6 Сурет. Тура және кері торлардың параметрлері арасындағы байланыс [28]
Кері
кеңістіктің координат басы болатын кез
келген
,
векторларын жүргіземіз. Осы векторлар
арқылы тура кристалға кері тор болатын
нүктелік тор құрылады. Тура тордың
элементар ұяшығының көлемі V, онда
|
0
|=
=
(1.11)
Осыдан,
(1.12)
,
векторлары арасындағы бұрыштарды
,
деп
белгілейік. Олардың шамасы бойынша
триэдрдің екіжақты бұрышына тең:
cos
=
cos
=
(1.13)
cos
=
Егер
кристалды тордың барлық бұрыштары тік
болса, олардың элементар трансляциялары
, кері
торға векторлары параллель және шамасы
жағынан кері болады Бұл қорытындыға
(1.5) формула арқылы келе аламыз. Шын
мәнінде де, бұл жағдайда элементар
ұяшықтың көлемі
V=abc,
ал векторлық көбейтіндісі [
]=bc
болады. Сондықтан,
Кері тордың элементар ұяшығының көлемі төмендегіге тең:
(1.14)
Мұндағы,
V
=1 (1.15)
Осылайша,
кері тордың элементар ұяшығының көлемі
,
кристал тордың элементар ұяшығына кері
шама болып табылады. Бұл қатынас барлық
кристалл торларға қолданылады. Кері
тордың кез келген векторы
тік кристалл тордың жазықтығына (HKL)
перпендикуляр, ал ұзындығы кері
жазықтықаралық шамаға тең [29]:
(1.16)
Сонымен, кері және тік ұяшыұтар бір- бірімен өзара байланысты. [[HKL]]* кері торының әрбір түйіні тік түйіннің (HKL) параллель жазықтықтарына сәйкес келеді. Кері тор, өзі Бравэ ұяшығы болып табылады.
2 НЕЙТРОНДЫ ЖҰЛДЫЗДАР ЖӘНЕ АҚ ЕРГЕЖЕЙЛІЛЕР
2.1 Компактті жұлдыздар
Компактты жұлдыздар - нейтронды жұлдыздар, ақ ергежейлілер, қара құрдымдар - нормаль жұлдыздардан кейін пайда болады, бұл дегеніміз, жанып тұрған ядролы жұлдыздың көп бөлігі жойылған кезде. Біздің галактикада миллиардтан астам ақ ергежейлілер, жүз миллиондаған нейтронды жұлдыздар және бірнеше жүз қара құрдымдар бар. Компактты женелерді зерттеу ең алдымен ақ ергежейлілерден басталды [30]. Оның құрылымын Ферми-Дирак статистикасымен анықтады және гравитациялық коллапстан оларды азғындалған электронды газдың қысымы ұстап тұрады. Бұл идеяны алғаш рет 1926 жылы Фаулер айтты. Уақыт өткен сайын аспанда жаңа жұлдыздар пайда болатындығы астрономдарға белгілі, бірақ мұндай жарқыраулар өте жиі болады. Жыл сайын жұлдыздар жүйесі - Галактикада астрономиялық бақылауға болатын ондаған жұлдыз пайда болады.Мысалы, 1885- 1920 жылдары әр түрлі галактикаларда 10 осындай тұтану пайда болды. Бұл тұтанулар галактиканың әр түрлі формаларымен (эллипстік, спиральды) бақыланды. Мұндай құбылыстар жүз жылда біп рет қана болады. 1934 жылы америкалық ғалымдар Цвикки және Бадее бұлжұлдыздарды "компактты" деп атады. Компактты құбылыс деп қарастырылған бұл жұлдыздың жарылысы нәтижесінде, айналасында 10000км/с жылдамдықпен таралатын тұмандық пайда болады. Егер, жұлдыз неге жарылысқа ұшырайды деген сұраққа теориялық жауап іздесек, онда ол ядролық энергияға байланысты болады. Жанып тұрған ядролық сутегіні бітіргенде, орталық аудандарда жұлдыздың даму эволяциясы біршама өзгереді. Даму эволюциясының соңғы кезеңіндегі жұлдыздың тепе- теңдік күйі, барлық даму процесінде өзгеріссіз қалатын бастапқы массасына тәуелді болады. Жұлдыздың идеал моделі, өзінің массасын сақтайды және айналмайды. Осындай оңайлатылған шешімге қарап, біз жұлдыздың мүмкін болатын даму эволюциясының қатарын келтіре аламыз. Егер, идеал жұлдыздың массасы 1,2 Күндікінен кіші болса, дамудың соңғы нәтижесі ақ ергежейлі жұлдыз болады. Ал, егер, 1,2 Күннің массасынан көп және 2,5 кіші болса, онда азғындалған газдың құрылымы тепе- теңдікте болады. Бұл, 1938 жылы Оппенгеймер мен Волковтың шешімдері бойынша нейтронды жұлдыз болып табылады. Егер, жұлдыздың массасы, 2,5-ке жуық болса, онда олар бір нүктеге сығылуы қажет, басқаша бұл құбылысты қара құрдым деп атаймыз. Сонымен, компактты обьектілер дегеніміз, жұлдыздар дамуының соңғы кезеңі. Жұлдыз өмір сүруін нейтронды жұлдыз, ақ ергежейлі немесе қара құрдым болып тоқтама, ол оның бастапқы массасына байланысты болады (7 сурет).
