Негізіндегі эволюциясы, гелий мен одан ауыр элементтер жануы 1 страница

Бас тізбектегі жұлдыздардың құрылымы t бойынша қалай өзгереді?

Жұлдыздың ортақ қабаттарындағы сутегінің жануына байланысты

энергияның бӛлінуі перифериялық қабаттарға ығысады. Нәтижеде энергия

бӛлінетін жұқа қабат пайда болады, бұл қабатта сутегілік реакция жүреді.

Бұл қабат жұлдызды екі бӛлікке бӛледі: ішкі – мұнда сутегісі жоқ «гелийлік»

ядро, (ядролық реакция жоқ) және сыртқы –мұнда сутегі бар, бірақ

температура мен қысым реакция жүруіне жеткіліксіз. Қызыл алыптардың

құрылымы біртексіз болып келеді. Алғашқыда, энергия шығаратын

қабаттағы қысым ядродағыдан кӛп, сондықтан ол сығыла бастайды, гравитациялық энергияны бӛліп қыза бастайды. Бұл қысым газ

тозғындалғанша жүреді.

35.Физикалық айнымалы жұлдыздар классификациясы. Физикалық айнымалы жұлдыздар деп физикалық процестер нәтижесінде

жарықтылықтары аз уақыт аралығында ӛзгертіп отыратын жұлдыздарды

айтады. Айнымалылығының сипатына қарай жұлдыздар пульсациялайтын

және эруптивті айнымалылар, жаңа және аса жаңа (эруптивтінің дербес

жағдайлары) болып бӛлінеді. Барлық айнымалы жұлдыздар арнайы

әріптермен белгіленеді.(R,S,T,….,Z, ZZ, RR,…., RZ,ST,….,AA және бұған

шоқжұлдыздардың аттары қосылып жазылады, мысалы: RR Lyz,...).

Пульсациялайтын айнымалылар

Цефеидтер. Цефеидтер деп ерекше жылтырлық қисықтары бар

физикалық айнымалы жұлдыздар аталады. Кӛрінетін жұлдыздық шама уақыт

бойынша бірсыдырғы және периодты түрде ӛзгереді және жұлдыз

жарықтылығы бірнеше есе ӛзгеруіне сәйкес келеді.Жұлдыздардың бұл класс

осы топтағылардың ӛкілі δ Цефей жұлдызының атымен аталған.Цефемдтер Ғ

және G класындағы алыптар және аса алыптарға жатады. Бұл жағдай оларды

алыс қашықтықтардан бақылауға мүмкіндік береді. Период- цефеидтер ең

негізі сипаттамаларының бірі. Осы типтегі әрбір жұлдыз үшін ол ӛте үлкен

дәлдікпен тұрақты болып қалады, бірақ әрине әрбір цефеид үшін периодтар

әртүрлі болып келеді. (бір тәуліктен бірнеше ондаған тәуліктерге дейін)

Эруптивті айнымалылар, пульсарлар және нейтронды жұлдыздар Жарықтылығы тӛмен жұлдыздар қатарында(ертегілер) әртүрлі типті

айнымалылар кездеседі, олардың жалпы саны пульсациялайтын алыптарға

қарағанда 10 еседей аз. Олардың бәрі ӛздерінің айнымалықтарын қайталап

отыратын жарық етумен білдіреді, олар әртүрлі зат босап шығумен, яғни

эруициялармен түсіндіріледі. Бұл топқа кіретін жұлдыздар: эволюцияның бас кезіндегі жұлдыздар, Вольф-Райе(WR), жаңа, аса жаңа жұлдыздар және пульсарлар.

36. Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері

Ақ ергежейлілер. Жоғарғы қозған қызыл алыптардың құрылымының

маңыздылығы онын қойнауында изотермиялық обектінің құрылуы болып

табылады. Г – Р диаграммада бұл обьект тӛменгі сол жақ бұрышта орналасуы

тиіс,себебі ӛлшемдерінің аздығынан температураның жоғарғы мәнінің ӛзінде

де онын жарықтылығы аз болады. Жоғарғы суретте бұл ақ ергежейлілер

аймағына сәйкес келетінін кӛреміз. Сондықтан, ақ ергежейлер аса тығыз

тығындалған жұлдыздар болып табылады, оның себебі термоядролық

энергияның сутегілік кӛздері таусылған. Ақ ергежейлердің центріндегі

тығыздық 1текше см-де жүздеген тоннаға тең болуы мүмкін. Ақырын суи

отырып, олар тозғындалған газдың жылулық энергиясын сәулелей бастайды.

Ақ ергежейлердің массасы ӛскен сайын оның қойнауындағы газ қысымы

гравитациялық күшке қарсы тӛтеп беретіндей жағдайғй жетеді. Сондықтан

массасы үлкен ақ ергежейлер кӛбірек сығылады және олар үшін жұлдыз

радиусының оның массасынан тәуелділігі дәлірек орындалады.

37. Спектр-жарықтылық диаграммасы.

Бұл диаграмма маңызды 3 параметрді: радиус, жарықтылық және әсерлі (эффективті) температураны байланыстырады. Сонымен қатар, спектр (яғни, температура) және жарықтылық арасындағы тәуелділік (Герцшпрунг-Рэссел диаграммасы) бізге белгілі. Олай болса, (11.17) ӛрнекке кіретін барлық шамалар ӛзара тәуелді және жұлдыздардың әрбір тізбегі үшін спектр-жарықтылық диаграммасында спектрлік класс пен радиус арасында белгілі бір заңдылықты табуға болады. Ол үшін спектр-жарықтылық диаграммасының түрін аздап ӛзгерту керек болады. Визуалды абсолют жұлдыздық шама орнына абсолют болометрлік жұлдыздық шаманы, ал спектрлік класс орнына – сәйкес әсерлі температураны егіземіз. Бұл жағдайда «ескі» диаграмманың жалпы сипаты негізінен сақталады. Соңғы сызылған диаграммада радиустары бірдей жұлдыздардың орны түзу сызықпен кӛрсетіледі, себебі Lg L және Lg Т_эфф арасындағы тәуелділік – сызықты. Суретте тұрақты радиустарының сызықтары келтірілсе, бұл сызықтар бізге жұлдыздардың ӛлшемдерін олардың жарықтылығы (абсолют жұлдыздық шама) және спектрі (әсерлі температура) бойынша табуға болады. Суреттен жұлдыздардың радиустары ӛте үлкен аралықтарда ӛзгеретінін кӛреміз, яғни жүздеген (мыңдаған) R¤ - тан (алыптар және аса-алыптар) (10² - 10³)R_¤ -қа (ақ ергежейлілер) дейін. Олай болса, жұлдыздық атмосфералардың температураларының (ерекшеліктері) айырмашылықтарды 10 есеге дейін ғана болса, ал диаметрлеріндегі ӛзгешелік 10⁶ дейін жетеді.

38.Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері Нейтронды жұлдыздар. Массаның қандайда бір мәнінен кейін

тозғындалған газдың қысымы гравитация күшін теңгере алмайды. Мұндай

жұлдыз шексіз сызыла береді (коллапс). Егер масса 2-3т асып түссе, онда

жұлдыз коллопсқа ұшырайды. Егерде жұлдыз нейтрондыға айналмаса, бұл

құбылыс т > 1,2 m жағдайында болар еді. Себебі гравитация күштеріне

тозғындалған нейтронды «газдың» қысымы қарсы тұрады. Бірақ бұған дейін

жұлдызда ядролық жарылыс болады, нәтижесінде бүкіл ядролық энергиямен

зат нейтрондарға айналады да жаңа обьект нейтронды жұлдыз пайда болады.

Бұл жұлдыздардың беті болады. Себебі оның сыртқы қаббатары қатты

болады және темір мен гелийдің ауыр элементтерінен құралады. Кәдімгі

жұлдыз нейтронға дейін сығылғанда оның магнит ӛрісінің кернеулігі 10

элементтерге дейін ӛседі. Бұл кернеулік атомдар пішіндегіден 1000-даған есе

кӛп. Нәтижесі нейтронды жұлдыздың қатты қабатының шекарасында

атомдық құрылым ӛзгереді. 10 К температурадада нейтронды жұлдыздың

бетінде атомдар бейтараптығын (нейтралдығын) жоғалтпайды (кәдімгі

жағдайда мұндай температурада газ әлде қашан иондалар еді).

39. Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері. Қара құрдымдар. Күн массасының бірнеше есе массада тозғындалған

нейтрондардың қысымы гравитациялық күштерге тӛтеп бере алмайды және

жұлдыздың қайтымсыз сығылуына еш нәрсе бӛгет бола алмайды (коллапс).

Коллапстанушы жұлдыздың радиусы қандайда бір кризистік Rд-қа жақындағанда ерекше жағдай орындалады, Rд былайындада: Rд=2c*m/r6

мұндағы сыртқы жарық жылдамдығы обьектінің R-сы жоғарығыдай болады

(Шварцшильдтің гравитариялық R-сы деп аталады), параболалық V жарық

V-мен теңеседі. Бұл R-сы гравитариялық R-тан аз жұлдыздан жарық

сәулелері шыға алмайдыдеген сӛз. Мұндай обьект физика заңдарына сәйкес

ӛмір сүру керек деп есептегенімен, ол байқалмайды. Бұл теориялық түрде

жорамалданған жарықты жұтушы және ӛзіне басқа массаларды тартып

алатын, сәуле шығармайтын обьектілер қара құрылымдар деп атайды.

Шварцшильд R-мен шектелген сфера ішінде заттың центрге құлау вектор

жылдамдығымен тығыздығы шексіз ӛсіп классикалық физика

орындалмайды, мұнда тек жалпы салыстырмалық теория немесе

реативациялық физика заңдары жұмыс істейді. Сондықтан нейтрон

жұлдыздарымен қатар қара құрдымдарды релятивистік обьект деп атайды.

40. Қос жұлдыздар

Аспанда екі немесе бірнеше біріне-бірі жақын орналасқан жұлдыздар

жиі кездеседі олардың кейбіреулері шын мәнінде бір-бірінен ӛте алыста

орналасады және олардың физикалық сипаттамалары да түрліше болады.

Олар тек аспан сферасындағы жақын нүктелерге проекцияланады, сол

себепті оларды оптикалық қос жұлдыздар деп атайды. Бұлардан ӛзгеше,

физикалық қос жұлдыздар деп атайтын жүйелер бар, олар ортақ

динамикалық жүйе құрып тартылыс күйі нәтижесінде ортақ масса центр

бойында арналады. Кейде үш немесе оданда кӛп жұлдыздардың бірігуіде

бақыланады. Егер қос жұлдыздардың компонеттердің ӛзара алыс орналасады,

яғни олар бӛлектеніп кӛрінсе онда ондай жұлдыздарды визуалды

жұлдыздар деп атайды. Кейбір тығыз орналасқан жұлдыздардың

компонентері жекелей кӛрінбейді, олар тек фото түрде ғана ажыратылады

(тұтылған айнымалы жұлдыздар) және түрде ажыратылады (спектірлі қос

жұлдыздар). Қос жұлдыздар табиғатта жиі кездеседі сондықтан ол зерттеу

жұлдыздардың ӛзінің ғана емес жалпы жұлдыздар пайда болуы мен

эволюциясының космогониялық проблемаларын шешуде де маңызды.

Зерттеліп отырған жүйе оптикалық қос жұлдыз емес нағыз физикалық

екендігіне кӛз жеткізу үшін ұзақ уақыт бақылаулар жүргізу керек.

Жұлдыздардың физикалық жүйе екендігі олардың ӛздерінің қозғалысынан

анғаруға болады. Қазіргі кезде онмыңдаған тығыз визуалды қос

жұлдыздардың бар екендігі белгілі.

Қос жұлдыздар компаненттерінің қозғалысы Кеплер заңына сәйкес

жүреді,яғни екі компанентте кеңістікте ортақ масса центіріне қатысты

эллипстік орбиталар сызады.Егер бас жұлдыз қозғалмайды десек онда серік –

жұлдыздың эксцентри/ситеті де кеплер заңына сәйкес алынады.Серігетін бас

жұлдызды айнала саолыстырмалы қозғалысы орбитасының үлкен жарты осі

екі жұлдыздың масса центіріне қатысты қозғалысы орбиталарының үлкен

жұлдыздар остерінің энергиясына тең.Екінші жағынан,бұл екі эллипстің

осьтерінің шамасы жұлдыздар массасына кері.егер

бақылаудан салыстырмалы қозғалыс орбитасы белгілі болса онда белгілі

ӛрнектірді пайдаланып қос жұлдыздар компаненттердің массаларының

энергиясын анықтауға болады.Егер олардың орбиталарын жарты осьтерінің

қатынасы белгілі болса,онда массалар қатынасында 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.

41. Әлемнің химиялық құрамының эволюциясы

Шартәрізді шоғырлардағы ең кәрі жұлдыздардың химиялық құрамы біздің әлемге 13—15 млрд жыл болғанын көрсетті.

Аспан денелері мен олардың жүйелерінің (мәселен галактикалар) эволюциялық өзгерісіне тұрақсыз құбылыстар және жарылыс процестері (жұлдыздың тұтануы, асқын жаңа жұлдыздардың жарылуы т.б.) негізгі себепші болған.

Бұдан 15 млрд жылдай бұрын алапат жарылыс біздің әлемді жасады. Кеңістікті, уақытты, барлық материяны және бізді қоршаған энергияны тудырған "Үлкен жарылыс" деп аталған табиғат өзгерісінен кейін барлық әлем пайда бо лды деп айту ақылға қонымсыз сияқты.

Әлем ерекше тез кеңею сатысын басынан өткізді. Кеңістік орасан зор мөлшерде энергия бөліп шығара отырып өзінен өзі кеңейе берді. Осы сәтте Әлем пайда болды. Ол кеңейген сәтте салқындай бастады. Алғашында Әлем белгісіз көлем мен концентрациядағы элементтерден тұрды. Осы күйде заттар өте жоғары температураға дейін қызған және кеңеюдің бірінші секундында сәуле шығарумен жылулық тепе-тендікте болды. Үлкен жарылыс кезінде жанып тұрған отты шар жан-жаққа лақтырылып, барлық бағытта шашырап кеткен. Отты энергияның жарылысы болып ол кейін салқындай келе материяға айналды. Әлем 300 мың жыл бойы өзара әрекеттесетін және барлық Әлемді біркелкі толтыратын электрондардан, протондардан, нейтрондардан және сәуле шығарудан тұрды. Әрі қарай Әлемнің кеңею процесінде заттардың тығыздығы және сәуле шығаруы, температуралары төмендеді. Температура 4000 К жеткенде соуле шығару заттармен әрекеттесуін тоқтатты. Сөйтіп, олардың әрқайсысының эволюциясы өз бетінше жүрді. Әлемнің кеңеюінің басталғанына шамамен миллион жыл өткеннен соң тұрақты атомдардың қалыптасу уақыты келді.

Жарылыстан кейінгі көптеген миллион жылдар бойы сол жарылыстың энергиясынан пайда болған жарықтан әлем жарқырап тұрды. Әлемнің пайда болуының жарылыстың сипатын дәлелдейтін деректерді ғалымдар осы уақытта да тауып жатыр. Олар:

• ғарышта Әлемнің пайда болу кезінен кездесетін қалдықты сәуле шығару аясы;

• кеңіген Әлемнің қозғалысын көрсететін галактика спектріндегі қызыл ығысу;

• ғарыш кеңістігінде гелий мөлшерінің көп болуы (Үлкен жарылыс теориясы болжап айтқандай, сутегінің 12 атомына гелийдің бір атомы сәйкес келеді. Гелийдің мұндай мөлшерін жұлдыздардың сутегін "қайта жасау" нәтижесінде өндіру мүмкін емес. Әлемнің кеңеюі басталғаннан кейінгі оныншы секундта гелий синтезделе алды, ол кезде заттың температурасы жүздеген миллион градус болған).

Үлкен жарылыстан кейін Әлем кеңейіп, салқындай бастады. Элементар бөлшектер протондар мен нейтрондарға бірігіл, ал олар өз кезегінде электрондарды қармап алып атомдар пайда болды. Атомдар әрі қарай бірігіп химиялық элементтердің кірпіштеріне айналды. Жүздеген миллион жыл бойы гравитация күштері материяны орасан зор қоймалжыңға жинап, ғарыштыңархитектурасын даярлады.

Жүздеген миллион жылдар өткеннен кейін сутегінің зор бұлттары қазір бақылап отырған галактикаға жинақталды.

Ал осы галактиканың ішіндегі аз гравитациялық өрістер сутегілерді ыстық жұлдыздарға жинады. Олардың температуралары жұлдыздың қойнауында сутегіні әлде қайда ауыр элементке айналдыратын термоядролық реакциялардың басталуына жеткілікті болды.

Шамамен 10 млрд жыл өткеннен кейін біздің галактика пайда болды. Мұнда жұлдыздар пайда болып және сөніп жатты. Жұлдыздар өздерінің ядролық отының жағып біткенше жарқырап түрды. Алып жұлдыздар өздерінің өмір сүруінің соңғы сатысында жарылады. Осы жарылатын жұлдыздар немесе аса жаңа жұлдыздар өмірдің көзі болып табылатын элементтерді, атап айтқанда, біз дем алатын оттегіні, бұлтттық етке қажетті көміртегіні, қанның құрамындағы темірді ғарыш кеңістігіне жіберді. Жарылыстан кейін газ бен тозаңнан тұратын бұлт пайда болғанда бұл элементтер гравитациялық күштің әрекетінен жиналды да, жаңа жұлдыз, яғни Күн пайда болды. Олардың жанында планеталар түзіле бастады. Бұл шамамен 4,5 млрд жыл бұрыңғы оқиға.

Жұлдыздар пайда болып жарылып жатты, жұлдыздар шоғырланып галактика құрды, жұлдыздар планеталардың түзілуіне ьқпал етті. Сондай планеталардың бірінде тіршілік иелері эволюцияны бастарынан өткізді, енді олардың ішіндегі санасы ең жоғары тұрғындары өмірдің қалай пайда болғанын түсінуге ұмтылуда.

Біздің галактика мен басқалары бірігіп көлденең өлшемі жүздеген миллион жарық жылын құрайтын галактикалардың шоғыры мен галактикалардың аса үлкен шоғырларына жинақталды. Олар барлық Метагалактика кеңістігі арқылы тізбектеліп байланысқан тәрізді. Оның көлемін кәуекті губкамен, ал проекциясын балық аулайтын тормен салыстыруға болады. Біртекті және изотропты болып табылатын үлкен масштабта пайда болған Метагалактиканың құрылымы осындай. Бұл А. Фридман теориясының дұрыс екеніне тағы бір дәлел. Қазіргі көзқарас бойынша Метагалактиканың өз алдына даму процесі шексіз, ал дүниенід ғылыми көрінісі осы негізде құрылады. Ғалымдар дүниенің қазіргі күйі жөніндегі мәліметтерге, физиканыңіргелі заңдары мен Жерде және Әлемде ашылған жаңалықтарға сүйеніп, өткен уақыттағы құбылыстарды ойша қайта құрып, Метагалактиканың болашағын анықтауға тырысады. Ғарыш материясы эволюциясының өзіндік ерекшеліктері бар. Мысалы, химиялық элементтердің пайда болу процестері жұлдыздар эволюциясының "өрлеу" дәуірінде (қарапайымнан күрделіге көшу) және "өшу" дәуірі тармақтарында да іске асатыны белгілі. Аспан денелерінің даму бағытын дәл анықтау әзірге қиын. Жұлдыздардың сирек газдардан пайда болатыны жөніндегі түсінікпен қатар академик В. Амбарцумянның жұлдыздар өте тығыз заттардан пайда болған деген теориясы да бар екені белгілі. Ұзақ жүретін эволюциялық процестермен қатар ғарыш денелерінің тез сапалы өзгерістерге ұшырайтыны да белгілі болып отыр.

42. Алголь парадоксы. Жаңа жұлдыздар

Алголь А және Алголь В деген екі компонент тығыз қос жүйені құрайды. Олардың арақышықтығы 0,062а.б. айналу периоды2,86731 тәулікті құрайды. Айналу кезінде екі компонента бір біріне кезекпен тұтылып, айнымалы эффект береді. 3ші жұлдыз Алголь С алғашқы екі жұлдыздың масса центрінен 2,69а.б қашықтықта, 681 кун периодпен айналып жүреді. Жүйенің барлық массасы 5,8 кун массасын құрайды.компоненттерінін масса қатынасы шамамен 4,5:1:2. Жұлдыздардың айнымалылығын 1669ж италия ғалымы Джеминиано Монтанари ашты. 1782 жылы ДЖон Гудрайк Алгольдың тұтылмалы айнымалы жұлдыз екенін ашты.

Массасы аз Алголь В жұлдызы өте улкен және эволюцияланып болған субгигант, Ал Алголь А бас тізбек жұлдызы болып табылады. Біз білетіндей массасы жоғары жұлдыздардың эволюциясы жылдамырақ болады. Осы қарсылықты Алголь парадоксы деп атайды.

Жаңа жұлдыздар

“Жаңа” термині жұлдыздар жаңадан пайда болды дегенді білдірмейді, ол-кейбір жұлдыздардың айнымалылық кезеңдерін сипаттайды. Жаңа жұлдыздар деп ең болмағанда бір рет жарықтылығы 7-8 жұлдыздық шамаға дейін кенеттен ұлғайып кеткен жұлдыздарды айтады. Әдетте жарқ ету кезінде кӛрінетін жұлдыздық шама 10m -13m дейін кемиді, ал бұл жарықтылық 10-100 мыңдаған есе өсуіне әкеледі. Жарқ етуден кейін жаңа жұлдыздар ӛте ыстық ергежейлілерге айналады. Жарқ етудің max фазасында олар А-Ғ кластарындағы аса алыптарға ұқсас болып келеді. Егер жаңа жұлдыздардың жарқ етуі екі рет бақыланса, мұндай жаңа жұлдыздарды қайталанбалы деп атайды. Бұл жұлдыздардың жарықтылығы кәдімгі жаңа жұлдыздарға қарағанда бірнеше есе аз. Қазіргі кезде 300-ге жуық жаңа жұлдыздар белгілі, олардың 150- дейін біздің Галактикада және 100-ге жуығы Андромеда тұмандығында.

43. қосарланған жұлдыздар

Қос жұлдыз – кеңістікте бір-біріне жақын орналасқан және құраушылары өзара тартылыс күштерімен байланысқан физикалық жүйе құрайтын екі жұлдыз. Оның құраушылары ортақ масса центрі маңайынан эллипс бойынша айналып, Галактика кеңістігінде бірге қозғалады. Бірнеше құраушылардан тұратын қос жұлдыздар еселі жұлдыздардың дербес тұрған түрі болып саналады. Ашылу методикасы бойынша қос жұлдыз: көрінерлік (визуальды) қос жұлдыздар (олардың құраушыларын телескоптың көмегімен визуальды бақылауға немесе суретке түсіруге болады);

спектрлі қос жұлдыздар (қосарлану периоды ығысуы бойынша немесе олардың спектрлік сызықтарының жіктелуі кезінде байқалады); фотометриялық қос жұлдыз(беттік құраушылар арасында температура айырмашылығы болғанда, көп түсті дәл электрфотометрия тәсілі оның жеке жұлдыздардан өзгешеліктерін көрсетеді) болып ажыратылады. Физикалық жүйе құрайтын қос жұлдыздар тобы физикалық қос жұлдыздар деп аталады. Физикалық жүйе құра алмайтын жұлдыздар оптикалық қос жұлдыздар деп аталады. Жұлдыздардың массасын бағалайтын тәсілдер қос жұлдыздардың массасын анықтауға негізделген. 17 ғасырдың орта кезінде Г.Галилей бірнеше қос жұлдызды ашты. 18 ғасырдың ортасына дейін не бары 20 шақты қос жұлдыз ашылса, 20 ғасырдың ортасына дейін шамамен 60000 көрінерлік қос жұлдыз белгілі болды.

44. Бас тізбектіктегі жұлдыздар эволюциясы

а) Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары

Бұл массасы Күн массасынан үлкен жұлдыздар. Олардағы температура мен қысым кейінгі спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бӛлінуі кӛміртегі циклы арқылы жылдам жүреді. Бұдан бас тізбекте орныққан ыстық жұлдыздар жас жұлдыздар екенін білеміз. Энергияның бӛлінуі ӛте 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 (Күндегідей).

ә) Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздар

Бұл жұлдыздар Күнге ұқсас. Протон-протондық реакция нәтижесінде бөлінетін энергияның қуаты температурадан тәуелді. Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздарда сыртқы конвективтік қабаттар пайда болады. Жұлдыз суық болған сайын аралау тереңдігі жоғары болады. Егер Күннің 2%-ке жуығы ғана конвекция қабаттары болса, ал массасы 0,6 Күн массасына тең ергежейлілерде аралауда бүкіл массаның 10%-ы қатысады.

Дата добавления: 2014-11-18