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 2-3 т 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.

 

13. Нейтронды жұлдыздардың қасиеттерін сипаттаңыз.

Нейтронды жұлдыздар. Массаның қандайда бір мәнінен кейін тозғындалған газдың қысымы гравитация күшін теңгере алмайды. Мұндай жұлдыз шексіз сызыла береді (коллапс). Егер масса 2-3 т 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).

 

 

14. Пульсарлардың қасиеттерін сипаттаңыз.

1967 жылы пульсарлар, яғни – Жерге периодтық түрде келіп жететін радио-оптикалық, рентген және гамма сәулелерінің көзі болып табылатын сәулелердің ғарыштық көзі ашылды. Жекелеген импульстар ұзақтығы бірнеше миллисекундтардан секундтың бірнеше ондық үлестеріне дейін созылады. Импульстарың кенеттігі және олардың бірдей уақыттар аралығында қайталануы, бұл объектілердің периодын жоғарғы дәлдікпен таюуға мүмкіндік береді. Радиопульсарлардың (тез айналатын нейтрондық жұлдыздар) импульстарының периодтары – 0,03-4 сек, жай жұлдыздан нейтрондық жұлдызға заттың барлығы ағып өтетін қосарланған жұлдыздардың рентген пульсарлары – бірнеше және одан да көп секундты құрайды.

Аспан сырт көзге қарағанда үнемі тыныштықта болатын секілді. Ал шынында аспанда үнемі катастрофалар болып, жаңа, жас жұлдыздар түзіліп жатады.

 

 

15. Стационар емес қос жұлдыздардың қасиеттерін сипаттаңыз.

 

Жартылай дұрыс жұлдыздар аты айтып тұрғандай белгілі заңдылықтармен анықталады, бірақ кейде қателіктер байқалады. Мұндай көзқарасқа байлансыты RV Торпақ жұлдызын жартылай дұрыс деп айтуға болады. Жақсы зерттелген жартылай жұлдыздардың бірі – гранатты жұлдыз Гершеля мен Цефея, Орион. Цефеиге ұқсас жарық жұлдыз Орионның көрінетін дискін бақылап, оның аса жарық және қараңғы дақтармен қапталғаны анықталды. Жалтырау өзгерісінің амплитудасы аз қызыл жұлдыздар әлі толық зерттелмеген. Олардың спектрінде эмиссиялық сызықтар байқалады. Бірақ олар Мирида спектрлік сызықтарына қарағанда интенсивті болып табылады. Миридті жұлдыздардан басты ерекшелігі осыда. Циклдің орта мәнін шығарғанда оларды жартылай дұрыс деп айтуымызға болады. Егер циклдің орта мәні табылмаса, онда ондай жұлдыздарды дұрыс емес жұлдыздар деп атаймыз. Уақыт интервалында бір мәнді цикл бақыланса, біраз уақыттан соң цикл өзгереді. Бұндай жұлдыздар сары және қызыл аса алып жұлдыздарда кездеседі. Мысалы, UU Геркулес жұлдызында 40 және 70 тәулік аралығында екі өзгермелі циклі бақыланды. Бірінші пульсацияланатын теория алдыңғы ғасырдың соңында неміс физигі Риттердің газды шардың гравитациялаушы тепе – теңдігін бақылауға арналған мақаласында жарияланды. Пульсацияның математикалық тероиясын ағылшын астрономы А.Эддингтон ұсынды. Бұл теория бойынша гравитацияның тепе – теңдігі және қысымның бұзылуы нәтижесінде, біртіндеп өшетін (пульсацияланатын) тербеліс тудырады. Жұлдыз периодты түрде өзінің көлемін үлкейтеді және кішірейтеді. Жұлдыз кеңейгенде оның радиусы өседі және диск центріндегі фотосфера бақылаушыға жақындайды. Бұл уақытта сәулелену жылдамдығы теріс болуы керек. Кеңейгеннен кейін, жұлдыз сығылатын болса жұлдыздың беті жоғалып, сәулелену жылдамдығы оң болады. Мұндай тербеліс кезінде периодты қайталанатын қызу, суу және температура өзгеруі керек. Жарықтылық және температураны білсек фотосфера радиусын есептеуге болады. Сондықтан фотосфералық радиус қисығының өзгерісін жалтырау қисығынан табуға болады. Эддингтон теориясының жетіспеушілігі, тербелісті ұстап тұратын энергия көзін белгелемеді. Бос тербелістер өшуі керек. Эддингтонның болжауы бойынша жұлдыз толығымен пульсацияланады деген, бірақ оның тек сыртқы қабықшасы пульсацияланады да, ал терең қойнауындағы жұлдыздар пульсациялауға қатыспайды. Оны алғаш байқаған С.А.Жевакин болатын. Оның айтуы бойынша жұлдыздың сыртқы қабықшасының химиялық құрамын ескеру керек. Жұлдыз қойнауындағы барлық химиялық элементтердің атомдары жоғары температураға байлансыты толығымен иондалған болады. Атомдық ядро Жұлдыз бетіне жақындағанда температура төмендейді және өзіне электронды қосып алады да, ионға айналады. Температура төмендеген сайын нейтралды атомға айналады. Жұлдыздың айнымалылығы гелий атомының ерекше қасиеттеріне байланысты. Гелий зонасы энергияны қоздыратын жұлдыздың беткі қабықшасында орналасады. Температураның азаюы гелий иондары электрондардың рекомбинациясына ұшырайды және гелий атомдары энергияны жұту қабілеті бар нейтралдыларға айналады. Периодты қайталану үшін цикл тұйықталады.

 

 

16.Жаңа жұлдыздарға сипаттама беріңіз:

Жаңа жұлдыздар — жарқырауы кенеттен мыңдаған, тіпті миллиондаған есе (орташа есеппен 104 есе) артып, одан кейін баяулап азаятын жұлдыздар.Ең үлкен жарқырауы 1 — 2 сағаттан (шапшаң Жаңа жұлдыздар) бірнеше тәулікке (баяу Жаңа жұлдыздар) дейін созылады. Жаңа жұлдыздардың жарқырауы бірнеше жылдан кейін бұрынғы шамасына келеді. Кәдімгі Жаңа жұлдыздардан өзгеше бірнеше рет қайталап от алатын әрі от алу аралығы ондаған жылға созылатын қайталама Жаңа жұлдыздар да бар. Өзінің қалыпты жағдайында Жаңа жұлдыздар көмескі жұлдыздарға жатады.“Жаңа жұлдыздар” атауы ертеде қалыптасқан. Ол кезде жұлдыздардың жалтырауы ұлғайып көрінгендіктен, мұндай жұлдыздар жаңадан пайда болған жұлдыздар деп ұйғарылған. Алайда, 20 ғасырдың басындағы фотографиялық зерттеулер мұндай тұжырымның қате екендігін дәлелдеді. Кейбір Жаңа жұлдыздар 1 — 2-жұлдыздық шамада жалтырап көрінеді. 20 ғасырдың 70-жылдарында біздің Галактикада 180-нен астам Жаңа жұлдыздар белгілі болды. Статист. есеп бойынша біздің Галактикада, шамамен (орташа есеппен), жылына 100 Жаңа жұлдыздар (Андромеда тұмандығында 230, Магеллан бұлтында 15) қопарылыс жасайды. Бірақ олардың Жерде 1 — 2-уі ғана байқалады. Жаңа жұлдыздардың қопарылыс себептері әзірше белгісіз. Дегенмен Жаңа жұлдыздарда өтетін қопарылыс процесі массасы онша үлкен емес ергежейлі жұлдыздардағы орнықсыздықтың жинақталуынан екендігі айқын болды. Жаңа жұлдыздардың қопарылысы — олардың дамуының маңызды кезеңдерінің бірі. Жаңа жұлдыздардың қопарылысы кезінде бөлінетін толық энергия мөлшері шамамен 10⁴⁵ — 10⁴⁷ эрг.Жаңа жұлдыздың спектріндегі өзгеріс:жұлдыз жарықтығының артуы фотосфераның ұлғайып қампаюынан болады.Яғни оның беті ұлғаяды.Жарқыраудың максимумы кезінде жаңа жұлдыздың диаметрі жер орбитасының диаметрінен үлкен болады.Жарықтық артқан кезде жұлдыздың сыртқы қабығы серпіліп кетеді де,жуық шамамен 1000км/сек жылдамдықпен жайыла отырып кеңістікте бет түзейді.Жаңа жұлдыздардың жарқыраған өзгерісінің амплитудасы 7-14ке дейінгі жұлдыздық шамаға,яғни олардың жарқырауы 400 000есе өзгереді.Максимум шағында олар 6-9абсолют шамаға дейін болады.

 

17.Аса жаңа жұлдыздарға сипаттама беріңіз:

Жарқырау өзгерісінің ең жоғарғы амплитудалары аса жаңа жұлдыздар ие. Жарқырауының максимум моментінде 20 жұлдыздық шамаға дейін өседі, бұл 108 есе жоғарылайтынын барлық Галактика жұлдыздарының шығаратын сәулелік энергиясына тең. Біздің Галактикалық жүйеде аса жаңа жұлдыздың пайда болуы сирек құбылыс: орта еспппен 350 жылда болады. Бірақ аса жаңа жұлдыздар басқа Галактикаларда жарқ етеді. Максимум жарқырауда аса жаңаның жарықтылығы галактиканың толық жарқырауымен жуықтағанда тең, біздің жұлдыздық жүйеден өте алыс фотосуретте пайда болуын анықтауға болады. Аса жаңа жұлдыздардың әрдайым іздестіру осыған негізделеді, осы уақытқа дейін 300-ден аса тіркелген. Аса жаңа жұлдыздар екі типке бөлінеді. I тип жұлдыздары үлкен амплитудасы, тез арада (бір апта аралағында) жарқырауы максимумге жетеді, кейін тез арада едәуір әлсірейді. II тип жұлдыздары кіші максимал жарқырауға ие, жарқырау қисығының созылыңқы максимал бөлігі мен тез арада әлсірейді. Аса жаңа жұлдыздардың жарқылы толығымен оның ыдырауына әкеледі. Оның орнында аса тығыз жұлдыз- аса жаңаның ядросы, жұлдыздық қабаттың заты әлемдік кеңістікке шашырайды, газ тәрізді диффузиялық тұмандықты түзеді. 1054 жылы Торпақ шоқжұлдызындағы аса жаңа жұлдыздың пайда болуы осылай аяқталды. Қазір бұл жерде әлсіз екілі жұлдыз және оны қоршайтын Краб тәрізді тұмандық.Ол иондалған газдан тұрады,бұл газ тармақтары оның негізгі аморфты массаасына кірген.Әр жылда түсірілген фотосуреттерді салыстырып қарағанда,тұмандық жуықтап 1000км жылдамдықпен жайылып ұлғайған.Краб тәрізді тұмандық радиосәулелер шығаратын ең қуатты көздердің бірі.Радиосәулелену шығу себебі-оталыс кезінде туған электрондар тұмандық ішінде жарық жылдамдығына жуық жылдамдықпен қозғалады да,олар тұмандықтың магнит өрісі тежейді.Краб тәрізді тұмандық космостағы өте қуатты рентген сәулелерінің көзі екені соңғы жылдары дәлелденді.Бірталай кіші амплитудалар кәдімгі жаңа жұлдыздарға тән, олар жиі жарқылдайды. Тек Галактикада олардың 150 ден астамы тіркелген.

 

 

19.Квазарлардың пайда болу механизмдерін түсіндіріңіз.

Квазарлар алдыңғы ғасырдың 50-ші жылдары ашылды.Олар центрінде қарақұрдым орналасқан галактиканың белсенді ядроларын білдіреді.Көптеген астрофизикадағы зерттеулерге жүгініп,неге кейбір галактика ядролары белсенді,ал басқаларындікі тыныш деген сұраққа жауап іздеді. Ғалымдардың айтуы бойынша ядролардың белсенділігі галактиканың соқтығысуына байланысты деп ойлаған.Бұл гипотезаны тексеру үшін жерден 11млрд жарық жылына жуық қашықтықта орналасқан 200-дей обьекттерді тіркейді.Галактиканы зерттеу үшін Spitzer және Chandra телескоптарын қолданған.Зерттеулерден шыққан нәтиже бойынша алдыңғы галактикалар белсенді ядроменде соқтығысқан.Осы жасалып жатқан зерттеулерден көптеген тығылып қалған,шаң бұлтпен жабылған квазарлар-белсенді ядроларын тапқан.Сонымен,ғалымдар квазарлардың құрылуының жаңа тәсілін ұсынуда.Басында галактикалар соқтығысады,олардың қарақұрдымдары қосылып кетеді.Сонда құрдым шаң пілләсінің ортасында болады.Ол соқтығу нәтижесінде пайда болады,және материяны интенсивті жұта бастайды.

Шамамен 100млн кейін құрдым маңайындағы жалтырау қатты өскеннен,сәулелену шығаруы пілләні бұзады.Сонын нәтижесінде квазар пайда болады.Тағы 100млн жылдан осы процес тоқталады,және центрдегі қарақұрдым тыныш күйде болады.