7 Сурет. Компактты объектілердің даму схемасы [31]

Компактты жұлдыздардың нормаль жұлдыздардан айырмашылықтары төмендегіей:

- термодинамикалық қысымнынң әсерінен жанып тұрған ядролы жұлдыз гравитациялық коллапсқа төтеп бере алмайды;

- өлшемдері;

-жарықтылығы.

Мысалы, ақ ергежейлілер массасы M жеңіл жұлдыздардан пайда болады. Ал, нейтронды жұлдыздар мен қара құрдымдар массасы аса үлкен жұлдыздардан пайда болады. Нейтронды жұлдыздар үшін массасы 1,4-3 . Жұлдызды эволюцияның нәтижесінде массаға тәуелді жұлдыздардың нәтижесі анықталды (2 кесте).

2 кесте. Массаға тәуелді жұлдызды эволюцияның нәтижесі [32]

Масса диапазондары	Нәтижесі
	Өмір сүру уақыты Әлемнің жасынан асады
1≲	Ақ ергежейлі+ планетарлы тұмандық
(3 )≲	Массаны жоғалту А) көміртектің жануы Б) пульсациялық масса жоғалту және ақ ергежейліге көшу
(5 )≲	Ядроның сығылуы+ асқынжаңа+нейтронды жұлдыз (ақ ергежейлі)
(60 )≲	Тұрақсыздық

Астрономиялық бақылаулардың нәтижесінде, Галактикадағы "жойылған" жұлдыздарды есепке алып, қазіргі кездегі Галактикалдағы компактты жұлдыздардың тығыздығын және жалпы санын біле аламыз. Осындай бақылаулардың нәтижесінде, қазіргі кезде Галактикадағы басқа жұлдыздар сияқты компактты денелердің көп екендігіне көз жеткізуге болады (3 кесте).

3 кесте. Компактты денелердің сипаттық белгілері [33]

Обьект	Масса, M	Радиус, R	Орташа тығыздығы,	Беттік потенциал, GM/R
Күн			1
Ақ ергежейлі
Нейтронды жұлдыз
Қара құрдым		2GM/

Қара құрдымды ешқандай да жарық тастап кете алмайды. Сондықтан да, оңашаланған қара құрдым бақылаушыға қара болып көрінеді. Ал, нейтронды жұлдыздар, кері бета-ыдырау процесі нәтижесінде электрондар мен протондар жойылып, көп бөлігі нейтрондардан тұратындықтан өз атауын алды. Нейтронды жұлдыздар деп аталудың себебі, оның құрамының көп мөлшерін кері вета ыдырау реакциясының әсерінен протондар мен электрондар жойылып, тек нейтрондардың құрауы. Жұлдыздардың дамуының соңы нәтижесі болып нейтронды жұлдыздар болып табылады. Компактты жұлдыздардың пайда болуының негізгі факторы болып, жарылған жұлдыздың массасы болып табылады.

Ақ ергежейлілерді, ұзақ уақыт аралығында болатын суу процесінен кейін оптикалық телескоп көмегімен бақыласа болады. Нейтронды жұлдыздарды импульсты радиобастаулар немесе рентген шашыраудың периодты көзі ретінде бақыласа болады.

2.2 Ақ ергежейлілер теориясының дамуы

Қазіргі жұлдыздар дамуының теориясы бойынша, ақ ергежейлілер орта және кіші массалы жұлдыздардың соңғы даму кезеңінде пайда болады. Орталық аумақта кәрі жұлдыздың барлық сутегісі жанып біткенде, оның ядросы сығылуы және толықтай жанып бітуі тиіс. Сыртқы қабықтары қатты созылып, эффективті температурасы төмендеп, қызыл алыпқа айналады. Пайда болған жұлдыздың қабықшасы ядромен әлсіз байланысқан. Нәтижесінде, ол кеңістікте сейіледі. Кейін, қызыл алыптың орнында көп бөлігі гелийден тұратын өте жанғыш және компактты жұлдыз - ақ ергежейлі пайда болады. Өзінің жоғарға температурасына байланысты, ол ультракүлгін аралықта сәуле шығарады және қабықшада таралатын газды иондайды. Ақ ережейлілер- шамамен Күннің массасына тең, радиусы - 5000км, ал орташа тығыздығы- шамамен тең компактты денелер [34]. Бұл жұлдыздар өздерінің ядролық жануын аяқтап, суу процесі үстінде және жылулық энергиясын бітіруде. Ақ ергежейлілерде гравитация азғындалған электрондардың қысымына төтеп береді.

Енді бізге ақ ергежейлілердің асқын электрондардың гравитациясына төтеп бере алатындығы белгілі. Мысалы, Сириус қос жүйедегі Сириус В ақ ергежейлінің массасы қос жүйенің орбитасына Кеплердің 3- ші заңын қолдану арқылы анықтады. Ертеректе оның массасын 0,75- 0,95 аралықта деп есептеді. Жарықтылығы Күннің 1\360 жарықтылығындай болды. 1914 жылы У.С.Адамс, Сириус В жұлдызын , спектрлері жағынан өзінің нормаль серігі Сириус А жұлдызына ұқсайтын ақ жұлдыз деп айтты. Осындай спектралды өзгерістердің нәтижесінде , жұлдыздың эффективті температурасы 8000К, радиусы 18800км [35].

Ақ ергежейлілерге тән қасиеттер:

- радиусы Күннің радиусынан кіші болғанда, олар массасы жағынан қаты айырмашылықта болмайды;

- тығыздығы ;

- жарықтылығы өте аз болады, Күннің жарықтылығынан жүз есеге дейін кіші болады.

Радиусының кіші болғанына байланысты, олардың температурасы жоғары болады және аз жарықтылыққа ие болады. Ақ ергежейлілердің орталық бөлігіндегі жылулық энергия 15000К төмен температурада кристалдық тор түзетін иондардың тербелісінде орналасқан. Басқаша айтқанда, ақ ергежейлілер - жанып тұрған алып кристалдар. Ақ ергежейлілердің айқындылығы және жылуөткізгіштігі жоғары болады. Бұл жұлдыздардың айқындылығы Паули принципімен анықталады. Себебі, жарықтың жұтылуы электрондардың бір орбитадан екінші бір орбитаға өткендегі күйіне байланысты. Азғындалған газдың жылуөткізгіштігі жоғары болады. Мысал ретінде, қарапайым металдарды айтсақ болады. Ақ ергежейлілілердің айқындылығы мен жылуөткізгіштігіне байланысты, олар температураның өзгеруіне жол бермейді. Ал, мұндай жағдай орын алса, ол тек азғындалмаған аймақтың сыртқы қабықшасында ғана болады. Ақ ергежейлілер аз да болса сәулеленеді. Сутегі - ақ ергежейлілерде кездеспейді десе болады, себебі, олар жұлдыздың даму барысында жанып кетеді. Бірақ, спектроскопиялық бақылаулар ақ ергежейлілердің сыртқы қабатында сутегі болатынын көрсетеді.

Ақ ергежейлілер туралы теорияны Артур Эддингтон жалғастырды. "Жұлдыздардың ішкі құрылымы" кітабында Эддингтон Сириус В жұлдызы туралы: "Массасы Күннің массасы тең және радиусы Уран радиусынан кіші жұлдыз бар" деп айтты [36]. Сонымен қатар өзінің кітаптарында, Сириус В жұлдызындағы спектр сызықтарындағы қызыл ығысу туралы айтты. Жалпы салыстырмалы теориясын пайдаланы отырып анықталғын қызыл ығысу нәтижесінде M\R қатынасын анықтай аламыз. Эддингтонның қызыл ығысуы көмегімен ақ ергежейлілердің компактты табиғаты анықталды. Қарастырылып отырған жұлдыздың тығыздығы платинаға қарағанда 2000 есе тығыздау, ал кез келген обьекттің газ аккрециясының әсерінен қара құрдым пайда болуы мүмкін. Оның айтуынша, Ақ ергежейлілер Әлемде жиі кездесуі керек. Сол уақытта Күнге жақын орналасқан үш бірдей ақ ергежейлі жұлдыз кездесті. Эддингтон мынадай тұжырым жасады: "Аса жоғары тығыздық кезінде қарапайым газды жұлдыздар молекуланың мөлшеріне байланысты жойылады, және менің ойымша ақ ергежейлілер өздерін идеал газ сияқты ұстамайды". 1926 ж тамыз айында Дирак Фермидің алған мәліметімен Ферми- Дирак статистикасын тұжырымдады. Осы жылдың желтоқсан айында Фаулер Ферми- Дирак статистикасын пайдаланып компактты жұлдыздарды былай түсіндірді: ол гравитациялық коллапсты ұстап тұрған қысымды азғындалған электрондардың қысымымен теңестірді [37].

1930 ж Чандрасекаро азғындалған электрондар қатысатын жалпы салыстырмалы теорясы ескерілген ақ ергежейлілердің моделін жасады [38]. Сонымен қатар, ақ ергежейлілердің максимал массасы 1,4 тең екендігін айтты. Ал нақты массасы химиялық құрамына байланысты. Массасы 1 аспайтын ақ ергежейлілердің массасы мен радиусы арасындағы қатынасты анықтаудағы жалпы салыстырмалы теорияның рөлін ең алғыш рет Каплан талқылады. Оның қорытындысы: "Ақ ергежейлілердің радиусы 1,1· км- ден аз болғанда динамикалық тұрақсыздық болады".

Нейтрондар ашылғаннан кейін, кері бетта- ыдыраудың нәтижесінде, өте жоғары тығыздық кезінде электрондар протондармен әсерлеседі, және нейтрондар пайда болады. Кейіннен ақ ернежейлілерде бетта- ыдырау процесі болатыы анықталды. Шацман, Гаррисон, Ваканно және Уилер кері бетта- ыдыраудың нәтижесінде массасы 1 жоғары ақ ергежейлілер динамикалық тұрақсыз күйде болатынын айтты. Тұрақтылық тек электрондар мен протондар тығыз орналасқанда ғана болады. Мұндай жоғары тығыздық кезінде газ толығымен нейтрондардан құралуы керек. Қарастырылып отырған жағдайда дененің радиусы 10 км-ге жуық болуы тиіс. Осылайша, тұрақты компактты жұлдыз- нейтронды жұлдыздар пайда болады.

2.3 Нейтронды жұлдыздар эволюциясы

1934 жылы Бааде және Цвикки, граитациялық байланысы күшті байланысқан, өте үлкен тығыздыққа ие және радиусы айтарлықтай кішкентай обьектілер- нейтронды жұлдыздар идеясын ұсынды. Сонымен қатар, нейтронды жұлдыздар асқын жаңа жұлдыздардың жарылуының нәтижесігде пайда болатындығын айтты. Нейтронды жұлдыздың моделін ең алғаш рет Оппенгеймер мен Волков есептеп шығарған болатын. Олардың айтуынша, дене, тығыздықтары жоғары еркін электрондардың идеал газынан тұруы қажет [39].

Ең алдымен нейтронды жұлдыздың идеал газ күйін қарастырайық. Оппенгеймер мен Волков мынадай сандық нәтижелер алды: R= 9.6км, = 5 г\ . Бұл шамалар максимал массаға ие жұлдыздың параметрлері болып табылады. Нейтронды жұлдыз үшін Чандрасекара мәнінің шегі 5,73 тең. Салыстырмалы теория бұл мәнді екі себеп бойынша төмендетеді:

- нейтрондар релятивистік болғанда, мәнінің шегі максимал массаға ие болады;

- 5,73 - нейтрондардың тыныштық массасы. Ал толық массасы, жұлдыздардың гравитациялық энергиясына байланысты бұл мәннен кіші болады. Идеал нейтрон газдың күй теңдеуімен төменгі тығыздықтағы нейтронды жұлдыздарды Ньютонның политроптарымен жуықтауға болады.

R= 14.64 км,

М= 1,102

Осылайша, Оппенгеймер мен Волковтың есептеулерінде нейтронды жұлдыздың минимал массасы болмайды. М және болғанда R болады. Шын мәнінде, нейтрондар, бетта- ыдырау мен төменгі тығыздықта қатысты тұрақсыз болады. Нейтронды жұлдызда екі негізгі, ядро және қабықша аймақтары бар. Ал ядро, ішкі және сыртқы, қабықша- қатты қабық пен сұйық аймаққа бөлінеді.

Нейтронды жұлдыздың қабаттары [40]:

1. Беті ( = )- температура мен магнит өрісі, нейтронды жұлдыздардың көп бөлігінің күй теңдеуіне әсер ететін аймақ.

2. Сыртқы қабығы ( )- релятивистік азғындалған электрон газымен бетта тепе- теңдікте ауыр ядролардың кулондық торымен қатар өмір сүретін аймақ.

3. Ішкі қабық ( )- ағындағы электрон және нейтрон газымен бірге ядроның нейтрондарымен толтырылған тор.

4. Нейтронды сұйықтық( )- протондар мен нормаль электрондардың құймасынан тұратын нейтрондардан тұрады.

5. Ядро аумағы ( )- қатты нейтронды денеге немесе кваркты денеге өтуіне тәуелді болатын құбылыс.

Нейтронды жұлдыздардың түрі төмендегі параметрлерге қарай бөлінген [21]:

1. Нейтронды жұлдызға зат тасымалдайтын массасы төмен серіктесінің бар немесе жоқ болуына (жалғыз немесе екілік жүйеге кретін нейтронды жұлдыздар);

2. Мықты радиосәулелену (радиопульсарлар);

3. Нейтронды жұлдыздың қозғалысына байланысты (милисекундты пульсарлар және қарапайым нейтронды жұлдыздар);

4. Мықты радиосәулеленудің жоқтығына байланысты (баяу айналатын және өшетін радиопульсарлар);

5. Радиопульсардың жасы: жас және кәрі радиопульсарлар;

6. Радиосәулеленудің тіркелуіне байланысты;

7. Жүріп тұрған мықты немесе тұрақты рентген сәулелену;

8. Рентген тұтану.

ейтронды жұлдыздар немесе пульсарлар, белгілі бір уақыт аралығында импульс шығарып отырады. Олардың импульс шығаруы нейтронды жұлдыздың айналғанына байланысты болады. Мұндай жұлдыздардың магнит өрісі өте үлкен шамаға ( ) тең болғандықтан, импульстің бағыты магнит полюстері боймен бағытталады. Ешер, бұл сәулелену Жерге тиетін болса, онда Жер оны тіркейді.