Негізіндегі эволюциясы, гелий мен одан ауыр элементтер жануы 3 страница

56. Бас тізбектегі жұлдыздар эволюциясы. Әрбір жұлдыздың орны оның физикалық табиғаты және даму кезеңімен анықталады. Герцшпрунг-Рассел диаграмасында жұлдыздар жүйесінің бүкіл тарихы келтіріледі. Бұл диаграмма физикалық қасиеттері ортақ жұлдыздар тобын және олардың кейбір физикалық сипаттамалары арасындағы тәуелділікті анықтауға мүмкіндік береді. (мысалы: химиялық құрамы, эволюциясы,...т.с.с.). Диаграмманың жоғарғы жағында жарықтылығы жоғары (алыптар және аса алыптар) орналасқан. Диаграмманың төменгі бөлігіндегі жұлдыздардың жарықтылығы төмен топтары орналасқан және олар ергежейлілер деп аталады. Диаграмманың сол жағында ертеректегі ыстық жұлдыздар орналасқан, ал оң жағында кейінгі спектрлік кластағы суық жұлдыздар орналасқан. Жоғарғы бөліктегі жұлдыздар жиі орналасқан және солдан оңға қарай бағытталған диагональ – бас тізбек деп аталады. Бұл тізбектің маңайында ыстық (жоғарғы жағы) және суық (төменгі бөлігі) жұлдыздар орналасқан. Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары: Бұл массасы Күн массасынан үлкен жұлдыздар. Олардағы температура мен қысым кейінгі спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бөлінуі көміртегі циклы арқылы жылдам жүреді. Күн жасы - ~5 млрд жыл. Герцшпрунг-Рассел диаграммасында Күн негізгі тізбектіліктің орта бөлігінде орналасқан, яғни миллиардтаған жыл ішінде өзінің жарқырауын өзгертпейді. Бұдан бас тізбекте орныққан ыстық жұлдыздар жас жұлдыздар екенін білеміз. Энергияның бөлінуі өте жоғарғы температураға байланысты (Т) және ол Стефан–Больцман заңына байланысты Т⁴ дәрежесіне байланысты өседі. Сондықтан энергияны заттың өзі тасымалдау керек және бас тізбектегі жұлдыздар қойнауында орталық конвективтік аймақтар пайда болды. Массасы 10 Күн массасындай жұлдыздардың ішкі конвективтік аймағының радиусы жұлдыз радиусының ¼ - не жуық болады, ал центріндегі тығыздық орташадан 25 есе көп. Конвективтік ядроны қоршап тұрған жұлдыздар қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады (яғни күндегідей). Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздар: Бұл жұлдыздар Күнге ұқсас.Протон-протондық реакция нәтижесінде бөлінетін энергияның қуаты температураға тәуелді. Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздарда сыртқы конвективтік қабаттар пайда болады.Жұлдыз суық болған сайын қабат тереңдігі жоғары болады.Егер Күннің 2%-ке ғана конвекция қабаттары болса, ал массасы 0,6 масса ергежейлілерде аралауда бүкіл массаның 10%-ы қатысады. Бас тізбекті жағалай төмен түскен сайын жұлдыздар массасы кеми түседі. Ергежейлілердің массасы Күннен аз. M < 0,02 болған кезде заттан жұлдыз түзіле алмайды, ол планетаға сығымдалады.

57. Шар тәріздес жұлдыздық шоғырдың Герцшпрунг-Рассел диаграммасы. Шар тәрізді шоғырлар өздеріне бірнеше мыннан жүздеген мынға дейін жұлдызды кіргізеді, олар сфералыққа жуық көлемді толтырады, және жұлдыздар концентрациясы шоғырлану центрінен шеттеріне қарай тез азаяды (шар тәрізді шоғырлардың центрлік аймақтарындағы жұлдыздар концентрациясы ондаған мын жұлдыз 1 пк³ ішіндеге дейін жетеді (салыстыру үшін, Күн маңайындағы концентрация 0,13 жұлдыз 1 пк³ ішінде)). Шар тәрізді шоғырлардың массалары 10⁴-10⁶ М_Күн құрайды, сипатты өлшемдері 20-60 пк аралығында жатады. Галактикада бұл шоғырлар біртексіз орналасқан: олар галактика центріне қарай айтарлықтай қоюланып, оны қоршайтын созылған галоны құрайды, ал олардың галактикалық жазықтыққа қоюлануы аз білінеді (Галактиканың құрылысы туралы толығырақ төменде қараңыз). Галактика центрі бойымен айналудың орбиталары өте созылған болып табылады, қозғалыс жылдамдықтары ~220 км/с құрайды, бір толық айналым 10⁸-10⁹ жыл ішінде жасалады. Шар тәрізді шоғырланулар жұлдыздарының атмосферасындағы ауыр элементтерінің мөлшері 20-30 есе айырылуы мүмкін, бірақ қашанда да Күндегіден көрі әлде-қайда (кейде 100 есе) аз болады. Жұлдыз аралық газ да өте аз болады. Біздің Галактикадағы шар тәрізді шоғырланулар оның ең кәрі мүшелеріне жатады – олардың жасы ~10 млрд жыл. Басқа галактикаларда жастау шар тәрізді шоғырланулар бар.

Аспандағы кездейсоқ қосылған жұлдыздардан шоғыр жұлдыздарын бөліп алу үшін спектр-жарықтылық диаграммасын тұрғызу керек. Шоғыр үшін әдетте спектрлік класс орнына шоғыр жұлдыздары үшін абсолюттіктен бірдей айрмашылық жасайтын көрінерлік жұлдыздық шамаларын өс бойынша орналастырамыз. Диаграммада жұлдыздың көрінерлік жұлдыздық шамасы бойынша таралуы ерекше болады. (сур. 223). Онда әдетте жар тәрізді шоғырланулар үшін горизонтальді тармақтар, алыптар тармақтары бас тізбекпен анық қосылған және Герцшпрунг-Расселдиаграммасына қарағанда жарықтылығы аз аймақтан басталған бас тізбектің өзі де айқын көрінеді. Жар тәрізді шоғырларда оларға дейінгі қашықтықты анықтауға мүмкіндік беретін айнымалы жұлдыздар, әсіресе RR Лира типіндегі жұлдыздар жиі байқалады.

58. Тұтылатын айнымалы жүлдыздар. Тұтылған айнымалылар деп телескоппен ажыратылмайтын тығыз жұлдыздар жұбын айтады. Бұл жағдайда жарықтылығы жоғары жұлдыз – бас жұлдыз, ал төменгі – серік жұлдыз болып табылады. Бұл жұлдыздарға, мысалы Алголь және Лираның β-сы жатады. Бас жұлдыздың серік жұлдызбен үнемі тұтылуы нәтижесінде жұлдыздардың тұтылған айнымалыларының шамасы периодты түрде өзгеріп отырады. Жұлдыздардың сәулелену ағынының уақыт бойынша өзгеруі жылтырлық қисығы деп аталады. Жұлдыздың ең аз көрінетін жұлдыздық шамасы кезіндегі уақыт мезеті – максимум кезеңі, ал қарсы жағдайдағысы – минимум кезеңі деп аталады.

Тұтылған айнымалы жұлдыздың жылтырлық қисығының сипаты бойынша қос жұлдыздың біреуінің екіншісіне қатысты орбита элементтерін анықтауға болады. Жылтырлақ қисығын мұқият зерттеу нәтижесінде тұтылған айнымалы жұлдыздар туралы келесі мәліметтер алынады:

1. Тұтылу сипаты көлбеулік бұрышы мен жұлдыздың өлшемдері көмегімен анықталады: i = 90^º болғанда тұтылу орталық болады.

2. Минимумдардың ұзақтығының негізінде компоненттердің R₁ және R₂ радиустарын табуға болады

3. Егер тұтылу толық болса, онда минимумдар тереңдігенің қатынасы арқылы жарықтылықтар қатынасын анықтауға болады, ал егер радиустары белгілі болса онда температуралардың қатынасын анықтай аламыз.

4. Жылтырлық қисығының көлбеулік сипатынан жұлдыздар сәулеленулерінің өзара шағылуларын сипаттауға болады.

5. Жылтырлық қисығының минимумдарын мұқият зерттеу нәтижесінде жұлдыз дискінің шетіне қарай қараңғылау заңын бағалауға болады.

Сонымен, жылтырлық қисығының нәтижесінде келесі шамаларды анықтауға болады екен: i - орбита жазықтығының көлбеулік бұрышы, Р – айналу периоды, Т – бас минимум кезеңі, е – орбита эксцентриситеті, w - периастр бойлығы, R₁,R₂ - компоненттердің радиустары, L₁/L₂ - жарықтылықтар қатынасы.

59. Шашыраған жұлдыздық шоғырлардың Герцшпрунг-Рассел диаграммасы. Шашыраған шоғырлар өздеріне 20 шақтыдан 1000 дейін, кейде 10 000 дейін жұлдызды қамтиды, олардың дұрыс пішіні жоқ болады. Салыстырмалы түрде тығыз ядродан және одан көрі сиретілген тәжден тұрады, жұлдыздар концентрациясы £1 пк^-3 болады, ядро радиусы ~3 пк, тәж радиусы одан 2-10есе көп болады, массалары әдетте ~10⁶ М_Күн құрайды. Шашыраған шоғырлар Галактика жазықтығына айтарлықтай қоюланған болады – олар көбісінің Галактика жазықтығынан қашықтығы 100-300 пк аспайды. Галактика центрі бойымен айналу орбиталарының эксцентриситеті аз болады. Ауыр элементтерінің мөлшері тек 5 есе айырылуы мүмкін және орта есеппен алғанда Күндегідей болады. Жасы бірнеше миллион жылдан 5-10 млрд жылға дейінгі аралықта жатады.

Аспандағы кездейсоқ қосылған жұлдыздардан шоғыр жұлдыздарын бөліп алу үшін спектр-жарықтылық диаграммасын тұрғызу керек. Шоғыр үшін әдетте спектрлік класс орнына шоғыр жұлдыздары үшін абсолюттіктен бірдей айрмашылық жасайтын көрінерлік жұлдыздық шамаларын өс бойынша орналастырамыз. Шашыранды шоғырларға арналған Герцшпрунг—Рассел диаграммасында бас тізбек жақсы көрсетілген. Ал көптеген жағдайларда алыптар тізбегі болмайды немесе әлсіз көрінеді (сур. 221). Себебі шоғырдың барлық дерлік жұлдыздары бірдей ара—қашықтықта орналасады, оның көрінерлік жұлдыздық шамасы әдеттегіден вертикаль осі бойымен және горизонталь ос бойымен қашықтық модулі шамасына жарықтың жұлдызаралық жұтылуы салдарынан жылжыған болады. Әрине диаграммада өз орнына түспеген жұлдыздар жұлдыздық шоғырға жатпауы мүмкін. Жқлдыздың шоғырға жату жатпауын олардың шамамен бірдей болуы міндетті меншікті қозғалысы мен жарық ағынын зерттеу арқылы анықтауға болады. Шоғырға жататын жұлдызды анықтап оның бас тізбектегі дұрыс орны арқылы қашықтық модулін табамыз, одан жұлдыздық шоғырға дейінгі қашықтықты табуға болады. Жұлдыздық шоғырға дейінгі қашықтықты сызықтық өлшемдер арқылы анықтау оңай, ол көптеген шашыранды шоғырларда орта мәні 2 ден 20 пс ға дейін.

60. Қос жұлдыздар. Аспанда екі немесе бірнеше біріне-бірі жақын орналасқан жұлдыздардың кейбіреулері шын мәнінде бір-бірінен өте алыста орналасады, физикалық сипаттамалары да түрліше болады. Олар тек аспан сферасындағы жақын нүктелерге проекцияланады, сол себепті оларды оптикалық қос жұлдыздар деп атайды. Бұлардан өзгеше, физикалық қос жұлдыздар деп атайтын жүйелер бар, олар ортақ динамикалық жүйе құрып тартылыс күші нәтижесінде ортақ масса центрі бойымен айналады. Кейде үш немесе оданда көп жұлдыздардың бірігуі де бақыланады. Егер қос жұлдыздардың компонеттері өзара алыс орналасса, яғни олар бөлектеніп көрінсе, онда ондай жұлдыздарды визуалды қос жұлдыздар деп атайды. Кейбір тығыз орналасқан жұлдыздардың компоненттері жекелей көрінбейді, олар тек фото түрде ғана ажыратылады (тұтылған айнымалы жұлдыздар) және спектрлері арқылы ғана ажыратылады (спектірлі қос жұлдыздар). Қос жүйелердің жалпы сипаттамалары: Қос жұлдыздар табиғатта жиі кездеседі сондықтан ол зерттеу жұлдыздардың өзінің ғана емес жалпы жұлдыздар пайда болуы мен эволюциясының космогониялық проблемаларын шешуде де маңызды. Зерттеліп отырған жүйе оптикалық қос жұлдыз емес нағыз физикалық екендігіне көз жеткізу үшін ұзақ уақыт бақылаулар жүргізу керек. Жұлдыздардың физикалық жүйе екендігі олардың өздерінің қозғалысынан анғаруға болады. Қазіргі кезде онмыңдаған тығыз визуалды қос жұлдыздардың бар екендігі белгілі. Қос жұлдыздар компоненттерінің қозғалысы Кеплер заңына сәйкес жүреді, яғни екі компанентте кеңістікте ортақ масса центіріне қатысты эллипстік орбиталар сызады. Серік-жұлдыздың бас жұлдызға қатысты салыстырмалы қозғалыс орбитасының үлкен жарты осі екі жұлдыздың ортақ масса центріне қатысты қозғалыс орбиталарының үлкен жарты осьтерінің қосындысына тең. Екінші жағынан,бұл екі эллипстің үлкен жарты осьтерінің шамасы жұлдыздар массасына кері пропорционал. Егер бақылау нәтижесінде салыстырмалы қозғалыс орбитасы белгілі болса, онда белгілі өрнектерді пайдаланып қос жұлдыздар компоненттерінің энергиясын анықтауға болады. Егер олардың орбиталарының жарты осьтерінің қатынасы белгілі болса, онда массалар қатынасын да табуға болады, яғни әр бар жұлдыздың массасын жеке – жеке анықтауға болады.Қос жұлдызды зерттеудің маңыздылығының бірі осы,,яғни негізгі шамалардың бірі – жұлдыз массасын анықтау,ал масса арқылы жұлдыздың ішкі құрылысын және оның атмосферасын зерттеуге болады. Ал, маңызды шамалардың бірі – массаны дара жұлдыздар үшін анықтау өте қиын. Кейбір жағдайларда Кеплер заңы көмегімен қосжүйелердің компоненттерінің массаларын анықтауға болады. Сондықтан аздаған жұлдыздар тобы үшін массаны болометрлік масса мен болометрлік жарықтылық арасындағы байланыссыз табуға болады, ол суретте келтірілген. Бұл суреттегі түзу тәуелділігін көрсетеді, ол бас тізбектегі көптеген қосжүйелердің компоненттері үшін орындалады.

Сурет 3.14 Абсолют жұлдыздық шама – Температура диаграммасы

Дата добавления: 2014-11-18