Величина и свещение звезд

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

2.  ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ  ДАМУЫ

 

2.1.  Жұлдыздың пайда болуы, гравитациялық  сығылу кезеңі

 

Соңғы жүз жылдық уақытта астрономдар  көбінесе жұлдыздар ауырлық күші әсерімен сығылатын газ бұлттардан пайда болады деп тұжырымдаған.

І тарауда айтылғандай бұлттар  сығылу кезінде босанатын гравитациялық  энергияның бір бөлігі сәулеленеді, ал екінші бөлігі жұлдызды қыздыруға  кетеді. Сөйтіп жұлдыз центрінде температура  8*10⁶К асады. Сутегі атомы ядросы – протондар - өте жылдам қозғалатындығы соншалықты, дейтрондар түзеді. Одан әрі сутегінің «жануы» циклімен, яғни сутегінің гелийге айналуымен жалғасады.

Термоядролық энергия бөлінуі  жұлдыздың терең қойнауларының  қызуының одан әрі күшеюіне әкеледі. Газ қысымы өте артады да газдың одан әрі сығылуы тоқтайды. Міне осы кез жұлдыздың бас тізбекке шығу уақытын көрсетеді.

Даму процессі кезінде жұлдыздың  радиусының беті температурасының және жарқырауының өзгерісі электронды есептегіш  машина көмегімен есептелінеді.

Өткен ғасырдың 50-ші жылдарында жұлдыздың  дамуын сипаттайтын қисық «спекр – жарқырау» диаграммасында оның оң жақ төменгі бұрышынан басталып, бас тізбекке шыққанша протожұлдыздық жарқырауы жәймен және үздіксіз арта беретіндігін сипаттайды және де бұл  жерде жұлдыздың гравитациялық  сығылуы процесінде энергия тасымалдану  тек сәуле шығарумен ғана жүзеге асады деп есептелінген.

1961ж  Ч. Хаяши  (Жапония)  сығылушы протожұлдыздарда энергия  сәуле шығарумен емес, конвекция  арқылы тасымалданатынын көрсетті. Осыны өзгерту протожұлдыздардың  даму жолының сипатын, яғни  бас тізбекке шығу бағытын  елеулі өзгертті. Содан кейінгі  зерттеулер осы схемаға тағыда  көптеген қызықты анықтамалар  енгізді. Қазіргі кезде Күн  тәрізді жұлдыздардың түзілу  процессі  1980 ж. С. Шталер, Ф.  Шу және Р. Таам есептеулері  нәтижесі бойынша төмендегідей.

Жұлдыз қалыптасатын алғашқы газ  – шаң бұлттың бастапқы температурасы 50К , тығыздығы 10^-20 жуық және сәулеленуге мөлдір. Бастапқыда бұлттың сығылу процессі еркін түсу жылдамдығымен жүреді, ал сығылу уақыты

             формуласымен анықталады.

   Ал протожұлдыздың радиусы екі есе кемитін уақыт,

Бұлттың сығылу уақытын бағалауда  негізгі роль атқаратын тығыздықтың  бастапқы мәні, ал одан әрі сығылу үдемелі  екпінде жүреді.

Галактикада жұлдыз түзілу аймағының  орташа тығыздығы    болғанда    жыл.

Бұлттың сығылу процесінде оның орталық  бөлігінің тығыздығы мен температурасы  жылдамырақ артады. Сөйтіп протожұлдыздық, оған заттар шөгетін жұқа қабатпен қоршалған (шөгу аймағы), ядросы түзіледі (3- сурет).

Жоғарырақ соқтығысу кезінде төмен түсетін  заттардың күрт тоқтатылуы мен қызуы  болатын тұрғын тасқын толқыны орналасады.    Бастапқыда радиусы  10¹⁷ см бұлттың тасқынды фрактының радиусы см-ге  жуық. Есептеулерден протожұлдыз ядросы массасы жылына жылдамдықпен артатындығы анықталған. Ақырында протожұлдыз ядросы қалыптасқаннан 1000 жылдан соң оның массасы 0,01М, ал радиусы – 3,45    болады.

Ядроның массасы артуымен оның температурасы  бірте – бірте өсе береді, сығылу басталғаннан 20000 жылдан кейін температура 10⁶ К асады. Осы кезден бастап ядрода дейтрийдің «жануы», яғни оның гелийге айналуы басталады.

 

 

 

7- сурет

 

 Басталатын энергия ядроның  сыртқы қабаттарына конвекция  арқылы жүзеге асады. Жұлдыз  қалыптаса бастағаннан 50000 жылдан  кейін, массасы    құрайтын  жұлдыздың орталық бөлігінен  басқа, барлық бөлігін түгелдей  конвекция қамтиды.

Тасқын толқынының дәл фронтында  газдың фотосфера түзіледі. Бірақ  оның сәулеленуі тығыз газ – шаң  қабықшамен экрандалады да, заттар үдей протожұлдыздық цетріне түседі. Газдың фотосфераның сәуле шығаруының әсерімен центрден жуықтап  10¹³ см қашықтықта шаңды бұзу фронты түзіледі, оның температурасы ~ 2000К. Төмен қарай қозғалатын қабықша ішкі жақтан келетін сәуле ағынымен жылынады да оның оның радиусы сыртқы шегі инфрақызыл диопазонды кванттар шығатын өзіндік бір шаңды фотосфера түзеді. Оның эффективтік температурасы ядро құрылғанна 1000 жыл өткен соң – 116К, 100000 жылдан соң ядросы массасы Күн массасы шамасына жеткенде 414К болады.

Массалары әртүрлі протожұлдыздар үшін оның параметрлерін есептеуді  И. Ибен (АҚШ) жүргізген, оның нәтижелері (4- сурет) көрсетілген.

Жұлдыздардың массасы (М бірлігімен) сәйкес қисықтың оң жағы да, ал сол жағында  протожұлдыздың сығылуы созылған және оның бас тізбекке шыққан  уақыттары көрсетіген.

Жуықтап бұл уақыт мына формуламен анықталады.      

     (1.8)

«Спектр - жарқырау» диаграммасындағы жұлдыздың траекториясының нақты  сипаты жоғарыда көрсетілгенен өзгеше болуы да мүмкін. Себебі барлық күндік энергияның конвекциямен тасымалын  сипаттайтын т.с.с. «математикалық тілді» таңдауда.

 

 

 

8– сурет

 

Бұл есептеулерде жұлдыздың даму жолдарына  оның өз осінен айналуы, сонмен бірге  бұлтқа кірісіп жатқан магнит өрісінің қалай әсер ететіндігі жеткілікті қарастырылмаған. Дегенмен, жоғарыдығы есептеулер нәтижесі бақыланып отырған көптеген инфрақызыл және лазерлік көздердің біздің көз  алдымызда туындап жатқан жұлдыздар  екендігін толық сеніммен тұжырымдауға мүмкіндік береді.

Жұлдыздар түзіліп жатқан аймаққа  Орион шоқжұлдызы мысал бола алады. Қазіргі кезде жүзден аса белгілі  Хербига – Аро объектілері  де жұлдыз түзілу процесінің өзіндік  көрінісі.

 

 

 

 

 

 

2. Ядролық реакция негізінде дамуы.

 

Жұлдыздың одан әрі жаймен сығылуы  оның ішкі температурасы сутегінің  гелийге айналу термоядролық реакциясы  мүмкін болатындай болғанша артқанға дейін жүреді. Осы кезде жұлдыз өзінің массасына сәйкес бас тізбектегі орнына барады. Сонымен, Герцшпрунг – Рессел   диаграммасындағы бас тібек, әртүрлі массалы жұлдыздар өмірінің олардың қойнауындағы энергия сутегінің «жануы» нәтижесінде бөлінуі кезеңіндегі орнын сипаттайтын нүктелердің геометриялық орнын сипаттайтын нүктелердің геометриялық орны.

Есептеулер протокүннің радиусы   -дан -ға дейін сығылуы 20 млн. жылға созылғанын көрсетеді. Массалары үлкенірек протожұлдыздар бас тізбекке массалары кішілерге қарағанда тезірек дами жетеді. Массасы ₀ протожұлдыз үшін жыл, ал ₀  протожұлдыз үшін жыл қажет.

Жұлдыздардың нағыз жұлдыздық  өмірі ол сутегіні «жандыруға» қабілетті  болған кезщден басталады.

Жұлдыздардың бас тізбекте болуы  олардың қойнауында ядролық жану заты – сутегі таусылғанша созылады. 1942ж. М. Шенберг пен С. Чандрасекар (АҚШ) жұлдыз бас тізбекте оның центрінде  массасы 10- 12%  Күн массасындай  гелийлік ядро түзілгенше болатынын  анықтады. Жұлдыздың осындай Шенберг-Чандрасекар  шегіне жету уақыты

формуласымен анықталады.

Мысалға, массасы  ₀ жұлдыздар бас тізбекте бірнеше миллион  жыл  тұрады , ал  Күн  сияқты ₀ жұлдыздар 10 млрд. жыл ₀ жұлдыздар жуықтап 100  млрд жыл тұрады .

Жұлдыздық центрінде   сутегі  таусылуына  қарай  заттардың  мөлдір еместік  коэфициенті  үздіксіз азая береді. Бұл  жұлдыздың  үздіксіз қайта  құрылуына  әкеледі, яғни оның  ядросы  сығыла  береді , ал  қабықшасының  созылуы  арта  береді. Және потенциалдық  энергияның бір бөлігі жылуға  кетеді  де  орталық аймақтың температурасы  арта  береді. Сутегіден  гелийдің  синтезделу  ядролық  реакциясы  ядроны  тікелей  қоршап тұрған жіңішке  қабатта  жүреді. Сутегінің жануына  қарай  гелийлік  ядро  массасы  бірте-бірте  артады. Бұл  ауырлық  күшінің  артуына , ядроның одан  әрі  сығылуына және оның  температурасының  артуына  әкеледі .Жұлдыздың  жарқырауы  да  артады. Энергия  сыртқа  сәуле  шығару  арқылы тасымалданып  үлгерілмеді  де  конвекция  басталады. Ядроның  сығылуы  мен температурасы  онда  ауырырақ  химиялық элементтер синтезі  термоядролық  реакциясы басталғанша  арта  береді. Мысалы, жүздеген миллион  температурада  гелий  атомының  үш  ядросы бірігуіне  көміртегі  атомы синтезделеді, содан кейін  жоғарырақ температурадан  оттегі, неон  және  т.б.  түзіледі.  Бұндай  жағдайда ядроның сығылуын тоқтататындай  өте  үлкен  энергия бөлінеді. Синтезделу  реакциясы  темір  атом  ядросы  түзілгенше жүреді. Ауыр  химиялық  элементтер түзілуі энергия  шығындалуын қажет  етеді  де жұлдыздардың  суынуына  әкеледі.

Ядрода  сутегі  жанып  болғаннан  кейін жұлдыз  бас  тізбектен  кетіп, жұлдыздың  массасына  байланысты   қызыл  алыпқа немесе аса  алып жұлдызға   айналады .

Егер  жұлдыз  массасы М<1,2М₀ ядродан сутегі  таусылған соң ядро  сығыла  бастайды. Бірнеше ондаған мың жылдаған  кейін жұлдыз  ядросы  өлшемі  бірнеше мың километрге  жетеді, ал  тығыздығы бірнеше жүз жетеді. Бұл кезеңде ядроның сығылуы азғындалған газ қысымымен тоқталады,  яғни жұлдыз ақ  ергежейлі жұлдыз  болады  . Осы кезде жұлдыз  қабықшасы дейін ұлғаяды, ал  жұлдыз  қызыл алып  болады Тез арада қабықша ядродан ажырайды  да  жұлдыздың орнында   ақ ергежейлі   жұлдыз және  ұлғаюшы қабықша, яғни  планетарлық тұмандық  қалады. Бірнеше ондаған мың жыл бойы  ұлғая беретін қабықша жұлдызаралық  ортада  таралады, ал  ақ  ергежейлі жүздеген  мың жыл бойы сығылу  кезінде жинақталған жылулық энергияны шығарады. Осындай тағдыр  біздің  Күнде де 5 млрд жылдан  кейін болады.

Егер  жұлдыз  массасы  М>1,2М  болса  онда  массасы  үлкенірек  ядроларда температура  100  млн., тіпті  млрд. градустарға  жетеді. Бұндай  жұлдыздар ядроларында  кремний түзілгенге  дейін  термоядролық  реакция болуы  мүмкін.

«Спектр-жарқырау» диаграммасында жұлдыз  ядродағы  сутегі  жанып  болғаннан  кейінгі дамуында  қызыл  алыпқа  немесе аса  алыпқа айналып оң  жақ  жоғарыға  ығысады. Егер  жұлдыз  массасы 5М₀ үлкен болса, сығылуға  қарай ядрода  температура 2·10⁸ К арта  бастағанда  онда  гелийдің  жану  процесі басталады. Бұл кезде жұлдыздың сыртқы  қабатында қайта құрылу  жүреді: қабықшадағы конвекция сөнеді де жұлдыз  өлшемі  біршама азаяды. «Спектр-жарқырау» диаграммасында жұлдыз  бірнеше жүз мың жылдар  бойы горизонталь бағытта солға қарай бас тізбекке  дейін жылжиды . Ядродағы  гелий қоры  бойына ядро  сығыла  бастайды  да жұлдызда  қайтадан  күшті конвективтік  қабықша пайда болады.

 

3. Дамудың  соңғы  кезеңі

 

Массасы М<1,2М₀ жұлдыздардың дамуының соңғы кезеңі – ергежейлілер. Егер жұлдыз массасы   М>1,2М₀  болса, онда қойнауында тығыздық жеткеннен соң сығылу тоқталмайды. Ауырлық күшінің үлкендігі соншалықты азғындалған электрондық газ қысымының сығылуына қарай ауыр элдементтерінің қарапайымырақ элементтерге ыдырауы және заттардың «нейтрондану» реакциясы жүреді. Жұлдыздардың алдыңғы даму кезеңдерінде пайда болған, атом  ядросы құрылымына кіретін протондарақырында нейтрондарға айналады. Егер ядро массасы 3М кіші болса, оның сығылуы тығыздық болғанда  тоқтайды. Бұндай тығыздықта Паули тиым салуы принципі бойынша нейтрондық газда заттың одан әрі сығылуына мүмкіндік бермейтін тебіліс күші әсер етеді. Бұндай жұлдызды ңядросы нейтрондық жұлдыз болып табылады.

Ядроның нейтрондық жұлдыз өлшеміне дейін сығылуы жылдам болатындықтан  сығылуға керегі болатындай күш болмайды. Ал ядро бетімен, төмен құлайтын қабық  заттары соқтығысуы кезінде жоғары қарай таралатын күшті екпінді  толқын пайда болады. Нәтижесінде  жұлдыздың қабықшасын лақтыруы басталады  да аса жаңа жарқырау сияқты байқалады.

Келтіріліп отырған жұлдыз дамуы  теориясы шеңберінде нейтрондық жұлдыздарда  үлкен магнит өрісі мен жылдам айналыс болатындығы болжамданады. Бұлай болуы жұлдыздың сығылуы  процесінде импульс моменті мен  магнит ағынының сақталу заңдарынан. Егер жұлдыздың бастапқы параметрлері ,   және  осінен айналу периоды күн болса, онда магнит ағынының сақталу заңынан   Ф нейтрондық жұлдыздың магнит өрісінің кернеулігі

ал импульстің моментінің сақталу  заңынан  айналыс периодының

екендігі шығады. Мұнда  деп алынған. Алайда аса жаңа жарылыс процесінде  магнит  ағыны мен импульс моментінің бір бөлігі қабықшамен жұлдыз аралық ортаға шығарылуы. Бұндай құбылыстарды ескерсе жоғарыдағы алынған шамалар біршама өзгеруі мүмкін.

Массасы М>3М үлкен жұлдыздар дамуы нәтижесінде оның центрінде қара құрым пайда болады. Шындығында, егер радиусы Rg гравитациялық радиусқа ұмтылса, оның бетінде ауырлық күші шексіздікке дейін артады, сондықтан азғындалған нейтрондық газ қысымы оған қарсы тұра алмайды. Нәтижесінде жұлдыз заты, радиусы Rg Шватцшильд сферасы астына кетеді.

Жұлдыздардың  дамуымен химиялық элементтердің пайда  болуы туралы мәселе тығыз байланысты. Егер сутегі мен гелий ұлғаюмен Әлем дамуының ерте кезеңінен қалған элементтер болса, онда ауыр элементтер тек жұлдыздар  қойнауындағы термоядролық реакциялар кезінде пайда болады. Жұлдыз дамуының соңында массасына байланысты не жарылады, немесе өз затын лақтырады. Сол себепті жұлдыз аралық ортаға ауыр элементтермен байытылған заттар келеді. Олардан заты бұрынғыдан да көбірек ауыр элементермен байытылған жұлдыздар түзілуі мүмкін. Мысалға  Күн – бір кездері жұлдыз қойнауында болған және ауыр элементтермен байытылған заттардан түзілген екінші ұрпақ  жұлдызы.

  

ЗЕРТТЕУ БӨЛІМІ

 

1. Абслолют жұлдыздық шама және  жұлдыздардың жарықтылығы

 

Осы кезге дейін біз аспан  шырақтарының Жерден байқалатын жарқырауы  жөнінде айттық және оларды жұлдыздық  шама бойынша ажыратып келдік. Бірақ  көрінетін деп жиі айтылатын  бұл жұлдыздық шамалар жұлдыздардың кеңістіктегі барынша әр түрлі қашықтықтарға  шашырап жатқан сәулелері жөнінде  нақты, шын ештеңе бермейді. Жұлдыздардың шын сәулесін немесе жарықтылығын білу үшін лабораториядағы физикалық  екі түрлі жарық көзінің жарықтылығын айырғысы келгенде физиктің не істейтінін қайталау қажет болады: ол оларды өлшеуіш  құралдан (фотометрден) бірдей қашықтыққа орналастырып, оның көрсетуі бойынша  бір жарық көзінің екіншіден  қанша есе жарығырақ екенін ажыратар еді.