44. Бас тізбектіктегі жұлдыздар эволюциясы

а) Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары

Бұл массасы Күн массасынан үлкен жұлдыздар. Олардағы температура мен қысым кейінгі спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бӛлінуі кӛміртегі циклы арқылы жылдам жүреді. Бұдан бас тізбекте орныққан ыстық жұлдыздар жас жұлдыздар екенін білеміз. Энергияның бӛлінуі ӛте жоғарғы температураға байланысты (Т) және ол Стефан–Больцман заңына байланысты Т4 дәрежесіне байланысты өседі. Сондықтан энергияны заттың өзі тасымалдау керек және бас тізбектегі жұлдыздар қойнауында орталық конвективтік аймақтар пайда болды. Массасы 10 Күн массасындай жұлдыздардың ішкі конвективтік аймағының радиусы жұлдыз радиусының ¼ - не жуық болады, ал центріндегі тығыздық орташадан 25 есе көп. Конвективтік ядроны қоршап тұрған жұлдыздар қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады (Күндегідей).

ә) Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздар

Бұл жұлдыздар Күнге ұқсас. Протон-протондық реакция нәтижесінде бөлінетін энергияның қуаты температурадан тәуелді. Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздарда сыртқы конвективтік қабаттар пайда болады. Жұлдыз суық болған сайын аралау тереңдігі жоғары болады. Егер Күннің 2%-ке жуығы ғана конвекция қабаттары болса, ал массасы 0,6 Күн массасына тең ергежейлілерде аралауда бүкіл массаның 10%-ы қатысады.

б) Субергежейлілерде ауыр элементтер аз. Субергежейлілер – кәрі жұлдыздар, олар Галактика дамуының ертеректегі кезеңдерінде пайда болды. Ауыр элементтердің аз болуы себептен субергежейлердің заты бас тізбектегі жұлдыздармен салыстырғанда мөлдір болып табылады, ондағы сәулелік энергия тасымалдануы жеңіл болады. Жұлдыздардың бас тізбектіктен кейінгі ядролық реакциялар негізіндегі эволюциясы, гелий мен одан ауыр элементтер жануы.

Бас тізбектегі жұлдыздардың құрылымы t бойынша қалай өзгереді? Жұлдыздың ортақ қабаттарындағы сутегінің жануына байланысты энергияның бӛлінуі перифериялық қабаттарға ығысады. Нәтижеде энергия бөлінетін жұқа қабат пайда болады, бұл қабатта сутегілік реакция жүреді. Бұл қабат жұлдызды екі бӛлікке бӛледі: ішкі – мұнда сутегісі жоқ «гелийлік» ядро, ( ядролық реакция жоқ ) және сыртқы –мұнда сутегі бар, бірақ температура мен қысым реакция жүруіне жеткіліксіз. Қызыл алыптардың құрылымы біртексіз болып келеді. Алғашқыда, энергия шығаратын қабаттағы қысым ядродағыдан кӛп, сондықтан ол сығыла бастайды, гравитациялық энергияны бөліп қыза бастайды. Бұл қысым газ тозғындалғанша жүреді.

45. Айнымалы жұлдыз.

Айнымалы жұлдыз – айналасындағы физикалық процесстердің әсерінен уақыт өтуімен жарқырауы өзгеретін жұлдыз. Дәлірек айтқанда, кез келген жұлдыздың жарқырауы уақыт өтуімен қандай да болмаса дәрежеде өзгереді.

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.

Жұлдыздардың жарқырауының өзгеріс себептері: радиал және радиал емес пульсациялар, хромосфералық активтілік, тығыз екілік жүйеде жұлдыздардың периодты тұтылулары, екілік жүйеде бір жұлдыздан екіншісіне заттың өтуімен байланысты құбылыстар.

Айнымалы жұлдыздарды зерттеу тарихында олардың классификациясын бөлуге бірнеше рет талпыныс жасалған. Бақылау материалдарының аз санына негізделген бірінші классификация жұлдыздарды сыртқы ұқсас морфологиялық белгілеріне байланысты топтастырған. Мысалы, жарқырау қисығы, амплитуда және жарқырауының өзгеру қисығы, т.б. Нәтижесінде, белгілі болған айнымалы жұлдыздар санының өсуімен ұқсас морфологиялық белгілері бар топтар саны да өсті. Кейбір үлкен топтары кіші қатарларға жіктелді. Сонымен қатар, теориялық әдістердің жетілуімен классификацияға бөлу тек сыртқы, бақылау белгілеріне ғана емес, айнымалы түрінің бірін анықтап беретін физикалық процесстер бойынша да мүмкін болды.

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. Қазір бізге жұлдыздық шама оның көлемін емес, жарқырауын, яғни жерде тудыратын жарқырау шамасын сипаттайтыны белгілі. Бірақ жұлдыздық шамалар шкаласы сақталған және орнықталған. 1m жұлдызының жарқырауы 6m жұлдызының жарқырауынан 100 есе үлкен. Жарқыраулары 1m жұлдыздарының жарқырауынан асатын жарқырауықтар нольдік және теріс жұлдыздық шамаларға ие. Шкала көзге көріне қоймайтын жұлдыздарға дейін де созылады. 7m, 8m жұлдыздары және т.б. да бар. 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.

Жақын жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтау үшін параллакс (заттың бұрыштық жылжуының шамасы) әдісі қолданылады. Жұлдыздан оның бағытына перпендикуляр орналасқан жер орбитасының орташа радиусы көрінер бұрыш жылдық параллакс деп аталады. Бірақ жылдық параллакстарды тек жақындағы, бірнеше 100 парсектен алыс емес орналасқан жұлдыздар үшін анықтауға болады. Бірақ жұлдыздың спектр түрі мен абсолют жұлдыздық шамасының арасында статистикалық тәуелділік табылды. Сонымен, спектр түріне байланысты абсолют жұлдыздық шамасын бағалайды, содан кейін оларды көрінетін жұлдыздық шамалармен салыстыра жұлдызға дейінгі қашықтық пен параллакстарды есептейді. Бұлай анықталған параллакстар спектрлік параллакстар деп аталады.

Кейбір жұлдыздар біз үшін жарқыл, кейбірі күрең көрінеді. Бірақ бұл жұлдыздың сәуле шығаруының шынайы қуаты жөнінде ештеңе айтпайды, себебі олар әр түрлі қашықтықта орналасады. Сонымен көрінетін жұлдыздық шама қашықтықтан тәуелді болғандықтан өз кезегінде жұлдыздың сипаттамасы бола алмайды. Нағыз сипаттама болатын жарқырау шамасы, яғни бірлік уақытта жұлдыз шығаратын толық энергия болып табылады. Жұлдыздардың жарқырауы түрлі. Гигант-жұлдыздардың бірі – S Алтын Балықтың жарқырауы Күндікінен 500000 есе үлкен, ал карлик-жұлдыздардың жарқырауы сонша есе кіші. Егер абсолют жұлдыздық шама белгілі болса, кез келген жұлдыздың жарқырауын келесі формуламен есептеуге болады:

lg L = 0.4( M_a-M),

мұндағы L - жұлдыздың жарқырауы, M - оның абсолют жұлдыздық шамасы, M_a - 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.