Жұлдыздар эволюциясы

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 4 бет
Таңдаулыға:

Жұлдыздар эволюциясы

Бас тізбектіктегі жұлдыздар эволюциясы

а) Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары

Бұл массасы Күн массасынан үлкен жұлдыздар. Олардағы температура мен қысым кейінгі спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бөлінуі көміртегі циклы арқылы жылдам жүреді. Бұдан бас тізбекте орныққан ыстық жұлдыздар жас жұлдыздар екенін білеміз.

Энергияның бөлінуі өте жоғарғы температураға байланысты (Т) және ол Стефан-Больцман заңына байланысты Т ⁴ дәрежесіне байланысты өседі. Сондықтан энергияны заттың өзі тасымалдау керек және бас тізбектегі жұлдыздар қойнауында орталық конвективтік аймақтар пайда болды. Массасы 10 Күн массасындай жұлдыздардың ішкі конвективтік аймағының радиусы жұлдыз радиусының ¼ - не жуық болады, ал центріндегі тығыздық орташадан 25 есе көп. Конвективтік ядроны қоршап тұрған жұлдыздар қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады (Күндегідей) .

ә) Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздар

Бұл жұлдыздар Күнге ұқсас. Протон-протондық реакция нәтижесінде бөлінетін энергияның қуаты температурадан тәуелді. Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздарда сыртқы конвективтік қабаттар пайда болады. Жұлдыз суық болған сайын аралау тереңдігі жоғары болады. Егер Күннің 2%-ке жуығы ғана конвекция қабаттары болса, ал массасы 0, 6 Күн массасына тең ергежейлілерде аралауда бүкіл массаның 10%-ы қатысады.

б) Субергежейлілерде ауыр элементтер аз.

Субергежейлілер - кәрі жұлдыздар, олар Галактика дамуының ертеректегі кезеңдерінде пайда болды. Ауыр элементтердің аз болуы себептен субергежейлердің заты бас тізбектегі жұлдыздармен салыстырғанда мөлдір болып табылады, ондағы сәулелік энергия тасымалдануы жеңіл болады.

Жұлдыздардың бас тізбектіктен кейінгі ядролық реакциялар негізіндегі эволюциясы, гелий мен одан ауыр элементтер жануы

Бас тізбектегі жұлдыздардың құрылымы t бойынша қалай өзгереді? Жұлдыздың ортақ қабаттарындағы сутегінің жануына байланысты энергияның бөлінуі перифериялық қабаттарға ығысады. Нәтижеде энергия бөлінетін жұқа қабат пайда болады, бұл қабатта сутегілік реакция жүреді. Бұл қабат жұлдызды екі бөлікке бөледі: ішкі - мұнда сутегісі жоқ «гелийлік» ядро, ( ядролық реакция жоқ ) және сыртқы -мұнда сутегі бар, бірақ температура мен қысым реакция жүруіне жеткіліксіз. Қызыл алыптардың құрылымы біртексіз болып келеді. Алғашқыда, энергия шығаратын қабаттағы қысым ядродағыдан көп, сондықтан ол сығыла бастайды, гравитациялық энергияны бөліп қыза бастайды. Бұл қысым газ тозғындалғанша жүреді.

Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері

Ақ ергежейлілер. Жоғарғы қозған қызыл алыптардың құрылымының маңыздылығы онын қойнауында изотермиялық обектінің құрылуы болып табылады. Г - Р диаграммада бұл обьект төменгі сол жақ бұрышта орналасуы тиіс, себебі өлшемдерінің аздығынан температураның жоғарғы мәнінің өзінде де онын жарықтылығы аз болады. Жоғарғы суретте бұл ақ ергежейлілер аймағына сәйкес келетінін көреміз. Сондықтан, ақ ергежейлер аса тығыз тығындалған жұлдыздар болып табылады, оның себебі термоядролық энергияның сутегілік көздері таусылған. Ақ ергежейлердің центріндегі тығыздық 1текше см-де жүздеген тоннаға тең болуы мүмкін. Ақырын суи отырып, олар тозғындалған газдың жылулық энергиясын сәулелей бастайды. Ақ ергежейлердің массасы өскен сайын оның қойнауындағы газ қысымы гравитациялық күшке қарсы төтеп беретіндей жағдайғй жетеді. Сондықтан массасы үлкен ақ ергежейлер көбірек сығылады және олар үшін жұлдыз радиусының оның массасынан тәуелділігі дәлірек орындалады.

Нейтронды жұлдыздар. Массаның қандайда бір мәнінен кейін тозғындалған газдың қысымы гравитация күшін теңгере алмайды. Мұндай жұлдыз шексіз сызыла береді (коллапс) . Егер масса 2-3 т асып түссе, онда жұлдыз коллопсқа ұшырайды. Егерде жұлдыз нейтрондыға айналмаса, бұл құбылыс т > 1, 2 m жағдайында болар еді. Себебі гравитация күштеріне тозғындалған нейтронды « газдың» қысымы қарсы тұрады. Бірақ бұған дейін жұлдызда ядролық жарылыс болады, нәтижесінде бүкіл ядролық энергиямен зат нейтрондарға айналады да жаңа обьект нейтронды жұлдыз пайда болады. Бұл жұлдыздардың беті болады. Себебі оның сыртқы қаббатары қатты болады және темір мен гелийдің ауыр элементтерінен құралады. Кәдімгі жұлдыз нейтронға дейін сығылғанда оның магнит өрісінің кернеулігі 10 элементтерге дейін өседі. Бұл кернеулік атомдар пішіндегіден 1000-даған есе көп. Нәтижесі нейтронды жұлдыздың қатты қабатының шекарасында атомдық құрылым өзгереді. 10 К температурадада нейтронды жұлдыздың бетінде атомдар бейтараптығын (нейтралдығын) жоғалтпайды (кәдімгі жағдайда мұндай температурада газ әлде қашан иондалар еді)

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.