Негізіндегі эволюциясы, гелий мен одан ауыр элементтер жануы 2 страница

б) Субергежейлілерде ауыр элементтер аз. Субергежейлілер – кәрі жұлдыздар, олар Галактика дамуының ертеректегі кезеңдерінде пайда болды. Ауыр элементтердің аз болуы себептен субергежейлердің заты бас тізбектегі жұлдыздармен салыстырғанда мөлдір болып табылады, ондағы сәулелік энергия тасымалдануы жеңіл болады. Жұлдыздардың бас тізбектіктен кейінгі ядролық реакциялар негізіндегі эволюциясы, гелий мен одан ауыр элементтер жануы.

Бас тізбектегі жұлдыздардың құрылымы t бойынша қалай өзгереді? Жұлдыздың ортақ қабаттарындағы сутегінің жануына байланысты энергияның бӛлінуі перифериялық қабаттарға ығысады. Нәтижеде энергия бөлінетін 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 бөліп қыза бастайды. Бұл қысым газ тозғындалғанша жүреді.

45. Айнымалы жұлдыз.

Айнымалы жұлдыз – айналасындағы физикалық процесстердің әсерінен уақыт өтуімен жарқырауы өзгеретін жұлдыз. Дәлірек айтқанда, кез келген жұлдыздың жарқырауы уақыт өтуімен қандай да болмаса дәрежеде өзгереді.

Айнымалы жұлдыз дегеніміз жарқырауының өзгерісі бақылау құрылғысының көмегімен қол жеткен деңгейде сенімді анықталған жұлдыз. Жұлдыздың жарқырауы бір рет болса да өзгеріске ұшыраса оны айнымалы жұлдызға жатқызуға болады. Айнымалы жұлдыздардың бір-бірінен айырмашылығы өте зор. Кейбірінде жарқырауы периодты түрде өзгерсе, басқаларында жарқырауының ретсіз өзгерісі бақыланады. Периоды, жарқырау өзгерісінің амплитудасы, жарқырау және сәулелік жылдамдыктар қисықтарының түрі негізгі бақылау сипаттамалары болып табылады.

Жұлдыздардың жарқырауының өзгеріс себептері: радиал және радиал емес пульсациялар, хромосфералық активтілік, тығыз екілік жүйеде жұлдыздардың периодты тұтылулары, екілік жүйеде бір жұлдыздан екіншісіне заттың өтуімен байланысты құбылыстар.

Айнымалы жұлдыздарды зерттеу тарихында олардың классификациясын бөлуге бірнеше рет талпыныс жасалған. Бақылау материалдарының аз санына негізделген бірінші классификация жұлдыздарды сыртқы ұқсас морфологиялық белгілеріне байланысты топтастырған. Мысалы, жарқырау қисығы, амплитуда және жарқырауының өзгеру қисығы, т.б. Нәтижесінде, белгілі болған айнымалы жұлдыздар санының өсуімен ұқсас морфологиялық белгілері бар топтар саны да өсті. Кейбір үлкен топтары кіші қатарларға жіктелді. Сонымен қатар, теориялық әдістердің жетілуімен классификацияға бөлу тек сыртқы, бақылау белгілеріне ғана емес, айнымалы түрінің бірін анықтап беретін физикалық процесстер бойынша да мүмкін болды.

Айнымалы жұлдыздардың маңызды сипаттамаларының бірі болып жұлдыздық шама табылады. Бұрын жұлдызға дейінгі қашықтық бірдей және жұлдыздың жарқырауы күшті болса, көлемі де үлкен саналған. Жарқырауы көбіректерін бірінші шама жұлдыздарына (1m, латынша magnitido - шама), ал көз мөлшерімен анықталуы мүмкін болатындарын – алтыншыға (6m) жатқызған. Қазір бізге жұлдыздық шама оның көлемін емес, жарқырауын, яғни жерде тудыратын жарқырау шамасын сипаттайтыны белгілі. Бірақ жұлдыздық шамалар шкаласы сақталған және орнықталған. 1m жұлдызының жарқырауы 6m жұлдызының жарқырауынан 100 есе үлкен. Жарқыраулары 1m жұлдыздарының жарқырауынан асатын жарқырауықтар нольдік және теріс жұлдыздық шамаларға ие. Шкала көзге көріне қоймайтын жұлдыздарға дейін де созылады. 7m, 8m жұлдыздары және т.б. да бар. Дәлірек бағалаулар үшін 2.3m, 7.1m бөлшек жұлдыздық шамалар қолданылады. Жұлдыздар бізден әр түрлі қашықтықта орналасатындықтан олардың бізге көрінетін жұлдыздық шамалары жарқырауы (сәуле шығару қуаты) жөнінде ештеңе айтпайды. Сондықтан «абсолют жұлдыздық шама» ұғымы қолданылады. Бірдей қашықтықта (10 пк) орналасқан болса ие болатын жұлдыздық шамалары абсолют жұлдыздық шамалар (M) деп аталады.

Жақын жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтау үшін параллакс (заттың бұрыштық жылжуының шамасы) әдісі қолданылады. Жұлдыздан оның бағытына перпендикуляр орналасқан жер орбитасының орташа радиусы көрінер бұрыш жылдық параллакс деп аталады. Бірақ жылдық параллакстарды тек жақындағы, бірнеше 100 парсектен алыс емес орналасқан жұлдыздар үшін анықтауға болады. Бірақ жұлдыздың спектр түрі мен абсолют жұлдыздық шамасының арасында статистикалық тәуелділік табылды. Сонымен, спектр түріне байланысты абсолют жұлдыздық шамасын бағалайды, содан кейін оларды көрінетін жұлдыздық шамалармен салыстыра жұлдызға дейінгі қашықтық пен параллакстарды есептейді. Бұлай анықталған параллакстар спектрлік параллакстар деп аталады.

Кейбір жұлдыздар біз үшін жарқыл, кейбірі күрең көрінеді. Бірақ бұл жұлдыздың сәуле шығаруының шынайы қуаты жөнінде ештеңе айтпайды, себебі олар әр түрлі қашықтықта орналасады. Сонымен көрінетін жұлдыздық шама қашықтықтан тәуелді болғандықтан өз кезегінде жұлдыздың сипаттамасы бола алмайды. Нағыз сипаттама болатын жарқырау шамасы, яғни бірлік уақытта жұлдыз шығаратын толық энергия болып табылады. Жұлдыздардың жарқырауы түрлі. Гигант-жұлдыздардың бірі – S Алтын Балықтың жарқырауы Күндікінен 500000 есе үлкен, ал карлик-жұлдыздардың жарқырауы сонша есе кіші. Егер абсолют жұлдыздық шама белгілі болса, кез келген жұлдыздың жарқырауын келесі формуламен есептеуге болады:

lg L = 0.4(M_a-M),

мұндағы L - жұлдыздың жарқырауы, M - оның абсолют жұлдыздық шамасы, M_a - Күннің абсолют жұлдыздық шамасы.

Тағы бір маңызды сипаттамасы – жұлдыздың массасы. Жарқырауы мен өлшемдерімен салыстырғанда жұлдыздың массаларының кіші шекарада айырмашылығы болады. Жұлдыздың массасын анықтауының негізгі әдісін қос жұлдыздарды зерттеу береді.

46. Жұлдыздар өлшемдерін анықтау әдістері

Жұлдыздар радиустарын анықтау мүмкін емес, (кейбір жағдайлардан басқа) себебі олар бізден өте алыс орналасқан және бұрыштық өлшемдері ірі телескоптардың ажырату қабілетінен аз. Егер жақын орналасқан жұлдыздң бұрыштық бұрыштық диаметрі d қандай да бір әдіс көмегімен табылған болса, оның сызықтық өзекшесі D мына өрнек арқылы анықталады:

(3.4.1)

Жұлдыздық өлшемді жанама әдіс арқылы табуға болады, егер оның болометрлік жарықтығы және әсерлі температураның анықтамасына сәйкес жұлдыздардың 1см² ауданы барлық бағыттар бойынша мынадай энергия ағынын шығарады:

(3.4.2)

Егер осы шаманы жұлдыз бетінің ауданына (4πR²)-қа көбейтсек, онда жұлдыз шығаратын толық энергия ағынын толық аламыз. Олай болса жұлдыздың жарықтылығы былайша анықталады:

(3.4.3)

Алынған өрнекті жарықтылығы мен радиусы белгілі болып табылатын Күнге пайдаланатын болсақ, онда Күннің әсерлі температурасын T _ деп белгілеп, келесі өрнекті аламыз:

(3.4.4)

Жоғарыдағы өрнектерді бір–біріне мүшелеп бөлсек, онда:

(3.4.5)

немесе логарифмдасақ:

(3.4.6)

Әдетте жұлдыздың радиусы мен жарықтылығын күн бірліктері арқылы өрнектейді және . Олай болса:

(3.4.7)

47. Жылу өткізгіштік

Жылу өткізгіштік — дененің температура айырмасы бар нүктелері арасында бір нүктеден екінші нүктеге жылу энергиясын жеткізу қасиеті^[1]; дененің температурасы жоғары жақтан температурасы төмен жағына қарай жылу өткізу қабілеті.

Жылуалмасу аумақ үстінен өтетін жылулық ағын, жылулық ағынның тығыздығы деп аталады

Фурье заңы бойынша жылулық ағынның тығыздығының векторы температура градиентіне gradT=T₀dT/dn

пропорционалды және жолдамамен қарама-қарсы болып келеді

,

λ – жылу өткізгіштік коэффициенті – заттың жылу өткізгіштігің сипаттайтың физикалық мөлшер, Вт/(мК). Заттың агрегаттық күйінен, оның атомдық және молекулярлық құрылысынаң, температурасы және қысымынаң, құрамынаң (қоспа немесе ерітінді) тәуелді;

n₀ – жеке вектор, изотермалық үстіне нормалды және температураның өсу жағына бағытталған;

dT/dn – нормалмен бағытталған температураның туындысы.

Температура градиенті – температура өсу жағына изотермалық үстіне нормалмен (нормал бойымен) бағытталған вектор. Және ол, нормал бағытындағы температураның туындысына тең болып келеді. Температура градиенті кеністіктің берілген нүктесінде ұзындық бірлігіне келетің температураның ең үлкен өзгерісін сипаттайды.

Фурье заңы бойынша жазықтық қабырғаның жылу өткізгіштігің φ есептеуге керек тендеулер шығарылады

және цилиндірлік қабырғаға

48. Сәулеленудің еркін электрондарда шашырауы

Сәулелену Атом сәуле шығара бастауы үшін, оған белгілі мөлшерде энергия берілуі керек • Сәуле шығару түрлері: – Жылулық сәуле шығару – Электролюминесценция – Катодолюминесценция – Хемилюминесценция – Фотолюминесценция Жарық шығаруға жұмсалған атом энергиясы сәуле шығарушы дене атомдарының жылулық қозғалысының энергиясы есебінен компенсацияланады Электролюминесценция атомдар жарық шығаруы үшін қажетті энергияны жылу көздері болып табылмайтын денелерден алады Катодолюминесценция қатты денелерді электрондармен атқылағанда жарық шығаруы Хемилюминесценция энергия бөліп шығару арқылы жүретін химиялық реакцияларда энергияның жарты бөлігі жарық энергиясына айналады. Фотолюминесценция түскен жарық әсерінен дененің жарық шығаруы

49. Физикалық айнымалы жұлдыздар

Физикалық айнымалы жұлдыздар деп физикалық процестер нәтижесінде жарықтылықтары аз уақыт аралығында өзгеріп отыратын жұлдыздарды айтады. Айнымалылығының сипатына қарай жұлдыздар пульсациялайтын және эруптивті айнымалылар, жаңа және аса жаңа (эруптивтінің дербес жағдайлары) болып бөлінеді. Барлық айнымалы жұлдыздар арнайы әріптермен белгіленеді (R,S,T,….,Z, ZZ, RR,…., RZ,ST,….,AA) және бұған қоса шоқжұлдыздардың аттары қосылып жазылады, мысалы: RR Lyz,...).

50. Бас тізбек жұлдызы ушін ML-MR қатынастары

(3.4.7)

Жоғарыда алынған өрнектер 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, (3.4.7) өрнекке кіретін барлық шамалар өзара 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 өзгерту керек болады. Визуалды абсолют жұлдыздық шама орнына абсолют болометрлік жұлдыздық шаманы, ал спектрлік класс орнына – сәйкес әсерлі температураны енгіземіз. Бұл жағдайда «ескі» диаграмманың жалпы сипаты негізінен сақталады. Соңғы сызылған диаграммада радиустары бірдей жұлдыздардың орны түзу сызықпен көрсетіледі, себебі Lg L және Lg Т_эфф арасындағы тәуелділік – сызықты. 3.14-суретте тұрақты радиустарының сызықтары келтірілсе, бұл сызықтар бізге жұлдыздардың өлшемдерін олардың жарықтылығы (абсолют жұлдыздық шама) және спектрі (әсерлі температура) бойынша табуға болады. 197-суреттен жұлдыздардың радиустары өте үлкен аралықтарда өзгеретінін көреміз, яғни жүздеген (мыңдаған) - ден (алыптар және аса-алыптар) (10² - 10³) -ге (ақ ергежейлілер) дейін. Олай болса, жұлдыздық атмосфералардың температураларының (ерекшеліктері) айырмашылықтарды 10 есеге дейін ғана болса, ал диаметрлеріндегі өзгешелік 10⁶ дәрежесіне дейін жетеді.

3.14–суретте аса алыптардың тізбегі түзу сызықпен келтірілген. Бұл осы жұлдыздар үшін болометрлік жарықтылық пен радиус арасындағы эмпирикалық тәуелділікті анықтауға мүмкіндік береді. Мысалы, бас тізбектегі көптеген жұлдыздар үшін келесі өрнек пайдаланылады:

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 3.15–суретте келтірілген. Бұл суреттегі түзу тәуелділігін көрсетеді, ол бас тізбектегі көптеген қосжүйелердің компоненттері үшін орындалады.

Сурет 3.14 Абсолют жұлдыздық шама –

Температура диаграммасы

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.

Сонымен, спектр-жарықтылық диаграммасын жұлдыздар күйінің диаграммасы деп қабылдауға болады.

51.Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеуі.

Жұлдыздар массалары-олардың ең басты сипаттамаларының бірі.Жұлдыздар массалары әр түрлі. Бірақ жарқырағыштықтары мен өлшемдеріне қарағанда жұлдыз массалары едәуір мөлшерде шектеулі:ең ауыр деген жұлдыздар әдетте Күн массасынан бар болғаны ондаған есе үлкен де,жұлдыздың ең кіші массасы 0,06 М.Жұлдыз массасын анықтаудың басты (негізгі) тәсілін қос жұлдыздарды зерттеу береді:сонымен қатар жарқырағыштық пен жұлдыз массасы аралығында тәуелділік бар екендігі айқындалды.

Жұлдыздар өлшемдерін анықтау әдістері Жұлдыздар радиустарын анықтау мүмкін емес, (кейбір жағдайлардан басқа) себебі олар бізден өте алыс орналасқан және бұрыштық өлшемдері ірі телескоптардың ажырату қабілетінен аз. Егер жақын орналасқан жұлдыздң бұрыштық бұрыштық диаметрі d қандай да бір әдіс көмегімен табылған болса, оның сызықтық өзекшесі D мына өрнек арқылы анықталады:

D=d``r/206265``

Жұлдыздық өлшемді жанама әдіс арқылы табуға болады, егер оның болометрлік жарықтығы және әсерлі температураның анықтамасына сәйкес жұлдыздардың 1см² ауданы барлық бағыттар бойынша мынадай энергия ағынын шығарады:

ᵋ=ᵟTeff

Егер осы шаманы жұлдыз бетінің ауданына (4πR²)-қа көбейтсек, онда жұлдыз шығаратын толық энергия ағынын толық аламыз. Олай болса жұлдыздың жарықтылығы былайша анықталады:

L=4PiR² ᵟTeff ⁴

Алынған өрнекті жарықтылығы мен радиусы белгілі болып табылатын Күнге пайдаланатын болсақ, онда Күннің әсерлі температурасын T _¤ деп белгілеп, келесі өрнекті аламыз:

L=4PiR² ᵟTeff ⁴

52. Радиус-жарықтылық-масса тәуелділігі

Жоғарыдағы өрнек 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,осы өрнекке кіретін барлық шамалар өзара тәуелді және жұлдыздардың әрбір тізбегі үшін спектр-жарықтылық диаграммасында спектрлік класс пен радиус арасында белгілі бір заңдылықты табуға болады. Визуалды абсолют жұлдыздық шама орнына абсолют болометрлік жұлдыздық шаманы, ал спектрлік класс орнына – сәйкес әсерлі температураны енгіземіз. Бұл жағдайда «ескі» диаграмманың жалпы сипаты негізінен сақталады. Соңғы сызылған диаграммада радиустары бірдей жұлдыздардың орны түзу сызықпен көрсетіледі, себебі Lg L және Lg Т_эфф арасындағы тәуелділік – сызықты. 1-суретте тұрақты радиустарының сызықтары келтірілсе, бұл сызықтар бізге жұлдыздардың өлшемдерін олардың жарықтылығы және спектрі бойынша табуға болады.

1–суретте аса алыптардың тізбегі түзу сызықпен келтірілген. Бұл осы жұлдыздар үшін болометрлік жарықтылық пен радиус арасындағы эмпирикалық тәуелділікті анықтауға мүмкіндік береді. Мысалы, бас тізбектегі көптеген жұлдыздар үшін келесі өрнек пайдаланылады:

Сурет 1. Абсолют жұлдыздық шама –

Температура диаграммасы

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. Сонымен, спектр-жарықтылық диаграммасын жұлдыздар күйінің диаграммасы деп қабылдауға болады.

53 .Спектрлі қос жұлдыздар

Кейбір жұлдыздардың спектрлерінде периодтық қосарлану байқалады. Егер бұл жұлдыздар тұтылған айнымалылар болса, онда сызықтардың тербеліс периодтары бірдей болады. Бұл жағдайда, яғни бірігу мезеттерінде спектрлік сызықтардың ортаңғы орнынан ауытқуы нөлге тең. Ал, басқа мезеттерде спектрлік сызықтардың қосарлануы байқалады. Компоненттердің сәулелік шамасы неғұрлым жоғары мәнде болса, қосарлану мәні де соғұрлым жоғары болады. Егер алынған спектр бір ғана жұлдызға тән болса, онда сызықтардың қосарлануының орнына олардың спектрлерінің бірде қызыл, ал бірде көк бөлігіне ығысуы байқалады. Сәулелік жылдамдықтар қисығы тек екі параметр арқылы анықталады: орбита эксцентреритеті е және периастр бойлығы w. Қосарлығы тек спектрлік бақылаулар нәтижесінде ғана анықталатын жұлдыздар спектрлік-қос жұлдыздар деп аталады. Тұтылған айнымалыларға қарағанда бұл жұлдыздарды ί бұрышы 90°-тан қатты ауытқыған жағдайда да бақылауға болады.

Қазіргі кезде шамамен 2500-дей спектрлік-қос жұлдыздар бар екені белгілі. Олардың 750-нің ғана сәулелік жылдамдықтар қисығы белгілі. Ал сәулелік жылдамдықтар қисығының көмегімен бұл жұлдыздардың айналу периодтары мен орбиталарының пішіндерін анықтауға болады.

54. Гидростатикалық тепе- теңдік теңдеуі.

Гидростатикалық тепе-теңдік. Қосымша сырт жағдайлар әсер етпеген сұйық қабатында қалыптасатын тепе-теңдік. Бұл тепе-теңдікті қамтамасыз етуде сұйық қабатының өзіне тән күштер араласады, олар — сұйықтың дербес беткі қабатында туындайтын капиллярлық күш және сұйыққа батырылған денелерге әсер ететін статистикалық көтеру күші.

Тепе теңдік күйде тартылыс күші дәл қысым күшімен тең болуы керек:

dF_G+dF_p=0

Гидростатикалық тепе- теңдік теңдеуі

=-ρ

Бұл теңдеу өзіндік гравитациялық, сфералық - симметриялық массаның механикалық тепе - теңдік шартының математикалық өрнегі болып табылады.

55. Визуальды қос жұлдыздар.

Аспанда екі немесе бірнеше біріне-бірі жақын орналасқан жұлдыздар жиі кездеседі, олардың кейбіреулері шын мәнінде бір-бірінен өте алыста орналасады және олардың физикалық сипаттамалары да түрліше болады. 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.

Қосарлылығы тек телескоп арқылы анықтайтын қос жұлдыздар – визуалды қос жұлдыздар деп атайды. Серік жұлдыздың бас жұлдызға қатысты көрінетін орбитасын ұзақ уақыт бақылаулар арқылы анықталады. Бұл орбиталар эллипс пішінді болады.

Визуалды қос жұлдыздың көрінетін орбитасы оның шын орбитасының жазықтыққа проекциясы болып табылады. Сондықтан орбитаның барлық элементтерін анықтау үшін ең алдымен еңкею бұрышын білу керек. Бұл бұрышты жұлдыздардың еңкеюін бұрышын көрінгенде ғана анықтауға болады. Қазіргі кезде алпыс мыңнан аса визуалды қос жұлдыздар тіркелген. Бұлардың шамамен екі мың орбиталарының қозғалыстары анықталған.

Дата добавления: 2014-11-18