39.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 ~ ^T4_e. 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.

40. Айнымалы жұлдыздардың сипаттамаларын толық түсіндіріп жазыңыздар.

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.

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. 1m жұлдызының жарқырауы 6m жұлдызының жарқырауынан 100 есе үлкен. Жарқыраулары 1m жұлдыздарының жарқырауынан асатын жарқырауықтар нольдік және теріс жұлдыздық шамаларға ие. 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. жарқырау шамасы, яғни бірлік уақытта жұлдыз шығаратын толық энергия болып табылады. Жұлдыздардың жарқырауы түрлі.

Ол келесідей болады: О - B - A - F - G - K - M. Суық қызыл жұлдыздар арасында М класынан өзге басқа екі түрі бар. Кейбірінің спектрінде титан қышқылының молекулалық жұту жолақтарының орнына көміртегі мен циан қышқылдарының жолақтары тән (R, N әріптерімен белгіленетін спектрлерде). Басқаларына цирконий қышқылының жолақтары тән (S классы). Жұлдыздардың басым көпшілігі О-дан М-ге дейінгі тізбектелуге жатады. Бұл тізбектелу үзіліссіз. Әр түрлі класстар үшін түстері де әр түрлі: О мен В – көгілдір жұлдыздар, А – ақ, F пен G – сары, К – қызылсары, М – қызыл.Егер абсолют жұлдыздық шама белгілі болса, кез келген жұлдыздың жарқырауын келесі формуламен есептеуге болады:

lg L = 0.4( Ma-M),

мұндағы L - жұлдыздың жарқырауы, M - оның абсолют жұлдыздық шамасы, Ma - 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. Жұлдыздар спектрі – олардың барлық физикалық құрылымы суреттелген куәлігі. Жұлдыздың спектрі арқылы оның жарқырау шамасын (яғни, оған дейінгі қашықтығын да), температурасын, көлемін, атмосферасының сапалы және сандық химиялық құрамын, кеңістіктегі қозғалу жылдамдығын, осі бойынша айналу жылдамдығын және де жанында ортақ ауырлық центрлерінен айналатын басқа көрінбейтін жұлдыз бар-жоғын анықтауға болады. Жұлдыздар класстарының құрылған классификациясы (гарвард) бар. Класстары әріптермен, ал кіші класстары класын белгілейтін әріптен кейін 0-ден 9-ға дейінгі сандармен белгіленеді. О кіші класында кіші класстар О5-тен басталады. Спектрлік класстар тізбегі жұлдыздардың температурасының олардың кеш спектрлік класстарына өтуіне байланысты үздіксіз төмендеуін көрсетеді.