიმზირებოდა და ეგვიპტელმა ასტრონომმა ალი იბნ რიდუანმა და რამდენიმე ჩინელმა ასტრონომმა აღწერა. ზეახალი SN 1054, რომელმაც კიბორჩხალის ნისლეული წარმოქმნა, ასევე, ჩინელი და მუსლიმი ასტრონომების მიერ დაიმზირებოდა.

შუა საუკუნეების 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. მათ შორის იყო „უძრავი ვარსკვლავების წიგნი“, რომელიც სპარსელმა ასტრონომმა აბდ ალ-რაჰმან ალ-სუფიმ შეადგინა. ის აკვირდებოდა ვარსკვლავებს, ვარსკვლავთგროვებსა (ვარსკვლავ Omicron Velorum-ისა და Brocchi-ს გროვის ჩათვლით) და გალაქტიკებს (ანდრომედას გალაქტიკის ჩათვლით).

იოზეფ პუგის თანახმად, 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 იუპიტერისა და მარსის შეერთებით 500 AH-ზე. 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 ბრუნომ წამოაყენა ვარაუდი, რომ ვარსკვლავები მზის მსგავსი იყო და ჰყავს პლანეტები, შეიძლება დედამიწის მსგავსებიც კი, თავიანთ ორბიტებზე. ეს იდეა ბევრად ადრე წამოაყენეს უძველესმა ბერძენმა ფილოსოფოსებმა, დემოკრიტემ და ეპიკურემ, და შუა საუკუნეების მუსლიმმა კოსმოლოგებმა, როგორიც იყო ალ-დინ ალ-რაზი. მომდევნო საუკუნეში, იმ იდეაზე, რომ ვარსკვლავები ისეთივე იყო, როგორიც მზეა, ასტრონომები შეთანხმდნენ. იმის ასახსნელად, თუ ეს ვარსკვლავები რატომ არ ახდენს გრავიტაციულ ზეგავლენას მზის სისტემაზე, ნიუტონმა ჩამოაყალიბა იდეა, რომ ვარსკვლავები თანაბრად იყო განაწილებული ყველა მიმართულებით. ამ იდეას კი ბიძგი მისცა თეოლოგმა რიჩარდ ბენტლიმ.

იტალიელმა ასტრონომმა ჯემინიანო მონტანარიომ 1667 წელს დააფიქსირა ცვლილებები ვარსკვლავ „ალგოლის“ სიკაშკაშეში. ედმუნდ ჰალეიმ „უძრავი“ ვარსკვლავური წყვილის ჩვეული მოძრაობის პირველი გაზომვები გამოაქვეყნა, რითაც აჩვენა, რომ მათი ადგილმდებარეობა შეიცვალა ბერძენი ასტრონომების, პტოლემესა და ჰიპარქეს, 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 ფრაუნჰოფერმა და ანჯელო სეკიმ შემოიტანეს. სხვა ვარსკვლავების, მაგალითად „სირიუსის“, სპექტრის მზესთან 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. თუმცა, ვარსკვლავური კლასიფიკაცის თანამედროვე სქემა ანა ქენონმა 1900-იან წლებში შექმნა.

[მინი|მარცხნივ|[ალფა კენტავრი A და B სატურნის დისკოზე]]

ვარსკვლავამდე მანძილის პირდაპირი დადგენა (61 Cygni 11,4 სინათლის წლის მოშორებით) 1838 წელს ფრიდრიხ ბესელმა პარალაქსის ტექნიკით მოახერხა. პარალაქსურმა გაზომვებმა აჩვენა ვარსკვლავების უკიდეგანო დაშორება ცაზე. XX საუკუნეში ვარსკვლავების შესწავლის წარმატებაში უდიდესი ნაბიჯები იდგმებოდა. ფოტოსურათი ღირებული ასტრონომიული ხელსაწყო გახდა. კარლ შვარცშილდმა აღმოაჩინა, რომ ვარსკვლავის ფერი და აქედან გამომდინარე, ტემპერატურა, შესაძლებელია მისი ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდის ფოტოგრაფიულ ვარსკვლავიერ სიდიდესთან შედარებით განისაზღვროს. ფოტოელექტრული ფოტომეტრის განვითარებამ ხელი შეუწყო ვარსკვლავიერი სიდიდის უზუსტეს გაზომვებს მრავალი ტალღის სიგრძის ინტერვალში. 1921 წელს ალბერტ მაიკელსონმა ვარსკვლავის დიამეტრი პირველად გაზომა ჰუკერის ტელესკოპზე მიმაგრებული ინტერფერომეტრით.

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-გაპოსჩკინმა თავის 1925 წლის სადოქტორო ნაშრომში  პირველმა წამოაყენა იდეა, რომ ვარსკვლავები ძირითადად შედგებოდნენ წყალბადისა და ჰელიუმისაგან.  კვანტური ფიზიკის წარმატებასთან ერთად ვარსკვლავების სპექტრი უფრო სიღრმისეულად იქნა გაგებული. ამან კი საშუალება მისცა, ვარსკვლავური ატმოსფეროს ქიმიური შედგენილობა განსაზღვრულიყო.

რამდენიმე ზეახალს თუ არ ჩავთვლით, ძირითადად ადგილობრივი ჯგუფის გალაქტიკების ინდივიდუალურ ვარსკვლავებზე ტარდებოდა კვლევები, განსაკუთრებით კი „ირმის ნახტომის“ ხილულ ნაწილში. თუმცა, დაკვირვება ხდებოდა ქალწულის გროვაში არსებულ M100 გალაქტიკის ვარსკვლავებზე, რომელიც დედამიწიდან დაახლოებით 100 მილიონი სინათლის წლითაა დაშორებული. ადგილობრივ ზეგროვაში ვარსკვლავთგროვების დანახვა შესაძლებელიa და თანამედროვე ტელესკოპებით, რომელთაც ადგილობრივ გროვაში ცალკეული მკრთალი ვარსკვალვების დანახვაც კი შეუძლია. 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  — 10-ჯერ უფრო შორი, ვიდრე მანამდე აღმოჩენილი ყველაზე შორეული ვარსკვლავური გროვა.

## სახელწოდებები
მინი|ამ ფოტოში ხედავთ ლურჯ ვარსკვლავებს, რომელთაც „ჩამორჩენილი ლურჯები“ ეწოდება ჰ-რ დიაგრამაზე მათი ადგილმდებარეობის გამო.
ცნობილია, რომ თანავარსკვლავედებზე წარმოდგენა ჯერ კიდევ 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 ასტროლოგიის საფუძველი. 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“

ვარსკვლავების სახელების დარქმევის ერთადერთი საერთაშორისო ოფიციალური ორგანო არის „საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირი“. 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 ვარსკვლავად ატარებს, რომელიც საწვავად წყალბადის თერმობირთვული რეაქციების საშუალებით 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:
 
* *ძალიან დაბალი მასის ვარსკვლავები* 0,5 მზის მასით. ასეთი ვარსკვლავი არ შედის 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 ნახშირბად-ჟანგბადის 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 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 გალაქტიკების შეჯახებით. როგორც კი რეგიონი მატერიის საკმარის სიმკვრივეს მიაღწევს, რომ დააკმაყოფილოს ჯინსის არასტაბილურობის კრიტერიუმები, ის საკუთარი გრავიტაციული ძალით იწყებს ჩაშლას.

[მინი|მხატვრის წარმოსახვა მკრვივ მოლეკულურ ღრუბელში ვარსკვლავის დაბადებაზე. *[ნასას ფოტო*]]

როცა ღრუბელი კოლაფსირებს, მკვრივი მტვრისა და გაზის ცალკეული ნაწილი წარმოქმნის „ბოკის ბურთულებს“. როდესაც სფერული (ან ბურთულა) კოლაფსირებს და სიმკვრივე იზრდება, გრავიტაციული ენერგია სითბოდ გარდაიქმნება და ტემპერატურა იზრდება. პროტოვარსკვლავური ღრუბელი როცა მიაღწევს ჰიდროსტატიკური წონასწორობის სტაბილურ მდგომარეობას, ბირთვში პროტოვარსკვლავი ფორმირდება. 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“. ამ ჭავლებს უახლოესი მასიური ვარსკვლავებიდან წამოსული გამოსხივების დახმარებით შეუძლია გაფანტოს გარშემორტყმულლი ღრუბელი იმ რეგიონიდან, სადაც ვარსკვლავი წარმოიქმნა.

ადრეულ განვითარებაში T Tauri ვარსკვლავები მიჰყვება „ჰაიაშის მიმდევრობას“ — 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 კვალზე“.

### მთავარი მიმდევრობა
ვარსკვლავი თავისი სიცოცხლის 90 %-ს წყალბადისა და ჰელიუმის 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. მაგალითისთვის, მეცნიერთა გამოთვლით, მზის სიკაშკაშე 40 %-ით გაიზარდა მას შემდეგ, რაც ის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი გახდა 4,6 მილიარდი წლის წინ. ან დაახლოებით მთლიანი მასის 0,01 %-ს თავისი მთლიანი სიცოცხლის განმავლობაში. თუმცა, ძალიან მასიური ვარსკვლავები 10−7-დან 10−5-მდე მზის მასას კარგავს ყოველ წელს, რაც მნიშვნელოვნად მოქმედებს მათ ევოლუციაზე. ის ვარსკვლავი, რომლის დაბადება 50 მზის მასით იწყება, მთავარ მიმდევრობაში ყოფნისას თავისი მასის ნახევარს კარგავს. 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 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. სიცოცხლის დასასრულს წითელი ჯუჯები ჩვეულებისამებრ, უფრო და უფრო მკრთალები ხდებიან. თუმცა, რადგანაც ასეთი ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობა სამყაროს ასაკზე (13,7 მილიარდი წელიწადი) მეტია, 0,85 მზის მასაზე დაბალ ვარსკვლავს არ გადაუხვევია მთავარი მიმდევრობიდან.

[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 — „მეტალურობას“. მეტალურობას შეუძლია გავლენა მოახდინოს ხანგრძლივობაზე, რომლის განმავლობაშიც ვარსკვლავი საწვავს მოიხმარს, აკონტროლოს მაგნიტური ველების ფორმირება და შეცვალოს ვარსკვლავური ქარის სიძლიერე. უფრო ხნიერ, 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 ასტრონომიულ ერთეულამდე. ეს კი მის ახლანდელ ზომას 250-ჯერ აღემატება. როგორც გიგანტი, მზე ამჟამინდელი მასის 30%-ს დაკარგავს.

2,25 მზის მასის წითელ გიგანტებში წყალბადი სინთეზს ბირთვის გარშემო არსებულ გარსში აგრძელებს. 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. საბოლოო საფეხური იწყება მაშინ, როცა მასიური ვარსკვლავი 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. ელექტრონგადაგვარებული მატერია თეთრ ჯუჯაში აღარაა პლაზმა, მიუხედავად იმისა, რომ ასეთი ვარსკვალვები პლაზმის სფეროებად ითვლება. საბოლოოდ, თეთრი ჯუჯა ძალიან გრძელი პერიოდის განმავლობაში შავ ჯუჯად გადაიქცევა.

[მინი|[კიბორჩხალის ნისლეული — ზეახლის ნარჩენები, რომელიც პირველად 1054 წელს დააფიქსირეს]]

მოზრდილ ვარსკვლავებში სინთეზი იქამდე გრძელდება, სანამ რკინის ბირთვი იმდენად არ გაიზრდება (1,4 მზის მასაზე მეტი), რომ საკუთარ მასას ვეღარ გაუძლოს. ეს ბირთვი უცებ ჩაიშლება, რადგან მისი ელექტრონები მის პროტონებს შეერწყმება და წარმოქმნის ნეიტრონებს, ნეიტრინოებსა და გამა სხივებს ელექტრონის დატყვევებისა და შებრუნებული ბეტა დაშლის პროცესში. ამ უეცარი კოლაფსის შედეგად წარმოქმნილი დარტმითი ტალღა მთლიანი ვარსკვლავის ზეახლად ანთებას იწვევს. ზეახალი იმდენად კაშკაშა ხდება, რომ მას შეუძლია მთლიანი გალაქტიკის სიკაშკაშეს ცოტა ხნით გადააჭარბოს. როცა ზეახალი ინთებოდა ირმის ნახტომში, შეუიარაღებელი თვალით დამკვირვებლები მას „ახალ ვარსკვალვს“ უწოდებდნენ.

ზეახლად ანთება ვარსკვლავის მატერიის უდიდეს ნაწილს აფრქვევს და წარმოქმნის ნისლეულს, როგორიცაა კიბორჩხალის ნისლეული. ნეიტრონულ ვარსკვლავში მატერია ე. წ. 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 კლდოვანი პლანეტების ფორმირება. ზეახლიდან წამოსული მატერია და დიდი ვარსკვალვების ვარსკვლავური ქარი გადამწყვეტ როლს თამაშობს ვარსკვლავთშორისი სივრცის ფორმაზე. უფრო დიდი ჯგუფებიც არსებობს, რომელთაც ვარსკვლავთგროვები ეწოდება. ვარსკვლავების რაოდენობა იწყება ღია გროვებით, რომელშიც მხოლოდ რამდენიმე ვარსკვლავი შედის, და მთავრდება უზარმაზარი 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 ნახტომში დაბადებულ ვარსკვლავთა უმეტესობა იზოლირებულია.

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. 2010 წლის ვარსკვლავთაღრიცხვამ აჩვენა, რომ ხილულ სამყაროში 300 სექსტილიონი (3 × 1023) ვარსკვლავია. მართალია, მეცნიერებს ხშირად მიაჩნიათ, რომ ვარსკვლავები მხოლოდ გალაქტიკებში არსებობს, მაგრამ აღმოჩენილია გალაქტიკათშორისი ვარსკვლავებიც.

დედამიწასთან მდებარე უახლოესი ვარსკვლავი, მზის გამოკლებით, არის პროქსიმა კენტავრი, რომელიც 39,9 ტრილიონი კილომეტრით ან 4,2 სინათლის წლითაა დაშორებული. ამ ვარსკვლავის მიმართულებით კოსმოსური შატლით რომ გავემგზავროთ ორბიტალური სიჩქარით (8 კმ/წმ — თითქმის 30 000 კმ/სთ), სულ რაღაც 150 000 წელიწადი დაგვჭირდება იქ მოსახვედრად. ასეთი მანძილები ტიპურია გალაქტიკურ დისკოებში, მზის სისტემის მიდამოების ჩათვლით. 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. ასეთი შეჯახებები იწვევს ე. წ. ლურჯ ჩამორჩენილებს. ამ არაწესიერ ვარსკვლავებს ზედაპირის იმაზე მაღალი ტემპერატურა აქვს, ვიდრე გროვაში არსებულ მთავარი მიმდევრობის სხვა ვარსკვლავებს იმავე სიკაშკაშით.

## 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 (ხილული სამყაროს ასაკის). აქამდე აღმოჩენილთა შორის უხუცესი ვარსკვლავი HD 140283, ზედმეტსახელად „მათუსალას ვარსკვლავი“, 14,46 ± 0.8 მილიარდი წლისაა 

### ქიმიური შედგენილობა
როცა ვარსკვლავები იბადება ირმის ნახტომში, ისინი 71 % წყალბადითა და 27 % ჰელიუმითაა გაჯერებული (მძიმე ელემენტების მცირე ნაწილით). ჩვეულებრივ, მძიმე ელემენტების პორცია იზომება ვარსკვლავის ატმოსფეროში არსებული რკინის შიგთავსით, რადგან რკინა გავრცელებული ელემენტია და მისი შთანთქმის ხაზების გაზომვა შედარებით ადვილია. რადგან მოლეკულური ღრუბლები, სადაც ახალი ვარსკვლავები ფორმირდება, მძიმე ელემენტებითაა გაჯერებული, ვარსკვლავის ქიმიური შედგენილობის დადგენით ვარსკვლავის ასაკს ადვილად გამოვთვლით. მძიმე ელემენტების პორცია, ასევე შეიძლება იყოს იმ ალბათობის მაჩვენებელი, აქვს თუ არა ვარსკვლავს პლანეტარული სისტემა.

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, ხოლო პლანეტების წარმომქმნელ ვარსკვლავ 14 ჰერკულესს — 3-ჯერ მეტი! არსებობს კიდევ ქიმიურად განსაკუთრებული ვარსკვლავები, რომლებიც გარკვეული ელემენტების განსაკუთრებული სიუხვით გამოირჩევიან, განსაკუთრებით ქრომითა და იშვიათი დედამიწური ელემენტებით

### დიამეტრი
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 დედამიწიდან უზარმაზარი დაშორების გამო, ყველა ვარსკვლავი, მზის გარდა, შეუიარაღებელი თვალისთვის ღამის ცაზე მნათ წერტილებად ჩანს, რომელიც ციმციმებს დედამიწის ატმოსფეროს ეფექტის გამო. მზეც 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 არკწამია.

ვარსკვლავთა უმეტესობის დისკო ძალიან მცირეა კუთხურ ზომაში, რომ ახლანდელი ხმელეთზე არსებული ოპტიკური ტელესკოპებით დავაკვირდეთ, ამიტომ საჭიროა 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 დიამეტრის გამოთვლა შესაძლებელია.

ვარსკვლავების ზომების მრავალფეროვნება ნეიტრონული ვარსკვლავიდან იწყება, რომლის დიამეტრი 20 კმ-დან 40 კმ-მდე იცვლება და მთავრება ზეგიგანტებით, როგორიცაა ბეთელჰეიზე ორიონის ნისლეულში, რომლის დიამეტრი მზისას 650-ჯერ აღემატება — დაახლოებით 900 000 000 კილომეტრი. თუმცა, ბეთელჰეიზეს მზეზე ბევრად დაბალი სიმკვრივე აქვს.

### კინემატიკა
[მინი|პლეადა — ვარსკვლავების ღია გროვა კუროს თანავარსკვლავედში. ეს ვარსკვლავები ერთობლივად მოძრაობს კოსმოსში. *[ნასასს ფოტო*]]

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

რადიალური სიჩქარე ვარსკვლავის სპექტრული ხაზების დოპლერის ეფექტით იზომება და მისი ერთეულია კმ/წმ. ვარსკვლავის მახასიათებელი მოძრაობა განისაზღვრება ზუსტი ასტრომეტრული გაზომვებით ერთეულით — მილიარკწამი (მაწ) წელიდაწში. ვარსკვლავის პარალაქსის განსაზღვრით მახასიათებელი მოძრაობა შეიძლება გადაიქცეს სიჩქარის ერთეულებში. ვარსკვლავები მაღალი მახასიათებელი მოძრაობით მზესთან უფრო ახლოსაა, რაც მათ პარალაქსურ გაზომვას აადვილებს.

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 ელიფსური ორბიტები აქვს, რომელიც გალაქტიკის სიბრტყის მიმართაა დახრილი. უახლოესი ვარსკვლავების კინემატიკის შედარებამ ვარსკვლავური გაერთიანებების აღმოჩენის საშუალება მოგვცა. ესენი არის ვარსკვლავთა შეჯგუფებები, რომლებიც გიგანტური მოლეკულური ღრუბლების წარმოშობის საერთო წერტილს იზიარებს.

### მაგნიტური ველი
[მინი|ვარსკვლავ [SU Aurigae-ს (ახალგაზრდა T Tauri ტიპის ვარსკვლავი) ზედაპირული მაგნიტური ველი.]]
ვარსკვლავის მაგნიტური ველი წარმოიქმნება შიდა რეგიონებში, სადაც კონვექციური ცირკულაცია ხდება. 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.

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. „უმიზნოდ მოქმედების მინიმუმის“ მანძილზე მზემ 70 წელი ისე განვლო, რომ არც ერთი მზის ლაქა არ შენიშნულა.

### მასა
ერთ-ერთი ყველაზე მასიური ვარსკვლავი არის Eta Carinae 100-150 მზის მასით, რომლის სიცოცხლის ხანგრძლივობა მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წელიწადი იქნება. თაღების გროვის კვლევამ აჩვენა, რომ 150 მზის მასა ვარსკვლავებისთვის ზედა ზღვარია სამყაროს მიმდინარე ხანაში. ამ ზღვრის მიზეზი ზუსტად არაა ცნობილი, მაგრამ ნაწილობრივ „ედინგტონის სიკაშკაშის“ გამო, რომელიც განსაზღვრავს სიკაშკაშის მაქსიმალურ რაოდენობას, რომელსაც შეუძლია ვარსკვლავის ატმოსფეროში ისე გაიაროს, რომ გაზები კოსმოსში არ გამოტყორცნოს. თუმცა, ვარსკვლავს R136a1 მაგელანის დიდ ნისლეულში 265 მზის მასა აქვს, რომელიც ამ ზღვარს კითხვის ნიშნის ქვეშ აყენებს. 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..

[მინი|[ამრეკლი ნისლეული NGC 1999 მკვეთრადაა განათებული V380 Orionis-ის (ცენტრში) მიერ, რომელიც ცვალებადი ვარსკვლავია დაახლოებით 3,5 მზის მასით. *ნასას ფოტო* ']]

დიდი აფეთქების შემდეგ ჩამოყალიბებული პირველი ვარსკვლავები შესაძლოა უფრო დიდი იყო, 300 ან მეტ მზის მასამდე, 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 იუპიტერის მასის მქონე ვარსკვლავი AB Doradus C, AB Doradus A-ს კომპანიონი, აქამდე ცნობილთა შორის უმცირესია, რომლის ბირთვშიც ბირთვული სინთეზი მიმდინარეობს. იმ ვარსკვლავთათვის, რომელთაც მზის მსგავსი მეტალურობა აქვს, მასის თეორიული მინიმუმი, რომ ბირთვული სინთეზი შეძლოს ბირთვში, დაახლოებით, 75 იუპიტერის მასაა. თუმცა, ძალიან მკრთალი ვარსკვლავების ახალმა კვლევამ აჩვენა, რომ თუ ვარსკვლავის მეტალურობა დაბალია, მისი მინიმალური ზომა მზის მასის 8,3%-ია, ან 87 იუპიტერის მასა. 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. 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.

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. ამის მიუხედავად, პულსარის ბრუნვის ტემპი ძალიან სწრაფია. მაგალითად, კიბორჩხალის ნისლეულში არსებული პულსარი 30-ჯერ ბრუნავს წამში. პულსარის ბრუნვის ტემპი თანდათან შენელდება რადიაციის გამოსხივების გამო.

### ტემპერატურა
მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა განისაზღვრება ბირთვში ენერგიის გამომუშავების ტემპითა და რადიუსით, ხშირად კი ვარსკვლავის ფერის ინდექსით. ჩვეულებრივ, ტემპერატურა მოცემულია მარგ ტემპერატურად, რომელიც იდეალური შავი სხეულის ტემპერატურაა. ეს კი ასხივებს თავის ენერგიას იმ იმავე სიკაშკაშით, როგორც ვარსკვლავი. შენიშნეთ, რომ მარგი ტემპერატურა მხოლოდ მახასიათებელი სიდიდეა, რადგან ტემპერატურა ბირთვისკენ უფრო იზრდება. ვარსკვლავის ბირთვში არსებული ტემპერატურა რამდენიმე მილიონი კელვინია.

## გამოსხივება
ვარსკვლავების მიერ გამოსხივებული ენერგია (თერმობირთვული სინთეზის შედეგი) კოსმოსში ელექტრომაგნიტური და ნაწილაკური გამოსხივებით ვრცელდება. ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ნაწილაკური რადიაცია ვარსკვლავურ ქარად გვევლინება, რომელიც გარე ფენებიდან გამოედინება თავისუფალ პროტონებად და  ელექტრულად დამუხტულ ალფა და ბეტა ნაწილაკებად. თუმცა, არსებობს უმასო ნეიტრინოების 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 ფოტონები გამოთავისუფლდება. ეს ენერგია გადაიქცევა 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 ფოტოსფეროს ჩათვლით. ხილული სინათლის გარდა, ვარსკვლავი ასევე ასხივებს ელექტრომაგნიტური გამოსხივების სხვა ფორმებს, რომლებიც ადამიანის თვალისათვის უხილავია. ვარსკვლავურ ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებაში შედის მთელი ელექტრომაგნიტური სპექტრი, დაწყებული უგრძესი რადიოტალღებით, შემდეგ ინფრაწითელი, ხილული სინათლე, ულტრაიისფერი, და დამთავრებული უმოკლესი რენტგენისა და გამა სხივებით. 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, 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). ამ პარამეტრებთან ერთად ასტრონომებს ასევე ძალუძთ მნათობის ასაკი განსაზღვრონ.

### ნათება
ვარსკვლავის ნათება არის სინათლისა და გამოსხივების სხვა ფორმის ენერგიის რაოდენობა, რომელსაც ის ასხივებს ყოველ დროის რაღაც ერთეულში. მისი ერთეულია სიმძლავრე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე განისაზღვრება რადიუსითა და ზედაპირის ტემპერატურით. თუმცა, მრავალი ვარსკვლავი არ ასხივებს ერთგვაროვანი დინებით (ენერგიის რაოდენობა, რომელიც გამოსხივდა ფართობის გარკვეული ერთეულიდან) მთელი თავიანთი ზედაპირიდან. მაგალითად, სწრაფად მბრუნავ ვარსკვლავ ვეგას უფრო მაღალი ენერგიის დინება აქვს პოლუსებზე, ვიდრე ეკვატორზე.

ზედაპირული ლაქა, შედარებით დაბალი ტემპერატურითა და სიკაშკაშით, ვარსკვლავთლაქად მოიხსენიება. პატარა, ჯუჯა ვარსკვლავებს, როგორიც ჩვენი მზეა, ძირითადად მცირე ვარსკვლავთლაქებიანი დისკო აქვს. უფრო დიდ, გიგანტ ვარსკვლავებს კი ბევრად დიდი, უფრო აშკარა ვარსკვლავთლაქები და ასევე აქვს ძლიერი ვარსკვლავური დისკოსებრი დაბნელება. ეს უკანასკნელი არის ეფექტი, რომლის დროსაც ვარსკვლავის შუაგული უფრო კაშკაშა ჩანს, ვიდრე გვერდები.

### ვარსკვლავიერი სიდიდე
ვარსკვლავის ხილული სიკაშკაშე გამოისახება ხილული 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.

ორივე, ხილული და აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე, ლოგარითმული ერთეულებია: ერთი მთლიანი რიცხვის სხვაობა სიდიდეში ტოლია 2,5-ჯერ სიკაშკაშის ცვალებადობის  (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*b) გამოკლებული მკრთალი ვარსკვლავის სიდიდის რიცხვი (*m*f). შემდეგ სხვაობის გამოყენება მაჩვენებლად ფუნდამენტური რიცხვის 2,512-თვის; ანუ:

: \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} 
:2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}

ნათებისა და დედამიწიდან დაშორების დაკავშირებით ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდე (*M*) და ხილული სიდიდე (*m*) ერთმანეთის ტოლი არაა; ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავები კი გროვა NGC 6397-ში მდებარეობს. ყველაზე მკრთალი წითელი ჯუჯების აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე 28 იყო. სიდიდით 28 თეთრი ჯუჯაც აღმოაჩინეს. ეს ვარსკვლავები იმდენად მკრთალია, რომ მათი შუქი ისეთი შეუმჩნეველია, როგორც დედამიწიდან დანახული დაბადების დღის სანთელი მთვარეზე..

## კლასიფიკაცია
დღევანდელი ვარსკვლავური კლასიფიკაციის სისტემა წარმოიშვა ადრეულ XX საუკუნეში, როცა ვარსკვლავები კლასიფიცირებული იყო A-დან Q-მდე, რომელიც წყალბადის ხაზის სიძლიერეზე იყო დაფუძნებული. 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.

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.

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.

## ცვალებადი ვარსკვლავები
[მინი|„მირას“ ასიმეტრიული გარეგნობა, დაბნელებადი ცვალებადი ვარსკვლავი. *[ნასას 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 ცეფეიდებს, ცეფეიდების მსგავს ვარსკვალვებსა და გრძელ პერიოდიან ცვალებადებს, როგორიცაა „მირა“.

ვულკანური ცვალებადები ის ვარსკვლავებია, რომელთა სიკაშკაშეში უეცარი ზრდა ხდება, რომელიც ამოფრქვევებთან ან მასის გამოტყორცნის მოვლენასთანაა დაკავშირებული. ზოგი აფეთქება ცვალებადია, ანუ აქვს პერიოდული აგზნება.

როცა ატომბირთვები სინთეზირდება ბირთვში, ისინი გამა სხივების სახით ასხივებენ ენერგიას. ეს ფოტონები ურთიერთქმედებს გარშემო მყოფ პლაზმასთან, რომელიც თერმულ ენერგიას მატებს ბირთვს. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები წყალბადს 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 მასაზე ნაკლებ ვარსკვლავებში სინთეზი გრძელდება ნელა გაფართოებად გარსში გადაგვარებული ჰელიუმის ბირთვის ირგვლივ.

ჰიდროსტატიკური წონასწორობის გარდა, სტაბილური ვარსკვლავის შიგნეულობა გამოიმუშავებს 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 კონვექციურ ზონას წარმოქმნის. მაგალითად, ასეთი რამ შეიძლება მოხდეს იქ, სადაც ძალიან მაღალი ენერგიის დინებაა, როგორიცაა ბირთვთან ახლო რეგიონი. წითელი ჯუჯები, რომელთა მასა 0,4 მზის მასაზე ნაკლებია, კონვექციურია მთელი მასშტაბით, რაც ხელს უშლის ჰელიუმის ბირთვის წარმოქმნას. ამის გაღმა არის გვირგვინი — ზეცხელი პლაზმის მასა, რომელსაც შეუძლია გაიჭიმოს რამდენიმე მილიონი კილომეტრის მანძილზე. გვირგვინის არსებობა დამოკიდებულია ვარსკვლავის გარე ფენებში არსებულ კონვექციურ ზონაზე.

## თერმობირთვული სინთეზის გზები
მინი|მარჯვნივ|პროტონ-პროტონული ჯაჭვური რეაქციის მიმოხილვა
მინი|მარჯვნივ|ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლი
ვარსკვლავების ბირთვებში ბირთვული სინთეზის უამრავი განსხვავებული რეაქცია მიმდინარეობს, რომელიც დამოკიდებულია მათ მასასა და შედგენილობაზე. შერწყმული ატომბირთვების სუფთა მასა უფრო მცირეა, ვიდრე შემადგენელი ნაწილების ჯამი. ეს დაკარგული მასა გამოსხივდება ელექტრომაგნიტურ ენერგიად მასა-ენერგიის ექვივალენტობის პრინციპის თანახმად — E = mc2

მზეში, რომლის ბირთვის ტემპერატურა 10 მილიონი კელვინია, წყალბადი სინთეზირდება და წარმოიქმნება ჰელიუმი პროტონ-პროტონული ჯაჭვური რეაქციის შედეგად:

:41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 მევ + 1.0 მევ)
:21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 მევ)
:23He → 4He + 21H (12.9 მევ)

ეს რეაქციები შედეგად იძლევა საერთო რეაქციას:

:41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 მევ)

სადაც e+ პოზიტრონია, γ გამა სხივის ფოტონი, νe ნეიტრინო, ხოლო H და He წყალბადისა და ჰელიუმის 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.

უფრო მასიურ ვარსკვლავებში ჰელიუმი წარმოიქმნება ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლით.

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

:4He + 4He + 92 keV → 8*Be
:4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
:12*C → 12C + γ + 7.4 მევ

საერთო რეაქციისთვის:

:34He → 12C + γ + 7.2 MeV

მასიურ ვარსკვლავებში უფრო მძიმე ელემენტების დაწვა კუმშვად ბირთვში შესაძლებელია ნეონის წვის პროცესით და ჟანგბადის წვის პროცესით. ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზის პროცესში საბოლოო ეტაპი სილიციუმის წვის პროცესია, რომლის შედეგადაც წარმოიქმნება სტაბილური იზოტოპი რკინა-56. სინთეზის გაგრძელება შეუძლებელი ხდება, ენდოთერმული პროცესების გამოკლებით, და ვარსკვლავი განწირულია გრავიტაციული კოლაფსისთვის.

## რესურსები ინტერნეტში
* 
* 
* 
*  View the stars above your location
* 

## სქოლიო

*
კატეგორია:ციური სხეულები
კატეგორია:ვარსკვლავური ასტრონომია