Аспан әлеміндегі ең көп таралған объектілер - жұлдыздардың эволюциясы
1. Аспан әлеміндегі ең көп таралған объектілер . жұлдыздардың эволюциясы.
2. Жұлдыз эволюциясының соңғы сатысында нейтронды жұлдыздың пайда болуы.
3. Нейтронды жұлдыздардың коллапсы.
4. Қорытынды.
2. Жұлдыз эволюциясының соңғы сатысында нейтронды жұлдыздың пайда болуы.
3. Нейтронды жұлдыздардың коллапсы.
4. Қорытынды.
Аспан әлемінде ең көп таралған объектілер – жұлдыздар. Біздің Галактикада олар 200 млрд-тан асады. Ал Әлемнің бақыланатын бөлігінде жұлдыздардың саны шамамен 10 000 000 000 000 000 000 000-ға тең, яғни 10 миллиард триллион.
Жұлдыз дегеніміз – тепе-теңдігі гравитация күші мен ыстық газының қысымы және сәулеленуі арасындағы баланс арқылы орындалатын жарқырайтын алып плазмалық шарлар.
Жұлдыздар әртүрлі жаста болады: жүз мыңнан және миллионнан бірнеше миллиард жылға дейін. Жұлдыздар арасындағы кеңістік негізінде бос емес. Ол сиретілген газ және шаң-тозаңмен толтырылған. 1 млн км3 жұлдызаралық ортада, яғни қабырғасы 100 км-ге тең болатын куб көлемінде мөлшермен 1мг газ (сутегі және гелий) бар. Ал ғарыштық шаң-тозаңның үлесі біршама аз: газ бен шаң-тозаңның орташа тығыздықтарының қатынасы шамамен 100:1.
Оған қоса жұлдызаралық кеңістікте алып газ-шаң-тозаңнан тұратын бұлттар кездеседі. Олардың концентрациясы жұлдызаралық орташа тығыздықтан бірнеше дәрежеге үлкен. Белгілі шарттар орындалғанда мұндай концентрация суық газ-шаң-тозаңды бұлттарды ыстық және тығыз жұлдыз шарларына айналдыруға жеткілікті екен.
Біртекті газдан қоймалжың заттың пайда болуы теориясын 1902 ж. ағылшын астрофизигі Джейм Джинс (1877-1946) дамытты.
Көз алдымызға жұлдызаралық газбен толтырылған кеңістікті елестетейік. Әр атом тарапынан басқаларына тарту күші әсер етеді және газ сығылуға ұмтылады. Бірақ бұған газдың қысымы кедергі болады. Дегенмен Джинс былай деп түсіндірді: бұл процеске заттың өте көп мөлшері қатысатын болса, онда газдың тұрақты тепе-теңдігі бұзылуы мүмкін. Гравитациялық күш газ қысымына қарағанда тез өсе бастайды, және бұлт сондықтан да өздігінен сығылады. Ол тез өсіп бара жатқан жылдамдықпен сығылып жатқандықтан бұлттың әртүрлі бөліктерінде жеке тығыз аймақтар пайда болады. Нәтижесінде бұлт бөліктерге бөлініп, одан ары сығылады және тығыз, қараңғы глобулаға айналады.
Жұлдыз дегеніміз – тепе-теңдігі гравитация күші мен ыстық газының қысымы және сәулеленуі арасындағы баланс арқылы орындалатын жарқырайтын алып плазмалық шарлар.
Жұлдыздар әртүрлі жаста болады: жүз мыңнан және миллионнан бірнеше миллиард жылға дейін. Жұлдыздар арасындағы кеңістік негізінде бос емес. Ол сиретілген газ және шаң-тозаңмен толтырылған. 1 млн км3 жұлдызаралық ортада, яғни қабырғасы 100 км-ге тең болатын куб көлемінде мөлшермен 1мг газ (сутегі және гелий) бар. Ал ғарыштық шаң-тозаңның үлесі біршама аз: газ бен шаң-тозаңның орташа тығыздықтарының қатынасы шамамен 100:1.
Оған қоса жұлдызаралық кеңістікте алып газ-шаң-тозаңнан тұратын бұлттар кездеседі. Олардың концентрациясы жұлдызаралық орташа тығыздықтан бірнеше дәрежеге үлкен. Белгілі шарттар орындалғанда мұндай концентрация суық газ-шаң-тозаңды бұлттарды ыстық және тығыз жұлдыз шарларына айналдыруға жеткілікті екен.
Біртекті газдан қоймалжың заттың пайда болуы теориясын 1902 ж. ағылшын астрофизигі Джейм Джинс (1877-1946) дамытты.
Көз алдымызға жұлдызаралық газбен толтырылған кеңістікті елестетейік. Әр атом тарапынан басқаларына тарту күші әсер етеді және газ сығылуға ұмтылады. Бірақ бұған газдың қысымы кедергі болады. Дегенмен Джинс былай деп түсіндірді: бұл процеске заттың өте көп мөлшері қатысатын болса, онда газдың тұрақты тепе-теңдігі бұзылуы мүмкін. Гравитациялық күш газ қысымына қарағанда тез өсе бастайды, және бұлт сондықтан да өздігінен сығылады. Ол тез өсіп бара жатқан жылдамдықпен сығылып жатқандықтан бұлттың әртүрлі бөліктерінде жеке тығыз аймақтар пайда болады. Нәтижесінде бұлт бөліктерге бөлініп, одан ары сығылады және тығыз, қараңғы глобулаға айналады.
Жоспары:
1. Аспан әлеміндегі ең көп таралған объектілер - жұлдыздардың эволюциясы.
2. Жұлдыз эволюциясының соңғы сатысында нейтронды жұлдыздың пайда болуы.
3. Нейтронды жұлдыздардың коллапсы.
4. Қорытынды.
Аспан әлемінде ең көп таралған объектілер – жұлдыздар. Біздің
Галактикада олар 200 млрд-тан асады. Ал Әлемнің бақыланатын бөлігінде
жұлдыздардың саны шамамен 10 000 000 000 000 000 000 000-ға тең, яғни 10
миллиард триллион.
Жұлдыз дегеніміз – тепе-теңдігі гравитация күші мен ыстық газының қысымы
және сәулеленуі арасындағы баланс арқылы орындалатын жарқырайтын алып
плазмалық шарлар.
Жұлдыздар әртүрлі жаста болады: жүз мыңнан және миллионнан бірнеше
миллиард жылға дейін. Жұлдыздар арасындағы кеңістік негізінде бос емес. Ол
сиретілген газ және шаң-тозаңмен толтырылған. 1 млн км3 жұлдызаралық
ортада, яғни қабырғасы 100 км-ге тең болатын куб көлемінде мөлшермен 1мг
газ (сутегі және гелий) бар. Ал ғарыштық шаң-тозаңның үлесі біршама аз: газ
бен шаң-тозаңның орташа тығыздықтарының қатынасы шамамен 100:1.
Оған қоса жұлдызаралық кеңістікте алып газ-шаң-тозаңнан тұратын бұлттар
кездеседі. Олардың концентрациясы жұлдызаралық орташа тығыздықтан бірнеше
дәрежеге үлкен. Белгілі шарттар орындалғанда мұндай концентрация суық газ-
шаң-тозаңды бұлттарды ыстық және тығыз жұлдыз шарларына айналдыруға
жеткілікті екен.
Біртекті газдан қоймалжың заттың пайда болуы теориясын 1902 ж. ағылшын
астрофизигі Джейм Джинс (1877-1946) дамытты.
Көз алдымызға жұлдызаралық газбен толтырылған кеңістікті елестетейік. Әр
атом тарапынан басқаларына тарту күші әсер етеді және газ сығылуға
ұмтылады. Бірақ бұған газдың қысымы кедергі болады. Дегенмен Джинс былай
деп түсіндірді: бұл процеске заттың өте көп мөлшері қатысатын болса, онда
газдың тұрақты тепе-теңдігі бұзылуы мүмкін. Гравитациялық күш газ қысымына
қарағанда тез өсе бастайды, және бұлт сондықтан да өздігінен сығылады. Ол
тез өсіп бара жатқан жылдамдықпен сығылып жатқандықтан бұлттың әртүрлі
бөліктерінде жеке тығыз аймақтар пайда болады. Нәтижесінде бұлт бөліктерге
бөлініп, одан ары сығылады және тығыз, қараңғы глобулаға айналады.
1 – сурет. Бок глобуласы
Ал глобулалар центрінде протожұлдыз пайда болғанға дейін сығылуын
жалғастырады. Пайда болған протожұлдыз сығылу энергиясы есебінен спектрдің
инфрақызыл диапазонында сәуле шығара бастайды.
Сонымен, газ-шаң-тозаңды бұлттардың эволюциясының бірінші кезеңі олардан
жұлдыздар дернәсілінің немесе протожұлдыздардың бір тобының пайда болуымен
аяқталады. Дегенмен кәдімгі телескоптан протожұлдызды бақылауға болмайды:
оның беткі қабатының температурасы әлі аз – ол көрінбейтін жылулық сәулелер
шығарады. Оған қоса жас протожұлдыз сыртқа оптикалық сәулеленуді
шығармайтын тығыз шаң қабығымен қоршалған.
2- сурет. Жұлдыз эволюциясы
Жарықтылығының күрт өсуі протожұлдыздың сыртқы қабығын 3000 К-ге дейін
қыздыратын екпінді толқынның оның беткі қабатына шығуы нәтижесінде болады.
Мұндай температурада протожұлдыз қарапайым қызыл түсті суық жұлдыз болып
көрінеді. Шаң-тозаң қабығының қалдықтары протожұлдызға құлай бастайды. Ол
баяу сығыла бастайды да, оның қойнауындағы температура өседі. Жұлдыздың
центріндегі температура 2 млн К-ге жеткенде онда жеңіл, тез жанатын
элементтердің (литий, бериллий, бор) қатысуымен болатын алғашқы ядролық
реакциялар туындайды. Сондықтан да Күнде көміртегі, оттегі, кремний,
кальцийге қарағанда жоғарыда айтылған элементтер бес-жеті дәрежеге аз.
Жас жұлдыздың центріндегі температура 12 – 14 млн К-ге жеткенде,
сутегінің гелийге айналуы жүзеге асатын термоядролық реакция басталады. Сол
сәттен бастап қызған газдың ішкі қысымының күші толығымен протожұлдыздың
сыртқы қабығының қысымы күшімен теңеледі. Оның одан ары сығылуы тоқтайды.
Протожұлдыз нағыз жұлдызға айналады.
Термоядролық механизм жұлдыз энергетикасын миллион жылға, ал массивті
жұлдыздар үшін миллиард жыл өміріне қамтамасыз етеді және жұлдыз Герцпшрунг-
Рассел диаграммасында белгілі орынды иеленеді.
3-сурет. Герцшпрунг-Рассел диаграммасы.
Жұлдыздың диаграммада алатын орны оның массасынан тәуелді болады.
Сонымен қатар эволюцияның жүру барысы жұлдыздың бастапқы массасымен
анықталады және жұлдыз массивтілеу болған сайын тез өтеді. Біздің Күн
сияқты типтегі жұлдыздар шамамен 20 млрд жыл, ал массасы күн массасынан 10
есе үлкен жұлдыздар – 10 млн жыл өмір сүреді.
Осылайша, жұлдызаралық заттың алып бұлттарынан жеке жұлдыздар емес,
жұлдыздар тобы туылады.
Біздің Галактиканың затының шамамен 95%-ы жұлдыздарға айналған, ал қалған
жұлдызаралық заттан жаңа жұлдыздың құрылуы жүріп жатыр.
Жұлдыздар жұлдызаралық заттан тек қана туылмайды, олар оған қоса
жұлдызаралық кеңістікке өз затын белсенді түрде бөліп отырады. Қоршаған
кеңістіктің материямен және энергиямен толтырылуы жаңа және асқын жаңа
жұлдыздардың тұтануы кезінде болады. Шындығында, лақтырылып тасталған
газдың массасы, тіпті асқын жаңаның массасы салыстырмалы түрде онша көп
емес (Күн массасының мыңдық үлесі), бірақ ол газ өте бағалы: ол ядролық
синтез өнімдерімен – ауыр элементтермен байытылған. Олардан планеталар мен
тірі заттардың пайда болуына қажет тығыз шаң-тозаңдар туындайды.
Дегенмен, жұлдызаралық ортаға жұлдыздардан бөлінетін зат импульстік
лақтырылулар арқылы емес, оның сыртқы қабығынан жұлдыз газының тұрақты
түрде бөлініп отыруы арқылы түседі. Оны жұлдыз желі деп атайды. Мысалы,
Күн, әр жыл сайын күн желі ретінде 20 триллион (20·1013) затын жоғалтады.
Заманауи көзқарас бойынша, алғашқы жұлдыздар сутегі мен гелийден пайда
болған. Сутегі - ең алғаш пайда болған элемент. Гелийдің біраз мөлшері
Әлемнің кеңеюінің бастапқы сатысында, яғни, оның заты жеткілікті түрде
ыстық және тығыз болғанда пайда болған. Гелийге қарағанда ауыр химиялық
элементтер жұлдыздың ішіндегі ядролық реакциялар нәтижелерінде пайда болды,
одан соң жұлдыз желі және асқын жаңаның тұтануы нәтижесінде ғарыш
кеңістігіне түсіп отырады. Осылайша жұлдызаралық орта барлық химиялық
элементтермен байытылып тұрады. Сондықтан кешірек туылған жас жұлдыздардың
құрамында ескі жұлдыздарға қарағанда ауыр элементтердің мөлшері көбірек
болады.
Жұлдыз қойнауында термоядролық реакциялар жүріп жатқанда және жоғары
температура ұсталынып тұрғанда, ол өзінің тұрақты тепе-теңдігін сақтайды.
Жұлдыз эволюциясының жүру барысында ядролық реакциялар темірге дейінгі ауыр
химиялық элементтердің пайда болуына әкеледі. Бірақ темір тобының
элементтері пайда болғаннан соң ядролық отын жанып бітеді, термоядролық
реакция тоқтайды.
Бұдан кейін қойнауындағы заты жанып біткен және онда ешқандай ядролық
реакциялар жүрмейтін жұлдыздар өзінің эволюциясының соңғы кезеңінде массасы
егер 1,2 күн массасынан аспайтын болса ақ ергежейліге айналады.
Қазіргі уақытта бірнеше мың ақ ергежейлілер бары белгілі, дегенмен
олардың жалпы саны 10 млрд-тан асады, яғни біздің Галактикадағы
жұлдыздардың жалпы санының шамамен 5%-ын құрайды. Ақ ергежейлінің көп
мөлшері қос жұлдыздар жүйесіне кіреді. Ақ ергежейлілер тобына алғаш массасы
M≈1MΘ болатын Сириус жұлдызының серігі Сириус В жатқызылды. Оны 1862 ж.
А.Кларк ашты.
Олардың барлығы Күннен және оған ұқсас қалыпты жұлдыздардан мынадай
физикалық сипаттамаларымен бірден ажыратылады: жарықтылығы өте төмен (~10-1
– 10-4 LΘ), мөлшері өте аз (ақ ергежейлінің радиусы ~0,01 Күн радиусына
тең (RΘ)) және затының орташа тығыздығы өте үлкен (105-106 гсм3).
Сондықтан ақ ергежейлінің суынуы баяу өтеді, беткі қабаты ұзақ уақыт ыстық
болып сақталады (T~104К). Бұл жағдай осы жұлдыздардың түсінің ақ болуына
жауап береді. Ал ақ ергежейлі жұлдыз қойнауында ертеден жиналған жылу
энергиясын шығындап болған соң, суынуын тоқтатып, сөніп қалады. Бұдан кейін
ол көрінбейтін қара ергежейліге айналады.
Енді ергежейлі жұлдыздың қойнауындағы атомдардың қозғалысын елестетіп
көрейік. Жоғары температураның әсерінен олардың арасында өте күшті
соқтығысулар басталады. Бұдан атомдар бұзылады және бір-бірімен
байланыспайтын ядролар мен электрондардың қоспасына айналады. Ол қоспа
айныған газ деп аталады. Атом ядросының мөлшері атомның өзінен 100 мың
есеге кіші. Бір атомның мөлшері сыртқы электронның орбитасының диаметрімен
анықталады. Яғни, атом көбіне бос кеңістік болып есептеледі. Сондықтан
атомдар иондалған (өзінің электрондық қабығынан айырылған) болса, онда
жоғары қысымда олар бір-бірімен тығыз жақындасуы мүмкін.
Ақ ергежейлінің массасы үлкейген сайын, оның радиусы кеми беретіндігін
теория дәлелдейді. Яғни, ақ ергежейлінің массасының жоғарғы шегі бар. Бұл
шек оны 1931 ж. тағайындаған С.Чандрасекардың құрметіне арналып чандрасекар
шегі деп аталады.
4 - сурет. Ақ ергежейлідер үшін масса-радиус тәуелділігі. Тік асимптота
Чандрасекар шегіне сәйкес келеді.
Бұл шектен асу жұлдыздың гравитациялық коллапсына апаруы қажет. Ақ
ергежейлінің массасының шегі бары былай түсіндіріледі: тығыздығы өскенде
еркін электрондардың жылдамдықтары жарық жылдамдығына жуықтайды
(электронның газы релятивистікке айналады) және электрондардың айныған
газының күші тартылыс күшіне салыстырғанда баяу өседі.
Энергия көзінен айырылған жұлдыз ядросы, егер оның массасы 1,2 күн
массасынан асса, апатты түрде сығыла бастайды да, оның ішкі қысымы
гравитация күшіне қарсы тұра алмайды. Өз кезегінде сәулелік қысымның
қолдауынан айырылған жұлдыз қабығы ядроға құлай бастайды. Мұндай процесс
көп мөлшердегі энергияның бөлінуімен қатар жүреді. Бірнеше секунд
аралығында жұлдыздың құлап бара жатқан сыртқы қабығының кинетикалық
энергиясы жылу энергиясына айналады – жұлдыз затының жарылыспен аяқталатын
лездік қыздырылуы басталады. Бұл кезде Күннің 1 млрд жылда шығаратын
энергиясындай энергия бөлінеді! Күн әр секунд сайын 3,9·1033 эрг, ал
миллиард жылда 3,6·1016 с сәуле шығарады. Ал асқын жаңаның тұтануы кезінде
бөлінетін энергия 1050 эрг-ке жетеді.
Осылайша, массасы M MCh чандрасекар шегінен асқан жұлдыздардан ақ
ергежейлі пайда болмайтын болып шықты. Ядроның өте тез сығылуынан және
асқын жаңаның тұтануынан кейін жұлдыз эволюциясының соңғы кезеңдерінің бірі
- нейтронды жұлдыздар туылады.
Нейтронды жұлдыз дегеніміз – массасы Күн массасымен шамалас, ал радиусы
небәрі ~10км болатын жұлдыз эволюциясының соңғы өнімі. Сондықтан, мұндай
жұлдыз затының орташа тығыздығы атом ядросының тығыздығынан бірнеше есеге
асып түседі (ауыр ядролар ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
1. Аспан әлеміндегі ең көп таралған объектілер - жұлдыздардың эволюциясы.
2. Жұлдыз эволюциясының соңғы сатысында нейтронды жұлдыздың пайда болуы.
3. Нейтронды жұлдыздардың коллапсы.
4. Қорытынды.
Аспан әлемінде ең көп таралған объектілер – жұлдыздар. Біздің
Галактикада олар 200 млрд-тан асады. Ал Әлемнің бақыланатын бөлігінде
жұлдыздардың саны шамамен 10 000 000 000 000 000 000 000-ға тең, яғни 10
миллиард триллион.
Жұлдыз дегеніміз – тепе-теңдігі гравитация күші мен ыстық газының қысымы
және сәулеленуі арасындағы баланс арқылы орындалатын жарқырайтын алып
плазмалық шарлар.
Жұлдыздар әртүрлі жаста болады: жүз мыңнан және миллионнан бірнеше
миллиард жылға дейін. Жұлдыздар арасындағы кеңістік негізінде бос емес. Ол
сиретілген газ және шаң-тозаңмен толтырылған. 1 млн км3 жұлдызаралық
ортада, яғни қабырғасы 100 км-ге тең болатын куб көлемінде мөлшермен 1мг
газ (сутегі және гелий) бар. Ал ғарыштық шаң-тозаңның үлесі біршама аз: газ
бен шаң-тозаңның орташа тығыздықтарының қатынасы шамамен 100:1.
Оған қоса жұлдызаралық кеңістікте алып газ-шаң-тозаңнан тұратын бұлттар
кездеседі. Олардың концентрациясы жұлдызаралық орташа тығыздықтан бірнеше
дәрежеге үлкен. Белгілі шарттар орындалғанда мұндай концентрация суық газ-
шаң-тозаңды бұлттарды ыстық және тығыз жұлдыз шарларына айналдыруға
жеткілікті екен.
Біртекті газдан қоймалжың заттың пайда болуы теориясын 1902 ж. ағылшын
астрофизигі Джейм Джинс (1877-1946) дамытты.
Көз алдымызға жұлдызаралық газбен толтырылған кеңістікті елестетейік. Әр
атом тарапынан басқаларына тарту күші әсер етеді және газ сығылуға
ұмтылады. Бірақ бұған газдың қысымы кедергі болады. Дегенмен Джинс былай
деп түсіндірді: бұл процеске заттың өте көп мөлшері қатысатын болса, онда
газдың тұрақты тепе-теңдігі бұзылуы мүмкін. Гравитациялық күш газ қысымына
қарағанда тез өсе бастайды, және бұлт сондықтан да өздігінен сығылады. Ол
тез өсіп бара жатқан жылдамдықпен сығылып жатқандықтан бұлттың әртүрлі
бөліктерінде жеке тығыз аймақтар пайда болады. Нәтижесінде бұлт бөліктерге
бөлініп, одан ары сығылады және тығыз, қараңғы глобулаға айналады.
1 – сурет. Бок глобуласы
Ал глобулалар центрінде протожұлдыз пайда болғанға дейін сығылуын
жалғастырады. Пайда болған протожұлдыз сығылу энергиясы есебінен спектрдің
инфрақызыл диапазонында сәуле шығара бастайды.
Сонымен, газ-шаң-тозаңды бұлттардың эволюциясының бірінші кезеңі олардан
жұлдыздар дернәсілінің немесе протожұлдыздардың бір тобының пайда болуымен
аяқталады. Дегенмен кәдімгі телескоптан протожұлдызды бақылауға болмайды:
оның беткі қабатының температурасы әлі аз – ол көрінбейтін жылулық сәулелер
шығарады. Оған қоса жас протожұлдыз сыртқа оптикалық сәулеленуді
шығармайтын тығыз шаң қабығымен қоршалған.
2- сурет. Жұлдыз эволюциясы
Жарықтылығының күрт өсуі протожұлдыздың сыртқы қабығын 3000 К-ге дейін
қыздыратын екпінді толқынның оның беткі қабатына шығуы нәтижесінде болады.
Мұндай температурада протожұлдыз қарапайым қызыл түсті суық жұлдыз болып
көрінеді. Шаң-тозаң қабығының қалдықтары протожұлдызға құлай бастайды. Ол
баяу сығыла бастайды да, оның қойнауындағы температура өседі. Жұлдыздың
центріндегі температура 2 млн К-ге жеткенде онда жеңіл, тез жанатын
элементтердің (литий, бериллий, бор) қатысуымен болатын алғашқы ядролық
реакциялар туындайды. Сондықтан да Күнде көміртегі, оттегі, кремний,
кальцийге қарағанда жоғарыда айтылған элементтер бес-жеті дәрежеге аз.
Жас жұлдыздың центріндегі температура 12 – 14 млн К-ге жеткенде,
сутегінің гелийге айналуы жүзеге асатын термоядролық реакция басталады. Сол
сәттен бастап қызған газдың ішкі қысымының күші толығымен протожұлдыздың
сыртқы қабығының қысымы күшімен теңеледі. Оның одан ары сығылуы тоқтайды.
Протожұлдыз нағыз жұлдызға айналады.
Термоядролық механизм жұлдыз энергетикасын миллион жылға, ал массивті
жұлдыздар үшін миллиард жыл өміріне қамтамасыз етеді және жұлдыз Герцпшрунг-
Рассел диаграммасында белгілі орынды иеленеді.
3-сурет. Герцшпрунг-Рассел диаграммасы.
Жұлдыздың диаграммада алатын орны оның массасынан тәуелді болады.
Сонымен қатар эволюцияның жүру барысы жұлдыздың бастапқы массасымен
анықталады және жұлдыз массивтілеу болған сайын тез өтеді. Біздің Күн
сияқты типтегі жұлдыздар шамамен 20 млрд жыл, ал массасы күн массасынан 10
есе үлкен жұлдыздар – 10 млн жыл өмір сүреді.
Осылайша, жұлдызаралық заттың алып бұлттарынан жеке жұлдыздар емес,
жұлдыздар тобы туылады.
Біздің Галактиканың затының шамамен 95%-ы жұлдыздарға айналған, ал қалған
жұлдызаралық заттан жаңа жұлдыздың құрылуы жүріп жатыр.
Жұлдыздар жұлдызаралық заттан тек қана туылмайды, олар оған қоса
жұлдызаралық кеңістікке өз затын белсенді түрде бөліп отырады. Қоршаған
кеңістіктің материямен және энергиямен толтырылуы жаңа және асқын жаңа
жұлдыздардың тұтануы кезінде болады. Шындығында, лақтырылып тасталған
газдың массасы, тіпті асқын жаңаның массасы салыстырмалы түрде онша көп
емес (Күн массасының мыңдық үлесі), бірақ ол газ өте бағалы: ол ядролық
синтез өнімдерімен – ауыр элементтермен байытылған. Олардан планеталар мен
тірі заттардың пайда болуына қажет тығыз шаң-тозаңдар туындайды.
Дегенмен, жұлдызаралық ортаға жұлдыздардан бөлінетін зат импульстік
лақтырылулар арқылы емес, оның сыртқы қабығынан жұлдыз газының тұрақты
түрде бөлініп отыруы арқылы түседі. Оны жұлдыз желі деп атайды. Мысалы,
Күн, әр жыл сайын күн желі ретінде 20 триллион (20·1013) затын жоғалтады.
Заманауи көзқарас бойынша, алғашқы жұлдыздар сутегі мен гелийден пайда
болған. Сутегі - ең алғаш пайда болған элемент. Гелийдің біраз мөлшері
Әлемнің кеңеюінің бастапқы сатысында, яғни, оның заты жеткілікті түрде
ыстық және тығыз болғанда пайда болған. Гелийге қарағанда ауыр химиялық
элементтер жұлдыздың ішіндегі ядролық реакциялар нәтижелерінде пайда болды,
одан соң жұлдыз желі және асқын жаңаның тұтануы нәтижесінде ғарыш
кеңістігіне түсіп отырады. Осылайша жұлдызаралық орта барлық химиялық
элементтермен байытылып тұрады. Сондықтан кешірек туылған жас жұлдыздардың
құрамында ескі жұлдыздарға қарағанда ауыр элементтердің мөлшері көбірек
болады.
Жұлдыз қойнауында термоядролық реакциялар жүріп жатқанда және жоғары
температура ұсталынып тұрғанда, ол өзінің тұрақты тепе-теңдігін сақтайды.
Жұлдыз эволюциясының жүру барысында ядролық реакциялар темірге дейінгі ауыр
химиялық элементтердің пайда болуына әкеледі. Бірақ темір тобының
элементтері пайда болғаннан соң ядролық отын жанып бітеді, термоядролық
реакция тоқтайды.
Бұдан кейін қойнауындағы заты жанып біткен және онда ешқандай ядролық
реакциялар жүрмейтін жұлдыздар өзінің эволюциясының соңғы кезеңінде массасы
егер 1,2 күн массасынан аспайтын болса ақ ергежейліге айналады.
Қазіргі уақытта бірнеше мың ақ ергежейлілер бары белгілі, дегенмен
олардың жалпы саны 10 млрд-тан асады, яғни біздің Галактикадағы
жұлдыздардың жалпы санының шамамен 5%-ын құрайды. Ақ ергежейлінің көп
мөлшері қос жұлдыздар жүйесіне кіреді. Ақ ергежейлілер тобына алғаш массасы
M≈1MΘ болатын Сириус жұлдызының серігі Сириус В жатқызылды. Оны 1862 ж.
А.Кларк ашты.
Олардың барлығы Күннен және оған ұқсас қалыпты жұлдыздардан мынадай
физикалық сипаттамаларымен бірден ажыратылады: жарықтылығы өте төмен (~10-1
– 10-4 LΘ), мөлшері өте аз (ақ ергежейлінің радиусы ~0,01 Күн радиусына
тең (RΘ)) және затының орташа тығыздығы өте үлкен (105-106 гсм3).
Сондықтан ақ ергежейлінің суынуы баяу өтеді, беткі қабаты ұзақ уақыт ыстық
болып сақталады (T~104К). Бұл жағдай осы жұлдыздардың түсінің ақ болуына
жауап береді. Ал ақ ергежейлі жұлдыз қойнауында ертеден жиналған жылу
энергиясын шығындап болған соң, суынуын тоқтатып, сөніп қалады. Бұдан кейін
ол көрінбейтін қара ергежейліге айналады.
Енді ергежейлі жұлдыздың қойнауындағы атомдардың қозғалысын елестетіп
көрейік. Жоғары температураның әсерінен олардың арасында өте күшті
соқтығысулар басталады. Бұдан атомдар бұзылады және бір-бірімен
байланыспайтын ядролар мен электрондардың қоспасына айналады. Ол қоспа
айныған газ деп аталады. Атом ядросының мөлшері атомның өзінен 100 мың
есеге кіші. Бір атомның мөлшері сыртқы электронның орбитасының диаметрімен
анықталады. Яғни, атом көбіне бос кеңістік болып есептеледі. Сондықтан
атомдар иондалған (өзінің электрондық қабығынан айырылған) болса, онда
жоғары қысымда олар бір-бірімен тығыз жақындасуы мүмкін.
Ақ ергежейлінің массасы үлкейген сайын, оның радиусы кеми беретіндігін
теория дәлелдейді. Яғни, ақ ергежейлінің массасының жоғарғы шегі бар. Бұл
шек оны 1931 ж. тағайындаған С.Чандрасекардың құрметіне арналып чандрасекар
шегі деп аталады.
4 - сурет. Ақ ергежейлідер үшін масса-радиус тәуелділігі. Тік асимптота
Чандрасекар шегіне сәйкес келеді.
Бұл шектен асу жұлдыздың гравитациялық коллапсына апаруы қажет. Ақ
ергежейлінің массасының шегі бары былай түсіндіріледі: тығыздығы өскенде
еркін электрондардың жылдамдықтары жарық жылдамдығына жуықтайды
(электронның газы релятивистікке айналады) және электрондардың айныған
газының күші тартылыс күшіне салыстырғанда баяу өседі.
Энергия көзінен айырылған жұлдыз ядросы, егер оның массасы 1,2 күн
массасынан асса, апатты түрде сығыла бастайды да, оның ішкі қысымы
гравитация күшіне қарсы тұра алмайды. Өз кезегінде сәулелік қысымның
қолдауынан айырылған жұлдыз қабығы ядроға құлай бастайды. Мұндай процесс
көп мөлшердегі энергияның бөлінуімен қатар жүреді. Бірнеше секунд
аралығында жұлдыздың құлап бара жатқан сыртқы қабығының кинетикалық
энергиясы жылу энергиясына айналады – жұлдыз затының жарылыспен аяқталатын
лездік қыздырылуы басталады. Бұл кезде Күннің 1 млрд жылда шығаратын
энергиясындай энергия бөлінеді! Күн әр секунд сайын 3,9·1033 эрг, ал
миллиард жылда 3,6·1016 с сәуле шығарады. Ал асқын жаңаның тұтануы кезінде
бөлінетін энергия 1050 эрг-ке жетеді.
Осылайша, массасы M MCh чандрасекар шегінен асқан жұлдыздардан ақ
ергежейлі пайда болмайтын болып шықты. Ядроның өте тез сығылуынан және
асқын жаңаның тұтануынан кейін жұлдыз эволюциясының соңғы кезеңдерінің бірі
- нейтронды жұлдыздар туылады.
Нейтронды жұлдыз дегеніміз – массасы Күн массасымен шамалас, ал радиусы
небәрі ~10км болатын жұлдыз эволюциясының соңғы өнімі. Сондықтан, мұндай
жұлдыз затының орташа тығыздығы атом ядросының тығыздығынан бірнеше есеге
асып түседі (ауыр ядролар ... 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