ვარსკვლავების ძლიერი გრავიტაცია მათ კოლაფსისკენ უბიძგებს, რის გამოც ბირთვი ძალიან მკვრივდება და ცხელდება. იქ ბირთვული რეაქციები მიმდინარეობს, მაღალი ტემპერატურა და წნევა კი მიზიდულობის ძალას ეწინააღმდეგება. ფაქტობრივად, ასეთ ობიექტებში ორი ძალის ჭიდილია.

ამ ყველაფრის კომპიუტერული მოდელირება მარტივი საქმე არაა, თანაც მნათობთა შიდა სტრუქტურის მახასიათებლები ჩვენთვის ხილული ზედაპირისგან საგრძნობლად განსხვავდება. ამის მიუხედავად, მეცნიერებმა სიმულაციის შექმნა შეძლეს, რომლის მსგავსიც აქამდე არ მოგვეპოვებოდა.

მართალია, ვარსკვლავებში შიდა წნევა და გრავიტაცია გარკვეულ წონასწორობაშია, თუმცა სითბოს დინებაზე ამას ვერ ვიტყვით. ამგვარმა ენერგიამ რამენაირად ბირთვიდან თავი უნდა დააღწიოს, რაც ორგვარად ხდება.

პირველი რადიაციულ მიმოცვლას გულისხმობს, რა დროსაც მაღალენერგიული გამა გამოსხივება ბირთვში იფანტება და ზედაპირამდე აღწევისას ენერგიას ნელ-ნელა კარგავს. ბირთვის სიმკვრივის გამო ამას ათასობით წელი სჭირდება. მეორე პროცესი კონვექციური დინებაა, როცა ვარსკვლავის ცენტრთან ახლოს არსებული მატერია გაფართოებას ცდილობს და ზედაპირისკენ მიიწევს. პარალელურად, ზემოთ განლაგებული უფრო ცივი მატერია პირიქით, ქვემოთ ჩადის, რაც ციკლურ დინებასა და სითბოს/ენერგიის გადატანას განაპირობებს.

მნათობებში, როგორც წესი, რადიაციული და კონვექციური ზონები გვხვდება, რომელთა მდებარეობა და ზომა ობიექტის მასაზეა დამოკიდებული. პატარა ვარსკვლავები თითქმის სრულად კონვექციურია, მზეში ორივე მათგანია, უფრო დიდ მნათობებში კი ზემოხსენებული ზონების ადგილები შეცვლილია, ანუ რადიაციული რეგიონები ზედაპირზეა, ხოლო კონვექციური შიგნით. ეს უკანასკნელი ისეთ ცვალებადობას იწვევს, რომელიც შეგვიძლია წყლის დუღილს შევადაროთ, რის შედეგადაც ვარსკვლავის საერთო სიკაშკაშე მოციმციმე ხდება.

ახალ სიმულაციაში სწორედ ისაა ნაჩვენები, თუ როგორაა დაკავშირებული ამ ციმციმთან კონვექციური რეგიონები. კერძოდ, აღმოჩნდა, რომ ვარსკვლავებში გამავალ ბგერით ტალღებზე ეს დინებები ახდენს გავლენას, რაც, თავის მხრივ, სიკაშკაშეს ცვლის. ეს ნიშნავს, რომ მნათობთა შიდა სტრუქტურა მათ ელვარებაზე დაკვირვებით შეგვიძლია შევისწავლოთ.

ავტორთა ნაშრომი გამოცემაში Nature გამოქვეყნდა.