11. Чандрассекар шегі, шектік масса ұғымын түсіндіріңіз.

Тар екілік жүйеде екі компоненттің біреуі ақ ергежейлі болады. Егер екінші жұлдыз эволюция кезінде өзінің Роша куысын толтырса онда ақ ергежейліге интенсивті аккреция басталады. Соның нәтижесінде ол чандрасекара шекарасынан асып кетуі мүмкін. Егер олай болған жағдайда Ia типтес асажаңа жұлдыздың жарылуы болады. Мұндай асажаңалар чандрасекара шегінде масса бойынша калибрленген болғандықтан олардың энергия шығаруы да калибрленген болады: екеуінің жарқырауында аса айырма жоқ. Мұндай Ia типтес асажаңалардың ерекшеліктерінің арқасында алыстағы галактикаға дейінгі қашықтық белгілі болады.

Екі шексіздік жұлдыздар эволюциясының айырмашылығы.

Бұл екі шексіздік жұлдыздар эволюциясының 3негізгі ақырғы орны.Жұлдыздар эволюциясы процесінде оның күйі гравитациялық қысу күші мен ішкі қысым күшінің арасындағы тепе-теңдікпен анықталады,олар қысуға төтеп береді.эволюцияның ертедегі сатыларында ішкі қысым күші сәулелендіру қысымын көрсетеді.Ол термоядролық процесс реакция кезіінде жұлдыз қойнауында пайда болады. Термоядролық жанармайдың жануы кезінде сәулелендіру түседі және жұлдыз қысылады.Қысу ішкі қысымдағы басым рөл электронды газ қысымы айналмағанша болады.Гравитация электронды ядроға қысып жабуға тырысады,ал электрлік тебу күші бұған төтеп береді.Егер жұлдыз массасы кейбір шектен аз болса,(ол шек Чандрасекара деп аталады және 1,4күн массасына тең),онда гравитацияға электронды газ қысымын жеңе алмайды,және жұлдыз мәңгі ақ ергежейлі болып қалады.Егер жұлдыз массасы көбірек болса,онда электрондар ядроға батырады және жұлдыз нейтронды жұлдызға айналады.Метаморфты айтқанда ,мұнда протонның кері ыдырауы болады:электрондар гравитация әсерінен протонға қосылады және нейтрондарды түзеді және барлық жұлдыз бір үлкен алып атомдық ядроға айналады және ол нейтроннан тұрады.

Егер жұлдыз массасы кейбір шектен көп болса (ол Оппенгеймер-Волков шегі немесе 2,5-3күн массасына тең ) онда қысу жалғасады және жұлдыз құрылыссыз обьектіге айналады. Қашу жылдамдығы жарық жылдамдығына тең болады,горизонттағы уақыт тоқтатылады.

12. Ақергежейлілер, нейтронды жұлдыздар, қара құрдымдардың негізгі ерекшелігін көрсетіңіз.

Ақ ергежейлілер. Г – Р диаграммада бұл обьект төменгі сол жақ бұрышта орналасуы тиіс, себебі өлшемдерінің аздығынан температураның жоғарғы мәнінің өзінде де оның жарықтылығы аз болады. Жоғарғы суретте бұл ақ ергежейлілер аймағына сәйкес келетінін көреміз. Сондықтан, ақ ергежейлер аса тығыз жұлдыздар болып табылады, оның себебі термоядролық энергияның сутегілік көздері таусылған. Ақ ергежейлердің центіріндегі тығыздық 1см³-та жүздеген тоннаға дейін жетуі мүмкін. Ақырын суи отырып, олар тозғындалған газдың жылулық энергиясын сәулелей бастайды. Ақ ергежейлердің массасы өскен сайын оның қойнауындағы газ қысымы гравитациялық күшке қарсы төтеп бере алады. Сондықтан массасы үлкен ақ ергежейлер көбірек сығылады және олар үшін жұлдыз радиусының оның массасынан тәуелділігі дәлірек орындалады.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 коллапсқа ұшырайды. Егерде жұлдыз нейтронды болмаса, 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 нейтрондық күйге дейін сығылғанда оның магнит өрісінің кернеулігі 10 бірлікке дейін өседі. Бұл кернеулік атомдар пішіндегіден 1000-даған есе көп. Нәтижесі нейтронды жұлдыздың қатты қабатының шекарасында атомдық құрылым өзгереді. 10 К температурадада нейтронды жұлдыздың бетінде атомдар бейтараптығын (нейтралдығын) жоғалтпайды (кәдімгі жағдайда мұндай температурада газ әлде қашан иондалар еді). қара құрдымдар. Күн массасынан бірнеше көп есе массада тозғындалған нейтрондардың қысымы гравитациялық күштерге төтеп бере алмайды және жұлдыздың қайтымсыз сығылуына еш нәрсе бөгет бола алмайды (коллапс). Коллапстанушы жұлдыздың радиусы қандайда бір кризистік радиусқа (R) жақындағанда ерекше жағдай орындалады, R былайша анықталады: R=2c*m/r. Радиусы гравитациялық радиустан аз жұлдыздан жарық сәулелері шыға алмайды. Мұндай обьект физика заңдарына сәйкес өмір сүру керек деп есептегенімен, ол байқалмайды. Бұл, теориялық түрде жорамалданған жарықты жұтушы және өзіне басқа массаларды тартып алатын, сәуле шығармайтын обьектілер қара құрдымдар деп атайды. Шварцшильд радиусымен шектелген сфера ішінде заттың тығыздығы шексіз өсіп классикалық физика заңдары орындалмайды, мұнда тек жалпы салыстырмалық теория немесе релятивистік физика заңдары жұмыс істейді. Сондықтан нейтронды жұлдыздармен қатар қара құрдымдарды релятивистік обьект деп атайды.