| Класс | Масса
| Жарқырау
| Радиус
| Жұлдыздық центрдегі | Энергия көзі | Фотосфера | |||
| Т (k) | p (г/см3) | p (г/см3) | Т (k) | Биіктік (км) | |||||
| BO V | 3·103 | 3·107 | C-N | 10-9 | |||||
| G2 V | 1,5·107 | p-p | 10-7 | ||||||
| KO V | 0,5 | 0,5 | 0,6 | 107 | р-р | 3·10-7 | |||
| KO III | 1,3 | 2·102 | 4·107 | 3,5·105 | Ядроны қоршаған жұқа қабатта р-р | 10-8 | |||
| AO VII | 0,9 | 10-3 | 10-2 | 107 | 1,5·107 | Жылулық энергия | 10-6 | 0,01 |
Сұрақтары: 1. Жұлдыздардың анықталатын көрсеткіштерінің арасындағы байланысы. 2.Герцшпрунг-Рессел диаграммасы. 3.Негізгі тізбектер. 4.Төтенше алып, қызыл алып, ақ ергежейлілер.
Ші лекция. Қос және еселі жұлдыздар. Спектрлікқос, тұтылмалы-айнымалы жұлдыздар. Физикалық айнымалы жұлдыздар.Пульстік айнымалылар. Ұзақ периодты айнымалылар. Бұрыс айнымалылар.
Ос жұлдыздар.
Кеңістікке жақын орналасатын сол себептен өзара физикалық әсерлесетін екі жұлдыз қос жұлдыз болады. Осындай қос жұлдыздардың әрбіреуі физикалық пар жұлдыздың компоненті болады. Кейбір жағдайда үш, төрт, с. т. б. жұлдыз осындай жүйе құруы мүмкін. Қос жұлдыздар әлемде жиі кездеседі, сондықтан оларды зерттеудің маңызы өте зор. Жұлдыздың қос екендігін визуалды, фотометрлік, спектрлік әдістермен анықтауға болады. Әдістерге байланысты қос жұлдыздарды осындай түрлерге бөледі, бірақ физикалық жағынан осы парлардың ешқандай айырмашылығы болмайды.
Визуалды – қос жұлдыздар. Жердегі бақылаушыдан алыс, бірақ өзара кеңістікте жақын орналасатын жұлдыздар жай көзбен бақылағанда бірігіп көрінеді. Осындай жұлдызды телескоптың көмегімен бақылаған жағдайда, екеуі бөлек жеке көрінеді. Осындай қос жұлдыздарды визуалды қос жұлдыздар деп атайды. Қос екендігін көп жылдық телескоптық бақылаудан анықтайды. Физикалық қос жұлдыздың компоненттері жалпы массалық центрді конус қимасы (көп жағдайда эллипс) бойынша айналып қозғалады.
және
позициялық бұрыш 
-ны өлшейді. Позициялық бұрыш деген екі жұлдызды қосатын АВ түзуінің дүниенің солтүстік Р полюсінен бұрыштық қашықтығы. Осындай бақылаулардың нәтижесінде нөлден 
дейін және периодты түрде өзгеретіндегі көрсетілсе, осы екі жұлдыз қос екендігі дәлелденеді. Осындай визуалды – қос жұлдыздар бізге жақын орналасатын жұлдыздар арасында кездеседі.
Компоненттері бір-біріне алыс (ондаған мың астрономиялық бірліктер) орналасатын жұлдыздардың орбиталдық қозғалысы өте баяу болғандықтан, жоғары әдіспен қос екендігін дәлелдемейді. Олардың қос екендігін кеңістіктегі қозғалысының ортақ болатындығы көрсетеді. Мысал ретінде ВД + 40 4 048 жұлдыздың серігінің ашылуы келтірілісін. Осы жүлздыздың ете үлкен өздік қозғалысы болатын. Өздік қозғалысы 
. “59, бағыты 
. Осы жүлдыздан 74” қашықтықта 18m-шамалы жүлдыздың 
бағытта мәні ”, 45 өздік қозғалысы бар екендігі анықталды. Осы екі жүлдыздың өздік қозғалыстарының шамаларымен бағыттары өте жақын болғандықтан қос жұлдыз деп есептейді.
Компоненттердің жұлдыздық шамаларының айырымы үлкен болғанда жарық жұлдыздың маңайында серікті көру өте қиын, кейбір жағдайда тіпті мүмкін емес. Бұл жағдайда қос екендігі жарық компоненттің қозғалысы бойынша анықталынады. Жеке жұлдыз аспанда үлкен шеңбердің доғасы бойынша қозғалатын болса, қос жұлдыздың компоненті осы доғадан екі жаққа қарай ауытқып бір ирек қисық бойынша қозғалады. Осындай қос жұлдыздардың мысалы – Сириус, Процион. Екеуі де қос жұлдыздың компоненті болып шықты, серіктері жарқырауы азғантай ақ ергежейлілір.
Спектрлік-қос жұлдыздар. Кейбір жұлдыздардың спектрінде спектрлік сызықтардың екі жаққа қарай периодты ығысуы байқалынады. Осындай жұлдыздар компонеттерінің бүрыштық арақашықтығы 0,”05 аз болатын қос жұлдыздар екендігі анықталды. Бұл жұлдыздар тіпті өте күшті телескоппенде жеке-жеке көрінбейді. Сондықтан, жұлдыздардың қос болуы тек спектрлік әдіспен көрсетілетін жұлдыздар спектрлік-қос жүлдыздар болып табылады. Қос жұлдыздың спектрлік сызықтарының ығысуы болу үшін бұл жұлдыздардың орбиталдық жазықтығы сурет жазықтығына көлбеу орналасуы керек, компоненттердің орбиталдық жазықтығымен бақылаушының көру бағытының арасындағы бұрыш 900 болмауы керек.
Егер бақылаушы компонеттердің орбитасының жазықтығында орналастын болса, қос жұлдыздың әрбіреуі өзінің орбиталдық қозғалысы саласында не бақылаушыға жақындайды, не алыстайды. Допплер эффекті бойынша жарық көзі жақындағанда спектрлік сызықтар күлгін, ал алыстағанда- қызыл облысқа ығысады. Осы ығысулардың периоды орбиталдық қозағалыстың периодына тең болады. Сол себетен қос жұлдыздардың спектрлік сызықтары қосарланып, периодты түрде орташа орыннан екі жаққа қарай ығысады, қос жұлдыздың бір компонентінің жарқырауы екіншісінен әлде қайда көп болғанда, қосарлану байқалмай, тек сызықтардың ығысуы байқалады. Спектрлік сызықтардың ығысуы 
бойынша қос жұлдыз жүйесі туралы көп мәліметтер анықтауға болады: айналу периоды, эксцентриситет, массалар.
Қазіргі кезде 2500 спектрлік – қос жұлдыздар белгілі.
Фотометрлік қос жұлдыздар.Тұтылмалы-айнымалы жұлдыздар. Қос жұлдыздың орбитасының жазықтығы көру бағытында орналасқан жағдайда бір жұлдыз екінші жұлдыздың алдынан өтіп, қос жұлдыздан келетін жарық ағыны периодты түрде өзгеріп отырады. Бір-біріне жақын ораналасатын және жұлдыздық шамасы периодты түрде өзгеретін қос жұлдыздар тұтылмалы-айнымалы қос жұлдыздар деп аталады. Осындай жұлдыздардың қос екендігі фотометрлік әдіспен анықталған себептен, бұларды фотометрлік қос жұлдыздар деп де атайды. Жарқырауы көп болатын жұлдызды бас жұлдыз деп екенішісін оның серігі дейді. Жұлдыздық шаманың уақытқа байланысты өзгеру графигін жарқырау қисығы деп атайды. Жұлдыздың көрінерлік жұлдыздық шамасы ең аз, немесе жарықтылығы ең көп болған уақыт моментін максимум дәуірі, ал жарықтылығы ең аз болған уақыт моментін минимум дәуірі деп атайды. Максимумдегі және минимумдегі жұлдыздық шамалардың айырмасы амплитуда, екі қатар минимумның уақыт аралығын айнымалдылықтың периоды деп атайды.
Қазіргі кезде белгілі фотометрлік-қос жұлдыздардың саны 3000.
Жарықтылық қисығының формасыны байланысты осы жұлдыздарды үш түрге бөледі: 1. Алголь (Персейдің 
) тәріздес қос жұлдыздар: бұл жұлдыздардың жарықтылығының екі анық көрінетін минимумдерінің шамалары арасында көрінерлік жұлдыздық шамасы өзгермейді; 2. Лира шоқжұлдызының 
-сы тәріздес жұлдыздар: екі минимумнің шамалары әртүрлі болып, олардың арасында жарықтылық үнемі өзгереді; 3. Үлкен Аюдың β -сы тәріздес жұлдыздар: екі минимумнің шамалары бір-біріне жақын (4-сурет). Қазіргі кезде белгілі фотометрлік қос жұлдыздардың периодтары 81,5 минуттен 57 жыл аралығында.
4-сурет. Жұлдыздардың жарқырау қисықтары
Жарықтылық қисығы бойынша қос жұлдыздардың периодын, орбитаның көлбеулігін, эксцентирситетті анықтайды. Минимумдердің ұзақтылығы бойынша компонеттердің радиустерінің қатынасын, ал минимумдердің тереңдігі бойынша екі жұлдыздың жарқырауларының қатынасын табуға болады.
Фотометрлік қос жұлдыздардың спектрлік сызықтары периодты ығысуда болып, осындай жұлдыздар спектрлік әдістермен де зерттеледі. Сондықтан осындай қос жұлдыздар туралы бақылаудан көптеген мәліметтер табуға болады.
Тығыз қос жұлдыздар. Арақашықтары жұлдыздардың радиустеріне жақын болатын қос жұлдыздар тығыз қос жұлдыздар болады. Орбиталдық қозғалыстың периоды 100 тәуліктен аспайды, жылдамдықтары 300-350 км/с. Тасу күштерінің әсерінен осындай жұлдыздардың формалары өзгеріп эллипсоид тәріздес болады. Әрбір жұлдыздың гравитациялық өрісінің потенциалы
|
, нүктесінен өтеді. Осы беттің ішіндегі кеңістік Роштың ішкі кеңістігі /полость/ деп аталады.
Жұлдыздың сыртқы қабаттары Рош кеңістігінен шығатын болса, газ бір жұлдыздан екінші жұлдызға қарай жылжыйды, немесе екі жұлдызды қоршайтын газ қабыршығын құрайды. Лира шоқжұлдызының жұлдызы осындай жүйе құрады. Спектрлік әдіспен екі жұлдызды қоршаған газ қабаты және әрбір жұлдыздан екінші жұлдызға бағытталған екі газ ағыны ашылған.
Осындай тығыз жұлдыздар арасында көптеген ерекше қызықты жұлдыздар ашылған: жаңа жұлдыздар, Вольф-Райе жұлдыздары, қосарланған рентген сәулеленуін шығыратын объектілер.
Физикалық айнымалы жұлдыздар. Көптеген жұлдыздардың жарқырауының өзгеруі осы жұлдыздардың ішкі қабаттарында жүретін физикалық процестерге қатысты болады. Осындай жұлдыздарды физикалық айнымалы жұлдыздар деп атайды. Қазіргі уақытта 30000-ға жуық физикалық айнымалы жұлдыздар ашылған. Айнымалдалығының сипатына байланысты оларды екі үлкен топқа бөледі. Біреулерін – пульстік айнымалы, екіншілерін – эруптивтік айнымалы жұлдыздар деп атайды. Пульстік айнымалы жұлдыздардың жарқырауының өзгеруі осы жұлдыздардың радиусымен эффективті температурасының өзгеруіне тәуелді болады. Эруптивтік айнымалы жұлдыздардың жарқырауы жұлдыздың ішкі қабаттарында жүретін жарылу процестеріне байланысты өзгереді.
Айнымалы жұлдыздар ерекше белгіленеді. Әрбір шоқжұлдыздың бірінші 334 айнымалы жұлдыздары латын алфавитінің бір немесе екі әріпімен 
қалғандары 
т.с.б. белгіленеді.
Өзара ұқсас айнымалы жұлдыздар біріктіріліп, ең бірінші ашылған жұлдыздың атауымен аталады. Мысалы, Бикеш шоқжұлдызының W жұлдызы тәріздес. Торпақ шоқжұлдызының Т жұлдызы тәріздес, т.с.б.. Қысқарақ осы түрлердің аталуы Бикештің W-сы. Торпақтың Т-сы тәріздес айнымалылар болады. Цефейдің δ-сы тәріздес айнымалы жұлдыздарды цефейдтер, ал Лираның RR-ы тәріздес айнымалы жұлдыздарды лиридтер деп атайды.
Пульстік айнымалы жұлдыздар. Осы топқа жататын жұлдыздар бірнеше түрлерге бөлінеді. Негізгі түрлері цефейдтер, Бикештің W-сы тәріздес, лиридтер, ұзақ периодты
айнымалылар, жартылай дұрыс айнымалылар, дұрыс емес айнымалылар болады. Пульстік айнымалы жұлдыздардың жалпы саны 15000.
|
/ деп аталады.
Цефейдтердің жарқырауының өзгеруінің амплитудалары 
болып, периодтары І тәуліктен 70 тәулікке дейін созылады. Цефейдтер F, G спектр-лік класстарына жататын алып немесе төтенше алып жұлдыздар болатындығы анықталған. Цефейдтердің жарқырауы қисығының /көрінерлік жұлдыздық шаманың уақытқа тәуелдігінің графигі/ түрі симметриялық болмайды: Жарқырау жылдамырақ артып, баяу кемиді /6-сурет/. Цефейдтердің көрінерлік жұлдыздық шамасымен бірге эффективтік температурасы /Т/, спектрлік классы, сәулелік жылдамдығы / 
/, радиусы /R/ өзгереді.
Цефейдтердің осы ерекшеліктері олардың атмосфераларының периодты түрде пульсацияланатындығын көрсетеді. Демек, жұлдыздың көлемі периодты түрде үлкейіп азаяды. Осындай құбылысты пульсация деп атайды. Пульсация болу үшін жұлдыздың атмосферасында дұрыс тербелістер сақталатын физикалық шарттар орындалу керек.
Қалыпты немесе нормаль жұлдыздырадың ішкі қабаттарында гравитациялық орнықтылық сақталады, яғни әрбір элементар заттар көлемі тепе-теңдікте болады. Жұлдыздың тепе-теңдігі гравитациялық және газдың ішкі қысымының күштерінің өзара тең болуымен түсіндіріледі. Осы теңдік бүзылған жағдайда жұлдыздың көлемі не артады, не кемиді. Тепе-теңдікке қайтып оралу үшін жұлдыздың заты тербеліс қозғалысына келуі мүмкін. Осындай тербелістердің дұрыс күйін сақтауға энергияны қамтамасыз ететін механизм керек. Бұл энергия жұлдыздың сәулеленуінен пайда болады, ал тербелістердің дұрыс күйінің сақталуы атмосфераның жоғарғы қабаттарының мөлдірлігінің өзгеруіне байланысты екендігін анықтаған. Осы құбылыстардың мөлдірлігі гелийдің күйіне тәуелді болады. Гелий толық иондалған жағдайда мөлдірлік артады, төменгі қабаттардан шыққан сәулелік энергия жоғарғы қабаттарға бөгетсіз тасымалданады. Егерде гелий толық иондалмай бейтарап күйінде қалатын жағдайда осы атомдар ультракүлгін сәулелерді толық жұтып, жоғарғы қабаттарға тасымалданатын энергия мөлшері кемиді. Энергия кемігенде зат суиды, яғни температура кемиді.
Енді тепе-теңдік жағдайы бұзылған және атмосферасының жоғарғы қабатында гелий иондалған күйінде кездесетін жұлдызды қарастырайық. Сол кезеңде жұлздызың көлемі арта бастасын. Сонда көлемі, артқанда, температура кемиді, гелий иондалған күйінен нейтрал күйіне айналады. Осы жағдайда бұл қабаттың мөлдірлігі азайып, сәулелену жұтылып, жұлдыздың көлемі кеміп, температура артады. Температура артқанда гелий толық иондалады, осы қабаттың мөлдірлігі артады, сәулелену кедергісіз бұл қабаттан өтіп, жұлдыздың көлемі ұлғаяды. Бастапқы жағдай қайталанып, жұлдыздың атмосферасы пульсацияланады. Жұлдыздың жарқырауы, спектрлік классы, темпетарусы, радиусы периодты түрде өзгереді.
Осындай жұлдыздардың периодтары өздерінің массаларына тәуелді:
,
Р – период, R-радиус, т – масса.
Жоғарғы өрнекке массаның орнына жұлдыздың орташа тығыздығын апарып қойған жағдайда төмендегі өрнек шығады:
Р – тәулікпен алынған период. 
Күннің орташа тығыздығымен алынған орташа тығыздық.
|
Жұлдыздардың жарықтылығы массасына тәуелді болғандықтан және жоғарыдаға өрнектерді еске алса, цефеидтердің периоды мен жарықтылығы өзара тәуелді болатындығы түсінкті. Осы тәуелділік алғаш бақылаудан табылған. Қазіргі уақытта период-жарықтылық тәуелділігі тек цефейдаларға емес, лиридтерге де, 
тәріздес айнымалыларға да орындалатыны анықталған (7-сурет). Осы тәуелділіктің астроно-мияда маңызы өте зор, себебі оның
көмегімен алыс объектілердің қашықтығын анықтауға болады. Бақылау нәтижесі жұлдыздың айнымалдылығының Р периодын және жұлдыздық т көрінерлік жұлдыздың шамасын береді. Жоғарғы тәуелділік графигінен Р периоды бойынша, М абсолюттік жұлдыздық шамасын табамыз. Абсолюттік жұлдыздық шама төменгі өрнекпен анықталған:
r – парсекпен алынған қашықтық. Соңғы өрнектен r-ды есептейді,
Лиридтер. Бұл айнымалы жұлдыздардың периодтары 80 минуттен 1,2 тәулікке дейін жетеді, ал жарқырау қисықтарының формалары цефейдтердікіне ұқсас болады /8-сурет/.
Жарқырауларының амплитудасы 1 т тең болады. Лиридтер А спектрлік классының алып жұлдыздары және абсолюттік жұлдыздық шамалары 0 т жақын болады, демек осы жұлдыздардың жарықтылығы күннің жарықтылығынан 100 есе артық болады.
|
-сы тәріздес айнымалы жұлдыздардың саны 40-қа жуық. Айнымалдығының сипаты бойынша бұл жұлдыздар лиридтерге ұқсас, бірақ амплитудалары азырақ / 
/ болады. Периодтары 3-6 сағат, алып ыстық жұлдыздарға жатады.
Жоғарыда айтып өткен айнымалы жұлдыздардың жарқырауының өзгеруі дұрыс болады, яғни олардың периодтары, амплитудалары өз мәндерін сақтайды. Осындай пульстік айнымалы жұлдыздармен бірге жарқырау қисығының сипаты өзгермелі болатын пульстік айнымалылар көзге жақсы түседі. Осы жұлдыздардың жарқырау қисығында бірнеше терең және таяз минимумдер кездеседі /9-сурет/ амплитудалары 
ден 3 m,5, ал периодтары 30 тәуліктен 150 тәулікке дейін болады. Торпақтың
9-сурет. Дұрыс емесе айнымалдылардың жарқырау қисығы
RV-сы тәріздес пульстік айнымалы жұлдыздар F, G, K спектрлік класстарына жатады. Осы жұлдыздардың жарқырауы максимумге жеткенде спектрінде эмиссиялық сызықтар, ал минимумде титанның тотығының жұтылу жолақтары байқалады. Бұл екі ерекшелік осы жұлдыздардың спектрінде ыстық және суық жұлдыздардың сипаты бірге кездесетінің айқындайды. Сондықтан Торпақтың RV-сы тәріздес айнымалы жұлдыздардың цефейдтермен басқа пульстік айнымалы жұлдыздардың аралығында жататын айнымалылар.
Цефейдтің 
-сы тәріздес суық спектрлік классына жатады және жартылай дұрыс қызыл айнымалылар деп аталады. Олардың жарқырауы кейбір уақытта оншақты немесе жүздеген тәуліктерде өте үлкен мәнге өзгеруі мүмкін. Орташа перидтары 100d.
Осы жұлдыздармен бірге қатар қызыл дұрыс емес айнымалылар кездеседі. Солардың ішінде өте қызықтысы Кит шоқжұлдызының Мира (таңғажайып) жұлдызы. Мира тәріздес айнымалы жұлдыздардың көрінерлік жұлдыздық шамасы 
ға өзгеруі мүмкін. Яғни бәсеңдеу жұлдыз кейбір уақытта жарқырап, жарық жұлдыздардың қатарына келеді. Сол себебтен жұлдызды Мира деп атаған.
Пульстік айнымалы жұлдыздардың пульсацияларының периоды жұлдыздың орташа тығыздығының кемуімен артады. Пульстік айнымалы жұлдыздардың негізгі түрлерінің «спектр-жарықтылық» диаграммасындағы орналасуы төмендегі 10-суретте көрсетілген.
10-сурет. Физикалық айнымалы жұлдыздардың Г-Р диаграммасында орналасуы
Сұрақтар: 1. Қос және еселі жұлдыздар. 2.Спектрлік қос, тұтылмалы-айнымалы жұлдыздар. 3.Физикалық айнымалы жұлдыздар.4.Пульстік айнымалылар.5.Ұзақ периодты айнымалылар. 6.Бұрыс айнымалылар.
Лекция. Жұлдыздар физикасы. Эруптивтік айнымалылар. Жаңа және төтенше жаңа жұлдыздар. Пульсар. Нейтрон жұлдыздар. Қара құрдымдар.
Эруптивтік айнымалы жұлдыздар, Көптеген айнымалы жұлдыздардың жарқырауының өзгеруі бір жүйеге келмей үлкен амплитудалы болады. Осындай өзгерістер не жұлдыздың ішкі қабаттарынан ыстық газдың атқылауына /эрупция/, не жарылыс тәріздес құбылыстарға байланысты болады. Эруптивтік айнымалы жұлдыздар Торпақтың Т-сы тәріздес, Киттің UV-сы тәріздес, жаңа және төтенше жаңа жұлдыздарға бөлінеді.
Торпақтың Т-сы тәріздес жұлдыздар F – G спектрлік класстарына жатады. Бұл жұлдыздардың жарқырауының өзгеруі өте жылдам және дұрыс емес болады. Көрінерлік жұлдыздық шаманың өзгеруіз 3m жетеді. Осындай жұлдыздардың спектрінде күннің хромосферасының спектріндегідей эмиссиялық сызықтар байқалып, қара жұтылу сызықтардың ығысуы спектрдің қызыл облысына бағытталып, эмиссиялық сызықтардың ығысуы спектрдің күлгін облысына қарай болады. Айтылған ығысулар суық заттың жұлдыздың ішіне қарай, ал ыстық заттың жұлдыздың бетіне қарай қозғалатындығын көрсетеді.
Киттің UV-сы тәріздес айнымалы жұлдыздар К, М спектрлік класстарына жатады. Аз уақыт аралығында жарқырауы көп шамаға 
өзгереді және бұл өзгерістер күннің хромосфералық от алуына ұқсас болады.
Осындай эруптивтік жұлдыздар әлі де гравитациялық орнықтылыққа жетпеген жас жұлдыздар болып табалады. Ішкі қабаттарында өте күшті конвекция немесе заттың алмасуы болғандықтан, ыстық газ жоғары қарай атқыланып, жұлдыздың жарқырауы осы құбылысқа қатысты артады.
Жаңа жұлдыздар жаңа пайда болған жұлдыздар емес эруптивтік айнымалы жұлдыздардың бір түрі. Осындай жұлдыздардың көрінерлік жұлдыздың шамасы 
жұлдыздың шамаға кемиді, демек жарықтылығы 104 – 105 есе артады. Жұлдыздың жарқырауы өзгергенде /жұлдыз от алды деуге болады/ жұлдыз өзінен 1038 Дж энергия шығарады. Бірнеше жылдан кейін осындай жұлдыздың маңайында массасы 
және 1000 км/с жылдамдықпен ұлғаятын газ қабыршығы бақыланады. Жұлдыз от алғанда атмосферасының жоғарғы қабаты сыпырылып түсіріледі.
Жаңа жұлдыздардың жарқырауымен бірге спектрінің түрі өзгереді. Максимумның алдында жаңа жұлдыздың спектрі А,Ғ классына жататын төтенше алып жұлдыздардың спектріне ұқсас болады. Яғни, жұлдыздың спектріндегі сызықтар өте жіңішке және терең болады, сонымен қатар спектрлік сызықтардың ығысуы күлгін облысқа қарай болып, атмосфераның ұлғайғаның көрсетеді. Жұлдыздың радиусы үлкейгенде температурасы өзгермейді, демек жарықтылықтың артуы тек жұлдыздың толық бетінің ауданының өсуімен түсіндіріледі. Жұлдыз бірте-бірте ұлғайып сыртқы қабаттарынан айырылады. Жоғарғы газ қабаттары бірте-бірте кеңістікте таралып, осы қабаттардың тығыздығы кеміп, жұлдыздың ішкі қабаттары көріне бастайды. Сондықтан максимумнен кейін жұлдыздың спектрі ыстық В классына жататын жұлдыздардың спектріне ұқсас болады. Осыдан кейін жұлдыздың жарқырауы кеми бастайды, спектрінде жалпақ эмиссиялық сызықтар байқалады. Бір-екі жылдан кейін жұлдыз өзінің бастапқы қалпына келеді.
Соңғы уақытта көптеген бақылаулардан жаңа жұлдыздар жақын орналасқан қос жұлдыздар екендігі анықталған. Жұлдыздың жарқырауының өзгеруі осыған байланысты екендігі дәлелденген. Осы екі жұлдыздың біреуі суық, екіншісі 0-В классының ыстық жұлдызы. Жаңа жұлдыз феномены осы ыстық массасы /1-0,1/ 
жұлдыздың от алуы мен түсіндіріледі.
Кейбір жаңа жұлдыздардың от алуы қайталанады. Қазіргі уақытта 300 дей жаңа жұлдыз ашылған, солардың ішінде 150-і біздің Галактикада, 100-і Андромеда тұмандығында, басқалары жақын галактикаларды орналасады. Жаңа жұлдыздардың жарқырау қисығы төменгі 11-суретте келтірілген.
19-сурет. Жаңа жұлдыздардың жарқырау қисығы
Төтенше жаңа жұлдыздар сирек кездесетін объектілер. Бір галактикада 300 жылда бір төтенше жаңа жұлдыз от алады /немесе жарылады/. Төтенше жаңа жұлдыздар жаңа жұлдыздар тәріздес от алатын жұлдыздар. Бірақ максимумде абсолюттік жұлдыздық шамалар 
дейін жетеді, демек бір жұлдыздың жарқырауы кішкентай галактиканың жарқырауына тең болады. Осындай жұлдыздар от алғанда жарықтылығы он шақты миллион есе артады, жарқырау амплитудасы 19 т -ға тең. От алғанда шығарылатын энергия 1041 – 1042 Дж, немесе жаңа жұлдыздардікінен 1000 есе көп болады, фотографиялық әдіспен басқа галақтикаларда 300-дей төтенше жаңа жұлдыздар /SN/ анықталған. Телескоптық дәуірде біздің Галактикада бірде төтенше жаңа жұлдыз бақыланған жоқ. Бірақ 1054 жылы біздің Галактикада Торпақ жұлдызында Шолпан сияқты жарқырап тіпті күндіз көрінетін жұлдыз байқалған, Қазіргі күндерде осы жұлдыздың орнында Шаян тұмандығы деп аталатын газ тұмандығы бар. Осы жұлдыз біздің Галактикада от аталған төтенше жаңа жұлдыз болып саналады. Біздің Галактикада 1572 жылы Тихо Браге, 1604 жылы Йоганн Кеплер бақылаған тағы екі төтенше жаңа жұлдыз от алғаны сенімді. Төтенше жаңа жұлдыздардың орнында газ тұмандығы түрінде қалдықтар байқалады. Жұлдыз от алғанда массасы 0,3 жылдамдығы 10000 км/с болатын жоғарғы қабаттары атқыланып сыпырылады. Осындай жұлдыздар төтенше жаңа жұлдыздардың І типіне жатады. Ал атқыланатын заттың массасы 1-10 , болып 6000 км/с жылдамдықпен сыпырылса бұл төтенше жұлдыздардың ІІ типіне жатады. Кейбір /көбінесе ІІ тип / төтенше жаңа жұлдыздардың барлық заты атқылануы мүмкін, ал қалғандарының тек жоғарғы қабаты сыпырылып, ыстық ядросы қалуы мүмкін. Төтенше жаңа жұлдыздардың осындай қалдықтары нейтрон жұлдызға айналады.
Осындай қалдықтар қазіргі кезде бақыланған және пульсарлар деп аталатын импульсті радиосәулеленудің көзі, белгілі пульсарлардың саны 1000-дай. Олардың периодтары 0,0015-4,3 с арасында. Бұл объектілер айналатын нейтрон жұлдыздар, периодтары нейтрон жұлдызының айналу периодына тең, сондықтан олардың радиусы 10 км дей. Нейтрон жұлдыздардың тығыздығы ядролық тығыздыққа тең болады.
Астрономиялық обсерваторияларда төтенше жаңа жұлдыздардың қызметі атқарылып әрбір ашық түнде жақын галактикалардың фотобейнесі түсірілді. Осындай жолмен қазіргі уақытқа 500 төтенше жаңа жұлдыздар басқа галактикаларда тіркелді. Біздің Галактикада 140-тан кішкене көп SN-ның жарылуының іздері айқындалды. Бұлар төтенше жаңа жұлдыз жарылғандағы олардың газ қалдықтары. Жоғарыда айтылған Шаян тұмандығынан басқа тұмандықтар: Кассиопея А, Аққу тұмандығы, т.с.б.
1987 жылы Үлкен Магеллан Бұлтында төтенше жаңа жұлдыз бақыланды және SN жұлдыздар жөнінде көптеген сенімді мәліметтер берді.
Сұрақтары: 1.Жұлдыздар физикасы. 2.Эруптивтік айнымалылар. 3.Жаңа және төтенше жаңа жұлдыздар. 4.Пульсар. 5.Нейтрон жұлдыздар. 6.Қара құрдымдар.
Ші лекция. Галактиканың құрылымы туралы қысқаша мағлұмат: өлшемдері, пішіні, кіретін объектілер. Жұлдыздардың Галактикада орналасуы.Құс жолы. Жұлдызды статистиканың әдістері. Жұлдыздық шоғыр мен ассоциация. Күннің Галактикада орналасуы. Галактиканың айналуы. Жергілікті жүйе.
Жұлдыздық аспанды айсыз түнде бағдарласақ ол бізге ғаламат әсер береді. Барлық аспанымыз арқылы өтетін, үлкен дөңгелек бойында орналасқан ақшыл сүт түсті аса енді жолақты – Құс жолы деп атайды, ол көптеген жұлдыздардан тұрады. Бірнеше жүздей миллиард жұлдыздардан тұратын осы жұлдыздар жүйесі – Біздің Галактика деп аталады. Галактикадағы көптеген жұлдыздар топталып жұлдыздық шоғырларды түзейді. Біздерге жақынырақ орналасқан Үркер, Гиадтар деп аталатын, Геркулес шоқжұлдызындағы шоғырлануар жақсы зерттелген.
Жұлдыздар мен жұлдыздық шоғырларынан басқа біздің Галактиканың құрамында тозаңдар /ұсақ қатты бөлшектер/ бар, сиретілген газдар өте көп мөлшерде кездеседі. Осы заттардың тығыздығы кейбір бөліктерде тым көбірек болса, олар газ бен тозаңдардан тұратын диффузиялық тұмандықтарды құрайды. Жарық жұлдыздардың маңында олар жақсы көрінетіндіктен – жарық тұмандықтар, ал құс жолының ашықтау бөліктерінде – қараңғы тұмандықтар түрінде байқалынады.
Сонымен қатар, біздің Галактика құрамында жарық жылдамдығына жуық жылдамдықпен қозғалатын энергиялары жоғары көптеген элементар бөлшектрден тұратын космостық сәулелер де кездеседі.
Біздің Галактиканың диаметрі 30 кпк тең, ал күн жүйесі оның орталық бөлігінен алыстау орналасқан. Құс жолындағы диффузиялық орталардың әсерінен телескоптың көмегімен тек 3 килопарсек /кпк/ қашықтықтағы объектілерді бақылауға болатындықтан. Біздің Галактиканың жалпы құрылысын зерттеу өте қиын.
Космос әлемінде, біздің Галактикаданда басқа млрд тарта галактикалар бар. Олардың құрамындарында 100-10 миллиард жұлдыздар және массасы жағынан 1-2% тозаң мен газдар бар болғандықтан, зерттеулер нәтижесінде біздің де Галактиканың сыртқы түрінің қандай болатындығын өзімізге елестеуімізге болады.
Ғалымдардың болжамдары бойынша, біздің Галактиканың құрылысы жақын орналасқан және көбірек зерттелген Андромеда тұмандығына ұқсас болар делімеді.
Біздің Галактиканың жұлдыздарының үлесі. Галактиканың құрылысын зерттеу үшін галактикалық сфералық координаталар қолданылады. Аспан сферасындағы Құс жолының ортасы арқылы өтетін үлкен шеңбер – галактикалық экватор немесе галактикалық жазықтық деп аталады. Бұл жазықтық аспан экваторымен 
бұрыш жасап, оны Бүркіт шоқжұлдызында тұратын шығу 
және 
және Единорог шоқжұлдыздағы – бату деп аталатын галактикалық түйіндерде қиып етеді. Галактиканың Солтүстік полюсі / 
/ Вероника Шашы деп аталатын шоқжұлдызда / 
және 
ал Оңтүстік галактикалық полюс / 
/ - Скульптор шоқжұлдызында 
және 
орналасқан.
|
/1-cурет/ жартышеңберді галактикалық ендік шеңбері дейді. Кез келген шырақтың орны галактикалық бойлық / 
/ және галактиклық ендік /в/ координаттары арқылы анықталады. Галактикалық бойлық (l=Cn) деп шығу түйіннен галактикалық экватор бойымен шығыстан батысқа қарай 00 пен 3600 аралығында анықталатын экватор доғасын айтады. Ал галактикалық ендік 
деп, ендік шеңберінің галактикалық экватордан бастап +900 /П/ мен –900 / 
/ аралықта
анықталатын шыраққа дейінгі ендік шеңберінің доғасын айтады.
Біздің Галактиканың кіндігі Мерген /Стрелец/ шоқжұлдызында орналасқан. Галактикалық координаттарды бақылау арқылы анықтауға болмайды, экваторлық координаттардың көмегімен 0,01 дәлдікпен есептелінеді.
Галактиканың құрылысын анықтау үшін екі түрлі статистикалық әдістер қолданылады. Ең жарық жұлдыздан бастап көрінерлік жұлдыздың шамасы 
-ге дейінгі жұлдыздарды есептеу үшін интегралдық жарықтылық функциясы 
-ді, ал көрінерлік жұлдыздық шамасы – 
аралығындағы жұлдыздарды анықтау үшін дифференциалдық жарықтылық функциясы А/ /-ді пайдаланады. Көрінерлік жұлдыздық шамасы 1 -ге кемігенде жұлдыздар санының өсімі 
болады. Барлық аспан бөлшектері үшін есептеулер нәтижесі 
тең болды. Дифференциалдық функция шамасы 
көрінерлік жұлдыздың шамалары 
дейінгі аралықта артады, дегенмен оның өсуі онша емес.
Мысалы: 
Бұл нәтижелерден біздің Галактикадағы жұлдыздар оның барлық аймағында біркелкі таралмағандығын көрсетеді. Егерде, жұлдыздар біздің жүйеде бірқалыпты таралып орналасса
-ге тең болуы керек еді.
Математикалық статистикаға экстраполяция қолданғанда біздің галактикадағы жұлдыздар саны 
және көптеген жұлдыздардың көрінерлік жұлдыздық шамалары 30 
болуы керек.
Әртүрлі Галактикалық ендіктегі аспанның тең аудандарындағы жұлдыздардың санын есептегенде галактикалық жазықтықтан алыстаған сайын 
дері бірдей жұлдыздар саны кемитіндігі анықталды. Галактикалық экватор маңындағы интегралдық функцияны 
, ал галактикалық полюстегіні – 
деп белгілесек, олардың бір-біріне қатынасы 
– галактикалық концентрация, немесе тығыздығы деп аталындаы.
Бақылау қорытындысы бойынша галактикалық концентрация 
ал 
тең болады. Бұл нәтиже біздің Галактика құрамындағы барлық жұлдыздардың 95% Құс Жолында орналасатындығы көрсетіледі.
Көптеген осындай есептеулердің нәтижесінде біздің Галактика диаметрі 30 кпк (немесе 100000 жарық жыл) асатын дискіге ұқсайды. Күн Галактика центрінен 10 кпк (30000 жарық жылы) галактикалық жазықтыққа жақын орналасады. Әртүрлі спектрлік класстарға жататын жұлдыздардың, айнымалы жұлдыздардың және тұмандықтардың тарауы біздің жұлдыздық жүйеміздің спиралдық құрылысы бар екендігін көрсетеді.
Жұлдыздық шоғырланулар. Галактиканың кейбір бөліктеріндегі жұлдыздар динамикалық жағынан бір-бірімен байланысты болғандықтан бірігіп, шоғырланған. Жұлдыздық шоғырланулардағы жұлдыздар біртін денедей қозғалып, өзара тартылыс күші арқылы байланысады. Сыртқы түрі бойынша бұл шоғырланулар шашыранды және шарлық шоғырларға белінеді.
Шашыранды жұлдыздық шоғарланулар көбінесе галактикалық жазықтық бойында, яғни Құс жолында немесе соған жақынырақ орналасады, олардың жалпы саны 1200 жетеді. Олардың көбі он, жүз сирек мың жұлдыздардан тұрады, сыртқы сипаттары онша дұрыс емес, диаметрлері 3-5 парсекке жетеді. Торпақ шоқжұлдызындағы Үркер деп аталатын топтар шашыранды шоғырлануға жатады. Ш.Мессьенің тізімі бойынша N45 деп белгіленеді. Үркерде жай көзбен – 7, телескоппен – 200 дей жұлдыздар байқалынады. Үркердің фотокескінінде 300-дей жұлдыздар байқалынады. Үркердегі жұлдыздар «спектр-жарқырау» диаграммасында негізгі тізбекте орналасады, оларда қызыл және аса алып жұлдыздар сирек кездеседі.
Көбіне шарлық жұлдыз шоғырлары сфера немесе эллипсоид формалы болады, құрамында жүз мың немесе миллион жұлдыздар болады. Орташа есеп бойынша жарық шоғырлардың диаметрлері 30 парсекке дейін созылып жатады. Күн маңындағы 10 кубтық парсекте 1 жұлдыз кездесетін болса, ал шарлық шоғырланулардағы жұлдыз тығызыдығы бұдан мың есе артықтау болады, ал центрлерінде 1 кубтық парсекте 1000 жұлдыз орналасады. Анықталған 130 дан артық шарлық шоғырланулар аспанда біркелкі таралған. Галактиканың солтүстік аймағында жиірек кездеседі. Негізінде олар галактикалық экватордың екі жағында бірдей мөлшерде кездеседі деп ұйғарылады. Шарлық шоғырланулар Мерген шоқжұлдызының маңында жиірек таралады, олар Галактикада белігілі-бір сфераның ішінде орналасады.
«Спектр-жарқырау» диаграммасында шарлық шоғырланудағы жұлдыздар төтенше және қызыл алыптардың вертикаль тармағында және қызыл алыптардың негізгі тармақтарының аздау жұлдыздар бар бөліктерін қосатын горизонталь тармақтарында жатады. Горизонталь тармақта үзіліс болады. Ол жерде айнымалы RR Лира типті жұлдыздар орналасады. Шашыранды және шарлық шоғырланулардан «спектр-жарқырау» диаграммасындағы орналасуындағы осы өзгешеліктер олардың жастарындағы айырма едәуір бар екендігін көрсетеді. Соңғы кездердегі деректер бойынша көптеген шарлық шоғырланулардың өте қуатты рентген сәулеленулері таралатындығы анықталды. Бұл құбылыс кейбір ғалымдардың болжамы бойынша «қара құрдымға» жұлдыз аралық газдың құлауынан болады делінеді.
1947 жылы В.А.Амбарцумян О мен В спектрлік класстарға жататын, жарқыраулары өте жоғары, әрі ыстық жұлдыздар аспанның кейбір бөліктерінде топтасып кездесетіндігін анықтаған, оларға жұлдыздар ассоциациясы деген атақ берді. Әр ОВ-ассоциациясында жүзден аса О мен В класстарына жататын жұлдыздар кездеседі. Сонымен қатар Т-ассоциациясыда бар, онда Торпақ шоқжұлдызының дұрыс емес айнымалы Т тәріздес жұлдыздардың концентрациясы басымдау келеді. Ең жақын Т-ассоциациясы Орион шоқжұлдызында кездеседі, оның құрамында Торпақтың Т-тәріздес 500 дей айнымалы жұлдыздары бар. Ассоциациялардағы жұлдыздардың өзіндік қозғалысы олардың жас екендігін көрсетеді. Бұл жұлдыздар Галактиканың бір аймағында 10 миллион жыл ертерек пайда болған, бірақ өзара динамикалық байланысты емес.
Галактиканың айналысы. Күн маңындағы жұлдыздардың координаталарын және спектрлерін ені бойы зерттеу арқылы олардың кеңістікте қозғалатындығын анықтауға болады. Әр жұлдыз Күнмен салыстырғанда кеңістікте 
жылдамдықпен қозғалады. Жұлдыз жалдамдығының аспан сферасына проекциясы тангенциаль жұлдыз жылдамдығы 
деп аталады (2-сурет), жыл бойы аспан сферасындағы бүрыштық орын ауыстыруы 
/өзіндік қозғалыс/ мен төменгі өрнекпен жылдық параллакс 
арқылы анықталады:
Жұлдыз жылдамдығының бақылау сәулесіне проекциясы сәулелік жылдамдық 
деп белгіленеді, ол Допплер ығысуы арқылы есептелінеді:
Жылдамдықтардың екі проекцияларының көмегімен жұлдыздардың кеңістіктегі жылдамдықтарын анықтап, олардың Галактикадағы қозғалыстары туралы деректер алуға болады. Күнге жақын және одан әдеуір қашықтықтағы көптеген жұлдыздардың өзіндік қозғалыстары және сәулелік жылдамдықтары арқылы олардың Галактика центрінің айнала қозғалыстарын анықтайды.
| а) | б) |
2-сурет. Күн маңайындағы жұлдыздардың сәулелік жылдамдықтары
Галактика центрінен қашығырақ орналасқан жұлдыздардың сызықтық жылдамдықтары азырақ деп ұйғарып, Күнге салыстырғандағы сәулелік жылдамдықтарды талдайық.
2 а) және б) суреттерде Күннің орны және Галактика центрінің бағыты көрсетілген және Күн маңындағы жұлдыздардың кеңістіктік /а/ және сәулелік /б/ жылдамдықтары кескінделген. Центрге жақын жұлдыздардың жылдамдықтары артығырақ, ал Күннен алыстау орналасқан жұлдыздардың қозғалысы баяу болады. Осы жұлдыздардың сәулелік жалдамдықтары 2-суретте келтірілген. Күнмен бірге қозғалған бақылаушыға қозғалыс бағыты мен оған перпендикуляр бағыттағы жұлдыздардың сәулелік жылдамдығы нөлге тең болады (2-сурет). Басқа бағыттарда сәулелік жылдамдықтардың шамасы әртүрлі, бірақ көрсетілген екі бағытқа 450 бұрыш жасайтын бағыттарда сәулелік жылдамдықтар максимал болады. Алыс объектілердің сәулелік жылдамдықтары артады. Жүргізілген зерттеулер сәулелік жылдамдықтардың өзгеруі осыған ұқсас екендігін көрсетеді. Осыдан барлық жұлдыздар Галактика центрін айналатындығын және олардың жылдамдықтары түрліше болатындығы анықталды. Сонымен, жүргізілген бақылаулар және талдаулар нәтижесі Галактиканың айналысы туралы төменгі заңдылықтарды берді:
1. Галактиканың солтүстік полюсінен қарағанда айналу сағат тілімен бағыттас болады.
2. Галактиканың центрінен алыстағанда бұрыштық жылдамдық кемиді, бірақ Кеплер заңдарындағыдан баяуырақ кемиді.
3. Центрден алыстағанда сызықты жылдамдық артып. Күн маңында өзінің максимал 250 км/с-ке тең мәніне жетеді, одан кейін қашықтықпен кемиді.
4. Күн және оның маңындағы жұлдыздар Галактиның центрін 240-250 миллион жылда бір айналады. Осы уақыт аралығы галактикалық жыл деп аталады.
Сұрақтары: 1.Галактиканың құрылымы туралы қысқаша мағлұмат: өлшемдері, пішіні, кіретін объектілер. 2.Жұлдыздардың Галактикада орналасуы.3.Құс жолы. 4.Жұлдызды статистиканың әдістері.5.Жұлдыздық шоғыр мен ассоциация. 6.Күннің Галактикада орналасуы. 7.Галактиканың айналуы. 8.Жергілікті жүйе.
Шы лекция. Біздің Галактика. Жұлдыз аралық орта. Жарықтың тозаңды ортамен жұтылуы, оның жұлдыздық арақа-шықтықты анықтауға әсері. Бейтарап сутектің таралуы. Галактиканың спиральды құрылымы.
Жұлдызаралық орта. Аққу мен Центавр шоқжұлдыздарға дейінгі аралықта Құс жолы екі тармаққа бөлінеді. Екіге бөлінген бұл тармақтардың біраз аудандарында және араларында қара түсті аймақтар көрінеді, олардың маңында жарық жұлдыздар кездеспейді. Бұл қараңғы аймақтар сиретілген газ және шаң-тозаң тұмандықтары болып галактикалық жазықтыққа жақын кеңістікке жыйнақталады.
Диффузиялық заттардың жұлдызаралық кеңістікте бар екендігін 1904ж неміс астрономы И.Гартман Орионның δ – қос жұлдызының спектрін зерттеп анықтады. Бұл объектінің спектріндегі иондалған кальцийдің жұтылу сызығы басқа сызықтар сияқты орнынан периодты ығыспады. Осыдан ғалым Күн мен Орионның δ – жұлдызының аралығында жұтылу процесін туғызатын жұлдызаралық б&#
