Главная Случайная страница


Полезное:

Как сделать разговор полезным и приятным Как сделать объемную звезду своими руками Как сделать то, что делать не хочется? Как сделать погремушку Как сделать неотразимый комплимент Как противостоять манипуляциям мужчин? Как сделать так чтобы женщины сами знакомились с вами Как сделать идею коммерческой Как сделать хорошую растяжку ног? Как сделать наш разум здоровым? Как сделать, чтобы люди обманывали меньше Вопрос 4. Как сделать так, чтобы вас уважали и ценили? Как сделать лучше себе и другим людям Как сделать свидание интересным?

Категории:

АрхитектураАстрономияБиологияГеографияГеологияИнформатикаИскусствоИсторияКулинарияКультураМаркетингМатематикаМедицинаМенеджментОхрана трудаПравоПроизводствоПсихологияРелигияСоциологияСпортТехникаФизикаФилософияХимияЭкологияЭкономикаЭлектроника







Жұлдыздар эволюциясын анықтаңыз





Жұлдыз– өте күшті қызған газдан (плазмадан) тұратын, өзінен жарық шығаратын және табиғаты жағынан Күнге ұқсас аспан денелері. Күн Жерге жақын болғандықтан ғана үлкен болып көрінеді. Күннен Жерге дейінгі аралықты жарық 81/3 мин, ал ең жақын Центаврдағы α жұлдызына дейінгі аралықты 4 жыл 3 айда жүріп өтеді. Айсыз түнде жай көзбен қарағанда 5 мыңға жуық жұлдызды, ал күшті телескоп арқылы миллиардтаған жұлдызды көруге болады. 16-ғасырдың соңында Джордано Бруно жұлдыздар да Күн сияқты аспан денелері деген пікір айтты. 1596 жылы алғаш рет айнымалы жұлдыз (неміс астрономы Йоханнес Фабрициус), ал 1650 жылы алғаш рет қос айнымалы жұлдыз (италиялық ғалым Джованни Риччоли) ашылды. 1835 – 39 жылдары орыс астрономы Василий Струве, неміс астрономы Фридрих Бессель және ағылшын астрономы Т.Гендерсон алғаш рет ең жақын үш жұлдызға дейінгі қашықтықты анықтады. 19-ғасырдың 60-жылдары жұлдыздарды зерттеу үшін спектроскоп, ал 1880 жылдан фотография пайдаланыла бастады. 20-ғасырдың басында, әсіресе 1920 жылдан кейін, жұлдыз жөніндегі ғылыми көзқараста төңкеріс болды. Жұлдыз физикалық дене ретінде қарастырылып, оның құрылысы мен құрамындағы заттардың тепе-теңдік шарттары, энергия көздері зерттеле бастады. Бұл төңкеріс, әрине атомдық физиканың жетістіктерімен тығыз байланысты еді. 20-ғасырдың орта шенінде ЭЕМ-ді қолдануға байланысты жұлдыздарды зерттеу мәселесі одан әрі тереңдей түсті.
‎Жұлдыздардың негізгі сипаттамалары – олардың массасы, радиусы және жарқырауы. Бұл шамалар, көбінесе Күннің массасы, радиусы және жарқырауының үлестерімен өрнектеледі. Негізгі параметрлерден басқа эффективтік температура, спектрлік класс, абсолюттік жұлдыздық шама, түрлі-түстілік көрсеткіші тәрізді туынды параметрлер де қолданылады. Жұлдыздар әлемі өте әр алуан. Кейбір жұлдыздар Күннен мың есе үлкен (көлемі бойынша) әрі жарығырақ болып келсе (алып жұлдыздар), ал кейбіреуінің мөлшері мен шығаратын сәулесінің энергиясы Күннен әлдеқайда аз болып (ергежейлі жұлдыздар) келеді. Жұлдыздың құрамы, негізінен, сутек (шамамен 70%) пен гелийден (шамамен 25%) құралған. Жұлдыздар, көбінесе, массаларының ортақ центрі маңында айналып, қосақталып орналасады. Жұлдыздар бірін-бірі толықтыратын екі бағытта зерттеледі. Жұлдыз астрономиясы жұлдыздардың қозғалысын, олардың галактика мен шоғырлардағы таралуын, әр түрлі статистикалық заңдылықтарын қарастырады. Ал астрофизиканың зерттейтіні – жұлдыздарда өтетін физикалық процестер, олардың сәулесі, құрылысы және эволюциясы. Қос жұлдыздың массасы олардың орбиталарын зерттеу арқылы тікелей анықталады. Мұның нәтижесінде жұлдыздардың массасы мен жарқырауының арасында статистикалық тәуелділіктің бас тізбегі болатындығы айқындалды. Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтаудың негізгі әдісі – Жердің Күн төңірегінде айналуын негізге ала отырып, жұлдыздардың көрінерлік орын ауыстыруын өлшеу. Сол ауытқу (параллакс) бойынша жұлдызға дейінгі қашықтық есептеліп шығарылады. Жұлдыздардың массасы және жарқырауы бір-бірімен белгілі бір тәуелділік арқылы байланысады. Жұлдыздың ішкі қойнауын тікелей бақылап көру мүмкін емес. Сондықтан жұлдыз, оның массасы, радиусы және жарқырауы шын мәніндегі жұлдызға сәйкес етіп жасалған теориялық жұлдыз моделін құру арқылы зерттеледі. Теория жүзінде жұлдыз механикалық және жылулық тепе-теңдікте болатын әрі ұзақ уақыт бойы ұлғаймайтын және сығылмайтын газдан тұратын шар деп қарастырылады. Жұлдыз энергиясының негізгі көзі – термоядролық реакциялар.

16. Классикалық цефеидтер. АЖЖК бойынша: DCEP, DCEPS, CEP(B)

Пульсацияланатын жұлдыздардың типтеріне тоқталайық. Астрономиядағы цефеидтердің үлкен роліне байланысты бірінші цефеидтерге тоқталамыз.
Алғашқы зерттеулерде барлық жұлдыздарды жарқырау қисығының морфологиясы бойынша цефеидтерге ұқсастығы бойынша жатқызды. Цефеидтердің екі негізгі кіші типтері (классикалық цефеидтер, АЖЖК бойынша: DCEP, DCEPS, сфералық құраушының цефеидтері (гало), CWA мен CWB) және "қысқапериодты цефеидтер", яғни RR Лира айнымалылардың барлық типтері. Галактиканың жазық құраушылары жататын ұзақпериодты классикалық цефеидтер. Ұзақ зерттеулер нәтижесінде цефеидтердің жарқырау қисығы мен периодының байланыстыратын заңдылықтар орнатылды. Кейбір жұлдыздар Герцшпрунг тізбегіне кірмейді, олардың жарқырау қисығы шартәрізді шоғырлардың жарқырау қисығына ұқсас. Классикалық цефеидтер Галактиканың жазық құраушыларына, "аномальды цефеидтер " мен шартәрізді шоғырлардағы цефеидтерді Галактиканың сфералық құраушыларына жатқызамыз. Біздің Галактикадағы сенімді топтастырылған классикалық цефеидтердің периодтары 1d пен 45d аралығында. Ұзақ периодты (125d) тәулікке дейін бірнеше жұлдыздар белгілі, бірақ олардың классикалық цефеидтерге жататыны дәлелденбеген. Басқа Галактикаларда (Магелландық бұлттында) цефеидтерге ұқсастық белгілері ( периоды мен жарқырау қисығының тұрақтылығы, спектрі мен жарқырауы) периоды 200d тәуліктен асатын жұлдыздар анықталған,.

4-ші АЖЖК басылымында классикалық цефеидтерге 460 жұлдыз, сфералық құраушы цефеидтері 173 жұлдыз, ал 180 жұлдыз Галактиканың қай құраушысына жататыны дәл анық емес болғандықтан цефеидтер қатарына топтастырылған. Бұл топта классикалық цефеидтер саны көп. Жақын Галактикалардағы (Магеллан Бұлты мен Андромеда M 31 галактикасында) мыңдаған цефеидтер анықталған.

Астрономиядағы жұлдыздардың физ. мағынасын түсіндіретін цефеидтердің ең негізгі қасиет период-жарықтылық тәуелділігі табылады. 1908 ж. Х.Ливитт (КМБ) Кіші Магеллан Бұлтында 1777 айнымалы жұлдыздарды ашты. Оның ішінде 16 жұлдыздың периодын анықтады, период ұзақ болғанымен жұлдыз соғұрлым жарығырақ болды. Кіші Магеллан Бұлтына дейінгі өте үлкен ара қашықтық КМБ өлшемімен салыстырғанда жарықтылықтың (тек көрінерлік жұлдыздық шама емес) периодқа тәуелділігімен түсіндіруге болады. Мисс Ливиттің ашқан айнымалы жұлдыздарын цефеидтер екені анық болмады. 1913 ж. Э.Герцшпрунг дәл анықтады. Жеке цефеидтерге, жұлдыздық жүйелерге дейінгі ара қашықтықты анықтауда период-жарықтылық тәуелдігі үлкен роль атқарды.

1918 ж. Х.Шепли период-жарықтылық тәуелдігін тексерді. Ол зерттеулерге Магеллан Бұлтындағы, шар тәрізді шоғырлар мен Күннің маныңдағы цефеидтер мәліметтерін пайдаланды. (Қазір Шеплидің сұрыптауы біртексіз болды, бұл барлық жұлдыздар бір периодта бірдей жарықтылыққа ие емес.) Шеплидің ұсынған период-жарықтылық тәуелдігі 30 жыл бойы пайдаланылды.Спиральдық тұмандықтардың галактикадан тыс табиғаты дәлелденді, Галактикадағы Күннің орны анықталды. 1940 жылдың аяғында Шеплидің тәуелділігін қайта қарастыруға болатындай мәліметтер жиналды.

Период-жарықтылық тәуелділігі цефеидтердің кеңістіктегі орнын анықтайды. Құс жолы жазықтығында классикалық цефеидтер жоғарғы дәрежелі концентрациясымен ерекшеленеді. Цефеидтердің Z-координатасының орташа абсолюттің мәні 65 пк.-ке жуық. 1940 ж. Аяғында Б.В. Кукаркинге Z-координата бойынша цефеидтердің таралуын зерттеу, цефеидтерді сфералық құраушының жеке типіне жатқызуға маңызды аргументі. (Модулі бойынша 1000 пк. асатын Z-координатамен жұлдыздар) Жазық құраушының цефеидтері өте жоғарғы жарықтылыққа ие. Галактика жызықтығында цефеидтердің таралуы б/ша спиральдық бұтақтарында үлкен периодымен цефеидтер. Ұқсас сипатталарымен цефеидтер (периодтары бір, жастары жақын екенін көрсетеді) жазықтықты өлшемі 200-1000 пк топтарды құрайды. Шартәрізді шоғырларда цефеидтер кездеседі, бірақ бұл сфералық құраушы цефеидтері. 20 ғ. ортасында шашыранды шоғырларда тіпті айнымалы жұлдыздар кездеспейді деген ой болды. 1956 ж. Холопов П.Н. 16 цефеид тізімін шоғырларға жататынын көрсетті, 1920 ж. П.Дойг U Sgr мен S Nor цефеидтерін М25 пен NGC6087 шашыранды шоғырларға жататынын көрсеткен болса да. Қазіргі уақытта шашыранды шоғырлар мүшелері – оңдаған цефеидтер белгілі. Бірінші цефеидті, сосын оның айналасындағы шоғырларды анықтаған кезеңдер де болған. Шоғырлар мүшелерін цефеидтерді период-жарықтылық тәуелділігін калибрлеу үшін қолданады. Шашыранды шоғырларда цефеидтердің кездесуі, бұл жұлдыздың эволюциялық статусын (кезеңін) түсінуді жеңілдетеді. Цефеидтер бұл бас тізбекті стадиясын өткен (В жұлдыз болған) бұдан соң қызыл аса алыптарға аймағына бағытталған жұлдыздар.

17. Ұзақпериодты айнымалы жұлдыздарды анықтаңыз.Кеш спектралдық класстағы пульсацияланатын а.ж. арасындағы орны үлкен ұзақпериодты айнымалы жұлдыздар (ҰПА). Бір н/е бірнеше күн массасына тең M, S н/е C спектралдық класстағы қызыл гиганттар, өз эволюциясының соңғы стадиясына түсетін жұлдыздар. Бұл жұлдыздардың көбісі (АВГ, н/е AGB) гиганттардың асимптотикалық бұтақтарындағы жұлдыздар.

Бұл суретте Герцшпрунг-Рессел диаграммасында АВГ жұлдыздардың орналасуы көрсетілген.Жұлдыздың центріндегі аумағында барлық сутегі жанып біткенде, бас тізбектен қызыл гигант стадиясына өту барысында, жұлдыз центрінде азғындалған гелий ядросы орналасады. АВГ стадиясына өту барысында ядрода гелийлік-көміртегі-азот-оттегі өтеді. Өте жеңіл элементтердің сутегі мен гелийдің жануы ядроның бірінші не екінші қабатының жанында өтеді. Жұлдызда қуатты конвективті зона нығаяды. Бұл жұлдыздыңрадиусының 100 есе үлкеюіне алып келеді. Бетінің эффективті температурасы 2000-3000 К дейін кемиді. АВГ не қызыл гигант кезеніңде көп жұлдыздар пульсациялы тұрақты емес және жарқырау тербелісі бірнеше жүздеген периодқа дейін жетеді. Осындай жұлдыздар ҰПА жатады. ҰПА екі топқа бөлінеді - (миридтер) Кит шоқжұлдызындағы айнымалы Мира жұлдызы мен (semiregular - SR) жартылай дұрыс айнымалылар. Белгілі ҰПА көп саны жоғарғы жарықтылығымен түсіндіріледі, гигант-жұлдыздарда 103L¤, асагиганттарда 104-105L¤ жарықтылыққа дейін спектрдің көрінетін аумағында жарқырауының өзгерісінің бірнеше жұлдыздық шамаға дейін жететін жоғарғы амплитудасымен байқалады. ҰПА бүкіл кезең аралығында пульсация әсерінен интенсивті түрде затты жоғалтады. Массаны жоғалту жұлдыз маңындағы шаң-тозаңды қуатты қабықшасын пайда болуына әсер етеді. Ары қарай жұлдыз қабықшасы кеңейіп ядроны босатып ақ ергежейліге айналады. Бірінші рет бұл идея И.С.Шкловскиймен айтылған болды. Қабықшасы иондалып флуоресция басталып планетарлық тұмандықтар құрылады. ҰПА кезеңі стадиясы бір-ден бірнеше Күн массаны дейінгі эволюциясының соңғы этапы. Соңғы уақытта ҰПА зерттеуге қызығушылық тез өсуде. Зерттеулер жұлдызаралық қабықша мен жұлдызаралық тозаңдарды зерттеуге мүмкіндік беретін, радио-ИҚ бақылау техникасының дамуымен тікелей байланысты.








Date: 2015-07-27; view: 475; Нарушение авторских прав

mydocx.ru - 2015-2017 year. (0.007 sec.) - Пожаловаться на публикацию