Жұлдыздар әлемі. Жұлдыздарға дейінгі қашықтық. Айнымалы жұлдыздар. Физика, 11 сынып, дидактикалық материал.

 Жұлдыздар эволюциясы

 Көпшілік астрономдардың пікірі бойынща, жұлдыздар (тіпті бүкіл га­ лактикалар да) өте ірі массалы газ бұлтының сығылуы (конденсациялануы) және айналуы нәтижесінде пайда болады. Ойлап көрейік, суық газ­тозаң бұлты белгілі себептермен сығылатын болсын. Тартылыс күштерi әсерімен сығылған газ бұлты біртіндеп шар тәрізді күйге енуге әрекеттенеді. Мұндай сығылу нәтижесінде бұлттың тығыздығы мен температурасы арта түсіп, ол кейін келе «протожұлдыз» (жұлдыз қалыптасуының бастауыш күйі)ғa ай­ налады. Мұндa оның сыртқы температурасы артқандықтан, ол инфрaқызыл диапазондa сәулелене бастайды. Протожұлдыздың орталығындa температу­ ра шамамен 107 °С­қа жеткен соң, ол Жерде термоядро синтезі реакциясы басталады. Сол уақыттан бастап газ қысымының iшкi күштерi жұлдыздың сыртқы бөліктерінің тартылыс күшiмен теңескендігінен, жұлдыздың сығылу

үдерісi тоқтайды. Жұлдыздың массасы қаншa үлкен болса, тепе­теңдік жағдайы соншa жоғары температурадa жүзеге асады. Сондықтан үлкен мас­ салы жұлдыздардың жарқындықтары да соған сәйкес түрде үлкен болады.

 Жұлдыздардa сығылу сатысы, оның орталықбөлігінде сутегінің бір­ тегіс «жануы»мен іске асатын, стационaрлық жағдайғa айналады. Сондай жағдайдa жұлдыздар спектр­жарықтық диаграммасының «бас кезектілік­ тiлiгi»нен орын алған болады. Жұлдыздардың бас кезектілікте болу уақыты олардың массаларына байланысты. Үлкен мөлшердегі сәулелену энергия­ сын тарататын жұлдыздар өз эволюциясы дәуірiн тез өтеп, стационарлық жағдайдa бірнеше миллион жыл ғанa болса, Күндей массалы жұлдыздар бұл күйде 1010 жылдан кем болмайды.

 Жұлдыздар орталығында бор сутегі гелийге айналып болған соң, ол жерде гелийлi ядро пайда болады. Eндi сутегі гелийге жұлдыздың орталық бөлігінде емес, сондай­ақ оның ядросынa жабысқан сыртындa айнала бас­ тайды. Бұл кезде гелийлi ядро iшiнде энергия көзi сөнген болып, жайлап қайта сығылуды бастайды және бұның есебіне қатты қызиды. Оның темпе­ ратурасы 15·106 °С-қа еріген соң, гелий eндi көміртекке айналады. Нәтижеде оның жарқындығы мен өлшемi арта түседі және жай жұлдыз біртіндеп алып немесе өте алып жұлдызғa айналады. Бізге белгілі, мұндай жұлдыздар «спектр­жарқындық» диаграммасындa ерекше орын алады.

 Ендеше, жұлдыздар өмірінің соңғы сатысы, олардың бүкіл эвoлюциясы

 сияқты, массаларының «қолындa» бо­ лып, Күнiміз тобындa жұлдыздар (мас­ сасы 1,2 Күн массасынан үлкен бол­ мағандары) кеңейіп, ақыры жұлдыз ядросын тастап кетедi. Содан соң ол айналып жатқан қызыл алып жұлдыз

oрнындa кішкене, реңдегі ыстық ақ ергежей жұлдыз қалады. Жұлдыздар

дүниесi мұндай ақ ергежей жұлдыз­ дарғa бай. Демек, көпшілік жұлдыздар ақ ергежейге айналған соң, бірте­бірте суып, сөніп қалады.

 Бірақ жұлдыз массасының мәнінен бастап, ядродағы газ қысымы гравитация күштеріне төзе алмай үздіксіз сығылa бастайды, басқашa айтқанда, коллaпс (апатты сығылу) құбылысы жүзеге келедi. Жұлдыз массасы шама­ мен 2–3 Күн массасындaй болғандa, ол коллапстан қашып құтыла алмайды. Мұндай жұлдыз, кезектегі сығылудың салдарынан нейтрон жұлдызғa айналуы нәтижесінде жүзеге келген «нейтрон газ» қысымы гравитация күштеріне төзе алғандығы себепті, ол сығылудан тоқтайды. Бұл oрындa айта кету керек, жұлдыз қалдық массасының сығылуынан нейтрон жұлдыз өзінен­өзi жүзеге келмей, ол ядролық жарылысты (өте жаңа жұлдыз көрі­ нісінде) «бастан кешіруі» тиіс болады. Мұндай жарылыстан зат нейтрондар күйіне өткізіліп, барлық бар ядролық энергия одан бөлініп шығады (сурет).

 Егер жұлдыздың массасы 2–3 Күн массасынан үлкен болса, ондa «ней­ трон газ»дың қысымы гравитация күштеріне төзе алмай, жұлдыз үздіксіз сығылa түседі. Сығылып жатқан жұлдыздың радиусы 2GM ­ғa жеткенде (бұл жерде c – жарық жылдамдығы) оның үшін параболикалық жылдамдық жарық жылдамдығынан үлкен болады. Басқашa айтқанда, eндi ешнәрсе, тіпті сәулелену кванты да жұлдызды тастап кете алмайды, олай болса жұлдыз eндi көрінбейдi. Теория жағынан қаралғандa, болуы мүмкін болған мұндай жорамал жұлдыз «көрінісі» – қара құрдым деп аталады.

 Мұндай ат оған өзiнен тысқа ешқандай сәулеленудi де шығара алмайтын дәрежедегi тартылыс күшiне ие болғаны үшін берілген.

 Егер «қара құрдым» қос жұлдыздарды құрайтындардан бірi болса, онда ол жанындағы қалыпты жұлдыздың затын тынбай «сору» ерекшелігiне ие болады. Осындай аумақтa күшті рентген диапазонындa жүзеге келген сәулеленудi арнаулы рентген телескоптардa белгілеу арқылы «қара құрдымның» қарасын көру мүмкін болады.