1. Жұлдыздық динамиканың тақырыбы

Жұлдыздық динамика – жұлдыздық жүйелердің (жұлдыздық шоғырланулардың, галактикалардың, галактикалар шоғырлануларының) құрылысын, орнықтылығын жəне дамуын (эволюциясын) зерттейтін астрономияның бөлігі. Зерттеліп отырған жүйеге сəкес, жүйенің мүшесі (денесі, бөлшегі) ретінде не жұлдыз, не галактика қарастырылады.

Жеке жұлдыздың жүйедегі жүрісін өрнектейтін теңдеулер - əдеттегі механиканың теңдеулері мен бүкілəлемдік тартылыс заңы. Өте жақсы дамыған, үлкен жетістіктерге жеткен аспан механикасы да аспан денелерінің тартылыс күштер əсеріндегі қозғалысын бұл теңдеулер көмегімен зерттейді. Бірақ мұндай əдіс тек денелердің өте көп санынан емес тұратын жүйелер үшін жарамды болады екен. Аталған теңдеулер көмегімен миллиондаған жəне миллиардтаған жұлдыздардан тұратын жүйедегі жұлдыздардың жүрісін қазіргі заманғы компьютерлер көмегімен де зерттеу мүмкін емес. Мұндай жүйелерде тартылатын денелердің өте үлкен санымен байланысты эффекттер басым болады екен.аспан

Айтылғанға байланысты, жұлдыздық динамикада жеке жұлдыздардың траекторияларын қарастырмай, уақытқа (t), координаттарға (r) жəне жылдамдықтарға (v) тəуелді f(t, r, v)үлестірілу функциямен анықталатын орташаланған сипаттамаларды зерттейді. шама t уақыт мезітнде жылдамдықтары аралыққа түсетін көлеміндегі жұлдыздар санын береді. Бұл функция көмегімен жұлдыздық жүйені сипаттайтын барлық орташа шамаларды (тығыздықты, жылдамдықты, қысымды, т.с.с.) анықтауға болады.

Жұлдықдар жүйесін осылай сипаттау газ жүрісін сипаттау əдісіне өте ұқсас. Əсіресе жұлдыздық жүйе плазмаға ұқсайды. Шоғырланудағы жұлдыздар секілді, плазмадағы иондар мен электрондар бір бірімен қашықтықтын квадратына кері пропорционал күштермен əрекеттеседі. Бірақ елеулі айырмашылық та бар – электр зарядының таңбасына байланысты плазмадағы бөлшектер тартылу да, тебілу де алады, сондықтан зарядтың экрандауы бақыланады, тұтасымен алынған плазма электр бейтарап болып табылады. Ал жұлдыздар бір біріне тек тартыла алады, бұған байланысты жұлдыздық жүйе қашанда да «зарядталған» болады, ол тепе-теңдікте болу үшін, оның құрылысы ерекше болуы тиіс.

2. И 19. Шашыраған жұлдыздық шоғырлануларды қарастырыңыз.

Жұлдыздық шоғырланулар

Əлемде жұлдыздардан (немесе планеталық жүйелерден) бастап, галактикалардың асашоғырлануларына дейінгі астрономиялық құрылымдардың күрделі иерархия бақыланады. Оның барлық сатыларында (деңгейлерінде) зат өлшемдері арақашықтықтарынан көрі əлде-қайда аз кеңістік аймақтарына жиналуға тенденцияны білдіреді, яғни өте біртексіз үлестірілген болады. (Əлемнің мұндай құрылымдығы атом ядроларынан басталады деп те айтуға болады.)

Мысалы, біздің Күн жүйесі затының негізгі массасы Күнде, көрінетіндей масса (~0,001М_Күн) планеталарда жиналған, ал планета аралық кеңістіктегі заттың массасы Күн массасына қарағанда елемейтіндей аз болады. Қашықтықтарды қарастыратың болсақ, Күн радиусы Күн мен планеталар арасындағы қашықтықтан едəуір аз болып табылады (мысалы, ол Күн мен Жердің арақашықтығынан 200 көп есе аз).

Күнге ең жақын жұлдыз болып табылатын Центаврдың Проксимасы Күннен 4,29 жарық жыл қашықтықта орналасқан, бұл Күн жүйесі өлшемінен шамамен 3000 есе, ал Күн радиусынан ~6⋅10⁷ есе көп. Ал жұлдыз аралық кеңістіктегі заттың массасы жұлдыздарда жиналған массасының тек бірнеше пайызын құрайды.

Жұлдыздардың өздері де кеңістікте өте біртексіз, түрлі топтарға жиналып орналасады. Мысалы, жартысынан кем емес жұлдыздар қос болып табылады, яғни бір бірінен басқа жұлдыздарға дейінгі қашықтықтан əлдеқайда аз қашықтықта орналасады. Жұпқа кіретін жұлдыздардың арақашықтығы соншалықты аз болады, олар бір біріне елеулі гравитациялық əсер етеді де, ортақ массалар центрі бойымен айналады. Тығыз қос жүйе жұлдыздарының арақашықтығы олардың радиусымен салыстырмалы болады, бұл жағдайда гравитациялық тартылыс əсерінен заттың бір жұлдыздан екінші жұлдызға ағылуы байқалу мүмкін. Бұл жұлдыздар эволюциясына үлкен əсер етеді жəне түрлі стационар емес процестерге əкеледі. үш, одан да көп еселі жұлдыздар болады. Жұлдыздар бұлардан əлде-қайда ірі, жүз мындаған дейін жұлдызды кіргізетін түзілістерді де құрайды, оларды жұлдыз шоғырланулары деп атайды. Жұлдыз шоғырлануларының екі түрі бар: шартəрізді жəне шашыраған.

Шашыраған шоғыраланулар өздеріне 20 шақтыдан 1000 дейін, кейде 10 000 дейін жұлдызды кіргізеді, олардың дұрыс пішіні жоқ болады. Салыстырмалы түрде тығыз ядродан жəне одан көрі сиретілген тəжден тұрады, жұлдыздар концентрациясы ≤1 пк^-3 болады, ядро радиусы ~3 пк, тəж радиусы одан 2-10есе көп болады, массалары əдетте ~10⁶ М_Күн құрайды. Шашыраған шоғыраланулар 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 жəне орта есеппен алғанда Күндегідей болады. Жасы бірнеше миллион жылдан 5-10 млрд жылға дейінгі аралықта жатады.

3. И 19. Шартәріздес жұлдыздық шоғырлануларды қарастырыңыз.

Əлемде жұлдыздардан (немесе планеталық жүйелерден) бастап, галактикалардың асашоғырлануларына дейінгі астрономиялық құрылымдардың күрделі иерархия бақыланады. Оның барлық сатыларында (деңгейлерінде) зат өлшемдері арақашықтықтарынан көрі əлде-қайда аз кеңістік аймақтарына жиналуға тенденцияны білдіреді, яғни өте біртексіз үлестірілген болады. (Əлемнің мұндай құрылымдығы атом ядроларынан басталады деп те айтуға болады.)

Мысалы, біздің Күн жүйесі затының негізгі массасы Күнде, көрінетіндей масса (~0,001М_Күн) планеталарда жиналған, ал планета аралық кеңістіктегі заттың массасы Күн массасына қарағанда елемейтіндей аз болады. Қашықтықтарды қарастыратың болсақ, Күн радиусы Күн мен планеталар арасындағы қашықтықтан едəуір аз болып табылады (мысалы, ол Күн мен Жердің арақашықтығынан 200 көп есе аз).

Күнге ең жақын жұлдыз болып табылатын Центаврдың Проксимасы Күннен 4,29 жарық жыл қашықтықта орналасқан, бұл Күн жүйесі өлшемінен шамамен 3000 есе, ал Күн радиусынан ~6⋅10⁷ есе көп. Ал жұлдыз аралық кеңістіктегі заттың массасы жұлдыздарда жиналған массасының тек бірнеше пайызын құрайды.

Жұлдыздардың өздері де кеңістікте өте біртексіз, түрлі топтарға жиналып орналасады. Мысалы, жартысынан кем емес жұлдыздар қос болып табылады, яғни бір бірінен басқа жұлдыздарға дейінгі қашықтықтан əлдеқайда аз қашықтықта орналасады. Жұпқа кіретін жұлдыздардың арақашықтығы соншалықты аз болады, олар бір біріне елеулі гравитациялық əсер етеді де, ортақ массалар центрі бойымен айналады. Тығыз қос жүйе жұлдыздарының арақашықтығы олардың радиусымен салыстырмалы болады, бұл жағдайда гравитациялық тартылыс əсерінен заттың бір жұлдыздан екінші жұлдызға ағылуы байқалу мүмкін. Бұл жұлдыздар эволюциясына үлкен əсер етеді жəне түрлі стационар емес процестерге əкеледі. үш, одан да көп еселі жұлдыздар болады. Жұлдыздар бұлардан əлде-қайда ірі, жүз мындаған дейін жұлдызды кіргізетін түзілістерді де құрайды, оларды жұлдыз шоғырланулары деп атайды. Жұлдыз шоғырлануларының екі түрі бар: шартəрізді жəне шашыраған.

Шар тəрізді шоғырланулар өздеріне бірнеше мыннан жүздеген мынға дейін жұлдызды кіргізеді, олар сфералыққа жуық көлемді толтырады, жəне жұлдыздар концентрациясы шоғырлану центрінен шеттеріне қарай тез азаяды (бай шар тəрізді шоғырланулардың центрлік аймақтарындағы жұлдыздар концентрациясы ондаған мын жұлдыз 1 пк³ ішіндеге дейін жетеді (салыстыру үшін, Күн маңайындағы концентрация 0,13 жұлдыз 1 пк³ ішінде)). Шар тəрізді шоғырланулардың массалары 10⁴-10⁶ М_Күн құрайды, сипатты өлшемдері 20-60 пк аралығында жатады. Галактикада бұл шоғырланулар 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 тəрізді шоғырланулар жұлдыздарының атмосферасындағы ауыр элементтерінің мөлшері 20-30 есе айырылуы мүмкін, бірақ қашанда да Күндегіден көрі əлде-қайда (кейде 100 есе) аз болады. Жұлдыз аралық газ да өте аз болады. Біздің Галактикадағы шар тəрізді шоғырланулар оның ең кəрі мүшелеріне жатады – олардың жасы ~10 млрд жыл. Басқа галактикаларда жастау шар тəрізді шоғырланулар бар.