Жұлдыздар және олардың эволюциясы туралы

20 жыл бұрын жұлдызаралық ортаны ыстық газ түрінде көрсетті (Т = 104 K температурасымен), онда суық бұлттар (Т = 102 К) жүзетін. Бұл екі компонентті модель көптеген құбылыстарды түсіндіруге мүмкіндік берді, бірақ 70-жылдардың ортасында жаңа фактілердің арынмен оны нақтылауға тура келді: Галактика көлемінің көп бөлігін толтыратын өте ыстық газдың (Т = 106 К) болуын көрсетті, ал жер үсті радионобақылау галактикалық жазықтыққа жақын жаппай бұлтқа жиналған өте суық молекулалық газ (Т = 10 К) ашты.

Енді төрт фазалы орта (кесте) ретінде жұлдызаралық газды ұсыну қабылданған, бірақ мұндай модель жұлдызаралық кеңістіктегі физикалық жағдайлардың барлық алуан түрлілігін жоққа шығармайды. Мысалы, бұл модельде аса қатты (Т = 108) жарқылдарының кеңейтілетін қалдықтары, планетарлық тұман және жұлдызаралық газдың негізгі төрт фазасымен қысым бойынша тепе-теңдікте болмайтын кейбір басқа да газ түзілімдері жоқ. Шынында да, олардың көлемі мен салмағы әр уақытта Галактикадағы газбен салыстырғанда айтарлықтай емес. Алайда, олар осы үнемі суыған және жұлдызға қоюланған газда заттар мен энергия балансын қолдайды.

таб .1 жұлдызаралық газдың негізгі фазалары

Фаза

Температура, К

Тығыздығы, см-3

Галактика көлемінің үлесі, %

Ыстық, HII

300 000

0,016

74

Жылы, HII

8000

0,25

23

Салқын, HI

80

40

2

Суық, H2

10

300

0,8

Жұлдызаралық газдың химиялық құрамы Күн мен байқалатын жұлдыздардың көпшілігінде шамамен бірдей: 10 сутегі атомында (Н) гелий 1 атомынан (емес) және басқа да аздаған, аса ауыр элементтерден келеді; олардың ішінде ең көп оттегі (О), көміртегі © және азот (N). Газдың температурасы мен тығыздығына байланысты оның атомдары бейтарап немесе иондалған күйде болады, молекулалар немесе қатты конгломераттар — тозаңдар құрамына кіреді.

Жалпы айтқанда, әрбір химиялық элемент үшін ионизацияның белгілі бір жағдайында болатын шарттардың өз ауқымы бар. Бірақ атомдардың басым көпшілігі сутекке тиесілі болғандықтан, оның қасиеттері және жалпы жұлдызаралық газдың жай-күйін анықтайды: ыстық және жылы фазалар иондалған сутегінің облыстары болып табылады (оларды ніі аймақтары немесе аймақтары деп атайды), салқын фазада негізінен сутектің бейтарап атомдары (НІ бұлты), ал суық фаза негізінен НІ бұлттардың ішкі тығыз бөліктерінде түзілетін молекулалық сутектен (Н2) тұрады.

Сутегі молекулалары 1970 жылы жұлдызаралық ортада алғаш рет анықталған. Сол жылы жұлдызаралық кеңістікте L = 2,6 ММ толқын ұзындығы бар радиосәулеленуі бойынша улы газдың (СО) молекулалары табылды.

Сутегі молекуласымен танысамыз, себебі бұл жұлдыздар қалыптасатын басты құрылыс материалы. Екі сутегі атомы бір-біріне жақын келгенде, олардың электрондық қабықтары күрт қайта тұрғызылады: электрондардың әрқайсысы екі Протонның айналасында қозғала бастайды, оларды өзара электрлік желім сияқты байланыстырады. Ғарыштық жағдайларда сутегі атомдарын молекулаларға біріктіру, ең алдымен, шаңның бетінде орын алады,бұл реакцияның өзіндік катализаторы рөлін атқарады.

Сутегі молекуласы өте үлкен беріктікке ие емес: оның бұзылуы (диссоциациясы) үшін 4,5 эВ немесе одан да көп энергия қажет. Мұндай энергия 275,6 нм-ден қысқа толқын ұзындығы бар кванттар бар. Галактикада осындай ультракүлгін кванттар көп — олар барлық ыстық жұлдыздарды шығарады. Бірақ Н2 молекуласының өзі бұл кванттарды өте жақсы сіңіреді. Әдетте Н2 молекулаларының бұзылуы келесідей болады. 11,2 эВ энергиясымен Квант (l = 101.6 нм) молекуланың электрондарының бірін қозған күйге ауыстырады. Негізгі жағдайға кері ауысу, әдетте, осындай кванттың сәулеленуімен қатар жүреді, бірақ кейде квант шығарылмайды, ал энергия оның ыдырауымен аяқталатын молекуланың тербелісінің қозуына жұмсалады.

Белгілі болғандай, энергиясымен 13,6 эВ аса қатты ультракүлгін кванттар сутегі атомдарын иондайды және сондықтан ыстық Жұлдыздарға тікелей жақын жұлдызаралық ортамен толығымен жұтылады. Неғұрлым жұмсақ кванттар, оның ішінде 11,2 эВ энергиясымен де, Галактикада еш кедергісіз таралады және олар үшін қол жетімді барлық жерде молекулалық сутекті бұзады. Н2 молекуласы салыстырмалы түрде ұзақ өмір сүре алатын жалғыз орын-бұл ультракүлгін кванттар тығыз шаң шымылдығы арқылы жүре алмайтын тығыз газ тозаңды бұлттардың жер қойнауы. Бірақ, өкінішке орай, осы себеппен молекулалық сутегі бақылау үшін іс жүзінде қолжетімсіз болады.

Н2 молекуласының бірінші қозған электрондық жай−күйінің әртүрлі кванттық өткелдерімен біріктірілуі 99,1-113,2 нм толқын ұзындығы диапазонындағы спектральды желілер жиынтығын береді. Ыстық жұлдыздың жарығы жартылай мөлдір бұлт арқылы немесе алып тығыз бұлттардың сыртқы сиретілген қабаттары арқылы өтетін кезде оның спектрінде Н2 молекуласын сіңіру тиісті сызықтары пайда болады. Олар 70-ші жылдары жүздеген жақын жұлдыздардың спектрлерінде ғарыштық телескоптардың көмегімен тіркелген.

Алайда, бізге Галактикадағы молекулалық сутегінің таралуы туралы толық ақпарат бере алмайды. Бұл жерде суық газдың басты қоймасы-жас жұлдыздардың тікелей атасы болатын жаппай бұлттардың жер қойнауына ұсақтамау керек. Сондықтан молекулалардың біздің және басқа галактикаларда таралуы әзірге жанама әдістермен зерттеледі: спектралды желілері бар басқа молекулалардың таралуы бойынша, бақылауға ыңғайлы. Осы тұрғыдан алғанда ең танымал улы газдың молекуласы, ол көміртек тотығы, яғни СО.

Оның диссоциация энергиясы 11,1 эВ, сондықтан ол молекулалық сутегі бар жерде болуы мүмкін. Басқа атомдармен және молекулалармен бетпе-бет келіп СО молекулалары қозғалады және содан кейін айналмалы өтпелер деп аталатын сызықтарды шығарады. Олардың ішіндегі ең ұзын толқынды (L = 2,6 мм) Галактиканың көптеген салаларында оңай байқалады: СО желісіндегі кейбір молекулалық бұлттардың жарықтылығы күннің бірнеше жарықтығына жетеді (Lc = 4·1033 эрг/с).

Читайте также:  Сертификаттау туралы түсінік

СО және кейбір басқа молекулалардың (HCN, ол, CN) желілеріндегі радионобақылау барлық бұлттарды, оның барлық облыстарын әртүрлі физикалық жағдайлармен қамтуға мүмкіндік береді. Бір молекуланың бірнеше желілерін бақылау әр облыста газдың температурасы мен тығыздығын анықтауға мүмкіндік береді. Алайда, қандай да бір молекуланың (тіпті СО сияқты кең таралған) сәулелену желісінде байқалатын қарқындылықтан толық концентрацияға, демек, газ массасына да айтарлықтай белгісіздік те бар. Бұлттардың химиялық құрамы туралы, атомдардың үлесі, шаңдарда «көмілген» және т. б. туралы болжам жасауға тура келеді. Әр түрлі зерттеушілер бұл коэффициенттің мәнін 2-3 есе ажыратады.

Тиісінше, Галактикадағы молекулалық газдың мөлшері, егер нашар, дәл болмаса, белгілі. Әсіресе, күннен алыс молекулалық газдың құрамын анықтау қиын, мысалы Галактика орталығының маңында. Жұлдыздың пайда болуы бізге қарағанда қарқынды болғандықтан, Галактиканың шеткері жерлерінде жұлдызаралық орта ауыр элементтермен — термоядролық синтез өнімдерімен күшті байытылған. Дәл айта алмайсыз, бірақ, егер галактикалық диск радиусының бойында химиялық құрамның өзгеруін ескерсе, Галактика ядросындағы CNO тобы элементтерінің құрамы күн айналасына қарағанда 3 есе жоғары болуы тиіс.

Егер бұл шынымен солай болса, онда сәйкесінше 3 есе төмен со-Н2 өту коэффициентін алу керек. Бұл және басқа белгісіздіктер оған әкеледі. Галактиканың ішкі аймағында молекулалық газдың салмағы (R< 10 кпк) 5·108-ден 3·109 Мс-ге дейін әртүрлі зерттеушілермен бағаланады

2. Негізгі жұлдызды сипаттамалары

2.1. Жарық және жұлдызға дейінгі қашықтық

Жұлдыздардың бұрыштық өлшемдері өте аз. Тіпті ең үлкен телескоптарда жұлдыздарды «шынайы» дискілер түрінде көруге болмайды. «Шынайы» сөзін атап көрсетемін, өйткені таза аспаптық әсерлердің арқасында, негізінен атмосфераның мазасыздығынан телескоптардың фокальды жазықтығында жұлдыздың диск түріндегі «жалған» бейнесі алынады. Бұл дискінің бұрыштық өлшемдері сирек доғаның бір секундынан аз болады, тіпті жақын Жұлдыздарға олар доғаның бір жүзден кем болуы керек.

Сонымен, жұлдыз тіпті ең үлкен телескоп болуы мүмкін емес, астрономдар айтқандай,»рұқсат етілген». Бұл дегеніміз, біз түрлі спектралды учаскелерде жұлдыздардан сәуле шығару ағындарын ғана өлшей аламыз. Ағын шамасының өлшемі жұлдызды шама болып табылады.

Егер көрінетін шама мен жұлдызға дейінгі қашықтық белгілі болса, жарықтық анықталады. Егер белгілі шаманы анықтау үшін астрономияның сенімді әдістері болса, онда жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтау оңай емес. Бірнеше ондаған парсықтардан аспайтын қашықтыққа алыстатылған жақын жұлдыздардың ара қашықтығы өткен ғасырдың басынан бастап белгілі тригонометриялық әдіспен анықталады, олар Жер орбитасының әр түрлі нүктелерінен, яғни жылдың әр уақытында жұлдыздардың аз бұрыштық ығысуын өлшеуден тұрады. Бұл әдіс өте үлкен дәлдікке ие және жеткілікті сенімді. Бірақ басқа қашықтағы жұлдыздардың көпшілігі үшін ол жарамайды: жұлдыздардың орналасуының тым аз жылжуы өлшеу керек-доға секундының жүзден бір үлесінен аз! Көмекке басқа әдістер келеді, айтарлықтай дәлірек, бірақ жеткілікті сенімді. Кейбір жағдайларда жұлдыздардың абсолюттік шамасын оларға дейінгі қашықтықты өлшеусіз, олардың сәулеленуінің кейбір байқалатын ерекшеліктері бойынша анықтауға болады.

2.2. Жұлдыз спектрлері

Тек қана бай ақпарат жұлдыз спектрлерін зерттеуге мүмкіндік береді. Көптеген жұлдыздардың спектрлері класқа бөлінген. Жұлдыз спектрлерін жіктеудің қолданыстағы жүйесі соншалықты дәл, бұл спектрді оннан бір класқа дейінгі дәлдікпен анықтауға мүмкіндік береді. Мысалы, B және, А кластары арасындағы жұлдызды спектрлер тізбегінің бір бөлігі В0, В1 ретінде белгіленеді.. В9, А0 және т.б. Бірінші жақындаудағы жұлдыздар спектрі кейбір температура бар сәуле шығаратын «қара» дене спектріне ұқсас. Осыған сәйкес о және В спектрлік кластағы жұлдыздардың сәулеленуінің негізгі бөлігі жер бетінен бақылау үшін қолжетімсіз спектрдің ультракүлгін бөлігіне келеді. Алайда соңғы онжылдықтарда жердің мамандандырылған жасанды спутниктері іске қосылды; олардың бортында телескоптар орнатылды, олардың көмегімен зерттеуге және ультракүлгін сәулеленуге мүмкіндік болды.

Жұлдызды спектрлердің өзіндік ерекшелігі — оларда әртүрлі элементтерге тиесілі жұтылу сызықтарының үлкен санының болуы. Бұл сызықтардың жұқа талдауы жұлдыздардың сыртқы қабаттарының табиғаты туралы ерекше құнды ақпарат алуға мүмкіндік берді.

Жұлдыздың сыртқы қабаттары температурасының жақсы индикаторы-оның түсі. О және В спектрлік сыныптарының ыстық жұлдыздарының көгілдір түсі болады; біздің күнге ұқсас жұлдыздар (G2 спектрлік класы) сары, К және М спектрлік сыныптарының жұлдыздары — қызыл. Астрофизикада мұқият әзірленген және өте объективті гүлдер жүйесі бар. Ол әртүрлі қатаң эталондалған жарық сүзгілері арқылы алынған бақыланатын жұлдызды шамаларды салыстыруға негізделген. Жұлдыздардың сандық түсі екі сүзгі арқылы алынған екі шаманың әртүрлілігімен сипатталады, олардың біреуі көбінесе көк сәулелерді («В») өткізеді, ал екіншісі адамның көзіне ұқсас спектральды сезімталдық қисығы бар («V»). Жұлдыздардың түсін өлшеу техникасы соншалықты жоғары, бұл B-V өлшенген мәні бойынша кіші сыныпқа дейінгі дәлдікпен жұлдыз спектрін анықтауға болады. Әлсіз жұлдыздар үшін түстерді талдау-олардың спектральды жіктелуінің жалғыз мүмкіндігі.

2.3. Жұлдыздардың температурасы мен салмағы

Спектралды сынып немесе жұлдыз түсі білу бірден оның бетінің температурасын береді. Жұлдыздар температураға сәйкес келетін мүлдем қара денелерді сәулелендіргендіктен, олардың бетінің бірлігімен Сәулеленген қуат Стефан Больцман заңынан анықталады:

— тұрақты Больцман

Жұлдыздың барлық бетінің сәулелену қуаты немесе оның жарығы анық тең болады

( * ), мұнда R — жұлдыз радиусы. Осылайша, жұлдыз радиусын анықтау үшін оның жарықтығы мен бетінің температурасын білу керек.

Біз жұлдыздың ең маңызды сипаттамасы — оның массасын анықтауымыз керек. Мұны істеу оңай емес деп айту керек. Ең бастысы, олардың массаларының сенімді анықтамалары бар көптеген жұлдыздар жоқ. Соңғы, егер жұлдыздар орбитаның үлкен жартысын құрайтын қос жүйе болса, және Р айналым кезеңі белгілі болса, анықтау оңай. Бұл жағдайда массалар келесі түрде жазылуы мүмкін Кеплердің үшінші заңынан анықталады:

Читайте также:  Бенчлернинг как инновационная технология менеджмента

, мұнда М1 және М2 — жүйенің компоненті, G — Ньютон Дүниежүзілік тартымдылық Заңында тұрақты. Теңдеу жүйе компонентінің массасын береді. Егер орбиталық жылдамдықтың қатынасы белгілі болса, онда олардың массасын жеке анықтауға болады. Өкінішке орай, тек салыстырмалы түрде аздаған қос жүйе үшін әрбір жұлдыздың массасын анықтауға болады.

Шын мәнінде, астрономия қазіргі уақытта оқшауланған жұлдыздың массасын (яғни еселік жүйелердің құрамына кірмейтін) тікелей және тәуелсіз анықтау әдісі болған жоқ және жоқ. Және бұл әлем туралы біздің ғылымымыздың елеулі кемшілігі. Егер мұндай әдіс болса, біздің біліміміздің прогресі тез болар еді. Мұндай жағдайда астрономдар бірдей жарық және түсті жұлдыздар бірдей массаға ие екенін үнсіз қабылдаймын. Соңғы екі жүйе үшін ғана анықталады. Сол жарық пен түспен бір жұлдыздың қос жүйенің құрамына кіретін «әпкесі» сияқты массаға ие екенін бекіту әрқашан кейбір сақтықпен қабылдау керек.

3. Жұлдыздың жылу энергиясы қайдан алынады?

Жұлдыздардың жылу көзі-бұл өте жоғары температурада (шамамен он миллион градус) жұлдыздардың жер қойнауында болатын синтездің термоядролық реакциялары. Жылдамдығы температураға қатты тәуелді осы реакциялардың нәтижесінде протондар гелий ядросына айналады, ал босаған энергия жұлдыздардың жер қойнауынан баяу «сіңеді» және соңында айтарлықтай өзгерген, әлемдік кеңістікке шығарылады. Бұл тек қуатты көзі. Егер бастапқы күн термоядролық реакциялардың нәтижесінде толығымен гелийге айналған сутектен тұрады деп болжасаңыз, онда энергияның бөлінген көлемі шамамен 1052 эрг құрайды.

4. Жұлдыздардың эволюциясы

Жұлдыз уақытының адамдық шкаласы бойынша Мәңгілік болып көрінсе де, олар табиғаттағы бүкіл табиғатқа ұқсайды, туады, өмір сүреді және өледі. Жалпы қабылданған гипотезаға сәйкес, жұлдыз жұлдызаралық газ тозаңды бұлттың гравитациялық сығылуы нәтижесінде пайда болады. Мұндай бұлттың тығыздалуына қарай алдымен протозвездар пайда болады,оның ортасындағы температура ұдайы өсуде, бөлшектердің жылу қозғалысының жылдамдығы шектен асып түсуі үшін қажетті шегіне жеткенше, одан кейін протондар өзара электростатикалық итерудің макрокопиялық күштерін еңсеруге және термоядролық синтездің реакциясына түсуге қабілетті.

Термоядролық синтездің көп сатылы реакциясы нәтижесінде төрт Протоннан жасалған гелий ядросы (2 Протон + 2 нейтрон) түзіледі және әртүрлі элементарлық бөлшектердің тұтас фонтаны бөлінеді. Соңғы жағдайда пайда болған бөлшектердің жиынтық массасы төрт бастапқы Протонның массасынан аз, демек, реакция процесінде еркін энергия бөлінеді. Осыған байланысты жаңа туған жұлдыздың ішкі ядросы аса жоғары температураға дейін тез қызады және оның артық энергиясы оның төмен ыстық бетіне қарай-сыртқа қарай желімдей бастайды. Бір мезгілде жұлдыз ортасында қысым өсе бастайды. Осылайша, термоядролық реакция процесінде сутекті «өрте», жұлдыз гравитациялық тартылыс күштеріне аса тығыз жағдайға дейін қысуға мүмкіндік бермейді, гравитациялық коллапсқа қарсы үздіксіз жаңғыртылатын ішкі термиялық қысым, нәтижесінде тұрақты энергетикалық тепе-теңдік пайда болады. Сутегін белсенді жағу кезеңіндегі жұлдыздар туралы олар өзінің өмірлік циклінің немесе эволюциясының «негізгі фазасында» тұрғанын айтады. Жұлдыз ішінде бір химиялық элементтердің басқасына айналуы ядролық синтез немесе нуклеосинтез деп аталады.

 

Атап айтқанда, күн 5 миллиард жыл бойы белсенді нуклеосинтез процесінде сутегін жағудың белсенді сатысында тұр, және оны жалғастыру үшін өзегі сутегі қоры біздің жарықшам әлі 5,5 миллиард жылға жетуі тиіс. Массивті жұлдыз болған сайын, сутегі отынының үлкен қоры бар, бірақ гравитациялық коллапстың күштеріне қарсы тұру үшін оған жұлдыз массасының ұлғаюына қарай сутегі қорының өсу қарқыны бойынша асып түсетін қарқындылығы бар сутекті өртеуге тура келеді. Осылайша, массивті жұлдыз қарағанда, сутегі қорының таусылуымен анықталатын оның өмір сүру уақыты қысқа болады және ең ірі жұлдыздар » қандай да бір «ондаған миллион жыл ішінде жанады. Ең кішкентай жұлдыздар, екінші жағынан, жүздеген миллиард жыл өмір сүреді. Сондықтан бұл шкала бойынша біздің күн «мықты ортаға»жатады.

Ерте ме, кеш пе, бірақ кез келген Жұлдыз өзінің термоядролық оттығында жағу үшін жарамды барлық сутегі жұмсайды. Ары қарай не? Бұл сондай-ақ жұлдыз массасына байланысты. Күн (және барлық жұлдыздардың салмағы сегіз еседен аспайтын) өмірімді өте қарапайым түрде аяқтаймын. Гравитациялық қысу күші жұлдызының жер қойнауында сутегі қорының сарқылуына қарай, жарық пайда болған сәттен бастап осы сағатты шыдамды Күткендей, жоғарыға қарай-және олардың әсерінен жұлдыз қысылып, нығыздала бастайды. Бұл процесс екі есе әсерге әкеледі: жұлдыз ядросының тікелей айналасындағы қабаттардағы Температура, онда бар сутегі, ақыр соңында, гелий пайда болатын термоядролық синтез реакциясына түсетін деңгейге дейін көтеріледі. Сонымен қатар, енді бір гелийден тұратын өзегі температураның жоғарылауы соншалық, гелийдің өзі-нуклеосинтездің өшіп бара жатқан бастапқы реакциясының «күл» түрі-термоядролық синтездің жаңа реакциясына түседі: гелийдің үш ядросынан көміртектің бір ядросы пайда болады. Бұл термоядролық синтездің екінші реакция процесі, ол үшін отынмен алғашқы реакция өнімдері болып табылады, — жұлдыздардың өмірлік циклінің негізгі сәттерінің бірі.

Жұлдыз ядросындағы гелий екінші жану кезінде жұлдыз сөзбе-сөз үрлене бастайды. Атап айтқанда, өмірдің осы кезеңіндегі күннің қабығы Венера орбитасының шегінен тыс кеңейеді. Бұл ретте жұлдыз сәулеленуінің жиынтық энергиясы оның өмірінің негізгі кезеңі ішінде бірдей деңгейде қалады, бірақ, өйткені бұл энергия енді беттің едәуір үлкен ауданы арқылы шығып кетеді, жұлдыздың сыртқы қабаты спектрдің қызыл бөлігіне дейін қалады. Жұлдыз Қызыл гигантқа айналады / ref.net.ua, 27 /.

Читайте также:  Особенности разработки и реализации финансовой стратегии компании

Күн класының жұлдыздары үшін нуклеосинтездің екінші реакциясын қоректендіретін отын сарқылғаннан кейін қайтадан гравитациялық коллапс сатысы басталады-бұл жолы түпкілікті. Ядроның ішіндегі Температура келесі деңгейдегі термоядролық реакцияны бастау үшін қажетті деңгейге дейін көтеріле алмайды. Сондықтан жұлдыз гравитациялық тартылыс күші келесі күш кедергімен теңестірілгенге дейін қысылады. Оның рөлінде пайда болған электрондық газдың қысымы. Осы кезеңге дейін Жұлдыз эволюциясында жұмыссыз статисттердің рөлін ойнаған электрондар ядролық синтез реакцияларына қатыспай және синтез процесінде тұрған ядролар арасында еркін қозғала отырып, белгілі бір қысу сатысында «өмірлік кеңістіктен» айырылған болып шығады және жұлдыздың одан әрі гравитациялық қысылуына «қарсылық» бастайды. Жұлдыздың жағдайы тұрақтанады және ол толығымен суып кеткенше қалдық жылу кеңістігіне шығаратын АҚ карликке айналады.

Жұлдыздар күннен гөрі көлемді, одан да қызықты соңы бар. Гелий жанғаннан кейін сығылған кезде олардың массасы ядро мен қабықты нуклеосинтездің-көміртегінің, содан кейін кремний, магний-және тағы басқа, ядролық массалардың өсуіне қарай келесі реакцияларды іске қосу үшін қажетті температураға дейін қыздыру үшін жеткілікті болады. Бұл ретте жұлдыз ядросындағы әрбір жаңа реакцияның басында алдыңғы оның қабығында жалғасады. Шын мәнінде, бүкіл әлемнен тұратын темірге дейінгі барлық химиялық элементтер осы типтегі өледі жұлдыздардың жер қойнауында нуклеосинтез нәтижесінде пайда болды. Бірақ Темір-бұл шек; ол ядролық синтез реакциялары немесе қандай да бір температура мен қысымда ыдырау үшін отын бола алмайды, өйткені оның ыдырауы үшін де, оған қосымша нуклондарды қосу үшін де сыртқы энергияның құйылуы қажет. Нәтижесінде жаппай жұлдыз бірте-бірте темір ядросын жинайды, одан әрі қандай да бір ядролық реакциялар үшін отын бола алмайды.

Ядроның ішіндегі температура мен қысым белгілі бір деңгейге жеткенде, электрондар темір ядросының протондарымен өзара әрекеттесе бастайды, нәтижесінде нейтрондар пайда болады. Және өте қысқа уақыт ішінде-кейбір теоретиктер бұған санаулы секундтар кетеді деп санайды, — жұлдыздың бұрынғы эволюциясы бойы бос электрондар темір ядросының протондарында ғана ериді, жұлдыз ядросының барлық заты нейтрондардың тұтас қоюлығына айналады және гравитациялық коллапста тез қысыла бастайды, себебі оған қарсы болған пайда болған электрондық газдың қысымы нөлге дейін төмендейді. Жұлдыздың сыртқы қабығы, оның астында кез келген тірек қағылып, ортасына қарай құлайды. Қираған сыртқы қабықтың нейтронды ядросымен соқтығысу энергиясы соншалықты жоғары, ол үлкен жылдамдықпен секіріп, ядродан барлық жаққа ұшады — және жұлдыз өте жарқын жарқылында сөзбе жарылады. Санаулы секундта жарқыл кезінде кеңістікке көбірек энергия бөлінуі мүмкін, осы уақыт ішінде галактиканың барлық жұлдыздары бірге алынған.

10-30 күн массасының салмағы бар жұлдыздарда аса толқынды жарқ еткеннен кейін жалғасқан гравитациялық коллапс нейтронды жұлдыздың пайда болуына алып келеді, оның заты өзі туралы пайда болған нейтрондардың қысымын білгенге дейін қысылады — басқаша айтқанда, енді бейтарап (бұрын электрондар қалай жасағандарға ұқсас) өмірлік кеңістікті талап ете отырып, одан әрі қысуға қарсы болады. Бұл әдетте жұлдыздың диаметрі шамамен 15 км жетеді. Нәтижесінде тез айналатын нейтронды жұлдыз пайда болады, оның айналу жиілігі бар электромагниттік импульстерді шығаратын; мұндай жұлдыздар ПУЛЬСАР деп аталады. Ақырында, жұлдыз ядросының салмағы 30 күн массасынан асып кетсе, оны одан әрі гравитациялық коллапс тоқтату мүмкін емес, және жарқыл нәтижесінде аса қарқынды қара тесік пайда болады.

5. Жұлдыздардың химиялық құрамы

Температураның жоғарылауына қарай жұлдыз атмосферасында өмір сүруге қабілетті бөлшектер құрамы, әрине, жеңілдетіледі. О, B, A кластарындағы жұлдыздардың спектралдық талдауы (температурасы 50 000-нан 10 000 С дейін) олардың атмосфераларында иондалған сутегі мен гелий және металл иондары сызықтарын көрсетеді, К (5000 С) класында радикалдар, ал М (3800 С) класында — тіпті оксидтердің молекулалары да кездеседі.

Бірінші төрт сынып жұлдыздарының тізімінде сутегі мен гелий сызықтары басым, бірақ температураның төмендеуіне қарай басқа элементтердің сызықтары және тіпті қосылыстардың болуын көрсететін сызықтар пайда болады. Бұл қосылыстар өте қарапайым. Жұлдыздардың сыртқы қабаттары негізінен сутегіден тұрады; орташа алғанда 10 000 сутегі атомына шамамен 1000 гелий атомдары, 5 оттегі атомдары және басқа элементтердің бір атомынан аз келеді.

Қандай да бір элементтің жоғары мазмұны бар жұлдыздар бар. Осылайша, құрамында кремний бар жұлдыздар (кремний жұлдыздары), темір (темір жұлдыздары), марганец (марганец), көміртегі (көміртегі) және т.б. көп жұлдыздар белгілі. Қызыл алыптар түріндегі жас жұлдыздарда ауыр элементтердің жоғары құрамы анықталды. Олардың бірінде күннің құрамындағы Молибден 26 есе жоғары болды. Жалпы айтқанда, атомдары массасы бар элементтердің құрамы гелий атомының үлкен массасы жұлдыздың қартаюына қарай бірте-бірте азаяды. Сонымен қатар, жұлдыздың химиялық құрамы галактикадағы жұлдыздың орналасқан жеріне байланысты. Галактиканың сфералық бөлігінің ескі жұлдыздарында ауыр элементтердің аз атомдары бар, ал галактиканың өзіндік шеткі спиральді «жеңдері «құрайтын бөлігінде және оның жазық бөлігінде ауыр элементтерге бай жұлдыздар бар. Дәл осы бөліктерде жаңа жұлдыздар пайда болады. Сондықтан ауыр элементтердің болуын жұлдыз өмірін сипаттайтын химиялық эволюция ерекшеліктерімен байланыстыруға болады.

Оставить комментарий