52. Жұлдыздар булануы

Соқтығулар болатын жұлдыздық жүйеде орташа жылдамдықтан əлдеқайда жоғары жылдмадықпен қозғалатын жұлдыздар қашанда да болады (жұлдыздың орташа жылдамдықтан əлдеқайда жоғары жылдмадықты алуының ықтималдығы айтарлықтай болады). Бұның үш негізгі себебін атап айтуға болады.

Біріншіден, жұлдыздық жүйедегі бөлшектердің (жұлдыздардың немесе галактикалардың) соқтығулары максвелдік үлестірілудің орналасуына əкеледі, бұл үлестіру бойынша жұлдыздардың орташа кинетикалық энергия бірдей болады, демек орта есеппен алғанда жеңіл жұлдыздардың жылдмадығы ауыр жұлдыздар жылдмадығынан көп болады. Екіншіден, Максвелл үлестірілуі бойынша бөлшектердің барлығы бірдей (орташа) энергияға ие болмайды: жүйеде энергиялары орташадан көп те, аз да бөлшектер болады. Үшіншіден, жұптасып соқтығулардан (яғни екі жұлдыздың бір біріне жақындап, энергиямен алмасудан) басқа, үш (не одан да көп) жұлдыздың тығыз əрекеттесуі болуы мүмкін. Мұндай əрекеттесулер əр түрлі нəтижелерге əкеледі. Мысалы, екі жұлдыз гравитация арқылы байланыстырылған, баяу қозғалатын қос жүйеге бірігіп, үшінші жұлдыз байланыс энергияны өзімен бірге əкетіп, жоғары жылдамдықпен алысқа «атылуы» мүмкін.

Жетерліктей жоғары жылдамдыққа ие болған жұлдыздар жүйеден шығып кете (булана) алады. Сөйтіп, соқтығулар жұлдыздардың жүйеден булануына əкеледі. Жұлдыздардың булануына ең көп əкелетін - алыс өтетін жұлдыздармен соқтығулар болады, олар кезінде қарастырылып отырған жұлдызға энергияның аз мөлшерлері беріледі. Сондықтан жоғары жылдамдықпен ұшып шығатын жұлдыздардың салыстырмалы саны аз болады (~ 1/ln N) , ал жұлдыздардың көбісі кеңістікте жайылып, көлемді галоны құрайды. Ал қалған жұлдыздар (көбісі ол массасы жоғары жұлдыздар болады) өз энергиясын жоғалтып (буланатын жұлдыздарға беріп), керісінше, жүйенің центріне қарай түседі де, тығыздалып тұратын ядроны құрайды. Ақырда, оқшауланған жұлдыздық жүйе жұлдыздарының көбісі буланып, қалдығы релятивтік гравитациялық коллапсқа ұшырау тиіс, яғни жүйенің орталық бөлігі шекті уақыт ішінде «шексіз» тығыздық пен «нольдік» өлшемге дейін сығылу тиіс (немесе қара құрдым түзілуі тиіс) (егер тек жұптасып соқтығулар еске алынса). Бірақ іс жүзінде солай болмайды. Жақын қашықтықта ұшып жатқан екі жұлдыздың бір біріне тасулық əрекетін еске алғанда, кездескен сол жұлдыздар жай ғана энергияларымен алмаспайтынын, тасулық əрекет нəтижесінде байланысып, тығыз қос жүйеге айнала алатынын көруге болады. Ал қос жұлдыздардың түзілуі жұлдыздық жүйенің оның ядросы сығылу кезеңіндегі эволюциясына елеулі əсер етеді екен. Тығыз қос жүйе басқа жұлдызбен кездескенде, одан да тығыз жүйеге айналады (яғни, оның құрамына кіретін екі жұлдыз бір біріне одан да жақын орналасатын болады, ал олардың гравитациялық байланысы одан да жоғары болады), ал байланыс энергияның айырмасын өзімен кездескен жұлдыз əкетеді. Сөйтіп, тығыз қос жүйе басқа жұлдызбен кездескенде, оған өзінің энергиясының бір бөлігін береді де, оны үдетеді. Жəне де тығыз қос жұлдыздар əсіресе жұлдыздық жүйенің тығыз ядросында жиі түзіледі, өйткені олар бір біріне тек қана өте аз қашықтыққа жақындаған жұлдыздар арасында «қосылатын» тасулық əрекеттің салдарынан пайда болады, ал мұндай кездесулер жұлдыздар тығыздығы жоғары болғанда жиі болатыны түсінікті. Сөйтіп, жұлдыздық жүйе ядросының тығыздығы артқан сайын жұлдыздар бірі бірімен жиі кездесе бастайды, тығыз қос жүйелердің түзілуі жиілінеді, бұл қос жүйелер жеке жұлдыздарды үдетеді де, олар тығыз аймақтын шығып кетіп, жүйенің шеттеріне қарай кетеді. Жұлдыздық жүйенің газ бұлтымен ұқсасытығын қарастырсақ, қос жұлдыздар бұлтқа сығылуғы бермейтін жылу көзінің ролін атқарады деп айтуға болады. Бұл ұқсастықты одан əрі жалғастыруға болады: газдық шар болып табылатын жұлдыздың тұрақсыздығын қамсыздандыратын (жұлдызды сығылуға жібермейтін) - оның ядросында болатын сутегінің (жеке протондардың) төрт нуклоннан тұратын гелийге айналудың термоядролық реакциялар, жəне бұл реакциялар жүрісінде шығарылатын байланыс энергиясы.

Сөйтіп, тығыз қос жұлдыздардың пайда болуына əкелетін тасулық əрекет жұлдыздық жүйелердің центрлік аймақтарына «шексіз» тығыздыққа дейін сығылуға бермейді. Ал нақтылы жағдайды, мысалы, галактика құрамына кіретін жұлдыздық шоғырлануды қарастырсақ, ол ақыр соңында толығымен буланып кетеді екен (біртекті емес гравитациялық өріс аймағы арқылы, мысалы галактика ядросы қасында, немесе галактика дискі арқылы өткенде, шоғырлану «гравитациялық соққыға» ұшырайды да, оның жұлдыздары үделеді, бұл шоғырланудың булануын тездетеді). Жұлдыздық шоғырланудың өмір сүру уақыты оның релаксациясы уақытымен анықталады: неғұрлым бұл уақыт аз болса, соғұрлым тез жұлдыздар буланғаннан кейін бұзылған максвелдік үлестірілу қайтадан орнатылады, яғни соғұрлым тез «максвелдік құйрық» (орташа жылдамдықтардан айтарлықтай жоғары жылдамдықтар аймағы) тез жұлдыздармен толтырылады (қанықтырылады), ал олар бірден шоғырланудан ұшып кетеді (буланады).

Бағалаулар көрсеткендей, жұлдыздарының саны ~10⁸-10¹¹ дейін жете алатын галактикалар ядролары мен квазарларда, ақыр соңында, эволюция мен жұлдыздар булануы нəтижесінде, қалдықтың гравитациялық коллапсы болып, массасы қара құрдым түзілуі мүмкін. Бұл бағалау коллапсқа ұшырайтын қалдытың массасын азайтатын айналысты еске алмай жасалынған.