«Айнымалы жұлдыздар үшін информация мен энтропия қатынасын анықтау»
Кіріспе
4
1. Теориялық бөлімі 6
1.1 Астрофизикадағы фракталдық талдау 6
1.2 Айнымалы жұлдыздар классификациясы 11
1.3 Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымы 13
1.4 IV АЖЖК.дағы айнымалы жұлдыздар 14
1.5 Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар, олардың III және IV АЖЖК классификациясы
18
1.5.1 Жарылғыш және жаңаға ұқсас айнымалылар 25
1.6 Жұлдызаралық орта құрылымы 27
1.7 Айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг.Рассел диаграммасында
орналасуы
29
2. Зерттеу бөлімі 33
2.1 Информация ұғымы 33
2.2 Энтропия туралы ұғым 34
2.2.1 Өзаффиндік және өзұқсас энтропиялар 37
2.2.2 Біртектілік дәрежесі ескерілген екіөлшемді объектілердің
информациялық энтропиясы
39
2.3 Айнымалы жұлдыздарды энтропиялық талдау 42
2.4 Зерттеу нәтижелері 46
Қорытынды 53
Қолданылған әдебиеттер тізімі
54
4
1. Теориялық бөлімі 6
1.1 Астрофизикадағы фракталдық талдау 6
1.2 Айнымалы жұлдыздар классификациясы 11
1.3 Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымы 13
1.4 IV АЖЖК.дағы айнымалы жұлдыздар 14
1.5 Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар, олардың III және IV АЖЖК классификациясы
18
1.5.1 Жарылғыш және жаңаға ұқсас айнымалылар 25
1.6 Жұлдызаралық орта құрылымы 27
1.7 Айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг.Рассел диаграммасында
орналасуы
29
2. Зерттеу бөлімі 33
2.1 Информация ұғымы 33
2.2 Энтропия туралы ұғым 34
2.2.1 Өзаффиндік және өзұқсас энтропиялар 37
2.2.2 Біртектілік дәрежесі ескерілген екіөлшемді объектілердің
информациялық энтропиясы
39
2.3 Айнымалы жұлдыздарды энтропиялық талдау 42
2.4 Зерттеу нәтижелері 46
Қорытынды 53
Қолданылған әдебиеттер тізімі
54
Қазіргі кезде физика ғылымында астрофизикалық зерттеулерге көп көңіл бөлінуде. Астрофизикалық объектілерге әртүрлі ықпал етуші факторлардың әсер етуі салдарынан бейсызық физиканың жаңа әдістерімен астрофизикалық объектілерді, оның ішіндегі айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтар мен галактикаларды зерттеу үлкен қызығушылық туғызуда. Уақыт өте келе жұлдыздарды топтастырумен байланысты қиындықтар көбейеді: айнымалылықтың түрлі типтерінің байланысы анықталған және де бір объектінің бірнеше айнымалылық типіне жатқызу қажеттілігі туындайды, себебі олар әр түрлі физикалық себептермен анықталады.
1. Кожевников В.П. Наблюдения взрывных переменных звезд на многоканальном фотометре. Москва. Автореферат, 2005.-166 с.
2. Федер Е. Фракталы.-М.: Мир, 1991.-254 с.
3. Ramos F.M., Wuensche C.A., Ribeiro A.L.B., Rosa R.R. Multiscaling and nonextensivity of large-scale structures in the Universe // Physica D, 2002.-р. 395-404.
4. Розгачева И.К. Фракталы в Космосе // Земля и Вселенная. М.: Наука, 1970− 1993. - № 1. - с. 10-16.
5. Мандельброт Б. Фрактальная геометрия природы.–М.: Институт компьютерных исследований, 2002.-656 с.
6. Haitun C.D. Evolution of the Universe and of our Metagalaxy. –M.: Nauka, 2006.-304 р.
7. Binney J., Merrifield M. Galactic astronomy. New York: Princeton University Press, 1998.-321 р.
8. Никонов В.Б. Методы исследования переменных звезд. М.: Наука, 1971.—336 с.
9. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.—3-е изд., М.: Наука, 1984.-384 с.
10. Roman, N.R. Identification of a constellation from a position // Publ. Astron. Soc. Pacific, 1987.-р. 680-695.
2. Федер Е. Фракталы.-М.: Мир, 1991.-254 с.
3. Ramos F.M., Wuensche C.A., Ribeiro A.L.B., Rosa R.R. Multiscaling and nonextensivity of large-scale structures in the Universe // Physica D, 2002.-р. 395-404.
4. Розгачева И.К. Фракталы в Космосе // Земля и Вселенная. М.: Наука, 1970− 1993. - № 1. - с. 10-16.
5. Мандельброт Б. Фрактальная геометрия природы.–М.: Институт компьютерных исследований, 2002.-656 с.
6. Haitun C.D. Evolution of the Universe and of our Metagalaxy. –M.: Nauka, 2006.-304 р.
7. Binney J., Merrifield M. Galactic astronomy. New York: Princeton University Press, 1998.-321 р.
8. Никонов В.Б. Методы исследования переменных звезд. М.: Наука, 1971.—336 с.
9. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.—3-е изд., М.: Наука, 1984.-384 с.
10. Roman, N.R. Identification of a constellation from a position // Publ. Astron. Soc. Pacific, 1987.-р. 680-695.
Қазақстан Республикасының білім және ғылым министрлігі
әл-Фараби атындағы Қазақ ұлттық университеті
Физика-техникалық факультеті
Қатты дене физикасы және бейсызық физика кафедрасы
Қорғауға жіберілді
__________________ҚДФжБФ кафедра меңгерушісі Приходько О.Ю.
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
Тақырыбы: АЙНЫМАЛЫ ЖҰЛДЫЗДАР ҮШІН ИНФОРМАЦИЯ МЕН ЭНТРОПИЯ ҚАТЫНАСЫН АНЫҚТАУ
5B061100 - Астрономия мамандығы бойынша
Орындаған Қуанышбаева А.К.
Ғылыми жетекшісі
ф.-м.ғ.к, доцент Бейсебаева А.С.
Норма бақылаушы Бондаренко Н.Н.
Алматы 2014
Реферат
Дипломдық жұмыс 54 беттен, 21 суреттен және 20 әдебиеттен тұрады. Негізгі ұғымдар: эруптивті жұлдыздар, классификация, информация, энтропия, эволюциялық реттілік параметрі, энтропия - метрикалық диаграмма. Жұмыстың мақсаты: энтропия мен информация арасындағы қатынасты орнықтыру. Зерттеу әдістері: зерттеу MatLab компьютерлік модельдеу ортасында эруптивті айнымалы жұлдыздар үшін информация мен энтропия қатынасын анықтау арқылы энтропиялық - метрикалық диаграммаларын тұрғызу жүргізілді. Алынған нәтижелер: эруптивті айнымалылар типіне жататын әртүрлі жұлдыздардың энтропиялық - метрикалық диаграммалары алынды. Жұмыстың жаңалығы: эруптивті айнымалы жұлдыздардың физикалық табиғатын бейсызық физика әдістерін қолдана отырып зерттеу арқылы жаңа мазмұнды жаңалық алынды.
Реферат
Дипмомная работа состоит из 54 страниц, 21 рисунков и 20 литератур. Ключевые слова: эруптивные звезды, классификация, информация, энтропия, параметр эволюционного порядка, энтропия - метрическая диаграмма. Цель работы: определить отношения информации и энтропии для переменных звезд. Методы исследования: исследования проводились в компьютерной среде моделирования MatLab. Получившие результаты: получили энтропия - метрическую диаграмму для разных типов эруптивных звезд. Новизна работы: исследуя физические свойства эруптивных переменных звезд используя методы нелинейной физики получили новые открытия.
Abstract
Thesis consists of 54 pages, 21 figures and 20 references. Keywords: eruptive stars, classification, information, entropy, parameter of evolutionary uniformity, entropy-metric diagram. Work purpose: definition of relation between information and entropy for variable stars. Research methods: research were conducted in the computer environment of modeling MatLab. The received results: get entropy-metric diagram for different types eruptive stars. Novelty of work: get new openings investigating physical properties of eruptive stars using methods of nonlinear physics.
Мазмұны
Кіріспе
4
1. Теориялық бөлімі
6
1.1 Астрофизикадағы фракталдық талдау
6
1.2 Айнымалы жұлдыздар классификациясы
11
1.3 Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымы
13
1.4 IV АЖЖК-дағы айнымалы жұлдыздар
14
1.5 Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар, олардың III және IV АЖЖК классификациясы
18
1.5.1 Жарылғыш және жаңаға ұқсас айнымалылар
25
1.6 Жұлдызаралық орта құрылымы
27
1.7 Айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг-Рассел диаграммасында
орналасуы
29
2. Зерттеу бөлімі
33
2.1 Информация ұғымы
33
2.2 Энтропия туралы ұғым
34
2.2.1 Өзаффиндік және өзұқсас энтропиялар
37
2.2.2 Біртектілік дәрежесі ескерілген екіөлшемді объектілердің
информациялық энтропиясы
39
2.3 Айнымалы жұлдыздарды энтропиялық талдау
42
2.4 Зерттеу нәтижелері
46
Қорытынды
53
Қолданылған әдебиеттер тізімі
54
Кіріспе
Қазіргі кезде физика ғылымында астрофизикалық зерттеулерге көп көңіл бөлінуде. Астрофизикалық объектілерге әртүрлі ықпал етуші факторлардың әсер етуі салдарынан бейсызық физиканың жаңа әдістерімен астрофизикалық объектілерді, оның ішіндегі айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтар мен галактикаларды зерттеу үлкен қызығушылық туғызуда. Уақыт өте келе жұлдыздарды топтастырумен байланысты қиындықтар көбейеді: айнымалылықтың түрлі типтерінің байланысы анықталған және де бір объектінің бірнеше айнымалылық типіне жатқызу қажеттілігі туындайды, себебі олар әр түрлі физикалық себептермен анықталады.
Жұлдыздардың жарқырау қисықтарындағы ақпаратты қолдану эффективтілік деңгейі мен талдау жасау әдістеріне тәуелді. Жұлдыздардың жарқырау қисықтарынан алынатын сигналдарда алмасу мен хаос болғандықтан, олардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа, қызық ақпаратты олардың зерттеуіне қолданылатын бейсызық физика әдістерінен алуға болады. Сонымен қоса, типі дұрыс анықталмаған айнымалы жұлдыздар да кездесіп жатады. Осындай типтері нақты анықталмаған жұлдыздарды зерттеуде бейсызық физика әдісі қолданылады.
Тақырыптың маңыздылығы: біздің галактиканың 400 млрд-тан көп жұлдызы Күн секілді жалғыз болмайды,олар екілік жүйені немесе қос жүйені құрайды. Қос жұлдыздардың ерекше тобы - жарылғыш айнымалылар [1]. Мұндай қос жүйенің бір жұлдызы - ақ ергежейлі болса, екіншісі - кеш спектрлік кластың қызыл ергежейлісі. Мұндай қос жүйенің өлшемі Жер-Ай жүйесінің өлшеміндей, ал орбитальді периодының диапазоны 1-10 сағат аралығында болады. Қызыл ергежейлі мен ақ ергежейлінің бір-біріне жақын орналасқандығы соншалықты, орташа жарылғыш айнымалы Күннің ішіне оңай сиып кетер еді. Қызыл серік-жұлдыз Рош қуысын толтыра отырып, өз затын жоғалтады да, ақ ергежейліге ағып өтеді. Бұрыштық моменттің сақталуына байланысты газ ақ ергежейлінің беткі қабатына тікелей түспейді. Ақ ергежейлінің магнит өрісі күшті емес жүйелерде құлап жатқан зат аккрециялық диск түзеді. Гравитациялық потенциалдық энергияны шығара отырып, дисктегі газ біртіндеп ақ ергежейліге жақындайды. Күшті магнит өрісіне ие ақ ергежейлілерге аккрециялық зат осы өрістің бағытымен аккрециялық тұзақ ретінде жүреді. Спектрдің көрінетін аймағында аккрециялық дисктің немесе аккрециялық тұзақтың сәулеленуі қызыл жұлдыз бен ақ ергежейлінің сәулеленуінен басым болады.
Жарылғыш айнымалылардың арасындағы ең белгілі - жаңа жұлдыздар. Олардың жарқырау қисығының өзгерісінің амплитудасы 6m-нан 19m-ға дейін бір ай немесе бірнеше жыл аралығында өзгереді. Осындай үлкен амплитудасына байланысты оларға деген қызығушылық күннен күнге артуда. Ақ ергежейліде аккрецияланатын сутегіге бай материалдың термоядролық жарылысының нәтижесінде осы жаңа жұлдыздардың жарқылдары пайда болады. Көптеген жаңа жұлдыздарды бақылау уақытында олардың тек бір рет жарқылы байқалған, бірақ кейбірлері қайталама жаңа жұлдыздар ретінде де белгілі. Жарылғыш айнымалылардың тағы бір тобы - жаңаға ұқсас айнымалылар. Жаңаға ұқсас айнымалылардың ақ ергежейліден ерекшелігі - олар ақ ергежейлілер секілді жарқыл көрсетпейді. Масса алмасу температурасы мұндай жүйелерде тұрақты және толық жарқырауы оның орташа деңгейіне қатысты кішкене ғана өзгереді. Сонымен қатар, жаңаға ұқсас айнымалылардың масса алмасу температурасы тыныштық күйде тұрған жаңа ақ ергежейлілерге қарағанда айтарлықтай үлкен, сондықтан да олардың аккрециялық дискі анық болады. Кейбір жаңаға ұқсас айнымалыларда аса үлкен дөңес (өркеш) байқалады. Бірақ жаңаға ұқсас айнымалылардың жарқырау қисығында әрдайым дерлік үлкен өркештер болады, ал жарқырауына сәйкес тербелістерінің периоды орбитальді периодынан үлкен немесе кіші болуы мүмкін. Қызықтысы, аса үлкен өркештің (дөңес) болуы жарылғыш айнымалылармен шектелмеген. Олар сонымен қатар, бір компоненті ретінде қара құрдым мен рентгендік транзиенттік көзі болуы мүмкін қос жүйелі SS433 обьектісінде байқалған.
Жарылғыш айнымалылар үнемі ашылып отырады. Қазіргі уақытта 400-ден аса осындай жүйелер тіркелген (Риттер және Колб каталогының 7-ші басылымы мысал ретінде). Әрбір жаңа обьектінің өзіне тән ерекшеліктері болып, біздің жарылғыш айнымалылар туралы көп мәліметтер береді. Жарылғыш айнымалылардың ерекше көңіл аудартуының себебі, кең масштабты диапазонда олар электрмагнитті спектр диапазонындағы радиосәулеленуден гамма сәулеленуге дейінгі барлық сәулеленуді көрсетуінде. Олардың айнымалылығының орташа масштабы 1секундтан миллиондаған жылдарға дейін. Өзінің физикалық күйі мен физикалық процестерінің алуан түрлілігіне байланысты жарылғыш айнымалылар фундаментальді астрофизикалық процестерді, яғни қос жұлдыздың аккрециясы мен эволюциясын зерттеуге мүмкіндік беретін ерекше зертхана секілді.
Жалпы, осы жұмыс барысында эруптивті айнымалы жұлдыздар типіне жататын RS, UG, BY, UV, FU Ori жұлдыздары үшін жарқырау қисықтары, фазалық суреттері, информация мен энтропия қатынасы, сонымен қатар эволюциялық реттілік параметрі Kx,t2 2 зерттелген.
Жұмыста екі өлшемді объектілердің дәрежесі бойынша информация мен энтропия қатынасын есептеудің жаңа әдісі қарастырылады. Бейсызық физиканың жаңа әдістері мен компьютерлік модельдеудің көмегімен эруптивті айнымалы жұлдыздар үшін информация мен энтропия қатынасы мен эволюциялық реттілік параметрі арасындағы тәуелділігін зерттеу осы жұмыстың негізгі мақсаты болып табылады.
1. Теориялық бөлімі
1.1 Астрофизикадағы фракталдық талдау
Реттілік және хаос динамикалық астрономияда маңызды орын алады. Динамикалық жүйенің көптеген күрделі түсіндірмелері галактиканың, жұлдыздың және планетаның құрылымы мен оның революциясында заманауи мағынасын табады. Бұл түсіндірмелер аспан және статикалық механиканың белгілі мысалдарына бірігеді. Сондықтан динамикалық астрономия - гидродинамика, геофизика, биология, плазма физикасы секілді заманауи ғылымдардың фундаментальді реттілік концепциясы мен хаос аумағын зерттейтін аймағы десе болады [2, 3].
Динамикалық астрономияның [4] кейбір жалпы концепциялары жұлдызды галактикалық және планеталық жүйені бақылаудан нығаяды. Реттілік пен хаосты галактика динамикасы мен құрылымының түзілуінде маңызды механизм деп есептеуге болады. Тек олардың шектеулі саны сфералық потенциалмен өрнектеледі, алайда көбісі осьтік немесе үш осьті симметрияға ие. Соңғы жағдайда потенциал күш деформацияға ұшырайды және ретсіз хаосты қозғалыс туады.
Жұлдыздар мен галактикалардың таралуы, галактикалар шоғыры және осыған ұқсас материялар астрофизикада әлі жеткілікті қаралмаған. Мұндағы ең негізгі сұрақ осы материялардың негізгі қалыпсыз иерархиялық заңға бағынуында.
Жағдайды фундаментальды деңгейде қарастыра отырып, материяны математикалық түрде қарастыруға құралдардың жоқтығы оны қалыпсыздыққа ұшыратады.
Бастапқы зерттеулерде [5] жұлдыздар мен галактикалар түзілуін масштабты - инвариантты фракталды тозаң шеңберде түсіндіре алатын теория ұсынылған. Жұлдыздар мен галактика таралуы, фракталдық өлшемділігі 0‹D‹3 теңсіздігін қанағаттандыратын зонада қарастырылады.
Космостың түзілуі екі құрылымның бірін бірі қосып алу иерархиясынан пайда болады (жұлдыз-жұлдыз шоғыры-галактика-галактика шоғыры т.б.). Жалпы біз қарастыратын әлемді (радиусы шамамен 15 млрд жарық жылына тең) осындай бірін-бірі біріктіретін ыңғайлы космостық түзілістерден тұратындықтан, Метагалактика деп атауға болады [6].
Космологиядағы фридмандық модельге сәйкес, әлем біртектес және өте тығыз массаға ие. Біздің планета Күн жүйесіне кіреді, Күн мен басқада жұлдыздармен галактика түзеді, галактика - галактика шоғырынан түзіледі, т.б. Жұлдыздырдың бір бірінен арақашықтығы планеталар арқашықтығына қарағанда әлдеқайда үлкен, ал галактикалар арақашықтығы одан да үлкен [7]. Арақашықтықтары 300 млн жарық жылына тең деп қарастырғанда, біздің Метагалактика біртектес, ал фракталдық құрылымы біртекті емес.
Галактиканың фототүсірілімдерінде жарықтылықтың таралуы оның морфологиялық типін анықтайды. Осы жерде бақыланған таралымның және галактикалық дене динамикасы арасындағы байланысты ашу қызықтырақ. Мысалы, Е жүйесінен жүйесіне өткенде галактика түсі өзгереді: галактикалары көгілдір, S галактикаларына қарай қызылға, одан ары E галактикалары өте күлгін түске өзгереді.
Галактика түсі оның жарықтылығы және айналу жылдамдығы галактиканы тұтас дене ретінде сипаттайды, ал морфологиялық тип - диск бойынша жарқырайтын денелердің локальді таралуымен байланысты. Галактиканың морфологиялық типін жарықтылықтың диск бойынша таралуының фракталды өлшемділігімен D сипаттайды.
Хаусдорфты өлшемділік, космоста бақыланатын күрделі құрылымдардың айырмашылықтарын айыруға мүмкіндік береді. Галактикалардың кеңістіктегі таралу құрылымының фракталдық құрылымын, фракталдық талдауын жақында Тартус обсерваториясының Я.Эйнесто мен серіктестері орындады. Бұл зерттеулерде Бикеш шоқжұлдызының шоғыры жазық құрылымды (D=1.35).
Галактиканың жарықтылығының диск бойынша таралуының фракталдық құрылымы сол галактика ішінде болып жатқан процестерден тәуелді. Сондықтан бақыланып отырған жарықтылық таралымының фракталдық өлшемділігі D галактиканың физикалық құрылымына байланысты. Мысалы, Е галактикадан S-ке өтуі кезінде фракталдық өлшемділік азаяды. Галактика құрылымы түзілуінің әрбір моделі үшін D теориялық мәнін есептеуге және бақыланған фракталдық өлшемділікпен салыстыруға болады.
Ірі масштабты ортадағы реттелген қозғалыстың тамаша мысалы ретінде галактиканың спиральді өрнегін алса болады. Спираль тармақтарының ені мың шақты парсекті құрайды. Спиральді өрнек жүз шақты млн-ға дейін өмір сүреді.
Спиральді өрнекшелердің пайда болуы галактика айналуына және галактикалық ортада динамикалық тепе - теңсіздіктің өсуіне байланысты. Айналудың бұрыштық жылдамдығы центрден алшақтаған сайын азаяды. Мұндағы бұрыштық жылдамдықтың арақашықтықтан тәуелділігі, галактикалық денедегі әр бөлшек орталық жүйеге еркін құлаған кездегі жағдайға ұқсас. Бір мезгілде жұлдыздық жүйенің радиусы бойынша дененің таралуы біртекті емес делік, сыртқы аймақ ішкіге қарағанда әлсіз айналатындықтан, уақыт өтісімен біртекті емес орта спираль бойынша айнала бастайды. Сондықтан тығыздықтың локальді өсуінен гравитациялық өрістің локальді ауытқуы есебінен, диск бетімен гравитациялық потенциалдың спиральді толқыны өтеді. Осы айнымалы потенциал өрісінде тығыздық толқыны деп аталатын заттардың периодты қоюлануы болады. Яғни, осы спиральды құрылымның толқындық процесс болып келетіндігін, біздің галактика жұлдыздарының жылдамдықтар өрісін зерттеулер дәлелдеген. Е.Д.Павловский, Ю.Н.Мишуров және А.А.Сучков сияқты астрономдар жұлдыздардың жылдамдық өрісі спираль формалы периодты құрылымы болатындығын ашты.
Жұлдыздың фракталдық, күрделі құрылымын түсіну үшін олардың эволюциясын жазып көрейік. Жұлдыз эволюциясының процесінде әртүрлі массаға ие жұлдызда масса функциясы (IMF) және белгілі Салпитер функциясымен бақыланады.
Жұлдыз түзілу үшін тікелей симметрия жазықтығында газ бен тозаң қоспасымен қаныққан жазық галактикалық дисктен тәуелді. Дискілік галактикада массасы ~ және қалыңдығы газ дискісіндей OB ассоциациясында жұлдыз түзілу белсенді өтеді.
Осы ортадан қандай да бір критикалық тығыздық мәніне жеткенде газ конденсациясы пайда болады, сығылу және интенсивті жылу бөліну потенциалдық энергияның кинетикалыққа өтуімен жалғасады. Протожұлдыздардың ядросында температура бірнеше млн градусқа жеткенде термоядролық синтез басталады және тартылыс күші ішкі қысым газымен теңгеріледі, нәтижесінде сығылу аяқталып, жұлдыз Герцшпрунг - Рассел диаграммасында белгілі бір орынға ие болады. Ядролық реакция нәтижесінде жұлдыздың орталық аймағынан бөлінген энергия сәулелік және конвективті жылутасымалына айналады.
Массасы М‹8 (-Күн массасы) жұлдыздарда сутегі жануы аяқталысымен, жұлдыз бас тізбектен ауытқып, алдымен қызыл алыпқа, кейін ақ ергежейлі ретінде дамиды.
Ақ ергежейлілер көптеген жұлдыздар эволюциясының соңғы деңгейі болып табылады. Жұлдыз жылулық тепе-теңдікте жүргенде сутегі - гелий термоядролық реакциясы өтеді. Күн типтес РР жұлдыздар үшін осы реакция С-N-O циклімен жалғасады. Массасы М‹8 үлкен қос жұлдыздың соңғы кезеңі ақ ергежейлімен аяқталады. Олардың массасы 0.1‹M‹0.08 болатын қоңыр ергежейлілермен, яғни квазижұлдызбен шатастыруға болмайды, мұндағы температура РР циклін қоздыруға жетпейді.
Массалары үлкен 8‹M‹100 жұлдыздар өте ауыр элементтердің, гелий мен сутегі жанатын барлық циклдердің нәтижесінде темір түзіледі. Темір түзілгеннен кейін жұлдыз сығылуы енді жылуды орталық аймақтарындағы термоядролық реакция есебінен бөлінбейді. Сығылудан бөлінген энергия темір атомының бөлінуіне, соңында нейтронды ядро түзілуіне таралады, орталықтағы қысым азғындалған электрондық газбен, ал тығыздық қалған атом газымен анықталады. Статикалық физика көрсеткендей, әлсіз электрондарды ұстап қала алатын максимал масса Чандрасекар массасымен анықталады М=5.75∕ мұндағы - бір электронға келетін нуклон саны.
Массасы аз жұлдыздардан айырмашылығы, -ке ие жұлдыздар өз өмірінің соңғы жағында сыртқы қабықшаларын тастайды (жарылады), мұның өзі өте жаңа жұлдыздардың жарқылы ретінде байқалады, яғни мұнда жиынтық гравитациялық және кинетикалық энергия (басты ретте, нейтрино түрінде) 1053 эргс-ке жетеді. Көрiнетін сәулеленудің энергия шығаруы шамамен 1% құрайды. Осы құбылысты күштi жарылыс теориясымен сипаттауға болады. Сонымен бiрге, массаның шектi мәнi MS (30 -- 40) құрайтын өте жаңа екi тип ажыратылады. Бұл шекті массасы бар жұлдыздар кәдiмгiдей дамиды және жарылысты фазадан кейiн өте жаңа қызыл аса алыптар сияқты жарқырайды, Герцшпрунг-Рассел диаграммасының тиiстi тармағында орын алады. болатын объектілер сутегілік қабықшасынан толық айырылады, ал өте жаңа жұлдыздың жарылысы ядро коллапсымен сүйемелденеді, оның соңында нейтрондық жұлдыз (пульсар) немесе (жағдайында) қара құрдым түрінде массасы өте жоғары компакт қалады. Көбіне протондар мен нейтрондардың бірнеше пайызы бар нейтрондардан құралған нейтрондық жұлдыздың ішінде радиусы 10-15 км болғанда ядролық қаптама тығыздығы ρ0=2,8·1014 г· см-3 сәйкес келеді. СD - галактикалар ядросында галактикалық газды акрециялайтын және орасан зор мөлшерде гравитациялық энергия бөлетін массасы өте жоғары қара құрдымдар (квазарлар) пайда болады.
Көп жұлдыздар тепе-тең күйдiң жанында тербелiс жасауға қабiлеттi. Бұл жұлдыздың ортасынан бiрдей қашықтықта болатын заттардың радиус бойымен синхронды қозғалысы. Мұндай қозғалыстарды радиал пульсация деп атайды. Радиал пульсацияланатын жұлдыздарға дельта типтес Цефей, RR Лира, W Бикеш, RV Торпақ, О Мирид жатады. Бұл жұлдыздардың құрлымының негізгі ерекшелілігі - олар радиусы шамалы ықшам ядросы да жалпы массасының 90% құрайтындығында. Жұлдыз типіне байланысты айнымалы радиалды пульсацияланатын беткі қабығы пульсацияланатын цикл кезінде жұлдыз радиусының оннан бір қашықтығына ығысады. Жұлдыз массасына қарағанда пульсацияланатын қабық массасы аз болғанымен, қозғалыс кезінде жұлдыз көлемі айтарлықтай кеңейеді.
Зат қозғалысының жылдамдығы беткі қабыққа жақындағанда секундына оншақты километрге жетеді. Мирид және айнымалы RV Торпақ типінің беткі қабығында тартылыс күші тіпті байқалмайды, яғни мұндай жылдамдықта газ бөлігі қайтып оралмастай қоршаған кеңістікке тасталынады. Пульсацияланатын жұлдыздар атмосферасынан дене заттарының шығарылуы ұсақ тозаң бөлшектерінің қатысуымен спектрдің инфрақызыл диапазонында бақыланады. Жұлдыздарда бұдан да күрделі, әрі радиал емес тербелістер болып тұрады. Алайда ығысу фазасы қозғалмалы қабықтың беткі нүктесінің координатасынан тәуелді. Радиал емес пульсацияланатын беткі қабығы , жұлдыздық заттары жұлдыз орталығынан, екіншісі қарама - қарсы бағытта қоғалатын жеке бөлшектерге ажыратылады.
Радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың белгілі түрлері айнымалы Щит дельтасы мен Цефей бетасы. Радиал пульсацияланатын жұлдыздарға қарағанда радиал емес пульсацияланатындарың сәуле шығару ағынының өзгерісі жұлдыздың жеке беткі бөліктеріндегі температура вариациясымен тәуелді. Мұндағы жарықтылық радиус пен температураның циклдық өзгерісінен айнымалы болады. Сондықтан радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың жарықтылық өзгерісінің қосынды амплитудасы үлкен емес. Осы себептен соңғы жылдары жұлдыздық фотометрия мен спектроскопияның дамуы арқасында радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың бірнеше түрлері ашылуда.
Жұлдыздың Герцшпрунг-Рассел диаграммасындағы орны жұлдыздың эволюциялық деңгейін көрсетеді, яғни t жасындағы топқа жататындығын және массасын М, жарқырауын L, беткі температурасын Т және құрамындағы химиялық элементтерін анықтайды. Қазіргі уақытта температураны спектрлік талдау әдісмен анықтайды, дегенмен жарқырау жұлдызға дейінгі арақашықтығының анықталмағандығынан әлі де жете зерттеле қоймаған.
Пульсацияланатын жұлдыздарды Герцшпрунг-Рассел диаграммасынан қарастырғанда бірден көзге ілінетіні - бойымен белгілі барлық пульсацияланатын жұлдыздар ілінген жолақ. 1.1-суретте әртүрлі типті айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг - Рассел диаграммасында орналасуы келтірілген.
Сурет 1.1. Әртүрлі типті айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг - Рассел диаграммасында орналасуы
Жалпы айтсақ, барлық жұлдыздар айнымалы. Жұлдыздардың құрылымы мен жарықтылығы эволюция процессінде өзгереді. Бұл өзгерістер жай қозғалады, бірақ кейбір эволюциялық фазалар тез өтеді. Эволюцияның кейбір деңгейінде, сонымен қатар, периодты тербелістер болады, мысалы, жұлдыздың сыртқы қабығының пульсациясы. Жұлдыз жарқырауының аз тербелістерінде, жұлдыздың беткі қабығында оның өз осі бойымен айналуы кезінде бірден пайда болады, кейде жоғалып кететін ыстық және салқын дақтар пайда болады. Күн жарқырауы күн дақтары әсерінен әлсіз өзгеріп тұрады.
1.2 Айнымалы жұлдыздар классификациясы
Айнымалы жұлдыз - айналасындағы физикалық процесстердің әсерінен уақыт өтуімен жарқырауы өзгеретін жұлдыз. Дәлірек айтқанда, кез келген жұлдыздың жарқырауы уақыт өтуімен қандай да болмаса дәрежеде өзгереді.
Айнымалы жұлдыз дегеніміз жарқырауының өзгерісі бақылау құрылғысының көмегімен қол жеткен деңгейде сенімді анықталған жұлдыз. Жұлдыздың жарқырауы бір рет болса да өзгеріске ұшыраса оны айнымалы жұлдызға жатқызуға болады. Айнымалы жұлдыздардың бір-бірінен айырмашылығы өте зор. Кейбірінде жарқырауы периодты түрде өзгерсе, басқаларында жарқырауының ретсіз өзгерісі бақыланады. Периоды, жарқырау өзгерісінің амплитудасы, жарқырау және сәулелік жылдамдықтар қисықтарының түрі негізгі бақылау сипаттамалары болып табылады [8].
Жұлдыздардың жарқырауының өзгеріс себептері: радиал және радиал емес пульсациялар, хромосфералық активтілік, тығыз екілік жүйеде жұлдыздардың периодты тұтылулары, екілік жүйеде бір жұлдыздан екіншісіне заттың өтуімен байланысты құбылыстар.
Айнымалы жұлдыздарды зерттеу тарихында олардың классификациясын бөлуге бірнеше рет талпыныс жасалған. Бақылау материалдарының аз санына негізделген бірінші классификация жұлдыздарды сыртқы ұқсас морфологиялық белгілеріне байланысты топтастырған. Мысалы, жарқырау қисығы, амплитуда және жарқырауының өзгеру қисығы, т.б. Нәтижесінде, белгілі болған айнымалы жұлдыздар санының өсуімен ұқсас морфологиялық белгілері бар топтар саны да өсті. Кейбір үлкен топтары кіші қатарларға жіктелді. Сонымен қатар, теориялық әдістердің жетілуімен классификацияға бөлу тек сыртқы, бақылау белгілеріне ғана емес, айнымалы түрінің бірін анықтап беретін физикалық процесстер бойынша да мүмкін болды.
Айнымалы жұлдыздардың маңызды сипаттамаларының бірі болып жұлдыздық шама табылады. Бұрын жұлдызға дейінгі қашықтық бірдей және жұлдыздың жарқырауы күшті болса, көлемі де үлкен саналған. Жарқырауы көбіректерін бірінші шама жұлдыздарына (1m, латынша magnitido - шама), ал көз мөлшерімен анықталуы мүмкін болатындарын - алтыншыға (6m) жатқызған. Қазір бізге жұлдыздық шама оның көлемін емес, жарқырауын, яғни жерде тудыратын жарқырау шамасын сипаттайтыны белгілі. Бірақ жұлдыздық шамалар шкаласы сақталған және орнықталған. 1m жұлдызының жарқырауы 6m жұлздызының жарқырауынан 100 есе үлкен. Жарқыраулары 1m жұлдыздарының жарқырауынан асатын жарқырауықтар нольдік және теріс жұлдыздық шамаларға ие. Шкала көзге көріне қоймайтын жұлдыздарға дейін де созылады. 7m, 8m жұлдыздық шама және т.б. да бар. Дәлірек бағалаулар үшін 2.3m, 7.1m бөлшек жұлдыздық шамалар қолданылады. Жұлдыздар бізден әр түрлі қашықтықта орналасатындықтан олардың бізге көрінетін жұлдыздық шамалары жарқырауы (сәуле шығару қуаты) жөнінде ештеңе айтпайды. Сондықтан абсолют жұлдыздық шама ұғымы қолданылады. Бірдей қашықтықта (10 пк) орналасқан болса ие болатын жұлдыздық шамалары абсолют жұлдыздық шамалар (M) деп аталады.
Жақын жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтау үшін параллакс (заттың бұрыштық жылжуының шамасы) әдісі қолданылады. Жұлдыздан оның бағытына перпендикуляр орналасқан жер орбитасының орташа радиусы көрінер бұрыш жылдық параллакс деп аталады. Бірақ жылдық параллакстарды тек жақындағы, бірнеше 100 парсектен алыс емес орналасқан жұлдыздар үшін анықтауға болады. Бірақ жұлдыздың спектр түрі мен абсолют жұлдыздық шамасының арасында статистикалық тәуелділік табылды. Сонымен, спектр түріне байланысты абсолют жұлдыздық шамасын бағалайды, содан кейін оларды көрінетін жұлдыздық шамалармен салыстыра жұлдызға дейінгі қашықтық пен параллакстарды есептейді. Бұлай анықталған параллакстар спектрлік параллакстар деп аталады.
Кейбір жұлдыздар біз үшін жарқыл, кейбірі күрең көрінеді. Бірақ бұл жұлдыздың сәуле шығаруының шынайы қуаты жөнінде ештеңе айтпайды, себебі олар әр түрлі қашықтықта орналасады. Сонымен көрінетін жұлдыздық шама қашықтықтан тәуелді болғандықтан өз кезегінде жұлдыздың сипаттамасы бола алмайды. Нағыз сипаттама болатын жарқырау шамасы, яғни бірлік уақытта жұлдыз шығаратын толық энергия болып табылады. Жұлдыздардың жарқырауы түрлі. Гигант-жұлдыздардың бірі - S Алтын Балықтың жарқырауы Күндікінен 500000 есе үлкен, ал карлик-жұлдыздардың жарқырауы сонша есе кіші. Егер абсолют жұлдыздық шама белгілі болса, кез келген жұлдыздың жарқырауын келесі формуламен есептеуге болады:
lg L = 0.4( M⊙-M) (1.1)
мұндағы L - жұлдыздың жарқырауы, M - оның абсолют жұлдыздық шамасы, M⊙ - Күннің абсолют жұлдыздық шамасы.
Жұлдыздар спектрі - олардың барлық физикалық құрылымы суреттелген куәлігі. Жұлдыздың спектрі [9] арқылы оның жарқырау шамасын (оған дейінгі қашықтығын да), температурасын, көлемін, атмосферасының сапалы және сандық химиялық құрамын, кеңістіктегі қозғалу жылдамдығын, осі бойынша айналу жылдамдығын және де жанында ортақ ауырлық центрлерінен айналатын басқа көрінбейтін жұлдыз бар-жоғын анықтауға болады. Жұлдыздар кластарының құрылған классификациясы (Гарвард) бар. Кластары әріптермен, ал кіші класстары класын белгілейтін әріптен кейін 0-ден 9-ға дейінгі сандармен белгіленеді. О кіші класында кіші класстар О5-тен басталады. Спектрлік кластар тізбегі жұлдыздардың температурасының олардың кеш спектрлік класстарына өтуіне байланысты үздіксіз төмендеуін көрсетеді. Ол келесідей болады: О - B - A - F - G - K - M. Суық қызыл жұлдыздар арасында М класынан өзге басқа екі түрі бар. Кейбірінің спектрінде титан қышқылының молекулалық жұту жолақтарының орнына көміртегі мен циан қышқылдарының жолақтары тән (R, N әріптерімен белгіленетін спектрлерде). Басқаларына цирконий қышқылының жолақтары тән (S класы). Жұлдыздардың басым көпшілігі О-дан М-ге дейінгі тізбектелуге жатады. Бұл тізбектелу үзіліссіз. Әр түрлі кластар үшін түстері де әр түрлі: О мен В - көгілдір жұлдыздар, А - ақ, F пен G - сары, К - қызылсары, М - қызыл.
Жұлдыздардың ішінде гиганттар мен карликтер кездеседі. Оның ішінде ең үлкені беттің шаршы метрінен әлсіз сәуле шығаруына байланыссыз Күннен 50000 есе күшті жарқырайды. Ең ірі гиганттар Күннен 2400 есе үлкен. Олардың ішіне біздің Күн жүйе Сатурн орбитасына сияр еді. Сириус - Күннен 24 есе күшті жарқырайтын, диаметрі бойынша Күннен екі еседей үлкен ақ жұлдыздардың бірі. Бірақ карлик жұлдыздардың жиыны да бар. Негізінен олар диаметрі Күннің диаметрінің жартысындай және бестен біріндей болатын қызыл карликтер. Өлшемдері бойынша Күн орташа жұлдыз болып табылады, ондай жұлдыздар біздің галактикада миллиардтаған. Гигант жұлдыздар бен карлик-жұлдыз спектрінде кейбір белгілерімен ажыратылады. Бұл жағдайда спектрлік классқа g-гигант немесе d-карлик деп белгіленеді.
Жұлдыздар эволюциясының теориясы бойынша В, А, F - спектрлік класстарды ерте K, M, N, S - спектрлік класстарды кеш спектрлік класс деп атайды.
Жұлдыздар спектрін толық анықтап зерттеу үшін сәуленің көріну бағыты бойынша жұлдыздың қозғалыс жылдамдығын - сәулелік жылдамдықты анықтау қажет. Допплер принципіне сәйкес, жарық көзінің қозғалысында көрінетін сәулелік спектр сызықтар бойымен сәулелік жылдамдыққа пропорционал ығысады. Спектрлік сызықтар жарық көзі алыстағанда спектрдің қызыл жағына ығысады, жақындағанда күлгеінге қарай ығысады. Бұл ығысулар өлшенеді және жұлдыздың қозғалысы туралы толық информация береді.
Айнымалы жұлдыздарды белгілеу үшін шоқжұлдыз көрсетуі мен латын әріптері қолданылады. Бір шоқжұлдыз шегінде айнымалы жұлдызға келесідей ретте бір латын әрпі, екі әріп комбинациясы немесе нөмірмен V әрпі беріледі. Мысалы, S Car, RT Per, V557 Sgr.
Қандай да объектілердің жерден бақыланатын жарқырауының айнымалылығын анықтайтын негізгі себептер арқылы айнымалыларды келесі кластарға бөлуге болады: эруптивті (жарылғыш), пульсациялайтын және жұп-тұтылмалы.
1.3 Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымы
Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымытөртінші басылымның I-III томдарының мысалдары негізінде қарастырылды. Айнымалы жұлдыздардың белгіленуі шоқжұлдыз атауына тіреледі. Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогында айнымалы жұлдыздар туралы информация шоқжұлдыз бойынша атаулары латын әріппімен ретімен берілген. Шоқжұлдыздар бұл барлық аспан әлемі әркелкі өлшемдегі 88 бөлікке бөлінген жұлдыздық конфигурациялар. Халықаралық астрономиялық союз бірлігінің шешімі бойынша шоқжұлдыздар шекарасы 1875,0 теңелудің тік шарықтауы мен бұрыштық ауысуына бөлігіне сәйкес келетін сынған қисықтар. Жұлдыздың қай шоқжұлдызға жататындығын анықтау үшін 1875,0 теңелудің координаттарына ауыстыру қажет, қажетті кестелерді пайдаланамыз. Шоқжұлдыздар шекарасын компьютерде пайдалануға ыңғайлы компактылы формада Роман Н. [10] ұсынды.
Ф.Аргеландер 1850 ж. шоқжұлдыздағы әр айнымалы жұлдызды табылуына байланысты R-ден Z-ке дейін латын әріптерінің бас әріптерімен шоқжұлдыз атауы табыс септігінде аталады. Бұл жүйеге негізделе Андромеда шоқжұлдызының ең бірінші айнымалы жұлдызы R Andromedae (R And), екіншісі - S Andromedae (S And), Z Andromedae (Z And), ары қарай әр 88 шоқжұлдыздағы айнымалы жұлдыздар енгізілген.
Аргеландер әр шоқжұлдыздағы айнымалы жұлдыздар үшін 9 белгілеу енгізді. Аргеландер енгізген айнымалы жұлдыздарды белгілеу жүйесі ғасырға жетеді деп ойлады, бірақ 1844ж. айнымалы жұлдыздар каталогындағы 18 обьект берілген болатын. Бірақ кейбір шоқжұлдыздар үшін салыстырмалы түрде тез арада 9 айнымалы жұлдыздар ашылды. 1881ж. Э.Хартвиг 9 белгілеулер жетпейтін шоқжұлдыздар үшін Аргеландердың екі әріппен белгілеу жүйесін мына түрде келтірді:
RR, RS, RT, RU, RV, RW, RX, RY, RZ
SS, ST, SU, SV, SW, SX, SY, SZ
TT, TU, TV, TW, TX, TY, TZ
UU, UV, UW, UX, UY, UZ
VV, VW, VX, VY, VZ
WW, WX, WY, WZ
XX, XY, XZ
YY, YZ
ZZ
(әр шоқжұлдызда барлығы 45 жаңа символдар). Екі әріппен белгілеу жүйесінде табыс септігіндегі жұлдыздың толық атауы немесе оның қыстартылған атауы. Бұл уақытта белгілеулер көп болмауына байланысты енгізілген жаңа жүйе сыймайтын болды (кемшіліктері болды). Аргеландер енгізген жүйеден бас тартып айнымалы жұлдыздарды реттік нөмірмен енгізу керек болды.
1.4 IV АЖЖК-дағы айнымалы жұлдыздар
IV АЖЖК-да айнымалы жұлдыздар үлкен үш класқа бөлінген: эруптивті, пульсациялайтын айнымалы және тұтылмалы айнымалылар типтеріне жіктеледі; кейбір типтері - кіші типтерге бөлінеді [11].
Пульсациялайтын айнымалыларға жұлдыздар құрылымының ішінде болатын процесстермен байланысты туындайтын айнымалылық тән жұлдыздар жатады. Бұл типтегі жұлдыздар жарқырауы біртіндеп өзгереді. Ол радиусы мен бетінің температурасының периодты өзгерісіне байланысты. Пульсациялайтын жұлдыздардың периодының өзгеруі күн бөлігінен (RR Лира типті жұлдыздар) ондаған (цефеидтер), жүздеген (миридтер) күндерге дейін созылады. Пульсациялайтын жұлдыздардың шамамен 14 мың түрі ашылған.
Айнымалы жұлдыздардың екінші класы - жарылғыш, басқаша эруптивті жұлдыздар. Бұған, біріншіден, өте жаңа, жаңа, қайталама жаңа, N Егіздер типіндегі жұлдыздар, жаңаға ұқсас, және симбиотикалық жұлдыздаржатады. Эруптивті жұлдыздарға жас, тез айнымалы жұлдыздар, NV Кит типіндегі жұлдыздар және осыларға жақын объекттер тізбегі жатады. Ашылған эруптивті айнымалылар саны 2000-нан жоғары.
Эруптивті айнымалылар класына өзінің жарқырауы тұрақсыз немесе бақылау кезінде жарқырауын бір рет өзгертетін жұлдыздар жатады. Эруптивті жұлдыздардың жарқырауының өзгерісін олардың бетінде, жанында болатын және өздерінің жарылыстарымен байланыстырады. Айнымалы жұлдыздардың бұл класын екі құрама класқа бөледі: диффуздық тұмандықтармен байланысқан дұрыс емес айнымалылар, жылдам дұрыс емес жұлдыздар және жаңа, жаңаға ұқсас жұлдыздар.
Пульсациялайтын және эруптивті жұлдыздар физикалық айнымалы жұлдыздар деп аталады. Себебі пульсациялайтын жұлдыздарда да эруптивтілердегідей көрінетін жарқырауының өзгерісі жоғарыда айтылғандай оларда жүретін физикалық процесстерге байланысты. Мұнда, температурасы, түсі, кейде көлемі де өзгереді.
Айнымалы жұлдыздардың үшінші класын қарастырайық. Тұтылмалы айнымалылар - орбитасының жазықтығы көру сәулесіне параллель қос жүйелер. Ортақ ауырлық центрінен айналғанда олар бір-бірін кезекпен тұтады. Осы себептен олардың жарқырауының өзгерісі туындайды. Тұтылу болмағанда бақылаушыға екі компоненттен де жарық келеді, тұтылу кезінде жарық тұтып жатқан бөлігі үшін әлсірейді. Тығыз жүйелерде қосынды жарқырау шамасының өзгерісі жұлдыздың формасының бұзылуымен байланысты. Тұтылмалы жұлдыздардың периоды бірнеше сағаттан ондаған жылға дейін созылады.
Тұтылмалы айнымалы жұлдыздардың үш негізгі типі бар. Бірінші - Алголь (b Персей) типіндегі айнымалы жұлдыздар. Бұл жұлдыздардың компоненттерінің формасы шар сияқты, сонымен қатар жұлдыз-серігінің көлемі үлкен және жарқырауы негізгі жұлдыздыкінен аз. Екі компоненті де немесе негізгі жұлдыз ақ, жұлдыз-серігі сары түсті болады. Тұтылу болмаған уақытта жұлдыздың жарқырауы шамамен тұрақты. Негізгі жұлдыз тұтылғанда жарқырауы бірден төмендейді (бас минимум), ал серіктің негізгі жұлдызбен тұтылуы кезінде жарқырауының азаюы көп емес (екінші ретті минимум) немесе білінбейді. Жарқырау қисығының талдауынан компоненттердің радиусы мен жарқырауын есептеуге болады.
Тұтылмалы айнымалы жұлдыздардың екінші типі - b Лира типіндегі жұлдыздар. Олардың жарқырауы шамамен екі жұлдыздық шама шегінде үздіксіз және біртіндеп өзгереді. Бас минимумдар арасында міндетті түрде терең болмайтын екінші ретті минимум басталады. Айнымалылық периодтары жарты тәуліктен бірнеше тәулікке дейін созылады. Бұл жұлдыздардың компоненттері - B мен A спектрлік класстарының массивті көгілдір-ақ және ақ гиганттары. Үлкен массасына және бір-біріне салыстырмалы жақындығына байланысты екі компонентіне де қатты құйылмалы әсер беріледі, нәтижесінде эллипс формасын алады. Мұндай тығыз жұптарда жұлдыздар атмосферасы бір-біріне енеді де бөлігі жұлдызаралық кеңістікке кететін үздіксіз зат алмасу жүреді.
Жұп-тұтылмалы жұлдыздардың үшінші типі - айнымалылық (және айналу) периоды бар болғаны 8 сағат болатын W Үлкен Аю типінің атымен аталған жұлдыздар. Бұл жұлдыздың үлкен компоненттері қандай үлкен жылдамдықпен айналатынын елестету қиын. Бұл жұлдыздардың спектрлік класстары F және G.
Тұтылмалы айнымалы жұлдыздарға қосынды жарқырауы уақыт өтуімен периодты өзгеретін екі жұлдыздар жүйесін жатқыздық. Жарқырау өзгерісінің себебі жұлдыздардың бір-бірін тұтылу немесе тығыз жүйелерде өзара тартылыс себебінен пішінінің өзгеруі, яғни айнымалылығы физикалық айнымалылықпен емес, геометриялық факторлардың өзгеруімен байланысты болды.
Және айнымалы жұлдыздардың жеке кішкентай класы бар - магнитті жұлдыздар. Үлкен магнит өрісінен басқа олар беттік сипаттамалардың қатты біртексіздігіне ие. Мұндай біртексіздіктер жұлдыздың айналуы кезінде жарқырауының өзгерісін тудырады.
Шамамен 20000 жұлдыздар үшін айнымалылық класы әлі де анықталмаған.
Айнымалы жұлдыздарды зерттеу өте маңызды. Айнымалы жұлдыздар жұлдыздық жүйелердің жасын, орналасқан жерін, жұлдыздық орналасу типін және біздің Галактиканың алыстаған бөліктерінде, басқа да галактикаларға дейінгі қашықтықты анықтауға көмектеседі. Қазіргі бақылаулар кейбір айнымалы қос жұлдыздардың рентген сәулесін шығаратын көздер екенін көрсетті.
Төменде қос-тұтылмалы жүйелер типінің каталогта қолданылатын символдары көрсетілген:
а) жарқырау қисығының пішіні бойынша топтастыру:
EA - Алголь ((бета) Per) типінің тұтылмалы айнымалылары. Сфералық немесе кішкене эллипсті компоненттері бар қос-тұтылмалы жұлдыздар. Жарқырау қисықтары тұтылудың басталу мен аяқталу моменттерін белгілеуге мүмкіндік береді. Тұтылулар аралығында жарқырауы шамамен тұрақты болады немесе шағылу эффектілері, компоненттердің эллипсті болуы немесе физикалық өзгеруінің себебтерінен аз ғана өзгереді. Екінші ретті минимум байқалмауы мүмкін. Периоды 0.2-ден 10000d-ға дейінгі және жоғары кең шектерде өзгереді, жарқырау өзгерісінің амплитудасы әр түрлі және бірнеше шамаға жете алады.
EB - (бета) Лира ((бета) Lyr) типінің тұтылмалы айнымалылары. Тұтылудың басы мен соңын (тұтылулар аралығында жүйенің көрінетін қорытынды жарқырауының үздіксіз өзгеру себебінен) анықтауға мүмкіндік бермейтін жарқырау қисықтарына ие, компоненттері эллипсті қос-тұтылмалы. Тереңдігі негізгі минимумнан біршама кіші болатын екінші ретті минимум міндетті түрде байқалады. Периодтары 1d-дан біршама көп (1d-дан кіші периодтарда әр түрлі тереңдіктің минимумдары болады, 1d-дан жоғары периодтарда минимумдар тереңдіктері шамалас болуы мүмкін), компоненттері негізінен B-A ерте спектрлік класстарына тиісті. Жарқыраудың өзгеру амплитудалары негізінен 2m V-дан кіші.
EW - W Үлкен Аю (W UMa) типінің тұтылмалы айнымалылары. Периоды 1d-дан кіші, компоненттері эллипсті, жанасып орналасқан, тұтылулардың басы мен аяғын анықтауға мүмкіндік бермейтін жарқырау қисығына ие қос-тұтылмалы жұлдыздар. Негізгі және екінші ретті минимумдардың тереңдіктері шамалас және қатты айырмашылығы жоқ. Жарқырауының өзгеру амплитудасы негізінен 0.8m V-дан кіші. Компоненттерінің спектрлік класстары F-G және одан кештері.
б) компоненттердің физикалық сипаттамалары бойынша топтастыру:
RS - RS Қуғын Иттер (RS CVn) типінің жүйелері. Бұл жүйелердің ерекшелігі - спектрлерінде H пен K Ca II күн типтес жоғары хромосфералық активтілігін куәландыратын айнымалы интенсивтіліктің күшті эмиссионды сызықтарының болуы. Бұл жүйелерге радио және рентген сәуле шығарулар тән. Бұлардың кейбірінің жарқырау қисықтарында тұтылудан тыс, уақыт өтумен амплитудасы мен орны баяу өзгеретін квазисинусоидалы толқын байқалады. Бұл толқынның (жиі дисторсионды аталатын) пайда болуы бетінде дақ топтары бар жұлдыздың дифференциал айналуымен түсіндіріледі. Дақ топтардың айналу периоды орбитал қозғалыс периодына (тұтылу периодына) жақын, бірақ сонда да одан айырмашылығы бар. Сондықтан бұл ортаңғы жарқырау қисығында дисторсионды толқынның минимум мен максимум фазаларының баяу өзгерісін (миграциясын) тудырады. Толқынның амплитудасының өзгермелі болуы (0.2m V-ге жететін) жұлдыз бетіндегі дақтардың жалпы ауданы мен саны өзгеретін аралықтың - жұлдыздық активтіліктің ұзақпериодты циклінің болуымен түсіндіріледі.
Айнымалы жұлдыздардың әртүрлі типін түсіндіру үшін оларды жеке айнымалылардың жасына байланысты MV, B-Vдиаграммаларда орналасуын қарастыру керек (1.2-сурет). 1.2-суретте үзіліссіз сызықтармен бас тізбектің орналасуы берілген. Айнымалылардың әр типі орналасқан аймақ тұтас сызықтармен белгіленген. Олардың шектеріне мән бермеу керек. Өйткені, олар бір-бірін жауып тұруы мүмкін және ол көбірек орынды алады. Сонымен қатар, 1.2-а, 1.2-б және 1.2-с суретте берілген айнымалылардың жас сипаттамасына да қатты мән бермеген дұрыс. 1.2-а суретте ең жас айнымалылардың орны көрсетілген (0t107 жыл). Олардың ішінде эруптивті де (Ina, Inb, InT ориондық айнымалылар, S Dor және FU Ori типінің айнымалылары, UV Кит типінің тұмандықтармен байланысты жарылғыш айнымалылары), дәл осылай пульсацияланатын айнымалылар (кеш спектральді кластың Lc дұрыс және SRc жартылай дұрыс аса алыптары) да кездеседі. Бұл обьектілердің бәрі ең жас, енді пайда болып жатқан жұлдыздық шоғырларда және ОВ және Т-ассоцацияларда байқалады. Көріп отырғанымыздай, кейбір типтер (FU Ori, S Dor) ориондық айнымалылардың қысқа кезеңді дамуын сипаттайды.
Сурет 1.2. Ең жас айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг-Рассел диаграммасында орналасуы
1.5 Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар, олардың III және IV АЖЖК (ОКПЗ) классификациясы
Эруптивті айнымалылар класына [12] өзінің жарқырауы тұрақсыз немесе бақылау кезінде жарқырауын бір рет өзгертетін жұлдыздар жатады. Эруптивті жұлдыздардың жарқырауының өзгерісін олардың бетінде, жанында болатын және өздерінің жарылыстарымен байланыстырады. Айнымалы жұлдыздардың бұл класын екі құрама класқа бөледі: диффуздық тұмандықтармен байланысқан дұрысемес айнымалылар, жылдам дұрысемес жұлдыздар және жаңа, жаңаға ұқсас жұлдыздар. Бұған, біріншіден, өте жаңа, жаңа, қайталама жаңа, N Егіздер типтіндегі жұлдыздар, жаңаға ұқсас, және симбиотикалық жұлдыздар жатады. Эруптивті жұлдыздарға жас, тез айнымалы жұлдыздар, NV Кит типіндегі жұлдыздар және осыларға жақын объекттер тізбегі жатады. Ашылған эруптивті айнымалылар саны 2000-нан жоғары.
Пульсациялайтын және эруптивті жұлдыздар физикалық айнымалы жұлдыздар деп аталады. Себебі пульсациялайтын жұлдыздарда да эруптивтілердегідей көрінетін жарқырауының өзгерісі жоғарыда айтылғандай оларда жүретін физикалық процесстерге байланысты. Мұнда, температурасы, түсі, кейде көлемі де өзгереді. 1.3-суретте V838 эруптивті жұлдызы келтірілген.
Сурет 1.3. Эруптивті немесе жарылғыш жұлдыз(V838)
III АЖЖК-дағы эруптивті айнымалы жұлдыздардың классификациясы: жалпы, III АЖЖК-да барлық жұлдыздар үлкен үш класқа бөлінген: пульсацияланатын айнымалылар, эруптивті айнымалылар және тұтылмалы айнымалылар. Кластар типтерге, кейбір типтер - кіші типтерге бөлінеді.
Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар: бұл класқа бақылау барысында өзінің жарқырауын бір немесе бірнеше рет ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
әл-Фараби атындағы Қазақ ұлттық университеті
Физика-техникалық факультеті
Қатты дене физикасы және бейсызық физика кафедрасы
Қорғауға жіберілді
__________________ҚДФжБФ кафедра меңгерушісі Приходько О.Ю.
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
Тақырыбы: АЙНЫМАЛЫ ЖҰЛДЫЗДАР ҮШІН ИНФОРМАЦИЯ МЕН ЭНТРОПИЯ ҚАТЫНАСЫН АНЫҚТАУ
5B061100 - Астрономия мамандығы бойынша
Орындаған Қуанышбаева А.К.
Ғылыми жетекшісі
ф.-м.ғ.к, доцент Бейсебаева А.С.
Норма бақылаушы Бондаренко Н.Н.
Алматы 2014
Реферат
Дипломдық жұмыс 54 беттен, 21 суреттен және 20 әдебиеттен тұрады. Негізгі ұғымдар: эруптивті жұлдыздар, классификация, информация, энтропия, эволюциялық реттілік параметрі, энтропия - метрикалық диаграмма. Жұмыстың мақсаты: энтропия мен информация арасындағы қатынасты орнықтыру. Зерттеу әдістері: зерттеу MatLab компьютерлік модельдеу ортасында эруптивті айнымалы жұлдыздар үшін информация мен энтропия қатынасын анықтау арқылы энтропиялық - метрикалық диаграммаларын тұрғызу жүргізілді. Алынған нәтижелер: эруптивті айнымалылар типіне жататын әртүрлі жұлдыздардың энтропиялық - метрикалық диаграммалары алынды. Жұмыстың жаңалығы: эруптивті айнымалы жұлдыздардың физикалық табиғатын бейсызық физика әдістерін қолдана отырып зерттеу арқылы жаңа мазмұнды жаңалық алынды.
Реферат
Дипмомная работа состоит из 54 страниц, 21 рисунков и 20 литератур. Ключевые слова: эруптивные звезды, классификация, информация, энтропия, параметр эволюционного порядка, энтропия - метрическая диаграмма. Цель работы: определить отношения информации и энтропии для переменных звезд. Методы исследования: исследования проводились в компьютерной среде моделирования MatLab. Получившие результаты: получили энтропия - метрическую диаграмму для разных типов эруптивных звезд. Новизна работы: исследуя физические свойства эруптивных переменных звезд используя методы нелинейной физики получили новые открытия.
Abstract
Thesis consists of 54 pages, 21 figures and 20 references. Keywords: eruptive stars, classification, information, entropy, parameter of evolutionary uniformity, entropy-metric diagram. Work purpose: definition of relation between information and entropy for variable stars. Research methods: research were conducted in the computer environment of modeling MatLab. The received results: get entropy-metric diagram for different types eruptive stars. Novelty of work: get new openings investigating physical properties of eruptive stars using methods of nonlinear physics.
Мазмұны
Кіріспе
4
1. Теориялық бөлімі
6
1.1 Астрофизикадағы фракталдық талдау
6
1.2 Айнымалы жұлдыздар классификациясы
11
1.3 Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымы
13
1.4 IV АЖЖК-дағы айнымалы жұлдыздар
14
1.5 Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар, олардың III және IV АЖЖК классификациясы
18
1.5.1 Жарылғыш және жаңаға ұқсас айнымалылар
25
1.6 Жұлдызаралық орта құрылымы
27
1.7 Айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг-Рассел диаграммасында
орналасуы
29
2. Зерттеу бөлімі
33
2.1 Информация ұғымы
33
2.2 Энтропия туралы ұғым
34
2.2.1 Өзаффиндік және өзұқсас энтропиялар
37
2.2.2 Біртектілік дәрежесі ескерілген екіөлшемді объектілердің
информациялық энтропиясы
39
2.3 Айнымалы жұлдыздарды энтропиялық талдау
42
2.4 Зерттеу нәтижелері
46
Қорытынды
53
Қолданылған әдебиеттер тізімі
54
Кіріспе
Қазіргі кезде физика ғылымында астрофизикалық зерттеулерге көп көңіл бөлінуде. Астрофизикалық объектілерге әртүрлі ықпал етуші факторлардың әсер етуі салдарынан бейсызық физиканың жаңа әдістерімен астрофизикалық объектілерді, оның ішіндегі айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтар мен галактикаларды зерттеу үлкен қызығушылық туғызуда. Уақыт өте келе жұлдыздарды топтастырумен байланысты қиындықтар көбейеді: айнымалылықтың түрлі типтерінің байланысы анықталған және де бір объектінің бірнеше айнымалылық типіне жатқызу қажеттілігі туындайды, себебі олар әр түрлі физикалық себептермен анықталады.
Жұлдыздардың жарқырау қисықтарындағы ақпаратты қолдану эффективтілік деңгейі мен талдау жасау әдістеріне тәуелді. Жұлдыздардың жарқырау қисықтарынан алынатын сигналдарда алмасу мен хаос болғандықтан, олардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа, қызық ақпаратты олардың зерттеуіне қолданылатын бейсызық физика әдістерінен алуға болады. Сонымен қоса, типі дұрыс анықталмаған айнымалы жұлдыздар да кездесіп жатады. Осындай типтері нақты анықталмаған жұлдыздарды зерттеуде бейсызық физика әдісі қолданылады.
Тақырыптың маңыздылығы: біздің галактиканың 400 млрд-тан көп жұлдызы Күн секілді жалғыз болмайды,олар екілік жүйені немесе қос жүйені құрайды. Қос жұлдыздардың ерекше тобы - жарылғыш айнымалылар [1]. Мұндай қос жүйенің бір жұлдызы - ақ ергежейлі болса, екіншісі - кеш спектрлік кластың қызыл ергежейлісі. Мұндай қос жүйенің өлшемі Жер-Ай жүйесінің өлшеміндей, ал орбитальді периодының диапазоны 1-10 сағат аралығында болады. Қызыл ергежейлі мен ақ ергежейлінің бір-біріне жақын орналасқандығы соншалықты, орташа жарылғыш айнымалы Күннің ішіне оңай сиып кетер еді. Қызыл серік-жұлдыз Рош қуысын толтыра отырып, өз затын жоғалтады да, ақ ергежейліге ағып өтеді. Бұрыштық моменттің сақталуына байланысты газ ақ ергежейлінің беткі қабатына тікелей түспейді. Ақ ергежейлінің магнит өрісі күшті емес жүйелерде құлап жатқан зат аккрециялық диск түзеді. Гравитациялық потенциалдық энергияны шығара отырып, дисктегі газ біртіндеп ақ ергежейліге жақындайды. Күшті магнит өрісіне ие ақ ергежейлілерге аккрециялық зат осы өрістің бағытымен аккрециялық тұзақ ретінде жүреді. Спектрдің көрінетін аймағында аккрециялық дисктің немесе аккрециялық тұзақтың сәулеленуі қызыл жұлдыз бен ақ ергежейлінің сәулеленуінен басым болады.
Жарылғыш айнымалылардың арасындағы ең белгілі - жаңа жұлдыздар. Олардың жарқырау қисығының өзгерісінің амплитудасы 6m-нан 19m-ға дейін бір ай немесе бірнеше жыл аралығында өзгереді. Осындай үлкен амплитудасына байланысты оларға деген қызығушылық күннен күнге артуда. Ақ ергежейліде аккрецияланатын сутегіге бай материалдың термоядролық жарылысының нәтижесінде осы жаңа жұлдыздардың жарқылдары пайда болады. Көптеген жаңа жұлдыздарды бақылау уақытында олардың тек бір рет жарқылы байқалған, бірақ кейбірлері қайталама жаңа жұлдыздар ретінде де белгілі. Жарылғыш айнымалылардың тағы бір тобы - жаңаға ұқсас айнымалылар. Жаңаға ұқсас айнымалылардың ақ ергежейліден ерекшелігі - олар ақ ергежейлілер секілді жарқыл көрсетпейді. Масса алмасу температурасы мұндай жүйелерде тұрақты және толық жарқырауы оның орташа деңгейіне қатысты кішкене ғана өзгереді. Сонымен қатар, жаңаға ұқсас айнымалылардың масса алмасу температурасы тыныштық күйде тұрған жаңа ақ ергежейлілерге қарағанда айтарлықтай үлкен, сондықтан да олардың аккрециялық дискі анық болады. Кейбір жаңаға ұқсас айнымалыларда аса үлкен дөңес (өркеш) байқалады. Бірақ жаңаға ұқсас айнымалылардың жарқырау қисығында әрдайым дерлік үлкен өркештер болады, ал жарқырауына сәйкес тербелістерінің периоды орбитальді периодынан үлкен немесе кіші болуы мүмкін. Қызықтысы, аса үлкен өркештің (дөңес) болуы жарылғыш айнымалылармен шектелмеген. Олар сонымен қатар, бір компоненті ретінде қара құрдым мен рентгендік транзиенттік көзі болуы мүмкін қос жүйелі SS433 обьектісінде байқалған.
Жарылғыш айнымалылар үнемі ашылып отырады. Қазіргі уақытта 400-ден аса осындай жүйелер тіркелген (Риттер және Колб каталогының 7-ші басылымы мысал ретінде). Әрбір жаңа обьектінің өзіне тән ерекшеліктері болып, біздің жарылғыш айнымалылар туралы көп мәліметтер береді. Жарылғыш айнымалылардың ерекше көңіл аудартуының себебі, кең масштабты диапазонда олар электрмагнитті спектр диапазонындағы радиосәулеленуден гамма сәулеленуге дейінгі барлық сәулеленуді көрсетуінде. Олардың айнымалылығының орташа масштабы 1секундтан миллиондаған жылдарға дейін. Өзінің физикалық күйі мен физикалық процестерінің алуан түрлілігіне байланысты жарылғыш айнымалылар фундаментальді астрофизикалық процестерді, яғни қос жұлдыздың аккрециясы мен эволюциясын зерттеуге мүмкіндік беретін ерекше зертхана секілді.
Жалпы, осы жұмыс барысында эруптивті айнымалы жұлдыздар типіне жататын RS, UG, BY, UV, FU Ori жұлдыздары үшін жарқырау қисықтары, фазалық суреттері, информация мен энтропия қатынасы, сонымен қатар эволюциялық реттілік параметрі Kx,t2 2 зерттелген.
Жұмыста екі өлшемді объектілердің дәрежесі бойынша информация мен энтропия қатынасын есептеудің жаңа әдісі қарастырылады. Бейсызық физиканың жаңа әдістері мен компьютерлік модельдеудің көмегімен эруптивті айнымалы жұлдыздар үшін информация мен энтропия қатынасы мен эволюциялық реттілік параметрі арасындағы тәуелділігін зерттеу осы жұмыстың негізгі мақсаты болып табылады.
1. Теориялық бөлімі
1.1 Астрофизикадағы фракталдық талдау
Реттілік және хаос динамикалық астрономияда маңызды орын алады. Динамикалық жүйенің көптеген күрделі түсіндірмелері галактиканың, жұлдыздың және планетаның құрылымы мен оның революциясында заманауи мағынасын табады. Бұл түсіндірмелер аспан және статикалық механиканың белгілі мысалдарына бірігеді. Сондықтан динамикалық астрономия - гидродинамика, геофизика, биология, плазма физикасы секілді заманауи ғылымдардың фундаментальді реттілік концепциясы мен хаос аумағын зерттейтін аймағы десе болады [2, 3].
Динамикалық астрономияның [4] кейбір жалпы концепциялары жұлдызды галактикалық және планеталық жүйені бақылаудан нығаяды. Реттілік пен хаосты галактика динамикасы мен құрылымының түзілуінде маңызды механизм деп есептеуге болады. Тек олардың шектеулі саны сфералық потенциалмен өрнектеледі, алайда көбісі осьтік немесе үш осьті симметрияға ие. Соңғы жағдайда потенциал күш деформацияға ұшырайды және ретсіз хаосты қозғалыс туады.
Жұлдыздар мен галактикалардың таралуы, галактикалар шоғыры және осыған ұқсас материялар астрофизикада әлі жеткілікті қаралмаған. Мұндағы ең негізгі сұрақ осы материялардың негізгі қалыпсыз иерархиялық заңға бағынуында.
Жағдайды фундаментальды деңгейде қарастыра отырып, материяны математикалық түрде қарастыруға құралдардың жоқтығы оны қалыпсыздыққа ұшыратады.
Бастапқы зерттеулерде [5] жұлдыздар мен галактикалар түзілуін масштабты - инвариантты фракталды тозаң шеңберде түсіндіре алатын теория ұсынылған. Жұлдыздар мен галактика таралуы, фракталдық өлшемділігі 0‹D‹3 теңсіздігін қанағаттандыратын зонада қарастырылады.
Космостың түзілуі екі құрылымның бірін бірі қосып алу иерархиясынан пайда болады (жұлдыз-жұлдыз шоғыры-галактика-галактика шоғыры т.б.). Жалпы біз қарастыратын әлемді (радиусы шамамен 15 млрд жарық жылына тең) осындай бірін-бірі біріктіретін ыңғайлы космостық түзілістерден тұратындықтан, Метагалактика деп атауға болады [6].
Космологиядағы фридмандық модельге сәйкес, әлем біртектес және өте тығыз массаға ие. Біздің планета Күн жүйесіне кіреді, Күн мен басқада жұлдыздармен галактика түзеді, галактика - галактика шоғырынан түзіледі, т.б. Жұлдыздырдың бір бірінен арақашықтығы планеталар арқашықтығына қарағанда әлдеқайда үлкен, ал галактикалар арақашықтығы одан да үлкен [7]. Арақашықтықтары 300 млн жарық жылына тең деп қарастырғанда, біздің Метагалактика біртектес, ал фракталдық құрылымы біртекті емес.
Галактиканың фототүсірілімдерінде жарықтылықтың таралуы оның морфологиялық типін анықтайды. Осы жерде бақыланған таралымның және галактикалық дене динамикасы арасындағы байланысты ашу қызықтырақ. Мысалы, Е жүйесінен жүйесіне өткенде галактика түсі өзгереді: галактикалары көгілдір, S галактикаларына қарай қызылға, одан ары E галактикалары өте күлгін түске өзгереді.
Галактика түсі оның жарықтылығы және айналу жылдамдығы галактиканы тұтас дене ретінде сипаттайды, ал морфологиялық тип - диск бойынша жарқырайтын денелердің локальді таралуымен байланысты. Галактиканың морфологиялық типін жарықтылықтың диск бойынша таралуының фракталды өлшемділігімен D сипаттайды.
Хаусдорфты өлшемділік, космоста бақыланатын күрделі құрылымдардың айырмашылықтарын айыруға мүмкіндік береді. Галактикалардың кеңістіктегі таралу құрылымының фракталдық құрылымын, фракталдық талдауын жақында Тартус обсерваториясының Я.Эйнесто мен серіктестері орындады. Бұл зерттеулерде Бикеш шоқжұлдызының шоғыры жазық құрылымды (D=1.35).
Галактиканың жарықтылығының диск бойынша таралуының фракталдық құрылымы сол галактика ішінде болып жатқан процестерден тәуелді. Сондықтан бақыланып отырған жарықтылық таралымының фракталдық өлшемділігі D галактиканың физикалық құрылымына байланысты. Мысалы, Е галактикадан S-ке өтуі кезінде фракталдық өлшемділік азаяды. Галактика құрылымы түзілуінің әрбір моделі үшін D теориялық мәнін есептеуге және бақыланған фракталдық өлшемділікпен салыстыруға болады.
Ірі масштабты ортадағы реттелген қозғалыстың тамаша мысалы ретінде галактиканың спиральді өрнегін алса болады. Спираль тармақтарының ені мың шақты парсекті құрайды. Спиральді өрнек жүз шақты млн-ға дейін өмір сүреді.
Спиральді өрнекшелердің пайда болуы галактика айналуына және галактикалық ортада динамикалық тепе - теңсіздіктің өсуіне байланысты. Айналудың бұрыштық жылдамдығы центрден алшақтаған сайын азаяды. Мұндағы бұрыштық жылдамдықтың арақашықтықтан тәуелділігі, галактикалық денедегі әр бөлшек орталық жүйеге еркін құлаған кездегі жағдайға ұқсас. Бір мезгілде жұлдыздық жүйенің радиусы бойынша дененің таралуы біртекті емес делік, сыртқы аймақ ішкіге қарағанда әлсіз айналатындықтан, уақыт өтісімен біртекті емес орта спираль бойынша айнала бастайды. Сондықтан тығыздықтың локальді өсуінен гравитациялық өрістің локальді ауытқуы есебінен, диск бетімен гравитациялық потенциалдың спиральді толқыны өтеді. Осы айнымалы потенциал өрісінде тығыздық толқыны деп аталатын заттардың периодты қоюлануы болады. Яғни, осы спиральды құрылымның толқындық процесс болып келетіндігін, біздің галактика жұлдыздарының жылдамдықтар өрісін зерттеулер дәлелдеген. Е.Д.Павловский, Ю.Н.Мишуров және А.А.Сучков сияқты астрономдар жұлдыздардың жылдамдық өрісі спираль формалы периодты құрылымы болатындығын ашты.
Жұлдыздың фракталдық, күрделі құрылымын түсіну үшін олардың эволюциясын жазып көрейік. Жұлдыз эволюциясының процесінде әртүрлі массаға ие жұлдызда масса функциясы (IMF) және белгілі Салпитер функциясымен бақыланады.
Жұлдыз түзілу үшін тікелей симметрия жазықтығында газ бен тозаң қоспасымен қаныққан жазық галактикалық дисктен тәуелді. Дискілік галактикада массасы ~ және қалыңдығы газ дискісіндей OB ассоциациясында жұлдыз түзілу белсенді өтеді.
Осы ортадан қандай да бір критикалық тығыздық мәніне жеткенде газ конденсациясы пайда болады, сығылу және интенсивті жылу бөліну потенциалдық энергияның кинетикалыққа өтуімен жалғасады. Протожұлдыздардың ядросында температура бірнеше млн градусқа жеткенде термоядролық синтез басталады және тартылыс күші ішкі қысым газымен теңгеріледі, нәтижесінде сығылу аяқталып, жұлдыз Герцшпрунг - Рассел диаграммасында белгілі бір орынға ие болады. Ядролық реакция нәтижесінде жұлдыздың орталық аймағынан бөлінген энергия сәулелік және конвективті жылутасымалына айналады.
Массасы М‹8 (-Күн массасы) жұлдыздарда сутегі жануы аяқталысымен, жұлдыз бас тізбектен ауытқып, алдымен қызыл алыпқа, кейін ақ ергежейлі ретінде дамиды.
Ақ ергежейлілер көптеген жұлдыздар эволюциясының соңғы деңгейі болып табылады. Жұлдыз жылулық тепе-теңдікте жүргенде сутегі - гелий термоядролық реакциясы өтеді. Күн типтес РР жұлдыздар үшін осы реакция С-N-O циклімен жалғасады. Массасы М‹8 үлкен қос жұлдыздың соңғы кезеңі ақ ергежейлімен аяқталады. Олардың массасы 0.1‹M‹0.08 болатын қоңыр ергежейлілермен, яғни квазижұлдызбен шатастыруға болмайды, мұндағы температура РР циклін қоздыруға жетпейді.
Массалары үлкен 8‹M‹100 жұлдыздар өте ауыр элементтердің, гелий мен сутегі жанатын барлық циклдердің нәтижесінде темір түзіледі. Темір түзілгеннен кейін жұлдыз сығылуы енді жылуды орталық аймақтарындағы термоядролық реакция есебінен бөлінбейді. Сығылудан бөлінген энергия темір атомының бөлінуіне, соңында нейтронды ядро түзілуіне таралады, орталықтағы қысым азғындалған электрондық газбен, ал тығыздық қалған атом газымен анықталады. Статикалық физика көрсеткендей, әлсіз электрондарды ұстап қала алатын максимал масса Чандрасекар массасымен анықталады М=5.75∕ мұндағы - бір электронға келетін нуклон саны.
Массасы аз жұлдыздардан айырмашылығы, -ке ие жұлдыздар өз өмірінің соңғы жағында сыртқы қабықшаларын тастайды (жарылады), мұның өзі өте жаңа жұлдыздардың жарқылы ретінде байқалады, яғни мұнда жиынтық гравитациялық және кинетикалық энергия (басты ретте, нейтрино түрінде) 1053 эргс-ке жетеді. Көрiнетін сәулеленудің энергия шығаруы шамамен 1% құрайды. Осы құбылысты күштi жарылыс теориясымен сипаттауға болады. Сонымен бiрге, массаның шектi мәнi MS (30 -- 40) құрайтын өте жаңа екi тип ажыратылады. Бұл шекті массасы бар жұлдыздар кәдiмгiдей дамиды және жарылысты фазадан кейiн өте жаңа қызыл аса алыптар сияқты жарқырайды, Герцшпрунг-Рассел диаграммасының тиiстi тармағында орын алады. болатын объектілер сутегілік қабықшасынан толық айырылады, ал өте жаңа жұлдыздың жарылысы ядро коллапсымен сүйемелденеді, оның соңында нейтрондық жұлдыз (пульсар) немесе (жағдайында) қара құрдым түрінде массасы өте жоғары компакт қалады. Көбіне протондар мен нейтрондардың бірнеше пайызы бар нейтрондардан құралған нейтрондық жұлдыздың ішінде радиусы 10-15 км болғанда ядролық қаптама тығыздығы ρ0=2,8·1014 г· см-3 сәйкес келеді. СD - галактикалар ядросында галактикалық газды акрециялайтын және орасан зор мөлшерде гравитациялық энергия бөлетін массасы өте жоғары қара құрдымдар (квазарлар) пайда болады.
Көп жұлдыздар тепе-тең күйдiң жанында тербелiс жасауға қабiлеттi. Бұл жұлдыздың ортасынан бiрдей қашықтықта болатын заттардың радиус бойымен синхронды қозғалысы. Мұндай қозғалыстарды радиал пульсация деп атайды. Радиал пульсацияланатын жұлдыздарға дельта типтес Цефей, RR Лира, W Бикеш, RV Торпақ, О Мирид жатады. Бұл жұлдыздардың құрлымының негізгі ерекшелілігі - олар радиусы шамалы ықшам ядросы да жалпы массасының 90% құрайтындығында. Жұлдыз типіне байланысты айнымалы радиалды пульсацияланатын беткі қабығы пульсацияланатын цикл кезінде жұлдыз радиусының оннан бір қашықтығына ығысады. Жұлдыз массасына қарағанда пульсацияланатын қабық массасы аз болғанымен, қозғалыс кезінде жұлдыз көлемі айтарлықтай кеңейеді.
Зат қозғалысының жылдамдығы беткі қабыққа жақындағанда секундына оншақты километрге жетеді. Мирид және айнымалы RV Торпақ типінің беткі қабығында тартылыс күші тіпті байқалмайды, яғни мұндай жылдамдықта газ бөлігі қайтып оралмастай қоршаған кеңістікке тасталынады. Пульсацияланатын жұлдыздар атмосферасынан дене заттарының шығарылуы ұсақ тозаң бөлшектерінің қатысуымен спектрдің инфрақызыл диапазонында бақыланады. Жұлдыздарда бұдан да күрделі, әрі радиал емес тербелістер болып тұрады. Алайда ығысу фазасы қозғалмалы қабықтың беткі нүктесінің координатасынан тәуелді. Радиал емес пульсацияланатын беткі қабығы , жұлдыздық заттары жұлдыз орталығынан, екіншісі қарама - қарсы бағытта қоғалатын жеке бөлшектерге ажыратылады.
Радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың белгілі түрлері айнымалы Щит дельтасы мен Цефей бетасы. Радиал пульсацияланатын жұлдыздарға қарағанда радиал емес пульсацияланатындарың сәуле шығару ағынының өзгерісі жұлдыздың жеке беткі бөліктеріндегі температура вариациясымен тәуелді. Мұндағы жарықтылық радиус пен температураның циклдық өзгерісінен айнымалы болады. Сондықтан радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың жарықтылық өзгерісінің қосынды амплитудасы үлкен емес. Осы себептен соңғы жылдары жұлдыздық фотометрия мен спектроскопияның дамуы арқасында радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың бірнеше түрлері ашылуда.
Жұлдыздың Герцшпрунг-Рассел диаграммасындағы орны жұлдыздың эволюциялық деңгейін көрсетеді, яғни t жасындағы топқа жататындығын және массасын М, жарқырауын L, беткі температурасын Т және құрамындағы химиялық элементтерін анықтайды. Қазіргі уақытта температураны спектрлік талдау әдісмен анықтайды, дегенмен жарқырау жұлдызға дейінгі арақашықтығының анықталмағандығынан әлі де жете зерттеле қоймаған.
Пульсацияланатын жұлдыздарды Герцшпрунг-Рассел диаграммасынан қарастырғанда бірден көзге ілінетіні - бойымен белгілі барлық пульсацияланатын жұлдыздар ілінген жолақ. 1.1-суретте әртүрлі типті айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг - Рассел диаграммасында орналасуы келтірілген.
Сурет 1.1. Әртүрлі типті айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг - Рассел диаграммасында орналасуы
Жалпы айтсақ, барлық жұлдыздар айнымалы. Жұлдыздардың құрылымы мен жарықтылығы эволюция процессінде өзгереді. Бұл өзгерістер жай қозғалады, бірақ кейбір эволюциялық фазалар тез өтеді. Эволюцияның кейбір деңгейінде, сонымен қатар, периодты тербелістер болады, мысалы, жұлдыздың сыртқы қабығының пульсациясы. Жұлдыз жарқырауының аз тербелістерінде, жұлдыздың беткі қабығында оның өз осі бойымен айналуы кезінде бірден пайда болады, кейде жоғалып кететін ыстық және салқын дақтар пайда болады. Күн жарқырауы күн дақтары әсерінен әлсіз өзгеріп тұрады.
1.2 Айнымалы жұлдыздар классификациясы
Айнымалы жұлдыз - айналасындағы физикалық процесстердің әсерінен уақыт өтуімен жарқырауы өзгеретін жұлдыз. Дәлірек айтқанда, кез келген жұлдыздың жарқырауы уақыт өтуімен қандай да болмаса дәрежеде өзгереді.
Айнымалы жұлдыз дегеніміз жарқырауының өзгерісі бақылау құрылғысының көмегімен қол жеткен деңгейде сенімді анықталған жұлдыз. Жұлдыздың жарқырауы бір рет болса да өзгеріске ұшыраса оны айнымалы жұлдызға жатқызуға болады. Айнымалы жұлдыздардың бір-бірінен айырмашылығы өте зор. Кейбірінде жарқырауы периодты түрде өзгерсе, басқаларында жарқырауының ретсіз өзгерісі бақыланады. Периоды, жарқырау өзгерісінің амплитудасы, жарқырау және сәулелік жылдамдықтар қисықтарының түрі негізгі бақылау сипаттамалары болып табылады [8].
Жұлдыздардың жарқырауының өзгеріс себептері: радиал және радиал емес пульсациялар, хромосфералық активтілік, тығыз екілік жүйеде жұлдыздардың периодты тұтылулары, екілік жүйеде бір жұлдыздан екіншісіне заттың өтуімен байланысты құбылыстар.
Айнымалы жұлдыздарды зерттеу тарихында олардың классификациясын бөлуге бірнеше рет талпыныс жасалған. Бақылау материалдарының аз санына негізделген бірінші классификация жұлдыздарды сыртқы ұқсас морфологиялық белгілеріне байланысты топтастырған. Мысалы, жарқырау қисығы, амплитуда және жарқырауының өзгеру қисығы, т.б. Нәтижесінде, белгілі болған айнымалы жұлдыздар санының өсуімен ұқсас морфологиялық белгілері бар топтар саны да өсті. Кейбір үлкен топтары кіші қатарларға жіктелді. Сонымен қатар, теориялық әдістердің жетілуімен классификацияға бөлу тек сыртқы, бақылау белгілеріне ғана емес, айнымалы түрінің бірін анықтап беретін физикалық процесстер бойынша да мүмкін болды.
Айнымалы жұлдыздардың маңызды сипаттамаларының бірі болып жұлдыздық шама табылады. Бұрын жұлдызға дейінгі қашықтық бірдей және жұлдыздың жарқырауы күшті болса, көлемі де үлкен саналған. Жарқырауы көбіректерін бірінші шама жұлдыздарына (1m, латынша magnitido - шама), ал көз мөлшерімен анықталуы мүмкін болатындарын - алтыншыға (6m) жатқызған. Қазір бізге жұлдыздық шама оның көлемін емес, жарқырауын, яғни жерде тудыратын жарқырау шамасын сипаттайтыны белгілі. Бірақ жұлдыздық шамалар шкаласы сақталған және орнықталған. 1m жұлдызының жарқырауы 6m жұлздызының жарқырауынан 100 есе үлкен. Жарқыраулары 1m жұлдыздарының жарқырауынан асатын жарқырауықтар нольдік және теріс жұлдыздық шамаларға ие. Шкала көзге көріне қоймайтын жұлдыздарға дейін де созылады. 7m, 8m жұлдыздық шама және т.б. да бар. Дәлірек бағалаулар үшін 2.3m, 7.1m бөлшек жұлдыздық шамалар қолданылады. Жұлдыздар бізден әр түрлі қашықтықта орналасатындықтан олардың бізге көрінетін жұлдыздық шамалары жарқырауы (сәуле шығару қуаты) жөнінде ештеңе айтпайды. Сондықтан абсолют жұлдыздық шама ұғымы қолданылады. Бірдей қашықтықта (10 пк) орналасқан болса ие болатын жұлдыздық шамалары абсолют жұлдыздық шамалар (M) деп аталады.
Жақын жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтау үшін параллакс (заттың бұрыштық жылжуының шамасы) әдісі қолданылады. Жұлдыздан оның бағытына перпендикуляр орналасқан жер орбитасының орташа радиусы көрінер бұрыш жылдық параллакс деп аталады. Бірақ жылдық параллакстарды тек жақындағы, бірнеше 100 парсектен алыс емес орналасқан жұлдыздар үшін анықтауға болады. Бірақ жұлдыздың спектр түрі мен абсолют жұлдыздық шамасының арасында статистикалық тәуелділік табылды. Сонымен, спектр түріне байланысты абсолют жұлдыздық шамасын бағалайды, содан кейін оларды көрінетін жұлдыздық шамалармен салыстыра жұлдызға дейінгі қашықтық пен параллакстарды есептейді. Бұлай анықталған параллакстар спектрлік параллакстар деп аталады.
Кейбір жұлдыздар біз үшін жарқыл, кейбірі күрең көрінеді. Бірақ бұл жұлдыздың сәуле шығаруының шынайы қуаты жөнінде ештеңе айтпайды, себебі олар әр түрлі қашықтықта орналасады. Сонымен көрінетін жұлдыздық шама қашықтықтан тәуелді болғандықтан өз кезегінде жұлдыздың сипаттамасы бола алмайды. Нағыз сипаттама болатын жарқырау шамасы, яғни бірлік уақытта жұлдыз шығаратын толық энергия болып табылады. Жұлдыздардың жарқырауы түрлі. Гигант-жұлдыздардың бірі - S Алтын Балықтың жарқырауы Күндікінен 500000 есе үлкен, ал карлик-жұлдыздардың жарқырауы сонша есе кіші. Егер абсолют жұлдыздық шама белгілі болса, кез келген жұлдыздың жарқырауын келесі формуламен есептеуге болады:
lg L = 0.4( M⊙-M) (1.1)
мұндағы L - жұлдыздың жарқырауы, M - оның абсолют жұлдыздық шамасы, M⊙ - Күннің абсолют жұлдыздық шамасы.
Жұлдыздар спектрі - олардың барлық физикалық құрылымы суреттелген куәлігі. Жұлдыздың спектрі [9] арқылы оның жарқырау шамасын (оған дейінгі қашықтығын да), температурасын, көлемін, атмосферасының сапалы және сандық химиялық құрамын, кеңістіктегі қозғалу жылдамдығын, осі бойынша айналу жылдамдығын және де жанында ортақ ауырлық центрлерінен айналатын басқа көрінбейтін жұлдыз бар-жоғын анықтауға болады. Жұлдыздар кластарының құрылған классификациясы (Гарвард) бар. Кластары әріптермен, ал кіші класстары класын белгілейтін әріптен кейін 0-ден 9-ға дейінгі сандармен белгіленеді. О кіші класында кіші класстар О5-тен басталады. Спектрлік кластар тізбегі жұлдыздардың температурасының олардың кеш спектрлік класстарына өтуіне байланысты үздіксіз төмендеуін көрсетеді. Ол келесідей болады: О - B - A - F - G - K - M. Суық қызыл жұлдыздар арасында М класынан өзге басқа екі түрі бар. Кейбірінің спектрінде титан қышқылының молекулалық жұту жолақтарының орнына көміртегі мен циан қышқылдарының жолақтары тән (R, N әріптерімен белгіленетін спектрлерде). Басқаларына цирконий қышқылының жолақтары тән (S класы). Жұлдыздардың басым көпшілігі О-дан М-ге дейінгі тізбектелуге жатады. Бұл тізбектелу үзіліссіз. Әр түрлі кластар үшін түстері де әр түрлі: О мен В - көгілдір жұлдыздар, А - ақ, F пен G - сары, К - қызылсары, М - қызыл.
Жұлдыздардың ішінде гиганттар мен карликтер кездеседі. Оның ішінде ең үлкені беттің шаршы метрінен әлсіз сәуле шығаруына байланыссыз Күннен 50000 есе күшті жарқырайды. Ең ірі гиганттар Күннен 2400 есе үлкен. Олардың ішіне біздің Күн жүйе Сатурн орбитасына сияр еді. Сириус - Күннен 24 есе күшті жарқырайтын, диаметрі бойынша Күннен екі еседей үлкен ақ жұлдыздардың бірі. Бірақ карлик жұлдыздардың жиыны да бар. Негізінен олар диаметрі Күннің диаметрінің жартысындай және бестен біріндей болатын қызыл карликтер. Өлшемдері бойынша Күн орташа жұлдыз болып табылады, ондай жұлдыздар біздің галактикада миллиардтаған. Гигант жұлдыздар бен карлик-жұлдыз спектрінде кейбір белгілерімен ажыратылады. Бұл жағдайда спектрлік классқа g-гигант немесе d-карлик деп белгіленеді.
Жұлдыздар эволюциясының теориясы бойынша В, А, F - спектрлік класстарды ерте K, M, N, S - спектрлік класстарды кеш спектрлік класс деп атайды.
Жұлдыздар спектрін толық анықтап зерттеу үшін сәуленің көріну бағыты бойынша жұлдыздың қозғалыс жылдамдығын - сәулелік жылдамдықты анықтау қажет. Допплер принципіне сәйкес, жарық көзінің қозғалысында көрінетін сәулелік спектр сызықтар бойымен сәулелік жылдамдыққа пропорционал ығысады. Спектрлік сызықтар жарық көзі алыстағанда спектрдің қызыл жағына ығысады, жақындағанда күлгеінге қарай ығысады. Бұл ығысулар өлшенеді және жұлдыздың қозғалысы туралы толық информация береді.
Айнымалы жұлдыздарды белгілеу үшін шоқжұлдыз көрсетуі мен латын әріптері қолданылады. Бір шоқжұлдыз шегінде айнымалы жұлдызға келесідей ретте бір латын әрпі, екі әріп комбинациясы немесе нөмірмен V әрпі беріледі. Мысалы, S Car, RT Per, V557 Sgr.
Қандай да объектілердің жерден бақыланатын жарқырауының айнымалылығын анықтайтын негізгі себептер арқылы айнымалыларды келесі кластарға бөлуге болады: эруптивті (жарылғыш), пульсациялайтын және жұп-тұтылмалы.
1.3 Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымы
Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымытөртінші басылымның I-III томдарының мысалдары негізінде қарастырылды. Айнымалы жұлдыздардың белгіленуі шоқжұлдыз атауына тіреледі. Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогында айнымалы жұлдыздар туралы информация шоқжұлдыз бойынша атаулары латын әріппімен ретімен берілген. Шоқжұлдыздар бұл барлық аспан әлемі әркелкі өлшемдегі 88 бөлікке бөлінген жұлдыздық конфигурациялар. Халықаралық астрономиялық союз бірлігінің шешімі бойынша шоқжұлдыздар шекарасы 1875,0 теңелудің тік шарықтауы мен бұрыштық ауысуына бөлігіне сәйкес келетін сынған қисықтар. Жұлдыздың қай шоқжұлдызға жататындығын анықтау үшін 1875,0 теңелудің координаттарына ауыстыру қажет, қажетті кестелерді пайдаланамыз. Шоқжұлдыздар шекарасын компьютерде пайдалануға ыңғайлы компактылы формада Роман Н. [10] ұсынды.
Ф.Аргеландер 1850 ж. шоқжұлдыздағы әр айнымалы жұлдызды табылуына байланысты R-ден Z-ке дейін латын әріптерінің бас әріптерімен шоқжұлдыз атауы табыс септігінде аталады. Бұл жүйеге негізделе Андромеда шоқжұлдызының ең бірінші айнымалы жұлдызы R Andromedae (R And), екіншісі - S Andromedae (S And), Z Andromedae (Z And), ары қарай әр 88 шоқжұлдыздағы айнымалы жұлдыздар енгізілген.
Аргеландер әр шоқжұлдыздағы айнымалы жұлдыздар үшін 9 белгілеу енгізді. Аргеландер енгізген айнымалы жұлдыздарды белгілеу жүйесі ғасырға жетеді деп ойлады, бірақ 1844ж. айнымалы жұлдыздар каталогындағы 18 обьект берілген болатын. Бірақ кейбір шоқжұлдыздар үшін салыстырмалы түрде тез арада 9 айнымалы жұлдыздар ашылды. 1881ж. Э.Хартвиг 9 белгілеулер жетпейтін шоқжұлдыздар үшін Аргеландердың екі әріппен белгілеу жүйесін мына түрде келтірді:
RR, RS, RT, RU, RV, RW, RX, RY, RZ
SS, ST, SU, SV, SW, SX, SY, SZ
TT, TU, TV, TW, TX, TY, TZ
UU, UV, UW, UX, UY, UZ
VV, VW, VX, VY, VZ
WW, WX, WY, WZ
XX, XY, XZ
YY, YZ
ZZ
(әр шоқжұлдызда барлығы 45 жаңа символдар). Екі әріппен белгілеу жүйесінде табыс септігіндегі жұлдыздың толық атауы немесе оның қыстартылған атауы. Бұл уақытта белгілеулер көп болмауына байланысты енгізілген жаңа жүйе сыймайтын болды (кемшіліктері болды). Аргеландер енгізген жүйеден бас тартып айнымалы жұлдыздарды реттік нөмірмен енгізу керек болды.
1.4 IV АЖЖК-дағы айнымалы жұлдыздар
IV АЖЖК-да айнымалы жұлдыздар үлкен үш класқа бөлінген: эруптивті, пульсациялайтын айнымалы және тұтылмалы айнымалылар типтеріне жіктеледі; кейбір типтері - кіші типтерге бөлінеді [11].
Пульсациялайтын айнымалыларға жұлдыздар құрылымының ішінде болатын процесстермен байланысты туындайтын айнымалылық тән жұлдыздар жатады. Бұл типтегі жұлдыздар жарқырауы біртіндеп өзгереді. Ол радиусы мен бетінің температурасының периодты өзгерісіне байланысты. Пульсациялайтын жұлдыздардың периодының өзгеруі күн бөлігінен (RR Лира типті жұлдыздар) ондаған (цефеидтер), жүздеген (миридтер) күндерге дейін созылады. Пульсациялайтын жұлдыздардың шамамен 14 мың түрі ашылған.
Айнымалы жұлдыздардың екінші класы - жарылғыш, басқаша эруптивті жұлдыздар. Бұған, біріншіден, өте жаңа, жаңа, қайталама жаңа, N Егіздер типіндегі жұлдыздар, жаңаға ұқсас, және симбиотикалық жұлдыздаржатады. Эруптивті жұлдыздарға жас, тез айнымалы жұлдыздар, NV Кит типіндегі жұлдыздар және осыларға жақын объекттер тізбегі жатады. Ашылған эруптивті айнымалылар саны 2000-нан жоғары.
Эруптивті айнымалылар класына өзінің жарқырауы тұрақсыз немесе бақылау кезінде жарқырауын бір рет өзгертетін жұлдыздар жатады. Эруптивті жұлдыздардың жарқырауының өзгерісін олардың бетінде, жанында болатын және өздерінің жарылыстарымен байланыстырады. Айнымалы жұлдыздардың бұл класын екі құрама класқа бөледі: диффуздық тұмандықтармен байланысқан дұрыс емес айнымалылар, жылдам дұрыс емес жұлдыздар және жаңа, жаңаға ұқсас жұлдыздар.
Пульсациялайтын және эруптивті жұлдыздар физикалық айнымалы жұлдыздар деп аталады. Себебі пульсациялайтын жұлдыздарда да эруптивтілердегідей көрінетін жарқырауының өзгерісі жоғарыда айтылғандай оларда жүретін физикалық процесстерге байланысты. Мұнда, температурасы, түсі, кейде көлемі де өзгереді.
Айнымалы жұлдыздардың үшінші класын қарастырайық. Тұтылмалы айнымалылар - орбитасының жазықтығы көру сәулесіне параллель қос жүйелер. Ортақ ауырлық центрінен айналғанда олар бір-бірін кезекпен тұтады. Осы себептен олардың жарқырауының өзгерісі туындайды. Тұтылу болмағанда бақылаушыға екі компоненттен де жарық келеді, тұтылу кезінде жарық тұтып жатқан бөлігі үшін әлсірейді. Тығыз жүйелерде қосынды жарқырау шамасының өзгерісі жұлдыздың формасының бұзылуымен байланысты. Тұтылмалы жұлдыздардың периоды бірнеше сағаттан ондаған жылға дейін созылады.
Тұтылмалы айнымалы жұлдыздардың үш негізгі типі бар. Бірінші - Алголь (b Персей) типіндегі айнымалы жұлдыздар. Бұл жұлдыздардың компоненттерінің формасы шар сияқты, сонымен қатар жұлдыз-серігінің көлемі үлкен және жарқырауы негізгі жұлдыздыкінен аз. Екі компоненті де немесе негізгі жұлдыз ақ, жұлдыз-серігі сары түсті болады. Тұтылу болмаған уақытта жұлдыздың жарқырауы шамамен тұрақты. Негізгі жұлдыз тұтылғанда жарқырауы бірден төмендейді (бас минимум), ал серіктің негізгі жұлдызбен тұтылуы кезінде жарқырауының азаюы көп емес (екінші ретті минимум) немесе білінбейді. Жарқырау қисығының талдауынан компоненттердің радиусы мен жарқырауын есептеуге болады.
Тұтылмалы айнымалы жұлдыздардың екінші типі - b Лира типіндегі жұлдыздар. Олардың жарқырауы шамамен екі жұлдыздық шама шегінде үздіксіз және біртіндеп өзгереді. Бас минимумдар арасында міндетті түрде терең болмайтын екінші ретті минимум басталады. Айнымалылық периодтары жарты тәуліктен бірнеше тәулікке дейін созылады. Бұл жұлдыздардың компоненттері - B мен A спектрлік класстарының массивті көгілдір-ақ және ақ гиганттары. Үлкен массасына және бір-біріне салыстырмалы жақындығына байланысты екі компонентіне де қатты құйылмалы әсер беріледі, нәтижесінде эллипс формасын алады. Мұндай тығыз жұптарда жұлдыздар атмосферасы бір-біріне енеді де бөлігі жұлдызаралық кеңістікке кететін үздіксіз зат алмасу жүреді.
Жұп-тұтылмалы жұлдыздардың үшінші типі - айнымалылық (және айналу) периоды бар болғаны 8 сағат болатын W Үлкен Аю типінің атымен аталған жұлдыздар. Бұл жұлдыздың үлкен компоненттері қандай үлкен жылдамдықпен айналатынын елестету қиын. Бұл жұлдыздардың спектрлік класстары F және G.
Тұтылмалы айнымалы жұлдыздарға қосынды жарқырауы уақыт өтуімен периодты өзгеретін екі жұлдыздар жүйесін жатқыздық. Жарқырау өзгерісінің себебі жұлдыздардың бір-бірін тұтылу немесе тығыз жүйелерде өзара тартылыс себебінен пішінінің өзгеруі, яғни айнымалылығы физикалық айнымалылықпен емес, геометриялық факторлардың өзгеруімен байланысты болды.
Және айнымалы жұлдыздардың жеке кішкентай класы бар - магнитті жұлдыздар. Үлкен магнит өрісінен басқа олар беттік сипаттамалардың қатты біртексіздігіне ие. Мұндай біртексіздіктер жұлдыздың айналуы кезінде жарқырауының өзгерісін тудырады.
Шамамен 20000 жұлдыздар үшін айнымалылық класы әлі де анықталмаған.
Айнымалы жұлдыздарды зерттеу өте маңызды. Айнымалы жұлдыздар жұлдыздық жүйелердің жасын, орналасқан жерін, жұлдыздық орналасу типін және біздің Галактиканың алыстаған бөліктерінде, басқа да галактикаларға дейінгі қашықтықты анықтауға көмектеседі. Қазіргі бақылаулар кейбір айнымалы қос жұлдыздардың рентген сәулесін шығаратын көздер екенін көрсетті.
Төменде қос-тұтылмалы жүйелер типінің каталогта қолданылатын символдары көрсетілген:
а) жарқырау қисығының пішіні бойынша топтастыру:
EA - Алголь ((бета) Per) типінің тұтылмалы айнымалылары. Сфералық немесе кішкене эллипсті компоненттері бар қос-тұтылмалы жұлдыздар. Жарқырау қисықтары тұтылудың басталу мен аяқталу моменттерін белгілеуге мүмкіндік береді. Тұтылулар аралығында жарқырауы шамамен тұрақты болады немесе шағылу эффектілері, компоненттердің эллипсті болуы немесе физикалық өзгеруінің себебтерінен аз ғана өзгереді. Екінші ретті минимум байқалмауы мүмкін. Периоды 0.2-ден 10000d-ға дейінгі және жоғары кең шектерде өзгереді, жарқырау өзгерісінің амплитудасы әр түрлі және бірнеше шамаға жете алады.
EB - (бета) Лира ((бета) Lyr) типінің тұтылмалы айнымалылары. Тұтылудың басы мен соңын (тұтылулар аралығында жүйенің көрінетін қорытынды жарқырауының үздіксіз өзгеру себебінен) анықтауға мүмкіндік бермейтін жарқырау қисықтарына ие, компоненттері эллипсті қос-тұтылмалы. Тереңдігі негізгі минимумнан біршама кіші болатын екінші ретті минимум міндетті түрде байқалады. Периодтары 1d-дан біршама көп (1d-дан кіші периодтарда әр түрлі тереңдіктің минимумдары болады, 1d-дан жоғары периодтарда минимумдар тереңдіктері шамалас болуы мүмкін), компоненттері негізінен B-A ерте спектрлік класстарына тиісті. Жарқыраудың өзгеру амплитудалары негізінен 2m V-дан кіші.
EW - W Үлкен Аю (W UMa) типінің тұтылмалы айнымалылары. Периоды 1d-дан кіші, компоненттері эллипсті, жанасып орналасқан, тұтылулардың басы мен аяғын анықтауға мүмкіндік бермейтін жарқырау қисығына ие қос-тұтылмалы жұлдыздар. Негізгі және екінші ретті минимумдардың тереңдіктері шамалас және қатты айырмашылығы жоқ. Жарқырауының өзгеру амплитудасы негізінен 0.8m V-дан кіші. Компоненттерінің спектрлік класстары F-G және одан кештері.
б) компоненттердің физикалық сипаттамалары бойынша топтастыру:
RS - RS Қуғын Иттер (RS CVn) типінің жүйелері. Бұл жүйелердің ерекшелігі - спектрлерінде H пен K Ca II күн типтес жоғары хромосфералық активтілігін куәландыратын айнымалы интенсивтіліктің күшті эмиссионды сызықтарының болуы. Бұл жүйелерге радио және рентген сәуле шығарулар тән. Бұлардың кейбірінің жарқырау қисықтарында тұтылудан тыс, уақыт өтумен амплитудасы мен орны баяу өзгеретін квазисинусоидалы толқын байқалады. Бұл толқынның (жиі дисторсионды аталатын) пайда болуы бетінде дақ топтары бар жұлдыздың дифференциал айналуымен түсіндіріледі. Дақ топтардың айналу периоды орбитал қозғалыс периодына (тұтылу периодына) жақын, бірақ сонда да одан айырмашылығы бар. Сондықтан бұл ортаңғы жарқырау қисығында дисторсионды толқынның минимум мен максимум фазаларының баяу өзгерісін (миграциясын) тудырады. Толқынның амплитудасының өзгермелі болуы (0.2m V-ге жететін) жұлдыз бетіндегі дақтардың жалпы ауданы мен саны өзгеретін аралықтың - жұлдыздық активтіліктің ұзақпериодты циклінің болуымен түсіндіріледі.
Айнымалы жұлдыздардың әртүрлі типін түсіндіру үшін оларды жеке айнымалылардың жасына байланысты MV, B-Vдиаграммаларда орналасуын қарастыру керек (1.2-сурет). 1.2-суретте үзіліссіз сызықтармен бас тізбектің орналасуы берілген. Айнымалылардың әр типі орналасқан аймақ тұтас сызықтармен белгіленген. Олардың шектеріне мән бермеу керек. Өйткені, олар бір-бірін жауып тұруы мүмкін және ол көбірек орынды алады. Сонымен қатар, 1.2-а, 1.2-б және 1.2-с суретте берілген айнымалылардың жас сипаттамасына да қатты мән бермеген дұрыс. 1.2-а суретте ең жас айнымалылардың орны көрсетілген (0t107 жыл). Олардың ішінде эруптивті де (Ina, Inb, InT ориондық айнымалылар, S Dor және FU Ori типінің айнымалылары, UV Кит типінің тұмандықтармен байланысты жарылғыш айнымалылары), дәл осылай пульсацияланатын айнымалылар (кеш спектральді кластың Lc дұрыс және SRc жартылай дұрыс аса алыптары) да кездеседі. Бұл обьектілердің бәрі ең жас, енді пайда болып жатқан жұлдыздық шоғырларда және ОВ және Т-ассоцацияларда байқалады. Көріп отырғанымыздай, кейбір типтер (FU Ori, S Dor) ориондық айнымалылардың қысқа кезеңді дамуын сипаттайды.
Сурет 1.2. Ең жас айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг-Рассел диаграммасында орналасуы
1.5 Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар, олардың III және IV АЖЖК (ОКПЗ) классификациясы
Эруптивті айнымалылар класына [12] өзінің жарқырауы тұрақсыз немесе бақылау кезінде жарқырауын бір рет өзгертетін жұлдыздар жатады. Эруптивті жұлдыздардың жарқырауының өзгерісін олардың бетінде, жанында болатын және өздерінің жарылыстарымен байланыстырады. Айнымалы жұлдыздардың бұл класын екі құрама класқа бөледі: диффуздық тұмандықтармен байланысқан дұрысемес айнымалылар, жылдам дұрысемес жұлдыздар және жаңа, жаңаға ұқсас жұлдыздар. Бұған, біріншіден, өте жаңа, жаңа, қайталама жаңа, N Егіздер типтіндегі жұлдыздар, жаңаға ұқсас, және симбиотикалық жұлдыздар жатады. Эруптивті жұлдыздарға жас, тез айнымалы жұлдыздар, NV Кит типіндегі жұлдыздар және осыларға жақын объекттер тізбегі жатады. Ашылған эруптивті айнымалылар саны 2000-нан жоғары.
Пульсациялайтын және эруптивті жұлдыздар физикалық айнымалы жұлдыздар деп аталады. Себебі пульсациялайтын жұлдыздарда да эруптивтілердегідей көрінетін жарқырауының өзгерісі жоғарыда айтылғандай оларда жүретін физикалық процесстерге байланысты. Мұнда, температурасы, түсі, кейде көлемі де өзгереді. 1.3-суретте V838 эруптивті жұлдызы келтірілген.
Сурет 1.3. Эруптивті немесе жарылғыш жұлдыз(V838)
III АЖЖК-дағы эруптивті айнымалы жұлдыздардың классификациясы: жалпы, III АЖЖК-да барлық жұлдыздар үлкен үш класқа бөлінген: пульсацияланатын айнымалылар, эруптивті айнымалылар және тұтылмалы айнымалылар. Кластар типтерге, кейбір типтер - кіші типтерге бөлінеді.
Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар: бұл класқа бақылау барысында өзінің жарқырауын бір немесе бірнеше рет ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Ұқсас жұмыстар
Пәндер
- Іс жүргізу
- Автоматтандыру, Техника
- Алғашқы әскери дайындық
- Астрономия
- Ауыл шаруашылығы
- Банк ісі
- Бизнесті бағалау
- Биология
- Бухгалтерлік іс
- Валеология
- Ветеринария
- География
- Геология, Геофизика, Геодезия
- Дін
- Ет, сүт, шарап өнімдері
- Жалпы тарих
- Жер кадастрі, Жылжымайтын мүлік
- Журналистика
- Информатика
- Кеден ісі
- Маркетинг
- Математика, Геометрия
- Медицина
- Мемлекеттік басқару
- Менеджмент
- Мұнай, Газ
- Мұрағат ісі
- Мәдениеттану
- ОБЖ (Основы безопасности жизнедеятельности)
- Педагогика
- Полиграфия
- Психология
- Салық
- Саясаттану
- Сақтандыру
- Сертификаттау, стандарттау
- Социология, Демография
- Спорт
- Статистика
- Тілтану, Филология
- Тарихи тұлғалар
- Тау-кен ісі
- Транспорт
- Туризм
- Физика
- Философия
- Халықаралық қатынастар
- Химия
- Экология, Қоршаған ортаны қорғау
- Экономика
- Экономикалық география
- Электротехника
- Қазақстан тарихы
- Қаржы
- Құрылыс
- Құқық, Криминалистика
- Әдебиет
- Өнер, музыка
- Өнеркәсіп, Өндіріс
Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор #1 болып табылады.
Ақпарат
Қосымша
Email: info@stud.kz