Колориметрия негіздері

Жұлдыздар сәулеленуі туралы информация – бұл олардың спектрлеріндегі энергия таралуы, ол абсолюттік энергетикалық бірліктерде сипатталады. Жұлдыздар спектріндегі энергия таралуы туралы мәліметті олардың спектрінің әртүрлі бөліктеріндегі сәуле шығаруын өлшеу арқылы алуға болады, ол үшін жарық сүзгісі (светофильтр) қолданады. Визуалды фотометрлерді пайдаланып алынған жұлдыздық шамалар визуалды деп аталады. Бұл әдіс фотографияға пайда болғанға дейін қолданылады. Қазіргі кезде ол аз қолданылады.

Жұлдыздар кескінінің фотометрлік өлшеу әдісі арқылы алынатын жұлдыздық шамалар фотографиялық деп аталады. Жұлдыздан келетін сәулелер ағынын дәл анықтау фотоэлектрлік фотографиялық әдістер арқылы жүзеге асады. Ол үшін арнайы іріктеліп алып (светофильтрлері – жарық сүзгілері) пайдаланады. Олар халықаралық жүйеде U,B,V деп белгіленеді, яғни бұл спектрдің 3 бөлігі – ультракүлгін (U), көк (B) және сары (V- визуалды). Басқа да көп түсті фотометрлік жүйелер бар.

Берілген жүйедегі жұлдыздық шамаларды анықтау үшін зерттелетін жұлдыздан келетін жарық ағындары мен стандарт ретінде қабылдаған салыстыру жұлдыздарының жарық ағындарын салыстырады.

Төмендегі кестеге әртүрлі спектрлік кластарға жататын жұлдыздық түс көрсеткіштерінің мәндері келтірілген. Жұлдыздың түс көрсеткіштерін зерттеуге арналған астрофизика бөлімі – колориметрия деп аталады. Оның мақсаты түс көрсеткіштерін әртүрлі әдістермен өлшеу, жұлдыздар сәуле шығаруының спектрлік құрамын сипаттайтын басқа да шамаларды табу.

30. Сәулелі тасымалдау алқабын қарастырыңыз.

Орталықтан алшақтаған сайын зат температурасы мен қысымы азаяды,олар мынадай мәндерге дейін кемігенді: Т<510⁶ K, p<10¹⁰ атм., ядролық реакциялар өте алмайды. Сондықтан бұл қабатта тек үлкендеу тереңдіктерде γ-кванттар түрінде шығарылған сәулелену жеке атомдармен жұтылып және қайта сәулелендіріліп сыртқа қарай тасымалданады. Температура мен қысым бұл аймақтағыдай болғанда атомдар (негізімен сутегі) иондалған күйде болады. Сутегі толығымен иондалған болса, сәулелену жұтылуы негізімен сутегінен ауырырақ элементтер иондарының фотоиондалуымен байланысты болады. Бірақ мұндай элементтер Күн қойнауында аз болады. Күн қойнаынан қозғалатын фотондар жарым-жартылай еркін электрондармен жұтылады. Бірақ-та Күннің қарастырылып тұрған аймақтың иондалған газындағы фотондардың кейінгі қайта сәулеленусіз болатын қосынды жұтылуы аз болып шығады, сондықтан энергия тасымалдауы сәулеленумен жүзеге асырылады. Бұл аймақ сәулелі тасымалдау алқабы деп аталады. Жұлдыз орталығынан алшақтаған сайын газдың температурасы мен тығыздығы азаяды, кейбір қашақтықта атомдар (тереңірек қабаттарда – гелий атомдар, бетке жақынырақ - сутегі атомдар) бейтарап күйде бола алады. Бейтарап атомдар, әсіресе сутегі атомдар, пайда болғанда олардың фотоиондалуымен байланысты жұтылу артады. Сәулелену арқылы болатын энергия тасымалдауы қиынға соға бастайды. Ал энергияның келіп түсуі, әрине, жалғаса береді. Яғни, энергия тасымалдауының басқа механизмінің қосылуы қажет болады. Бұл аймақта заттың іріауқымдық конвекциялық қозғалыстары дамиды. Сөйтіп, Күннің сыртқы көрнекі қабаттар астында, ~0,3RКүн бойында, сәулелі тасымалдау басылып, конвекциялық тасымалдауға ауысатын конвекциялық алқап түзіледі.

31.Жұлдыздардағы конвекция

Конвекция дегеніміз - төменнен көтерілетін жылу ағынының

әсерінен болатын ауырлық күштер ӛрісіндегі сұйықтықтың, не газдың

қозғалысы. Конвекция пайда болу үшін кӛтеріліп тұрған элементтің температураның азаюы сол биіктіктерде болатын қоршаған ортаның температура азаюынан баяуырақ болу қажет, ӛйткені элементтің температурасы ортаның температурасымен теңессе, бұл екуінің тығыздығы да теңеседі де, Архимед күші нолге айналады. Жұлдыздар затының ненгізгі құраушылары (сутегі мен гелий) жарым-жартылай иондалған болса, кӛтеріп не түсіп жатқан элементтегі температура аз ӛзгереді екен. Бұл жағдайда кӛтеріліп тұрған элементтегі температура азаюымен газ рекомбинациясы басталады, ал бұл құбылыс барысында энергия шығарылады. Сол бӛлінетін энергия кӛтеріліп тұрған элементті жылытып, оның температурасын тұрақты дерлік түрде сақтайды. Түсу мен сығылу барысында шығарылатын энергия газдың жылынуына емес, оның иондануына жұмсалады (бұл энергия жағынан тиімді болады), сондықтан түсіп жатқан элементтегі температура ӛте баяу ӛседі. Қарастырылған құбылыс мұз еруіне ұксайды: мұз (біздің жағдайда – иондалмаған сутегі) бар болғанша судың (бізде – иондалған сутегінің) температурасы ӛзгермей дерлік, 00С жуық болып қала береді. Мұндай шарттағы ішкі (элементтегі) температура градиенті ӛте аз болады, сӛйтіп атмосферадағы үлкен емес температура градиентінің ӛзі де-ақ сыртқы және ішкі температураның жеткілікті айырмасын қамтамасыз етеді, яғни кӛтергіш күш үлкен болуына әкеледі. Рэлей саны мұндай шарттарда сындық мәннен кӛп болады да, конвекция басталады. Сутегі мен гелий толығымен

иондалған, не бейтарап болған кезде конвекция тоқталады. Сонымен, Күннің

және Күн үлгідегі жұлдыздардың конвекциялық алқабы – жарым-жартылай

иондалған сутегі мен гелийдің алқабы. Конвекция ұяшықтар түріндегі конвекиялық элементтерге бӛлініп жүреді. Ұяшық ӛсі бойымен газ кӛтеріп, шеттерінде түсіп тұрады. Егер жұлдыздағы конвекциялық аумақ қалын болса, онда ол қалындықтары біртекті атмосфераның (яғни тығыздығы шамамен е»2,7 есе ӛзгеретін газ қабатының) қалындығына жақын қабаттарға бӛлінеді.

32.Жұлдыз атмосфералары

Сәулеленуі бізге тікелей келетін жұлдыз қабаттары жұлдыз атмосфералары деп аталады. Жұлдыз атмосфералары негізінен үш бӛліктен (қабаттан) тұрады. Олар - фотосфера, хромсфера, тәж.

Фотосфера –жұлдыз атмосферасының ең тӛменгі жұқа қабаты. Ол бізге

келетін энергиясының бәрін дерлік сәулелендіреді: фотосфера сәулеленуі

одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен әлде қайда

кӛп. Хромосфера мен тәж фотосфераның үздіксіз оптикалық сәулеленуін

еркін дерлік жібереді, сондықтан фотосфера жұлдыздың кӛрнекі беті сияқты

кӛрінеді. Күннің фотосферадағы температура ~6000 К, қысым - ~0,1 атм. Температура мұндай болғанда тек иондану потенциалдары үлкен емес химиялық элементтер иондалған күйде болады (мысалы, натрий, калий, кальций). Басқа элементтер, олар ішінде сутегі мен гелий, кӛбінесе

бейтарап күйде қалады. Осыған байланысты фотосферада конвекция

тоқтайды, ал энергия тағы да сәулелі тасымалдау арқылы беріледі.

Фотосферадағы зат тығыздығы биіктік ӛсуімен тез азаяды, сондықтан күн

атмосферасының сыртқы қабаттары ӛте сиретілген. Фотосфера затының

температурасы да биіктікпен кемиді, фотосфераның сыртқы қабаттарының

температурасы ~4500 К. Бірақ бұл мән жұлдыз үшін минимальды болып

табылады. Жоғарырақ жатқан қабаттарда (хромосферада) температура қайта

ӛсе бастайды екен. Бұның себептері туралы кейін сӛз болады.

Сӛйтіп, фотосфера – жұлдыздағы ең суық қабаты. Хромосферада температураның ӛсуі байқалады. Тәж – жұлдыз атмосферасының ең сыртқы және сиретілген қабаты. Хромосфера мен тәж арасында жұқа ауыспалы қабат жатыр, ода температура кенет (Күн үщін ~104 К-нен ~1 млн К-ге дейін) кӛтеріледі.

33. Жұлдыздардағы гравитациялық сығылу кезеңі

Сығылу- гравитациялық тұрақсыздықтың нәтижесі.

Жұлдыздардың тепе-теңдігі гравитациялық күштермен газдың ішкі қысымының балансымен қамтамасыз етіледі. Егер тепе-теңдік бұзылса және жұлдыз аз мӛлшерде сығылатын болса, онда ол бұрынғы тепе-теңдік қалпына келуге ұмтылып, оның заты тербелмелі қозғалысқа келеді. (Жердің ауырлық ӛрісіндегі маятник сияқты). Гравитациялық сығылудың нәтижесінде жаңа жұлдыз пайда болады. Жұлдыз сығылған сайын оның температурасы біртіндеп ұлғая береді. Жұлдыздардың эволюциялық теориясы бойынша Күн массасынан массалары 1,2 – 3 есе үлкен жұлдыздардың жанар отындары таусылар сатысында, олардың центрінде өте үлкен жылдамдықпен гравитациялық сығылу (гравитациялық коллапс) басталады. Гравитациялық коллапс нәтижесінде тығыздық мәні ядро тығыздығындай аса жоғары (1017 кг/м3) шамаға жетеді де, Нейтрондық жұлдыздарда нейтрондану құбылысы, яғни [протондар мен атом ядроларының нейтронға айналуы жүреді; алдымен ыстық Нейтрондық жұлдыздар (центрдегі температурасы 1011К) пайда болып, аз уақытта (10 – 100 с) олар нейтрино шығару арқылы 109К-ге дейін суиды. Бұл кездегі Нейтрондық жұлдыздардың ішкі құрылыcы өте күрделі: оның ядросы мен сыртқы қабаты қатты (ферми-кристалл), ал олардың арасы сұйық (ферми-сұйық) болады; жылулық, магниттік қасиеттері негізінен қатты және сұйық қабықшалардағы протондар жүйесінің асқын өткізгіштігі мен нейтрондар жүйесінің асқын аққыштығына байланысты.

34. Жұлдыздардың бас тізбектіктен кейінгі ядролық реакциялар

Дата добавления: 2014-11-18