Айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг-Рассель диаграммасындағы орналасуы
Жұлдыздардың жарқырауын олардың спектрлік класстарымен салыстыруды алғаш рет XX ғ. Басында Эйнер Герцшпрунг және Генри Рассел жасады. Сондықтан спектр-жарқырау жиі Герцшпрунг-Рассел диаграммасы деп атайды. Бұл диаграммада абцисса өсінде спектрлік класс (әлде эффективті температуралар), ал ординат өсінде L жарқырау (немесе M абсолют жұлдыздық шамалар) орналасады. Егер жарқырау шамасы мен температура арасында ешқандай байланыс болмағанда жұлдыздар ол диаграммада біркелкі үлестірілер еді. Бірақ диаграммада тізбектелулер деп аталатын бірнеше заңдылықтар байқалады.
Жұлдыздардың көбі (90% шамасында) диаграммада бас тізбектелу деп аталатын жіңішке ұзын кесінді бойында орналасады. Ол жоғарғы сол жақ бұрыштан (көк жоғарғы гиганттардан) төменгі оң бұрышқа (қызыл карликтерге) дейін созылып жатыр. Бас тізбектелудің жұлдыздарына жарқырауы 1 деп қабылданған Күн жатады.
Гиганттар мен жоғарғы гиганттарға сәйкес нүктелер бас тізбектелуден жоғары оң жақта орналасады, ал ақ карликтерге сәйкес нүктелер бас тізбектелуден төмен сол жақ бұрышта орын алады.
Жарқырауы мен температурасына байланысты жұлдыздарды Герцшпрунг-Рассел диаграммасында үлестіру бойынша жарқырау класының келесі түрлері белгіленген:
Жоғары гиганттар – I жарқырау класы
Гиганттар – II жарқырау класы
Бас тізбектелудің жұлдыздары – V жарқырау класым
Кіші карликтер – VI жарқырау класы
Ақ карликтер – VII жарқырау класы
Жұлдыздың спектрлік класынан кейін жарқырау класын белгілеу қабылданған. Күн – G2V жұлдызы. Қазіргі кезде бас тізбектелудің жұлдыздары Күнге ұқсас, термоядролық реакцияларда сутегінің жануы болатын қалыпты жұлдыздар екені анықталды. Бас тізбектелу – әр түрлі массаға ие жұлдыздар тізбектелуі. Массасы бойынша ең үлкен жұлдыздар бас тізбектелудің жоғарғы жағында орналасады және көк гиганттар болып табылады. Массасы бойынша ең кішілері – карликтер. Олар бас тізбектелудің төменгі бөлігінде орналасады. Бас тізбектелуге параллель төмендеу кіші карликтер орналасады. Олар бас тізбектелу жұлдыздарынан құрамында металлдардың аз болуымен ерекшеленеді.
Герцшпрунг-Рассел диаграммасында жұлдыздың орналасуы жұлдыздың жасына байланысты өзгеретіні анықталды (15-сурет). Өмірінің көп бөлігін жұлдыз бас тізбектелуде өткізеді. Сол уақыт аралығында оның түсі, температурасы, жарқырауы және басқа параметрлер шамамен өзгеріске ұщырамайды. Жұлдызға ұқсас күйінде, осы орнықты күйге жеткенге дейін, жұлдыз қызыл түсті болады және қысқа уақыт аралығында бас тізбектелуден гөрі жоғары жарқырау шамасына ие.
16 Сурет – rr-,rv-, Cep типті айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг-Рассель диаграммасындағы орналасуы.
Үлкен массаға ие жұлдыздар (жоғары гиганттар) өздерінің энергияларын үлкен шамада шығындайды және мұндай жұлдыздардың эволюциясы жалпы миллиондаған жылға созылады. Бас тізбектелуден кейінгі жұлдыздың эволюциясының деңгейі де сондай қысқа. Бұл жағдайда жұлдыз ұқсас қызыл гиганттар болады, ал өте массивті жұлдыздар – жоғары гиганттар. Жұлдыз көлемі бойынша тез үлкейеді және жарқырауы да өседі. Дәл осы фазалардың эволюциялары Герцщпрунг-Рассел диаграммасында сипатталады. 1911-24 жж. Холм, Рассел, Герцшпрунг және Эдиссон астрономдары бас тізбектелудің жұлдыздары үшін L жарқырауы мен M массасының арасында байланыс барын анықтады және сол тәуелділіктің диаграммасын тұрғызды.
Жұлдыздың сәулеленуінің термоядролық механизмі масса мен жарқырау арасындағы тәуелділікті сапалы түрде түсіндіреді: массасы қаншалықты үлкен болса, жарқырауы да соншалықты үлкен болады. Шынымен, үлкен массаларда жұлдыз түбірінде температуралар жоғары шамаларға жеткізіледі. Синтез реакциясының ықтималдылығы өседі, сәйкесінше көбірек энергия бөлінеді және жұлдыздың жарқырауы жоғарылайды.
Пульсацияланатын айнымалылар
Айнымалы жұлдыздардың жарықтылығы (яркости) өзгерісімен қатар спектралдық сызықтарының толқын ұзындықтары да өзгереді. Жұлдыздың ішкі қабаттарының пулсациясына байланысты, бұл өзгерістер Допплер эффектісіне негізделеді. Бақыланатын газ қозғалысының жылдамдығы 40-200 км/сек аумағында. Жұлдыз диаметрі пульсация барысында екі есе өседі, бірақ көбіне өлшемдерінің өзгерісі өте аз. Жарық тербелісінің ең негізгі себебі беттік температураның периодты түрде өзгерісі. Жұлдыздың жарқырауы оның эффективті температурасына сезімтал тәуелді L ~ T4e. Сондықтан эффективті температураның аз өзгерісі жарықтылықтың үлкен өзгерісіне алып келеді. Пульсация периоды жұлдыздың өзіндік жиілігіне сай келеді. Камертон тербелістері ұқсас, жұлдыздың негізгі тербеліс жиілігі бар. Негізгі тербеліске қосымша “обертондар” басқа жиіліктер де болуы мүмкін. Бақыланатын жарықтылық (яркости) өзгерісі барлық тербелістердің суперпозициясы ретінде түсіндіріледі. 1920 ж. Ағылшын астрофизигі сэр Артур Эддингтон пульсация периоды түбір астындағы орташа тығыздыққа кері пропорционал екенін көрсетті. P Q- жұлдыз құрылымына тәуелді, пулсациялық тұрақты. Периодтарымен ажыратылмайтын, бір типтегі айнымалы жұлдыздар үшін бұл шама тұрақты
P ~ p 1/2.. Қалыпты жағдайда жұлдыз тұрақты гидростатикалық тепе-тең күйде. Егер жұлдыздың ішкі қабаттары ұлғаятын болса, онда тығыздық пен температура төмендейді. Қысымы кеміп, онда гравитациялық күш газды қайта сығылады. Бірақ егер энергия газ қозғалысымен тасымалданбайтын болса, онда бұл тербелістер өшіп қалады. Егер газ тығыздығы өте жоғары аумақтарды артық жұтылатын болса, онда жұлдыз қойнауындағы сәулелік ағын энергиясы жұлдыз тербелісіне энергия көзі болар еді. Егер ионизация зоналары атмосфераның қажетті тереңдігінде орналасса, сығылу процесі кезінде жұтылатын және ионизация зоналардың кеңею процесі кезіндегі босатылатын энергия тербелістерді басқарады. Беттік температурасы 6000-9000 К жұлдыздар осындай тұрақсыздыққа ие. HR- диаграмманың сәйкес бөлігі тұрақсыз цефеидтер аумағы деп аталады. Айнымалы-Мира. Айнымалы-Мира (Mira Ceti типінің бірінші ашылған айнымалы жұлдызға байланысты аталуы) М спектральдық класстағы аса гинатттар, спектрлерінде эмиссиондық сызықтар бар. Тұрақты жұлдыздық жел әсерінен орнықты түрде газ жоғалтады. Периоды 100-1000 тәулік, осы себептенде оларды ұзақпериодты айнымалылар деп те атайды. Көрінетін аумақта жарқырауының тербеліс амплитудасы алтыншы жұлдыздық шамада. Мираның периоды 330 тәулікке жуық, диаметрі 2 а.б. Максимум шамада Мираның жарқырауы 2-4 жұлдыздық шамада, ал минимумде 12-ші жұлдыздық шамаға дейін кемуі мүмкін. Айнымалы-Мираның эффективті температурасы 2000 К. Сондықтан 95 % сәулелену инфрақызылға сәйкес, температураның өте кіші өзгерісі көрінетін жарықтылықтың өте үлкен өзгерісіне алып келеді. Суретте ұзақпериодты Мира-кит жұлдызының жарқырау қисығы келтірілген.
Цефеидтер. Ең маңызды пульсацияланатын айнымалылардың бірі – цефеидтер, ең алғаш ашылған дельта-Цефей типіне байланысты аталған. Аса жоғары гиганттар I типтегі, спектральдық класстары F-K. Периодтары 1-50 тәулік, ал амплитудасы 0,3-2,5 жұлдыздық шамада. Жарқырау қисығының формасы дұрыс, жарқырауының тез өсуімен қатар баяу кемуін көрсетеді. 1912 ж. Генриетта Ливитт ашқан Кіші Магелландық бұлттағы цефеидтер үшін, цефеидтің периоды мен оның абсолютік жұлдыздық шамасы арасында керемет байланыс бар. “Период-жарықтылық” тәуелділігі жақын Галактика мен жұлдыздарға дейінгі ара қашықтықты анықтауға қолданылады. Пульсация периоды орташа тығыздықпен байланысты. Екінші жағынан жұлдыздың өлшемі, сонымен қатар оның орташа тығыздығы оның толық жарқырауымен байланысты. Пульсацияланатын жұлдыздардың периоды мен жарқыраулары арасында неліктен байланыс болу керек. Классикалық цефеидтердің абсолюттік жұлдыздық шамасы М мен периодының P байланысы суретте келтірілген. М мен lg P байланысы сызықтық. Цефеидтер жарқырауы түсіне де тәуелді.
(RR Lyrae) RR Лира типті жұлдыздар. RR Лира типті жұлдыздардың 3-ші маңызды класы.Жарықтылығының тербелісі цефеидтерге қарағандабір жұлдыздық шамаға кем. Периодтары да қысқа, тәуліктен кем. RR Лира типті жұлдыздар 2-ші типті ........... Мұндай жұлдыздар шар тәрізді шоғырлануларда кездеседі, сондықтан шоғырлар айнымалылары деп атаған. RR Лира типті жұлдыздың абсолюттік жұлдыздық шамасы Mv =0.6+-0.3. Олардың барлығы жуық шамамен бірдей жас пен массаға ие, гелий тек ядрода ғана жанатын эволюциялық фазасы да бір. RR Лира типті жұлдыздардың абсолюттік жұлдыздық шамасы белгілі болғандықтан шар тәрізді шоғырларға дейінгі ара қашықтықты анықтауға болады.
Басқа пульсацияланатын айнымалылар. Айнымалы жұлдыздардың тағы қосымша үлкен тобы жартылай дұрыс формалы мен бұрыс формалы айнымалылар. Олар өте аса жоғары гиганттар, егер пульсацияларында периодтылық байқалса, онда жартылай дұрыс деп аталады, периодтылық байқалмаса онда бұрыс формалы. Жартылай дұрыс формалы айнымалы мысалы Бетельгейзе ( альфа - Орион).