36. Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері

Ақ ергежейлілер.Жоғарғы қозған қызыл алыптардың құрылымының

маңыздылығы онын қойнауында изотермиялық обектінің құрылуы болып

табылады. Г – Р диаграммада бұл обьект тӛменгі сол жақ бұрышта орналасуы

тиіс,себебі ӛлшемдерінің аздығынан температураның жоғарғы мәнінің ӛзінде

де онын жарықтылығы аз болады. Жоғарғы суретте бұл ақ ергежейлілер

аймағына сәйкес келетінін кӛреміз. Сондықтан, ақ ергежейлер аса тығыз

тығындалған жұлдыздар болып табылады, оның себебі термоядролық

энергияның сутегілік кӛздері таусылған. Ақ ергежейлердің центріндегі

тығыздық 1текше см-де жүздеген тоннаға тең болуы мүмкін. Ақырын суи

отырып, олар тозғындалған газдың жылулық энергиясын сәулелей бастайды.

Ақ ергежейлердің массасы ӛскен сайын оның қойнауындағы газ қысымы

гравитациялық күшке қарсы тӛтеп беретіндей жағдайғй жетеді. Сондықтан

массасы үлкен ақ ергежейлер кӛбірек сығылады және олар үшін жұлдыз

радиусының оның массасынан тәуелділігі дәлірек орындалады.

37. Спектр-жарықтылық диаграммасы.

Бұл диаграмма 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, (11.17) ӛрнекке кіретін барлық шамалар ӛзара 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 ӛзгерту керек болады. Визуалды абсолют жұлдыздық шама орнына абсолют болометрлік жұлдыздық шаманы, ал спектрлік класс орнына – сәйкес әсерлі температураны егіземіз. Бұл жағдайда «ескі» диаграмманың жалпы сипаты негізінен сақталады. Соңғы сызылған диаграммада радиустары бірдей жұлдыздардың орны түзу сызықпен кӛрсетіледі, себебі Lg L және Lg Т_эфф арасындағы тәуелділік – сызықты. Суретте тұрақты радиустарының сызықтары келтірілсе, бұл сызықтар бізге жұлдыздардың ӛлшемдерін олардың жарықтылығы (абсолют жұлдыздық шама) және спектрі (әсерлі температура) бойынша табуға болады. Суреттен жұлдыздардың радиустары ӛте үлкен аралықтарда ӛзгеретінін кӛреміз, яғни жүздеген (мыңдаған) R¤ - тан (алыптар және аса-алыптар) (10² - 10³)R_¤ -қа (ақ ергежейлілер) дейін. Олай болса, жұлдыздық атмосфералардың температураларының (ерекшеліктері) айырмашылықтарды 10 есеге дейін ғана болса, ал диаметрлеріндегі ӛзгешелік 10⁶ дейін жетеді.

38.Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері Нейтронды жұлдыздар. Массаның қандайда бір мәнінен кейін

тозғындалған газдың қысымы гравитация күшін теңгере алмайды. Мұндай

жұлдыз шексіз сызыла береді (коллапс). Егер масса 2-3т асып түссе, онда

жұлдыз коллопсқа ұшырайды. Егерде жұлдыз нейтрондыға айналмаса, бұл

құбылыс т > 1,2 m жағдайында болар еді. Себебі гравитация күштеріне

тозғындалған нейтронды « газдың» қысымы қарсы тұрады. Бірақ бұған дейін

жұлдызда ядролық жарылыс болады, нәтижесінде бүкіл ядролық энергиямен

зат нейтрондарға айналады да жаңа обьект нейтронды жұлдыз пайда болады.

Бұл жұлдыздардың беті болады. Себебі оның сыртқы қаббатары қатты

болады және темір мен гелийдің ауыр элементтерінен құралады. Кәдімгі

жұлдыз нейтронға дейін сығылғанда оның магнит ӛрісінің кернеулігі 10

элементтерге дейін ӛседі. Бұл кернеулік атомдар пішіндегіден 1000-даған есе

кӛп. Нәтижесі нейтронды жұлдыздың қатты қабатының шекарасында

атомдық құрылым ӛзгереді. 10 К температурадада нейтронды жұлдыздың

бетінде атомдар бейтараптығын (нейтралдығын) жоғалтпайды (кәдімгі

жағдайда мұндай температурада газ әлде қашан иондалар еді).

39. Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері. Қара құрдымдар. Күн массасының бірнеше есе массада тозғындалған

нейтрондардың қысымы гравитациялық күштерге тӛтеп бере алмайды және

жұлдыздың қайтымсыз сығылуына еш нәрсе бӛгет бола алмайды (коллапс).

Коллапстанушы жұлдыздың радиусы қандайда бір кризистік Rд-қа жақындағанда ерекше жағдай орындалады, Rд былайындада: Rд=2c*m/r6

мұндағы сыртқы жарық жылдамдығы обьектінің R-сы жоғарығыдай болады

(Шварцшильдтің гравитариялық R-сы деп аталады), параболалық V жарық

V-мен теңеседі. Бұл R-сы гравитариялық R-тан аз жұлдыздан жарық

сәулелері шыға алмайдыдеген сӛз. Мұндай обьект физика заңдарына сәйкес

ӛмір сүру керек деп есептегенімен, ол байқалмайды. Бұл теориялық түрде

жорамалданған жарықты жұтушы және ӛзіне басқа массаларды тартып

алатын, сәуле шығармайтын обьектілер қара құрылымдар деп атайды.

Шварцшильд R-мен шектелген сфера ішінде заттың центрге құлау вектор

жылдамдығымен тығыздығы шексіз ӛсіп классикалық физика

орындалмайды, мұнда тек жалпы салыстырмалық теория немесе

реативациялық физика заңдары жұмыс істейді. Сондықтан нейтрон

жұлдыздарымен қатар қара құрдымдарды релятивистік обьект деп атайды.