Жұлдыздардың жылтылы мен жарықтылығы

МАЗМҰНЫ
КІРІСПЕ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 5

НЕГІЗГІ БӨЛІМІ

1. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ІШКІ ҚҰРЫЛЫСЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..7

1.1 Жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 7

1.2 Жұлдыздағы энергия тасымалы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..9

1.3 Жұлдыздар модельдері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..11

2. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ДАМУЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...16

2.1 Жұлдыздардың пайда болуы, гравитациялық сығылу кезеңі ... ... ... ... 16

2.2 Ядролық реакция негізінде дамуы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 19

2.3 Дамудың соңғы кезеңі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 20

ЗЕРТТЕУ БӨЛІМІ
1. Абслолют жұлдыздық шама және жұлдыздардың жарықтылығы ... ... .22
2. Жұлыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасын анықтау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..24

ҚОРЫТЫНДЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...28

ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .28

КІРІСПЕ

Астрономиялық бақылаулар Ғаламдағы материяның мейлінше әр қилы пішінде және әр түрлі жағдайда- тығыздығы түкке тұрмас мардымсыз газ бен тозаңнан бастап, аса тығыз обьектілерге дейін; ергежейлілерден бастап, өлшемдері мен жарықтылық шамасы жер мен көктей алып жұлдыздарға дейін; өзінің дамуындағы әр түрлі кезеңде болатын аса шағын жұлдыз топтарынан аумақтары мен пішіндері түрлі-түрлі галактикаларға дейін үздіксіз дамуда болады дейтін негізгі ережесін дәлелдейді. Материяның бар пішіні өзгереді екен, онда демек Ғаламның түрлі және әр пішінде объектілерінің бәрі бір дегеннен пайда бола алмақ емес, олар әр түрлі кезеңдерде қалыптасты және сондықтан олардың пайда болуынан бастап саналатын белгілі өзіндік ғұмыр жасы бар. Сондықтан Ғаламдағы объектілердің пайда болуы мен дамуы толық анықтауды керек ететін нақты мәселе. Бұл міндеттер астрономиялық бақылаулар мен олардың теориялық түсіндірулеріне негізделген ғылыми болжамдарды талдау жолымен және жаратылыстанудың барлық саласындағы жетістіктерді пайдалану жолымен жүзеге асырылады.
Сондықтан ғылыми жұмыста астрономияның зерттеу объектілерінің бірі болып табылатын жұлдыздардың ішкі құрылысы мен олардың пайда болуы және даму мәселелері қарастырылады.
Жұмыстың мақсаты жұлдыздардың ішкі құрылысы және олардың пайда болуы, дамуы туралы астрономиялық бақылаулар мәліметтері мен теориялық есептеулер және болжамдар нәтижелерін зерттеу.
Қазіргі кезде жұлдыздардың тек сыртқы қабатын тікелей бақылауға ғана мүмкін. Көптеген жұлдыздардың массасын, радиусын, жарықтылығын, эффективтік температурасын және химиялық құрамын анықтауға болады. Осы мәліметтер негізінде жұлдыздардың ішкі құрылысы мен дамуы теориясы қарастыратын мәселелер жұлдыз ішіндегі қысымның, тығыздықтың, температураның және химиялық құрамының өзгерісі; ондағы энергия көзі табиғатын анықтау, оның жұлдыз бетіне тасымалдану процесі және жұлдыздардың әр түрлі даму кезеңдері болып табылады.
Жұмыстың маңыздылығы – жұлдыздардың табиғатын зерттеу физика, математика, химия, геология жетістіктеріне сүйене отырып, осы ғылым салаларының алдына жаңа мәселелер қоя отырып, олардың дамуына және адамзаттың, материяның, Әлемнің құрылысы, оның дамуы және келешегі туралы дұрыс көзқарасы қалыптасуына ықпал етеді. Жұмыс екі негізгі бөлімнен тұрады. Бірінші бөлімде жұлдыздардың ішкі құрылысы, яғни жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар, жұлдыздардағы энергия тасымалы, жұлдыздар құрылысы модельдері, ал екінші бөлімінде жұлдыздардың пайда болуы мен дамуының негізгі кезеңдері қарастырылды. Жұмыстың зерттеу бөлімінде жұлдыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасы анықталды.

1. Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. М.Наука. 1967г.528с.
2. Бакулин П. И. и др. Курс общей астрономии. М. Наука. 1977 г. 544с.
3. Каплан С. А. Физика звезд. 3 – издательство, М. Наука. 1977 г.
4. Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М. Наука. 1973 г.
5. Дагаев М. М. Астрономия. М. Просвещение. 1983 г. 384 с.
6. Шкловский И. С. Звезды. Их рождение, жизньи смерть. М. Наука. 1984 г.
7. Зельдович Я. Б ., Новиков. И. Д. Происхождение и эволюция галактик и звезд. М. Наука. 1976 г.
8. Физика космоса: Мальенкая энциклопедия. М. Советская энциклопедия . 1986 г. 783 г.
9. Климишин И. А. Астрономия наших дней. М. Наука. 1986 г. 560 с.
10. Дагаев М. М.,Чаругин В. М. Астрофизика. М.Просвещение.1999 г.192 с.
11. Дубнищева Г. Я. Концепций современного естествознания. Новосибирск. Издательство ЮКЭА. 2000 г. 832 с.
12. Клищенко А. П., Шупляк В. И. Астрономия. М. Наука. Новое знание. 2004 г. 224 с.

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Курстық жұмыс
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 27 бет
Таңдаулыға:

МАЗМҰНЫ
КІРІСПЕ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..5

НЕГІЗГІ БӨЛІМІ

1. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ІШКІ ҚҰРЫЛЫСЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 7

0.1 Жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ..7

1.2 Жұлдыздағы энергия тасымалы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 9

1.3 Жұлдыздар модельдері ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..11

2. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ДАМУЫ ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..16

2.1 Жұлдыздардың пайда болуы, гравитациялық сығылу кезеңі ... ... ... ... 16

2.2 Ядролық реакция негізінде дамуы ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ..1 9

0.3 Дамудың соңғы кезеңі ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 20

ЗЕРТТЕУ БӨЛІМІ
1. Абслолют жұлдыздық шама және жұлдыздардың жарықтылығы ... ... .22
2. Жұлыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасын анықтау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...24

ҚОРЫТЫНДЫ ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...28

ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .28

АННОТАЦИЯ

Жұлдыздар да Күн тәрізді энергияны электромагниттік тербелістің барлық толқын ұзындығы диапозонында шығарады. Жарқырағыштық жұлдыздың сәуле шығаруының жалпы қуатын сипаттайтын және ең басты сипаттамаларының бірі болып табылады.
Жұлдыздардың жарқырауының айқын айырмашылығын алғаш рет 1905 жылы дат астрономы Э.Герцшпрунг анықтады. Бүгінде жұлдыздарды олардың жарықтылығына қарай аса алып және ергежейлі деп топтастырады. Аса алып жұлдыздар Күннен мыңдаған, ондаған мың және жүздеген мың есе алып жұлдыздар - жүздеген есе күшті сәуле шашады, ал ергежейлі жұлдыздардікі Күнмен барабар және онан жүздеген мың есеге дейін төмен.
Табиғатта ергежейлі жұлдыздар аса алыптар мен алыптарға қарағанда әлдеқайда көп, сондықтан біздің Күніміз жалғыз жаратылыс емес, ол орташа көлемді және орташа жарық жұлдыз болып табылады.
Енді жұлдыз жарқырауының олардың көлемдеріне ғана емес, олардың фотосфераларының температурасынан да болатынын атап айтамыз. Жұлдыздардың өлшемдері бірдей болған жағдайда фотосфера температурасы неғұрлым жоғары болса, жарқырауы соғұрлым күшті және жұлдыздардың түстері де оның температурасына тікелей байланысты.
Ғылыми жұмыста астрономияның зерттеу объектілерінің бірі болып табылатын жұлдыздардың ішкі құрылысы мен олардың пайда болуы және дамуы, жарықтылығы мен жылтылын салыстыруды анықтау мәселелері қарастырылды.
Жұмыстың мақсаты жұлдыздардың ішкі құрылысы және олардың пайда болуы, дамуы туралы астрономиялық бақылаулар мәліметтері мен теориялық есептеулер және болжамдар нәтижелерін зерттеу. Жұмыстың зерттеу бөлімінде ең жарық жұлдыздардың Үндістегі ε, Темірқазықтың жылтылы мен жарықтылығын Күнмен салыстыру арқылы Погсон формуласы және абсолют жұлдыздық шама, көрінерлік жұлдыздық шама арасындағы байланыс теңдеуі арқылы анықтаудың оңай тәсілін көрсеткен.

АННОТАЦИЯ

Звезды как солнце выпускают энергию на диапазонах электромагнитных волн. Способность сверкать у звезд является одним из основных качеств в выпускании лучей и определяют его мощность.
Впервые в 1905 году астроном из Дании Э.Герцшпрунг определил, что есть различие между способностями сверкания у звезд. На сегодняшний день звезды делятся на очень большие звезды - гиганты и очень маленькие звезды - карлики.
В сравнении с Солнцем большие звезды - гиганты сверкают в десятки тысяч и сто тысяч раз больше, а очень маленькие звезды - карлики сверкают в сто тысяч раз меньше. В природе количество маленьких звезд больше, чем больших звезд, поэтому Солнце является средне сверкающей звездой.
Еще звезды делятся не только по масштабу, но и фотосферным температурным явлениям. Когда у звезд единый масштаб, у них фотосферная температура больше, сверкают они еще ярче и цвета звезд зависят от их температур.
В этом научном проекте основным объектом исследования является внутренние свойства, появление и развитие звезд.
Цель работы заключается в исследование внутренних свойств, появлении и развитии звезд, используя расчеты и результаты прогнозов. Основной метод определения расстояний до звезд состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких звезд, обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим звездам. В проекте в части исследования дается легкий способ нахождения звездного освещения, сравнивая уравнения абсолютной звездной возможности и видимость звездной возможности, зная расстояние до звезд и её видимую звёздную величину m, можно найти абсолютную звёздную величину, а также сравнивая светимость и освещения Солнце с яркими звездами.

ABSTRAKT
Stars are like the Sun produces energy in the range of electromagnetic waves. The shining feature of the star is one of the main features which produces rays and defines its power.
For the first time in 1905 Danish astronomer E.Hertzprung defined the difference between the shining features of the stars. Nowadays stars are divided into gigantic stars and very stars "dwarfs".
In comparison with the Sun gigantic stars shine ten thousands and hundreds of thousands times more, while stars "dwarfs" shine hundreds of times less. In nature the amount of "dwarfs" stars are more than gigantic stars due to it the Sun is medium shining star.
Moreover, stars are divided not only according to its scale, but also according to photosphere temperature phenomenon. When the scale of the stars is one their photosphere temperature is more, they shine more brightly and the color of the star depends on its temperature.
In this scientific project the main object of investigation is inner features, appearance and development of the star.
The aim of the project is investigation is inner features, appearance and development of the star using calculations and results of forecast. The main method of defining the distance to the stars consists of measurements of their visible mixture against a background of further stars, made circulation of the Earth around the Sun.
According to the mixture (parallax), the height which is proportional to the distance, calculate the distance itself. However this method of calculating is can be adopted only to near stars. In this project work, in the parts of investigation easy way of finding star are given, which is lightning comparing with equation of absolute star ability and visibility of star potentials, with known distance to the stars and it's visible star size m. It's possible to find absolute star size as well as comparing luminosity and lightning of the Sun with bright stars.

КІРІСПЕ

Астрономиялық бақылаулар Ғаламдағы материяның мейлінше әр қилы пішінде және әр түрлі жағдайда- тығыздығы түкке тұрмас мардымсыз газ бен тозаңнан бастап, аса тығыз обьектілерге дейін; ергежейлілерден бастап, өлшемдері мен жарықтылық шамасы жер мен көктей алып жұлдыздарға дейін; өзінің дамуындағы әр түрлі кезеңде болатын аса шағын жұлдыз топтарынан аумақтары мен пішіндері түрлі-түрлі галактикаларға дейін үздіксіз дамуда болады дейтін негізгі ережесін дәлелдейді. Материяның бар пішіні өзгереді екен, онда демек Ғаламның түрлі және әр пішінде объектілерінің бәрі бір дегеннен пайда бола алмақ емес, олар әр түрлі кезеңдерде қалыптасты және сондықтан олардың пайда болуынан бастап саналатын белгілі өзіндік ғұмыр жасы бар. Сондықтан Ғаламдағы объектілердің пайда болуы мен дамуы толық анықтауды керек ететін нақты мәселе. Бұл міндеттер астрономиялық бақылаулар мен олардың теориялық түсіндірулеріне негізделген ғылыми болжамдарды талдау жолымен және жаратылыстанудың барлық саласындағы жетістіктерді пайдалану жолымен жүзеге асырылады.
Сондықтан ғылыми жұмыста астрономияның зерттеу объектілерінің бірі болып табылатын жұлдыздардың ішкі құрылысы мен олардың пайда болуы және даму мәселелері қарастырылады.
Жұмыстың мақсаты жұлдыздардың ішкі құрылысы және олардың пайда болуы, дамуы туралы астрономиялық бақылаулар мәліметтері мен теориялық есептеулер және болжамдар нәтижелерін зерттеу.
Қазіргі кезде жұлдыздардың тек сыртқы қабатын тікелей бақылауға ғана мүмкін. Көптеген жұлдыздардың массасын, радиусын, жарықтылығын, эффективтік температурасын және химиялық құрамын анықтауға болады. Осы мәліметтер негізінде жұлдыздардың ішкі құрылысы мен дамуы теориясы қарастыратын мәселелер жұлдыз ішіндегі қысымның, тығыздықтың, температураның және химиялық құрамының өзгерісі; ондағы энергия көзі табиғатын анықтау, оның жұлдыз бетіне тасымалдану процесі және жұлдыздардың әр түрлі даму кезеңдері болып табылады.
Жұмыстың маңыздылығы - жұлдыздардың табиғатын зерттеу физика, математика, химия, геология жетістіктеріне сүйене отырып, осы ғылым салаларының алдына жаңа мәселелер қоя отырып, олардың дамуына және адамзаттың, материяның, Әлемнің құрылысы, оның дамуы және келешегі туралы дұрыс көзқарасы қалыптасуына ықпал етеді. Жұмыс екі негізгі бөлімнен тұрады. Бірінші бөлімде жұлдыздардың ішкі құрылысы, яғни жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар, жұлдыздардағы энергия тасымалы, жұлдыздар құрылысы модельдері, ал екінші бөлімінде жұлдыздардың пайда болуы мен дамуының негізгі кезеңдері қарастырылды. Жұмыстың зерттеу бөлімінде жұлдыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасы анықталды.

1. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ІШКІ ҚҰРЫЛЫСЫ

2.1 Жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар.

Ұзақ уақыт бойы жұлдыздардың күшті жарқырауы олардан орасан зор мөлшерде энергия бөлінетіндігінен қазіргі заманғы физика жұлдыздардағы энергияның мүмкін болатын екі көзі бар екендігін көрсетеді; гравитациялық энергия бөлінуіне әкелетін гравитациялық сығылу және нәтижесінде жеңіл элементтер ядросынан ауырырақ элементтер түзілетін және үлкен энергия бөлінетін: термоядролық реакциялар.
Гравитациялық сығылу энергиясы есептеулерге қарағанда Күннің жарқырауын тек 30 млн.жыл уақыт ұстап тұруға ғана жеткілікті, ал геологиялық және басқада мәліметтер Күн миллиардтаған жылдар бойы жарқырап тұрғандығын көрсетеді. Гравитациялық сығылу тек өте жас жұлдыздар үшін энергия көзі болуы мүмкін (мысалы, Торпақ типті). Екінші жағынан термоядролық реакциялар жеткілікті жылдамдықпен тек жұлдыздар бетінің температурасынан мың есе үлкен температураларда ғана жүреді. Күн үшін термоядролық реакциядан қажетті энергия мөлшері бөлінетіндей температура әртүрлі есептеулер бойынша 12*106 - 15*106 К құрайды. Жұлдыздар қойнауында 107 К үлкен температураларда және өте үлкен тығыздықта газ миллиардтаған атмосфералық қысымға ие болады. Бұндай жағдайларда жұлдыздар стационар күйде тек оның әрбір қабатында газдың ішкі қысымы ауырлық күші әсерімен теңгерілгенде ғана бола алады. Мұндай күй гидростатикалық тепе - теңдік деп аталады. Сондықтан стационар жұлдыздар дегеніміз гидростатикалық тепе - тең күйдегі газ шар, дәлірек айтқанда плазмалық шар. Бұл жұлдыздың центрінен кез - келген қашықтықта ауырлық күші газдың қысым күшімен теңгерілетіндігін көрсетеді және бұндай шартты мына түрде жазуға болады:
(1.1)
Мұндағы:
- радиусы r тең сфера ішіндегі масса , ρ(r)- центрден r қашықтықтағы тығыздық.
(1.1) өрнегіндегі ρ=, , M(r) ≈M , r≈R деп алып және Клапейрон - Менделеев теңдеуін пайдалана отырып жұлдыздың центріндегі Рс қысым мен Тс температураны есептеуге болады. Егер жұлдыздың ішінде температура қандайда бір себептен артатын болса , онда оның қойнауында қысым артуынан жұлдыз ұлғаюы керек. Ұлғаятын жұлдыз бетінде ауырлық күші артпайды керісінше кемитіндіктен (яғни ауырлық күші арақашықтық квадратына кері пропорционал болғандықтан) ауырлық күші жұлдыздың ұлғаюын жоя алмайды. Бұдан үлкен температураларда гидростатикалық тепе-теңдік сақталу үшін жұлдыздың өлшемі кіші болуы керек. Қойнауындағы белгілі бір химиялық құрамы мен температурасында жұлдыздың өлшемдері арасындағы тәуелділікті былай құруға болады: жұлдыздың центріндегі температура жұлдыздың массасына М, оның R радиусына қатынасына пропорционал, яғни Т~ . Мысалға Күннің ішкі температурасын бағалап көрейік. Күн әрқайсының массасы (12) М0 тең екі бөліктен тұрады делік. Олардың массалар центрі R0-ге тең арақашықтықта орналасқан болсын. Екі бөліктің арасындағы тартылыс күші:

Бөліктер шекарасындағы қысым

Бұл қысым газ қысымымен теңгеріледі :
Мұндағы А - универсал газ тұрақтысы.
Қысымдарды теңгеріп, Күннің массасы мен радиусы арасындағы байлынысты аламыз:

Күн үшін , Т = 4,6*106К
Күн центріндегі температура үшін
(1.2)
ТС = 14*10[6]К, яғни орташа температурадан 3 есе үлкен.
(1.2) формуласына жұлдыздардың массасы мен радиусы арасындағы статистикалық байланыс формуласын қойып, жұлдыздардың центріндегі температураның оның массасы мен химиялық құрамына тәуелділігін алуға болады:
ТС = 14*10[6] (1.3)
Күн типтес жұлдыздар қойнауында температура 14*10[6]К тең.
Жұлдыздырдың гидростатикалық тепе - теңдігі мен тағы да бір ерекшелігіне байланысты. Жұлдыздарды қыздыру үшін оған әсер жағдайындағыдай жылу бермеу керек, керісінше одан жылу алу керек. Шындығында, егер жұлдыздар энергиясын сыртқа беретін болса, онда оның температурасы мен қысымы азаяды. Ауырлық күші ішкі қысыммен теңгерілмейді де жұлдызды сығады және жұлдызға айналатын жұмыс жасайды. Сығылу кезінде ауырлық күші сыртқа берілетін энергиядан екі есе артық, яғни жұлдыздың гравитациялық энергиясы газ бөлшектерінің жылулық қозғалысы энергиясынан екі есе үлкен, сондықтан энергия жоғалтатын болғанымен энергия қызады. Керісінше тепе - теңдік күйдегі жұлдызға сырттан жылу берілетін болса, онда ол ұлғаяды да ауырлық күшіне қарсы жұмыс істеп суынады. Бұл қорытындылар кейде былай айтылады: гүидростатикалық тепе - теңдікте тұрған жұлдыздар теріс жылу сыйымдылыққа ие болады.
Жұлдыздардың стационар күйі тек механикалық тепе - теңдікпен ғана сипатталмайды, сонымен бірге жылулық тепе - теңдікпен де сипатталады. Жылулық тепе - теңдік дегеніміз жұлдыз қойнауында энергия бөліну процесі, қойнаулардан энергияның жұлдыз бетіне қарай жылулық берілу процесі және энергияның жұлдыз бетінен сәулелену процесі баланста болды. Жылулық тепе - теңдік кезінде бірлік уақытта жұлдыздан сәулеленетін энергия мөлшері осы энергияны жасайтын ядролық реакция интенсивтілігіне тәуелді болуы керек тәрізді. Бірақ теория жұлдыздардың жарқырауы энергия бөліну жылдамдығына тәуелді емес және негізінен жылу берілу заңымен анықталатындығын көрсетеді. Бұл жерде де гидростатикалық тепе - теңдіктің ғажайыптарының бірі байқалады. Егер жылу берілу жылу берілуден артып кететін болса, онда жұлдыз сығыла бастайды да қызады. Бұл ядролық реакцияны үдетеді де қайтадан жылулық баланс орнайды. Бұндай жағдайда жұлдыз орнықты өзімен - өзі реттелуші жүйе болып табылады.

2.2 Жұлдыздардағы энергия тасымалы

Жұлдыздар қайнауындағы температура миллиондаған градусқа жетеді, ал оның бетінің температурасы одан мың есе аз. Температуралар айырмасының болуы сыртқа төменгі температура жағына қарай жылу ағыны әкеледі. Жұлдыздарда энергия ағыны миллиондаған тіпті миллиардтаған жылдар бойы жұлдыз энергиясының негізгі көзі болып табылатын термоядролық реакция есебінен болады.
Жұлдыздарда энергия тасымалы екі жолмен болуы мүмкін - сәуле шығару немесе конвенция. Осы механизмдерді қарастыралық. Энергия сәуле шығару арқылы тасымалданады және сәулелік тепе-теңдік болсын деп есептейік, яғни жұлдыздың берілген қабатында қанша энергия жұтылса ол сонша сәуле шығарады. Егер энергия жұлдыздың ең терең ішкі бөлігінен бөлінетін болса, онда радиусы r сфера бетінен толық сәуле ағыны, яғни жұлдыздың жарқырауы L(r) тұрақты болады. Радиусы r сфераның бірлік бетінен шығаратын сәулелік энергияны F= арқылы белгілейміз.
æ - заттың бірлік массасына есептелген жұтылу коэффициенті (мөлдір еместік), ал dr - сфералық қабат қалыңдығы болсын. Онда берілген масса элементінде жұтылған энергия ædr тең.Оны жарық с жылдамдығына бөліп, затқа бір секундта сәуле арқылы берілген импульс шамасын аламыз. Бұл импульс берілген элементке жоғарыдан ()және төменнен () әсер ететін жарық қысым күшінің айырмасына, яғни
тең.
Импульс шамасын затқа сәуле арқылы берілген жарық қысым күшін айырмасымен теңестіріп
(1.4)теңдеуін аламыз.
минус таңбасы, жұлдыздың центрінен арақашықтығы артқан сайын
(1.5)
Формуласымен анықталатын сәулелік қысымның кемитіндігін көрсетеді.
(1.4 )
формуласын қойып, сәулелік тепе-теңдікте тұрған жұлдыздың центрінен бір метрге жылжығандағы температура өзгерісін анықтайтын теңдеу аламыз:
(1.6)
Энергия босатылуы жұлдыз центрі аймағында болады, ал жұлдыздың ішкі құрылысын есептеу r = 0 нүктесінен басталады. Сондықтан жұлдыз центрінде жарқырау L(0) = 0, ал оның энергия көздері есебінен өсуі былай есептелінеді. Заттың бір килограмымен өндірілетін энергия мөлшерін (r) арқылы белгілейміз. Олай болса жұлдыздың центрінен r қашықтықтағы қалыңдығы dr қабаттағы энергия көздері есебінен жарқыраудың өсімі
dL=4r2(r)dr
тең немесе бірлік ұзындыққа келетін есептеу бойынша
4r2(r) (1.7)
(1.1), (1.6) және (1.7) теңдеулер жүйесі, егер жұтылу коэффициенті æ мен энергия көздері қуатының тығыздық пен температураға тәуелділігі белгілі болса, жұлдыздың центрінен оның бетіне қарай қысым, тығыздық және температура өзгерісін есептеуге мүмкіндік береді. Сонымен бұл теңдеулерден жұлдыздың құрылысы қандай деген сұраққа бірмәнді жауап алуға болады. Бұл теңдеулер жұлдыздың ішкі құрылысы теориясының негізгі қатыстары болып табылады. Жалпы жағдайда гидростатикалық тепе-теңдік теңдеуінде (1) толық қысым алынатындығын айта кету керек.Толық қысым Рg газ қысымы мен Pr сәулелік қысым қосындысына тең:
P=Pg+PR
Жұлдыздарда сәулелік тепе-теңдік шарты оның барлық қабаттарда орындалмайды. Ондай қабаттарға жұлдыздың ішкі аймақтарынан келетін жылудың үлкен болуы соншалықты қабат оны қайта сәулелендіруге үлгермейді. Мысалға, мұндай жағдайлар жұтылу коэффициенті күрт артатын қабаттарда немесе ядролық реакция кезінде жылу бөліну күрт артатын аймақтарда болуы мүмкін. Мұндай жағдайларда энергия тасымалдануының тиімдірек механизмі конвекция қосылады.

1.3 Жұлдыздар модельдері.

Жұлдыздардың құрылысы модельдерін есептеу (1.1) гидростатикалық тепе-теңдік теңдеуін (1.6) ,(1.7) теңдеулерімен бірге шешуге негізделген. Бұл өте қиын мәселе, есептеулер электронды - есептегіш машинамен жүргізіледі.Дегенмен көптеген астрофизиктер ойынша теория әлі де болса бақылаулардан қалып отыр.
Жұлдыздардың құрылысы модельдерін есептеу әдістемесіне тоқталалық. Алдымен мұндай есептеулер үшін температура мен тығыздықтың үлкен интервалдары үшін мөлдір еместік коэффициентінің анығырақ кестесі қажет. Машина жадына қатардың молекулалық массасы температура мен тығыздыққа байланысты энергия бөліну жылдамдығы формуласы енгізіледі. Жоғарыда келтірілген дифференциалды теңдеулер жүйесі жұлдыз бетінде температура мен қысым нөлге тең және радиусы r =0 сфераның массасы мен жарқырауы нөлге тең шарты бойынша шешіледі.
Есептеу жұлдыз центрінен және жұлдыз бетінен бірмезгілде центрден қандайда бір қашықтықтағы нүктеде кездескенше жүргізіледі. Бұл нүктеде жоғарыдан және төменнен келгендегі газдың барлық параметрлері бірдей мәнді болуы керек. Бұл есептеуде ондай сәйкестік болуы кездейсоқ. Сондықтан есептеу жұлдыз центріндегі температура мен қысымды іріктеуге сәйкес бірнеше рет жүргізіледі. Бұл әдісті тігу әдісі деп атайды.
Қазіргі кезде тиімдірек айырма әдісі қолданылады. Мұнда жұлдыз әрқайсысында газ параметрлері тұрақты деп есептелінетін m сфералық қабаттарға бөлінеді. Одан кейін бастапқы дифференциалдық теңдеулер жүйесі (і+1)-ші және і-ші қабаттар параметрлерінің айырмасы түрінде жазылады. Сонымен 4 дифференциалдық теңдеудегі 4m белгісізді кәдімгі алгебралық теңдеулер алынады.
Есептеулер нәтижесінде жұлдыздың моделі құрылады - M,R және L параметрлері алдын ала берілген жұлдыздың қойнауындағы қысымның, тығыздықтың және температураның таралуы анықталады. Есептеулер спектр-жарқырау диаграммасының әртүрлі бөліктерінде орналасқан жұлдыздар (1-сурет) өздерінің құрылыстарымен өзгеше екендігін көрсетеді.

1-сурет
Спектр - жарқырау диаграммасы

Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары. Бұл массасы Күндікінен үлкен ыстық жұлдыздар. Сондықтан олардың қойнауындағы температура мен қысым соңғы спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бөлінуі белсенді көміртегі циклі арқылы болады. Нәтижесінде олардың жарқырауы да үлкен, сондықтан олар тезірек дамиды. Бұдан бас жұлдыздар болуы керек деп қорытындылауға болады.
Көміртегі циклінде энергия бөліну темпертураның жоғары дәрежесіне (Т20) пропорционал, ал сәулелену ағыны Стефан-Больцман заңына сәйкес Т4 өсетін болғандықтан сәуле шығару көміртегі циклімен пайда болатын энергияны жұлдыз қойнауынан шығаруға қабілетсіз болады (2-сурет). Массасы 10 Күн массасындай (М10М0) жұлдыздар үшін конвективтік аумақ радиусы жұлдыздың төрттен бір радиусын () құрайды, ал центрде тығыздық орташа тығыздықтан 25 есе артады (=25). Конвективтік ядроны қоршаған жұлдыз қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады.
Бас тізбектің төменгі бөлігі жұлдыздары. Бас тізбектің төменгі бөлігі жұлдыздары өздерінің құрылысы бойынша Күнге ұқсас. Протон - протон реакциясы кезінде энергия бөліну қуатының температураға тәуелділігі, центрінде конвекция пайда болмайтын және ядросы сәулелік болатын жұлдыздағы сәулелік ағындікіндей болады. Бірақ суығырақ сыртқы қабаттың күшті мөлдір еместігінен бас тізбектің төменгі бөлігі жұлдыздарында сыртқы
конвективтік қабықша пайда болады (2- сурет). Жұлдыз суық болған сайын конвективтік араласу тереңірек созылады.
Субергежейлілер. Субергежейлілер құрамында ауыр элементтер аздығымен ерекшеленеді. Жұлдыз затының мөлдір еместігі ауыр элементтер мөлшеріне пропорционал, себебі күшті иондалған плазмада барлық жеңіл элементтер толығымен электрондарынан айырылған,атомдар квантты жұта алмайды. Негізінен жұтылу, өзінің электрондарының бір бөлігін сақтап қалған, йондалған ауыр элементтермен болады. Субергежейлілер Галактика дамуының ерте кезеніңде әлі жұлдыз қойнауында болмаған элементтерге кедей.

5-сурет
Ақ ергежейлі
4-сурет
Күн
3-сурет
Бас тізбектің төменгі бөлігі
2-сурет
Бас тізбектің жоғарғы бөлігі
Қызыл алып
6-сурет
Әр түрлі типтегі жұлдыздар модельдері
Сондықтан субергежейлілер заттарының бас тізбектері жұлдыздарымен салыстырғанда мөлдірліктері үлкен, ол конвективтік аймақ болуынсыз сәулелік энергия тасымалдануын жеңілдетеді.
Қызыл алыптар өте біртекті емес құрылымды. Егер бас тізбек жұлдыздары құрылымы уақытқа байланысты қалай өзгеру керектігін қарастырсақ осындай қорытындыға оңай келуге болады.
Жұлдыздың орталық қабаттарында сутегінің жану барысында энергия бөліну аймағы біртіндеп шеткі қабаттарға ығысады . нәтижесінде тек сутегілік реакция ғана жүруі мүмкін жұқа энергия бөліну қабаты пайда болады. Ол жұлдызды әртүрлі екі бөлікке бөледі: ішкі сутегі жоқ деуге боларлық гелийлік ядро, онда сутегі болмағандықтан онда ядролық реакция болмайды және сутегі болғанымен қысым мен темпертурасы реакция жүруге жеткіліксіз сыртқы қабат. Бастапқы кезде энергия бөліну қабатында қысым ядродағыға қарағанда үлкен болғандықтан сығыла бастайды да гравитациялық энергия бөлініп қызады. Мұндай сығылу газ азғындалған болғанша жалғасады. әрі қарай сығылуды тоқтатуға қажетті үлкен қысым тығыздықтан орасан зор артуымен қамтамасыз етіледі. Есептеулер массасы 1,3М0 жұлдыздарда, ондағы барлық сутегі гелийге айналған, негізінен гелийден тұратын ядро пайда болатынын көрсетеді.
Гелийлік ядро темпертурасы келесі мүмкін болатын гелийдің көміртегіге айналу ядролық реакциясына жеткіліксіз. Сондықтан гелийлік ядро энергияның ядролық көзінен айырылған және изотермалық. Онда барлық жұлдыз массасының төрттен бірі жинақталған, бірақ оның радиусындай өлшемге ие. Мұндай ядро центрінде тығыздық 350жетеді. Гелийлік ядро тура сондай аралыққа созылған, энергия бөлінетін қабықшамен қоршалған (2-сурет). Одан кейін қалыңдығы 0,1 радиус сәулелік аумақ басталады. Жуықтап 70 (массасы бойынша) 0,9 радиусты құрайтын жұлдыздың сыртқы қабатты қызыл алыптың қуатты конвективтік аумағын түзеді.
Ақ ергежейлілер. Жоғарыда қарастырылған қызыл алыптардың маңызды ерекшелігі оның қойнауында изотермалық ядроның пайда болуы. Бұл объектілер температурасы біршама жоғары болғанымен өлшемнің кішкенелігімен (10-2-10-3R0 ) спектр-жарқырау диаграммасында төменгі сол ұсақ бұрышта орналасуы керек. Диаграммадан көріп отырғандай ол жерде ақ ергежейлілер орналасқан.
Ақ ергежейлілер аса тығыз, термоядролық реакцияның сутегілік көздерін тауысқан, азғындалған жұлдыздар. Ақ ергежейлілер центрінде тығыздық бір куб сантиметрге жүздеген тонна болуы мүмкін. Ақ ергежейлінің массасы артқан сайын оның қойнауындағы газ қысымы азғындалған газ қысымынан жылдамырақ өсетін гравитациялық үлкен күшке төтеп беруі қажет.
Сондықтан үлкенірек массалы ақ ергежейлілер күшті сығылған және олар үшін жұлдыз радиусының оның массасына айқын тәуелділігі орын алады. Бірақ массаның белгілі бір мәнінде азғындалған газ қысымы гравитациялық күшті теңгере алмайды. Мұндай жұлдыз шексіз сығылуы мүмкін. Массалары жуықтап алғанда 2-3М0 артық болғанда коллаж болуы сөзсіз. Коллаж М 1.2М0 болуы сөзсіз болар еді, егер гравитациялық күш азғындалған нейтрондық газ қысымына төтеп бере алатындай болғанда, жұлдыз нейтрондық жұлдызға айналмайтын болғанда. Шындығында мұндай жағдай болуы үшін алдымен жұлдызда ядролық жарылыс болуы керек. Ондай жарылыстар жаңа жарылыстар жаңа жұлдыздар түрінде жарқырап байқалады,нәтижесінде мүмкіндігінше ядролық энергия бөлініп, зат нейтрондарға айналады. 2 - 3М0 үлкен массаларда азғындалған газ қысымы гравитацияға төтеп бере алмайтын күйде болады. Сонда жұлдыздың сығылуын ештеңе тоқтата алмайды. Мұндай жағдайда параболалық жылдамдық жарық жылдамдығынан үлкен болады, яғни басқаша айтқанда тіпті жарық кванты да жұлдыздан шығып кете алмайды. Мұндай күйін қара құрдым деп атайды.

2. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ДАМУЫ

2.1. Жұлдыздың пайда болуы, гравитациялық сығылу кезеңі

Соңғы жүз жылдық уақытта ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.