Жұлдыз

Уикипедия — ашық энциклопедиясынан алынған мәлімет
Мұнда ауысу: шарлау, іздеу
Жетіқарақшы жұлдызы

G - түріндегі жерге ең жақын негізгі жұлдыз — күн

Жұлдыз – "тұрақты жұлдыз" деп те аталады, салмағы ерекше ауыр, өзінен тұрақты жарық шығаратын, өртенген плазмалық газ күйдегі аспан денесі.

Қазақ тілінде жұлдыз сөзі кең және тар мағынада қолданылады. Кең мағынада ол күн, ай, жерден басқа барлық аспан денелерін бірдей айта береді. Марс та, Шолпан да, құйырықты жұлдыз да жай тілмен жұлдыз есептеледі. Дегенмен, арнаулы мағынада жұлдыз тек күн секілді өзінен жарық шығаратын алып аспан денесіне ғана қаратылады. Яғни Марс та, Шолпан да жұлдыз емес, ғаламшар, Құйрықты жұлдыз да жұлдыз емес, Қара құрдым да бұл мағынада жұлдыз есептелмейді. Жұлдыз тек Күн секілділер. Демек, астрномия ғылымында жұлдыз сөзін біз жалпы тұрмыстық мағынасында емес, арнайы ғылыми мағынасында ғана түсінуге тиіспіз.

Жұлдыз негізгі уақытын өзегіндегі термоядролық реакция арқылы айналасына жарық шашуымен өткізеді. Өзегіндегі термоядролық реакция өзектен шетіне дейін жоғары энергия бөліп шығарады, сосын сыртқы әлемге радиация болып шашырайды. Сутегі мен гелийден ауыр элементтер термоядролық реакциядан пайда болған. Жұлдызды арнаулы түрде Жұлдыз Астрономиясы зерттейді.

Астрономдар жұлдыздардың спектрін, жарық шамасын, кеңістіктегі қозғалысын өлшеу арқылы оның салмағын, жасын, құрамындағы метал мөлшерін, және басқа да қасиеттерін таниды. Жұлдыздың жалпы сапасы оның өзгерісі мен кейінгі тағдырының маңызды көрсеткіші. Басқа қасиеттері, мысалы диаметрі, өз өсінде айналуы, қозғалысы мен темпратурасы қатарлылар оның тарихи өзгерісі барысында ұқсамайды. Жұлдыз темпратурасының жарық шамасына байланысты суреті әдетте "HR диаграммасы" деп аталады. Ол арқылы жұлдыздың жасы мен өзгеріс сатысы айқындалады.

Жұлдыз меруерті

Жұлдыздар негізінен сутегіні негіз еткен күйде пайда болады және Гелий мен аз мөлшерде ауыр элементтердің сығылуынан құралады. Өзегінде жеткілікті тығыздық болса, кейбір сутегі термоядролық реакция барысында тұрақты түрде гелийге айналады. (Мысалы күнде 4 атом сутегі 1 атом гелийге айналудан біз тұтынатын жылу мен жарық қалыптасады.) Жұлдыздың ішіндегі артық энергия радиацияланып сыртқа шығып кетеді. Жұлдыз ішкі гравитация (тартылыс күші) әсерінде өз салмағының жеміріп жібермеуіне (өз өзегіне бірақ құйылып, шөгіп кетпеуге де, айналасына шашырап тозып кетпеуге де) қол жеткізеді.

Жұлдыздың өзегіндегі сутегі отыны таусылса салмағы күн салмағының 0,5 есесінен кем болмаса, онда ол өсіп Алып қызыл жұлдызға айналады. Кейбір жағдайда оның өзегінде тіпті де ауыр атомдар отынға айналып қайта жана бастауы мүмкін. Мұндай жұлдыздар ақыры ықшамдалып, ғарыштағы материялық денеге айналады, басқаларға қосылады, немесе жаңа элементтер пайда болу сатысына өтеді.

Жұлдыздар ғарышқа біркелкі шашылған емес. Олардың көбі тартылыс күш әсерінде ұйысып екіден көп қосаржұлдыздарға біріксе, тіпті неше миллиард жұлдыздар топтасып алып үйіржұлдыздарға айналады. Екі жұлдыздың орбитасы оларды жақындатқанда олардағы өзгеріс тездейді. Мысалы Ақ ергежейлі жұлдыз өзінің серік жұлдызына жақындағанда оның газдарын өзіне сіміріп, жаңа жұлдыз болып жарқырайды.

Күзету-өлшеу тарихы[өңдеу]

Елестетілген арыстан, Арыстан шоқжұлдызы (1690ж.)
Аспандағы Арыстан шоқжұлдызы

Адамзаттың жұлдыздарды күзетіп тұрмысқа пайдалану, діни рәсімдерді орындау тарихы арыдан бастау алады. Ежелгі мысырлықтар осында 5-6 мың жыл бұрын Сүмбіле жұлдызының шығыс көкжиектен көтерілуін негіз етіп, Ніл өзенінің тасуын мөлшерлеген және бір жылдың 365,25 күн болатынын дәл анықтаған.

Қытайдың Шан патшалығы осыдан 4 мың жыл бұрын аспанды бақылайтын арнайы орда мансаптыларын тағайындап, егіс жұмыстарын уағында жүргізуге қол жеткізген.

Тұрақты жұлдыздар діни рәсімдер үшін де айырықша маңызға ие болды. Көптеген ежелгі ғалымдар

Ерте заманның өзінде-ақ адамдар жұлдызды аспанды шоқжұлдыздарға бөлген. Ежелгі заман астрономы Птолемейдің тіркеуі бойынша бүкіл аспанда 48 шоқжұлдыз болса, қазіргі кезде 88 шоқжұлдыз бар делінеді. Бұл шоқжұлдыздар күнтізбе жасауға тікелей ықпал етті. Қазіргі жер шарында ең кең қолданылатын, дәлдігі жоғары григориан күнтізбесі жерге ең жақын тұрақты жұлдыз — күнді негіз етіп жасалған.

Көп уақытқа дейін жұлдыздар орнынан қозғалмайды, еш өзгермейді, мәңгі солай бола береді аспан шарына мәңгілік байланған деп есептеді. Сондықтан жұлдыздарды тұрақты жұлдыз деп атаған. Әсіресе Аристотельдің (біздің заманымыздан бұрынғы 4-ғасыр) идеясының ықпалында көптеген ғасырлар бойы жұлдызды аспан мәңгілік және өзгермейтін хрусталь сфера тәрізді, оның сыртында құдайлар өмір сүреді деп жорамалдау негізгі ғарыш түсінігі болды.

Ең ежелгі дәлдігі жоғары, уақыты көрсетілген жұлдыз картасы б.з.д. 1534ж. ежелгі Мысырда жасалды. Мұсылман астрономдары анықтаған көптеген жұлдыз атаулары бүгінге дейін қолданылуда. Олар және көптеген жұлдыз өлшеу аспаптарын жасады. ХІ ғасырда Әбу Райхан әл-Бируни құс жолын көптеген жұлдыздар мен тұмандықтардан құралған деп есептеп, 1019 жылғы ай тұтылуы кезінде біраз жұлдыздың ендік бұрышын өлшеді.

Осыдан 3 мың жыл бұрын Қытайдың Чжоугун деген қаласында бірінші астрономиялық обсерватория салынған. Ол өте қарапайым, онда телескоп болған жоқ. Жұлдыздарды қарапайым көзбен бақылаған. Қытайдың б.з.д. V ғасырдағы ғалымдары жұлдыздардың ауадан (газдан) құралатынын жазып қалтырған екен.

Самарқан қаласындағы зерттеуші ғалымдар орта ғасырда мыңдаған жұлдыздың орнын дәл анықтаған. Ұлықбектің кейін бір ғасырдан соң өмірге келген дат ғалымы Тихо Браге де обсерватория салып, жұлдыздар әлеміне бақылау жасаған.

16-ғасырдың соңында Джордано Бруно "жұлдыздар да Күн сияқты аспан денелері, олардың арасында ай секілді, жер секілділері де бар, және олар да бірін бірі айналып жүреді" деген пікір айтты. Жұлдыздарды алыстағы күн дейтін көзғарасты ежелгі грек ойшылдарынан шексіздік туралы айтқан Анаксимандр мен атом теориясының негізін қалаушы Демокрит, Рим философы Эпикур айтып өткен болатын.

Теолог Ричард Бентли деген кісі "егер олар күн секілді жұлдыз болса, неге күн жүйесіне гравитация (тартылыс күш) түсірмейді?" деп сұрақ қойған екен, оған бүкіл әлемдік тартылыс заңын ашқан Ньютон "әрбір тараптағы жұлдыздар тудырған тартылыс күші бір-бірін жойып, жоққа шығарады" деп жауап берген екен.

1596 жылы алғаш рет айнымалы жұлдыз (неміс астрономы Йоханнес Фабрициус), ал 1650 жылы алғаш рет қос айнымалы жұлдыз (италиялық ғалым Джованни Риччоли) анықталды.

Дания ғалымы Тихо Браге аспаннан бір жаңа (бұрын болмаған) тұрақты жұлдызды байқап, аспан ежелден осылай емес деген пікірге келген екен. Кейін ол жаңа жұлдыз ғаламатжұлдыз екені анықталды да, "Тихо ғаламатжұлдызы" деп аталады.

Италия ғалымы Geminiano Montanari 1667 жылы Алгольдағы жарық өзгерісін тіркеген. Эдмонд Галлей ежелгі герек Птолемей заманынан сол кезге дейінгі жұлдыздар орнының өзгерісі туралы зерттеу жасап, жұлдыз тұрақты деген көзғарасты бұлжытты.

Вessel 1838 жылы көру бұрышының айырмасына сүйеніп Аққу шоқжұлдызындағы 61 жұлдыздың арақашықтығын 11.4 жарық жыл етіп өлшеп, ғарыштың кеңдігі мен ғарыш денелері арасындағы алыс кеңістікті танытты.

Уильям Гершель тұрақты жұлдыздардың аспандағы жайласу орнын анықтауға талпынған тұңғыш ғалым. 1780 жылдары ол метрология арқылы 600 жаққа бірдей өлшеу жасап, сол арқылы көзге көрінетін жұлдыздардың санын анықтауға кірісті. Бұл арқылы ол жұлдыздар саны аспанның бір шетіне қарай көбейе түсетінін, бұл Құс жолының орталық өңірі екенін айқындады. Оның баласы Жон Оңтүстік жарты шарда әкесінің тәжірибесін қайталап, ұқсас қорытынды шығарды. Осы өлшеу, күзету барысында Уильям Гершель кейбір жұлдыздардың ұқсас бағытта қозғалып қана қоймай, өзара физикалық байланысы бар қосаржұлдыз екенін айқындады.

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.

Джозеф Фраунгофера и Анджело Секки Сүмбіле мен күнді салыстырып, жұлдыздарды жарығына қарай түрге бөлудің ғылыми жүйесін жасады. Дегемен қазіргі заманғы жұлдыздар жүйесін бөлу амалын Энни Кэннон 1900 жылы тапқырлаған.

ХІХ ғасырда Қосаржұлдызды күзетудің маңызы да еселеп артты. 1834 жылы Вessel Сүмбіленің өзіндегі өзгерісті өлшеп, оның жасырын серігі бар екенін ашты. Эдвард Пикеринг 1899 жылы периоды 104 күндік спектрлі қосаржұлдызды байқады. Астроном Струве және SW Burnham қатарлылар қосаржұлдыздар туралы материалдарды топтап, олардың орбитасы арқылы сапасын өлшеуге мүмкіндік алды.

Шар тәрізді үйіржұлдыз: Messier 80, күннен 30 000 жарық жылы қашықта тұратын үйіржұлдыз.

19-ғасырдың 60-жылдары жұлдыздарды зерттеу үшін спектроскоп, ал 1880 жылдан фотография пайдаланыла бастады.

Тұрақты жұлдыз зерттеуі XX ғасырда тез дамыды. Карл Шварцшильда көзбен көрінетін жұлдыз бен оның апаратқа тартылған фотосын салыстырып, жұлдыздың түсі мен тепратурасын білуге жол ашты. 1921 фотоэлектрлі фотометр жұлдыздарды өлшеуге қолданыла бастады. Алғаш рет Альберт Майкельсон Гук телескобы арқылы жұлдыз диаметрін өлшеді.

1913 жылы HR диаграммасы дамып, астрофизикаға жаңа мүмкіндік берді.

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. Ол арқылы ендігі жерде жұлдыздардың ішкі қасиеті мен құрылымы квант физикасы арқылы сәтті түсіндіріліп, жұлдыздар атомосферасының химиялық құрамы да айқындала 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.

Ғаламатжұлдыздарды айтпағанда, басқа жұлдыздарды Құс жолы галактикасы тәуелді жергілікті галактикалар жүйесінде күзетуге болады. Дегенмен, бұл күндері тіпті жерден 100 млн жарық жылы қашықтықтағы Бикеш галактикалар жүйесіндегі M100 галактикасындағы жұлдыздарды да өлшеп-тексеруден өткізуге мүмкіндік туып отыр

Жұлдыздардың аталуы[өңдеу]

Батыста[өңдеу]

Астрология тақтайшасы

Шоқжұлдыз ұғымы ежелгі Бабилон мәдениетінде қалыптасқан. Ежелгі заманның жұлдыз бақылаушылары біршама әйгілі жұлдыздарды табиғат мифологиясындағы белгілі бір оқиғалармен байланыстырып, олардан түлі пішіндер елестеткен. Эклиптиканың төңірегіндегі 12 жұлдыз Астрологияның негізі болды. Кейбір арнайы тұрған ерекше жұлдыздар да арнаулы атауға ие болды, әсіресе оларға латынша және арабша атаулар берілді.

XVIIғ. жұлдыз картасы, Голландия

Кейбір жұлдыздар туралы арнайы аңыздар құрастырылды. Мысалы, Алголь жыланшаш пері Медузаға арналған.

Ежелгі геректер ғаламшарларды айналушы жұлдыз (серуендеуші) деп танып, маңызды Құдайларының аты етті. Бұл планеталардың аты Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. (Уран мен Нептун да грек-рми Құдайларының атында аталғанымен, бірақ олардың жарқырау шамасы әлсіз, ежелгі адамдар оларды байқай алмаған. Олар тек кейін байқалды, аты да кеш қойылды.

Шамамен 1600 жылдарға дейін шоқжұлдыздардың аты, ауқымы, жұлдыздар аты әр өңірде өзгеше болып келді. 1603 жылы неміс астрономы Иоганн Байер грек әліппесі мен шоқжұлдыздар атын бірлестірген "Байер белгілемесі" Uranometria -ны жасап, әр шоқжұлдыздағы әрбір жұлдызға ат берді. Кейін ағылшын астрономы Джон Флемстид сандық жүйе арқылы белгілеу амалын тапқырлап, ол кейін "Флемстид белгілемесі" деп аталды. Бұдан басқа да жлдыздарды белгілеу амалдары ойлап табылды.

Ғылымдар әлемінде, жұлдыздар мен басқа да аспан денелеріне ат беретін бірден-бір орган Халықаралық астрономия одағы (International Astronomical Union). Бірақ кейбір астрономиялық органдар алдамшылыққа барып, жұртқа жұлдыз атын сатумен айналысады. Бірақ, олар (мысалы:“International Star Registry” қатарлылар)қандай амалмен жұлдыздар атын сатумен айналысса да, бірақ бұл атаулар ғылым жағынан мойындалмайды, оны ешкім де пайдаланбайды.

Жұлдыздар саны[өңдеу]

Астрономдар ғарыштағы жұлдыздар саны туралы мөлшері әрқилы. АҚШ астрономы Карл Саган өзінің «Трлионның трлионы» кітабында мынадай жорамал айтады: "ғаламда трлион галактика бар. Әр галактикада трлион жұлдыз бар".

АҚШ астрономы Чарли Конрой қатарлылар галактикалар спектріне анализ жасағаннан кейінгі жорамалы бойынша ғаламда шамамен 3X1023 жұлдыз бар[1].

Параметрі және өлшем бірлігі[өңдеу]

Жұлдыздардың негізгі сипаттамалары – олардың массасы, радиусы және жарқырауы. Бұл шамалар, көбінесе Күннің массасы, радиусы және жарқырауының үлестерімен салыстыра өлшенеді. Жұлдыздар параметрі көбінесе SI бірлігі арқылы өрнектеледі. Кейде CGS бірлігі (сантиметр-грамм-секунд) де қолданылады. Негізгі параметрлерден басқа эффективтік температура, спектрлік класс, абсолюттік жұлдыздық шама, түрлі-түстілік көрсеткіші тәрізді туынды параметрлер де қолданылады.

Күн массасы \begin{smallmatrix}M_\odot = 1.9891 \times 10^{30}\end{smallmatrix}Килограм[2]
Күн жарығы \begin{smallmatrix}L_\odot = 3.827 \times 10^{26}\end{smallmatrix} Ватт[2]
Күн радиусы \begin{smallmatrix}R_\odot = 6.960 \times 10^{8}\end{smallmatrix} Метр[3]

Ең ұзын қашықтық, мысалы алып жұлдыздардың радиусы, немесе қосаржұлдыздың ұзын жарты өсі көбінесе астрономиялық қашықтықпен өлшенеді. Астрономиялық қашықтық дегеніміз жер шары мен күннің арақашықтығы. Ол шамамен 150 млн км, немесе 93 млн ағылшын милі.

Қалыптасуы мен өзгеруі[өңдеу]

Жұлдыз пайда болатын тығыздығы жоғары молекулярлық бұлт өңірі, NASA суреті

Жұлдыздар жұлдызаралық материя кеңеюінің тығыздығы жоғары өңірлерінде пайда болған. Бірақ сондай өңірлердің тығыздығы жер бетіндегі адам жасаған вакуумдардың (бостық) тығыздығынан төмен болады. Сондай тығыздығы жоғары өңір Молекулярлық бұлт деп аталып, ондағы негізгі элемент сутегі болса, гелий шамамен 23% -28% иелейді. Бұдан басқа өте аз мөлшерде түрлі ауыр элементтер болады. Оған Аңшы үлкен тұмандығындағы жұлдыздардың қалыптасуы жақсы мысал бола алады. Үлкен массаға ие молекурлярлық бұлттан жұлдыз қалыптасқанда, ол сондағы тұмандық газдарды жарқыратып, сутегіні иондап, HII өңірін қалыптастырады.

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. Жұлдыздардың жарқырауы да түрліше болады. Алтын Балықтың S жұлдызы Күннен 400 мың есе артық жарқырайды. Жұлдыздардың сиретілген газдардан, сондай-ақ өте тығыз газдардан (ақ ергежейлілер) құралған түрлері де болады. Жалтырауы периодты түрде өзгеріп отыратын жұлдыздар айнымалы жұлдыздар деп аталады. Жаңа жұлдыздардың жалтырауы кенеттен өзгеретіндіктен, оларда әр түрлі құбылыстар жүретіндігі байқалады. Алғашқы бірнеше тәулікте кішкентай ергежейлі жұлдыз үлкейеді де, одан газ қабаты бөлініп шығып, кеңістікке тарала бастайды. Сонан соң ол қайта сығылады. Ал аса жаңа жұлдыздардың оталуы кезінде бұдан да үлкен өзгерістер болады.

Протожұлдыздардың пайда болуы[өңдеу]

Хербиг– Аро Объекті HH47
Хербиг– Аро Объекті HH32

Жұлдыздар ғаламатжұлдыздың (алып жұлдыздар жарылысы) импульс толқыны әсерінде, немесе екі галактиканың соғылысуы салдарынан молекулярлық бұлттың ішкі бөлігіндегі гравитацияның тұрақсыздығы пайда болады. Әдетте, молекулярлық бұлттың мәлім өңірінің тығыздығы Джинсы тұрақсыздығы шамасына жетіп барғанда ол өзінің ішкі гравитациясының (тартылыс күші) әсерінде жеміріле бастайды.

Молекулярлық бұлт жемірілгенде, ұйысқан тозаңдар мен газдар күн массасының 50 есесіндей болған кішкентай бок добы секілді шар денеге айналады. Шар дене жалғасты күйреп, тығыздығы жалғасты артып, ауырлық нүктесі ауысып, барынша қыза бастайды. Алғашқы Протожұлдыз бұлтының ағысы белгілі бір тұрақты қозғалыс сипатын сақтаған кезде протожұлдыздың өзегі қалыптасады. Бұл жетектеуіш жұлдыздың алғашқы сатысында протопланета дискасы болады, ауырлық күшінің тоғысуына аз дегенде 10 млн -нан 15 млн жыл керек.

Алғашқы протожұлдыздардың массасы күн массасынан 2 есе кішілері Торпақ T жұлдызы секілділер болса, үлкендері Herbig Ae/Be жұлдыздарына ұқсас жұлдыздарды құрайды. Бұл жаңа пайда болған жұлдыздар өз өсінде айналуынан екі полюсінен ағын бүркіп шығарып, Хербиг– Аро Объектін (Herbig–Haro object) құрайды.

Негізгі тізбек жұлдызы[өңдеу]

HR диаграммасы

HR диаграммасындағы жұлдыздар жайласуы бейберекет емес, олар белгілі бір өңірлерге арнайы орналасқан. Әсіресе сол жақ үстіңгі бұрыштан оң жақ астыңғы бұрышқа дейінгі тар өңірге көп санды жұлдыздар шоғырлы түрде орналасқаны бірден көзге түседі. Күн де осы диагональді өңірге жайғасқан екен. Демек, осынау диагональ Негізгі тізбек (Main sequence) деп аталады да, негізгі тізбектегі жұлдыздар Негізгі тізбек жұлдызы (main-sequence stars), немесе Ергежейлі жұлдыз or (dwarf) деп аталады. Негізгі тізбек жұлдыздары өз ғұмырының сутегілік жану (теромядролық реакция) сатысында болады. Ондағы сутегі отыны жанып таусылған соң гелийлік жану басталады да, ісініп Алып қызыл жұлдызға айналады. Күн жүйесіндегі күн дәл қазір сондай негізгі тізбек жұлдызына жатады.

Тұрақты жұлдыздардың бүкіл ғұмырының 90% -ында жоғары темпратура мен жоғары қысым арқылы өзегіндегі сутегіні гелий етіп біріктірумен болады және осы барыста мол энергия жасап шығарады. Негізгі тізбек жұлдыздары алғашқы сәттерден бастап, сутегінің салыстырмасы өзегінде арта береді де, нәтижесінде өзегінде термоядролық реакция ұлғайып, жұлдыздың темпратурасы біртіндеп жоғарылап, жарығы да арта береді. Күнді мысал етсек, шамамен 4.6млрд жыл бұрын негізгі тізбек сатысына жеткен, содан бері оның жарығы 40% артқан.

Әрбір жұлдыз жұлдыз боранын (Stellar Wind) бүрку арқылы зарядты бөлшектерді ғарышқа шашумен болады. Көп санды жұлдыздардың осындай жолмен массасын кемітуі тым болымсыз болғандықтан есепке алынбайды. Күн жылына тек 10 −14 күн массасын жоғалтады, осылайша ол бүкіл ғұмырында өз массасының әрең 0.01% пайызын ғана жоғалтады. Алып массаға ие жұлдыздарда жыл сайын жоғалтатын масса 10 − 7 ден 10 − 5 ға жетеді. Бұл олардың өзгерісіне біршама әсер етеді. Массасы күн массасының 50 есесіндей жұлдыз Негізгі тізбек сатысында өз массасының жартысына дейін жоғалтады.

Жұлдыздың негізгі тізбек белдеуіндегі уақыты олардағы отынның жану, ысрап болу жылдамдығына байланысты болады. Күннің жарқырауы мен массасына негізделіп, оның өмірінің 10 млрд жыл шамасында екенін мөлшерлейміз. Алып жұлдыздардың массасын құртатын жану (термоядролық реакциясы) тез, өмірі қысқа болады. Ұсақ жұлдыздардың (Қызыл ергежейлі жұлдыздар) өртену жылдамдығы ақырын, неше миллиард жылға жетеді және олардың соңғы мезгілі үздіксіз қызару, бозару болады. Ондай жұлдыздар қазіргі ғарыштық жастан (13.7 млрд жыл) көбірек өмір сүретіндіктен, ондай жұлдыздардың өлімі әлі туыла қойған жоқ.

Массасынан басқа, гелийден ауыр элементтер жұлдыздар өзгерісі барысында маңызды рөл ойнайды. Астрономияда гелийден ауыр элементтер түгелдей металл деп аталады, олардың химиялық қоюлығы метал мөлшері делінеді. Метал мөлшері тұрақты жұлдыз жану жылдамдығына, магнитті өрістің қалыптасуына әсер етеді, жұлдыз боранының күшіне ықпал етеді. Жұлдызды қалыптастыратын молекулярлық тұмандықтың құрамы ұқсамайтындықтан, қартайған, екінші жұлдыз әулетіндегі жұлдыздардың метал мөлшері жас бірінші жұлдыздар әулетіндегілерден төмен болады. (Дегенмен кәрі жұлдыздар өліп, атмосферасы молекулярлық тұмандықтарға шашылғанда, ол үздіксіз ауыр метал жасауға өтіп, ондағы метал мөлшері уақыт өтуімен көбейе береді.)

Алып қызыл жұлдыз[өңдеу]

1997 жылы Хаббл суретке түсірген Алып қызыл жұлдыз — Мира

Массасы күн массасының 0.5 есесіндей жұлдыздың өзегіндегі термоядролық реакцияға қажетті отын (көбінесе сутегі мен гелий) таусылғанда сыртқы қабатындағы газы ұлғайып, және біртіндеп суып, ақырында Алып қызыл жұлдызға (Red giant) айналады. Мысалы, 5 млрд жылдан кейін күн Алып қызыл жұлдызға айналады. Ол кезде күннің радиусы кезектегісінің 250 есесіндей (1 астрономиялық бірлік 150 млн км.) болады. Бірақ ол кезде кезектегі массасының 30% жоғалтады екен.

2.25 есе күн массасына ие Алып қызыл жұлдызда сутегінің термоядролық өзгерісі (бейнелеп айтқанда сутегінің жануы) өзегінің тысқарысындағы бірнеше қабатта қатар жүреді. Соңында өзегі қусырылып, Гелийдің термоядролық өзгерісіне (бейнелеп айтқанда гелийдің жануына) ауысады. Бұл кезде жұлдыздың радиусы біртіндеп қусырылып, бетіндегі темпратурасы жоғарылайды.

Тіпті де үлкен жұлдыздардың өзегіндегі өңірлерде сутегінің термоядролық өзгерісі мен гелийдің теромядролық өзгерісі қатар жүреді. Жұлдыз өзегіндегі сутегі таусылған соң, өзегіндегі термоядролық өзгеріс жоғары темпратурадағы көміртегі мен оттегіні негіз еткен газ қабаттарын да қамтиды, сосын Алып қызыл жұлдыз болу сатысына баяу енеді және оның өзгерісі үздіксіз жалғаса береді.

Массасы үлкен жұлдыздар[өңдеу]

Хаббл ғарыш телескобы түсірген M1-67 тұмандығы, орталығы Вольфа - Райе жұлдызы WR 124
HD 184738, "Кэмпбеллдің сутегі жұлдызы" деп те аталады, ол Вольфа - Райе жұлдызына жатады

Массасы күннен 10 есе үлкен тұрақты жұлдыздар сутегілік термоядролық реакция барысында Жойқын қызыл жұлдызға (Red supergiant) айналады. Олардың өзегіндегі сутегі мен гелий секілді отындар жанып таусылғанда гелийден ауыр элементтер де жана бастайды.

Олардың өзегі қусырылып, жоғары темпратурасы мен жоғары қысым туады да көміртегінің термоядролық реакциясын (көміртегінің жануы) туғызады. Бұл барыс үздіксіз жалғасып, неонның термоядролық рекциясына (неон жануы), оттегінің термоядролық реакциясына (оттегінің жануына), кремнийдің термоядролық реакциясына (кремнийдің жануына) ұласады. Жұлдыздың соңғы сәтіне жақындағанда термоядролық реакция бейне сарымсақ қабаты секілді жұлдыз ішінің әрбір қабатында толық жүріледі. Әр қабаттағы отын ұқсамайды.

Термоядролық реакциядан темір жасалуымен тең соңғы сатыға жетіп үлгіреді. Өйткені темір ядросының басқа элементке қарағанда шектемесі ауыр болғандықтан, оның термоядролық реакциясы энергия бөлуге қарағанда, энергияны ысрап етуі асқынады (энергия жұмсалады). Сондай-ақ ол біршама жеңіл элементтермен бірігетіндіктен, оның термоядролық реакциясы жылу бөліп шығармайды. Сондықтан біршама кәрі, массасы да үлкен жұлдыздардың өзегіне мол темір жиналады. Бұл жұлдыздардың ауыр элементтері оның айналуы арқылы жұлдыз бетіне тарқал Вольфа - Райе жұлдыздарын қалыптастырады, олар өз атмосфера қабатынан тығыздығы жоғары жұлдыз боранын айналасына бүркумен болады.

Коллапс[өңдеу]

Шаян (Краб) тұмандығындағы ғаламатжұлдыз қалдығы

Үлкендігі орташа жұлдыз өз дамуында сыртқы атмосфера қабаттары кеңейіп ғаламшар пішінді тұмандыққа (Planetary nebula)айналады. Егер сыртқы қабатындағы газдар тарқаған соң қалған қалдықтың массасы күн массасының 1.4 есесінен төмен болса, ол кішірейіп үлкендігі жер шары көлеміндей ұсақ аспан денесіне айналады. Оны әдетте Ақ ергежейлі жұлдыз деп атаймыз. Жұлдыздар негізінен плазмалық заттан құралғанымен, Ақ ергежейлі жұлдыздың ішіндегісі плазмалық зат емес. Өте ұзақ замандар өткен соң Ақ ергежейлі жұлдыз үздіксіз күңгірттеп, Қара ергежейлі жұлдызға айналады.

Үлкенірек жұлдыздардың термоядролық реакциясы үздіксіз жалғасып, өзегіндегі темір мөлшері белгілі бір деңгейге жеткенде (күн массасының 1.4 есесінен үлкен массаға ие болғанда) өз массасын ұстап тұра алмайды. Бұл кезде өзегіндегі шұғыл коллапс (күйреу) электронды протонның ішіне еңгізеді, Anti-β мен электронның ыдырауынан протондар, немесе ұсақ протондар толассыз пайда болады. Осындай шұғыл туылған коллапстың әсерінде соққы толқындар айналаға тарап, жұлдыз жарылысынан ғаламатжұлдыз пайда болады. Құс жолы ішінде туылған ондай жұлдыздар туралы тарихтар бойы көптеген деректер тіркелген, оларды бұрынғы адамдар бұрын болмаған "жаңа жұлдыз" туды деп түсінген.

Жұлдыздың негізгі массасы жарылыстан айналасына тарқап (Шаян тұмандығы секілді) кеткен соң, қалған қалдық Нейтрон жұлдызы болып, немесе тіпті де үлкен масса жағдайында Қара құрдым болып қалыптасады (Қара құрдым болу үшін ғаламатжұлдыз қалдығы күн массасының 4 есесінен үлкен болуға тиіс). Нейтрон жұлдыз ішіндегі материя негізінен нейтрон болып, ол өзегі өте тұрақсыз QCD материясын да қамтиды. Қара құрдым өзегіндегі бұл материя туралы дерек күні бүгінге дейін анық емес. Ол әлі де зерттеуді талап етеді.

Коллапстан өлген жұлдыздың сыртқы қабатынан айналасына таралған материялар (көбі ауыр элементтер) жаңа тұрақты жұлдыз қалыптасуына пайдалы материал болады. Бұл ауыр элементтер жартас секілді түрлі ғаламшарларды құрайды. Ғаламатжұлдыз бен алып жұлдыздың жұлдыз бораны айналасына бүріккен материя жұлдызаралық қатты заттарды қалыптастыратын негізгі себеп есептеледі.

Жайласуы[өңдеу]

Ақ ергежейлі жұлдыз – Сүмбіле А және В, көркемделген сурет, NASA

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.

Жеке жұлдыздардан басқа, Қосарлы жұлдыздар жүйесінде екі, немесе одан да көп жұлдыздар өзара бір-біріне гравитациялық тартылыс күш туғызып, өзара орағытып айналуы да жиі кездеседі және олар Қосаржұлдыз деп аталады. Қосаржұлдыздар массаларының ортақ центрі маңында айналып, қосақталып орналасады. Сондай-ақ жұлдыздардың үштік және еселік жүйелері де кездеседі. Қосаржұлдыздың массасы олардың орбиталарын зерттеу арқылы тікелей анықталады. Мұның нәтижесінде жұлдыздардың массасы мен жарқырауының арасында статистикалық тәуелділік тізбегі болатыны айқындалды.

Дегенмен, олардың орбитасының тұрақты болса, қосаржұлдыздар ортақ жұлдыздық топ құраса, жұлдыздар саны өте көп болса, онда олар Үйіржұлдыз делінеді. Қосаржұлдыздар өзар байланысты бірнеше жұлдыздар болса, ал Үйіржұлдыздар бірнеше жүз жұлдыздан жүз мыңдаған жұлдыздардың шоғырлы одағы болуы да мүмкін.

Қосарлы жұлдыз шоғыры жүйесі ұзақ уақыт бойғы гравитация әсерінде өзара бір-бірін шектеу күйіндегі жұлдыз тобы болып, ондай үйіржұлдыздар көбінесе алып О және В жұлдыздарынан құралады. Олардың 80% жұлдызы қосаржұлдыз болып келеді. Құс жолы жүйесіндегі жұлдыздардың көбі жеке жұлдыз болып келеді. Ұсақ ғарыш денелерінің байқау техникасына ілесіп байқалған жеке жұлдыздар көбейе түсті. Әлемнің 85% пайыз жұлдыз Қызыл ергежейлі жұлдыз болса, олардың 25% -ында серік жұлдыз бар.

NGC 7293(Бұранда тұмандығы) Сурет: NASA,ESA және C. R. O'Dell (Вандербильт университеті)

Жұлдыздардың әлемге жайласуы біртегіс, біркелкі емес. Жұлдыздар ғарыштағы газдар мен тозаңдармен араласып, галактикаларда өмір сүреді. Құс жолы тәрізді өлшемді галактикада әдетте 100 млрд-таған тұрақты жұлдыз болады. Ғарыштағы күзетуге болатын жұлдыздардың саны да 100 млрдтан (10 11)асады. Кезінде жұлдыздар тек Галактикаларда ғана болады деп түсінілді, бірақ галактикалар арасында бос аймақта өз алдына жүрген жұлдыздар да жетерлік екен. Астрономдардың межелеуінше, ғарышта шамамен 700 Гай (7×10 22) жұлдыз бар.

Күннен басқа жерге ең жақын жұлдыз Кентавр шоқжұлдызындағы Проксима (proxima) жұлдызы болып, оның жерден арақашықтығы 39.9 триллион Км(10 12 Км), яғни 4.2 жарық жылы қашықтықта. Яғни, жарық Проксимадан шығып, 4.2 жылда әрең жер бетіне жете алады. Егер жер шарын айналып жүрген ғарыштық тасығышның жылдамдығы 8 км/сек (сағатына 30,000 км) деп есептесек, ол 150,000 жылда әрең Проксимаға бара алады екен. Қашықтықтың мұнша алыстығы әлемдегі жұлдыздар арасындағы үйреншікті жағдай есептеледі. Галактикалардың өзек өңірінде, немесе Шар тәрізді үйіржұлдыздар ішінде жұлдыздардың арақашықтығы бұған қарағанда жақынырақ болуы мүмкін. Сол Шар тәрізді үйіржұлдыздарда және галактикалардың өзек өңірінде жұлдыздардың өзара соқтығысып қалуы жиі кезедеседі.

Ал, галактикалардың сыртқы қоралану өңірінде жұлдыздар бір-біріне өте алыс жайласқан болады. Онда галактикалар өзегіне салыстырғанда жұлдыздар арақашықтығы біршама кең болып, жұлдыздар соқтығысы сирек кездеседі. Жұлдыздар қақтығысынан Көк жұлдыздар пайда болып, олардың айналасындағы Негізгі тізбек жұлдызына салыстырғанда беткі темпратурасы өте жоғары болады.

Жұлдыздардың қасиеті[өңдеу]

Жұлдыздың барлық ерекшелігін оның әу бастағы массасы белгілейді. Оның негізгі қасиеттері болған жарқырауы, үлкен кшілігі, өзгерісі, жасы, тағдыры дегендер оның массасына байланысты болады.

Жасы[өңдеу]

Көпшілік жұлдыздардың жасы 1 млрд-тан 10 млрд жыл арасында болады. Кейбір жұлдыздардың жасы ғарыш жасымен (13.7 млрд жыл) қарайлас. Қазірге дейінгі ең кәрі жұлдыз HE 1523-0901 болып, оның жасы 13.2 млрд жыл екен.

Жұлдыз массасы қанша үлкен болса оның жарқырау ғұмыры сонша қысқа болады. Өйткені массасы үлкен жұлдыздың өзегіндегі гравитация өте жоғары болады да, сутегінің термоядролық реакциясы өте тез жүреді. Көптеген массасы үлкен жұлдыздардың орташа жасы 1 млн жыл көлемінде. Ал, массасы оған қарағанда жеңіл жұлдыздар (Қызыл ергежейлі жұлдыз) өте ақырын жанатындықтан, ғұмыры миллиард жылға дейін барады.

Химиялық құрамы[өңдеу]

Жұлдыздар спектрін зерттеу арқылы олардың атмосферасының химиялық құрамы анықталады. Күн тәрізді жұлдыздар да жер бетіндегі заттарды құрайтын химиялық элементтерден тұрады. Массасы бойынша есептегенде, жұлдыз қалыптасқан кездегі салыстырмада Сутегі 70%, ал гелий 28% ұстайды және аздап басқа ауыр элементтер болады. Темір өте қарапайым элемент болған соң, әсіресе оның спектр сызығын ажырату оңай болғандықтан, жұлдыздардың химиялық құрамындағы темір секілді элементтерге талдау жасау арқылы оның жасын мөлшерлеуге болады. Ауыр элемент құрамының болу-болмауы оның ғаламшар серігінің болу-болмауын да мөлшерлеуге жәрдем береді.

Күн өзінің барлық белгілері жағынан қатардағы жұлдыз болып саналады. Көптеген жұлдыздарды күн секілді ғаламшарлық (планета) жүйеден тұрады деп санауға толық негіз бар. Жұлдыздар өте алыс қашықтықта орналасқандықтан, олардың серіктері ең күшті телескоппен де көрінбейді. Оларды анықтау үшін зерттеудің нәзік әдістер қолданып, бірнеше ондаған жылдар бойы ұқыпты бақылау мен күрделі есептеулер жүргізу қажет. Әсіресе жұлдыз спектріне талдау жасау арқылы да жұлдыздың ғаламшар серігі бар-жоғы анықталады.

Өлшенген жұлдыздар арасында, темір құрамы ең аз жұлдыз ергежейлі HE1327-2326 жұлдызы болып, темір құрамы күннің екі жүз мыңынан біріндей ғана. Темір құрамы өте жоғары жұлдыз Арыстан шоқжұлдызындағы μ (Leo μ) жұлдызы болып, темір құрамы күннен бір есеге жуық артық. Ал, айналатын ғаламшары бар Геркулес шоқжұлдызы 14 жұлдызының темір құрамы күннің 3 есесіндей.

Кейбір жұлдыздардың химиялық элементтері басқаларынан өзгеше. Олардың спектрінен хром және сирек жер элементтері көбірек байқалады.

Диаметрі[өңдеу]

Жұлдыздардың салыстырмасы. Алдыңғы реттегі ең үлкен нысан келесі реттегі ең кішісі ретінде басталады. Меркурийден басталады, алғашқы қатардағы ең үлкені Жер шары, сосын салыстырма жалғаса береді, ең соңғы жойқын жұлдыз UY Scuti

Жер шары тым алыста болғандықтан, күнді айтпағанда басқа барлық жұлдыздар аспанда тек бір жарық нүкте болып қана көрінеді, жер атмосферасының әсерінде жылтылдап тұрады. Күннен басқа диаметрі ең үлкен көрінетін жұлдыз Алтын балық R жұлдызы (R Doradus) болып, оның диаметрі 0.057 бұрыштық секунд.

Біздің жұлдызды түсінуіміздің көбі теорияны моделдеу мен ұқсатуға негізделген. Жұлдыз туралы теория болса жұлдыздың спектрі мен диаметрін өлшеп талдау жасауға негізделген. Күннен басқа, диаметрі алғаш есептелген жұлдыз Бетельгейзе болып, Альберт Майкельсон оны 1921 жылы Вильсон тауындағы обсерваторияда Гук телескобын пайдаланып өлшеген болатын. Өлшеу нәтижесі бойынша ол күн диаметрінің 450 есесіндей екен.)

Жердегі телескоптарға аспандағы жұлдыздар өте кішкене көрінеді де, олардың диаметрін шамалау мүмкін болмайды. Сондықтан жұлдыз диаметрін өлшеу үшін Интерферометр телескобтар қолданылады. Жұлдыз диаметрін өлшеудің тағы бір амалы жұлдыз тұтылуы (күн тұтылуы, ай тұтылуы секілділер). БҰл амал көбінесе ай тұтылған кездегі жұлдыздан жеткен әлсіз жарық пен қайта ай жарығы түскен кездегі жарықтың өзгерісіне сүйеніп, жұлдыздардың диаметрін өлшейді.

Жұлдыздың өлшемі туралы айтсақ, диаметрі 20км-40км аралығындағы салмағы өте ауыр, бірақ көлемі кішкене Нейтрон жұлдыздар бар. Сондай-ақ Аңшы шоқжұлдызындағы (Орион) Бетельгейзе жойқын жұлдызының (Betelgeuse Supergiant star) диаметрі күн диаметрінің 650 есесіндей үлкен, яғни 900 млн км. Бірақ оның тығыздығы күннен әлденеше есе төмен.

Қозғалысы және арақашықтықты есептеу[өңдеу]

Жұлдыздың радиалды жылдамдығын есептеу

Жұлдыздардың күнге салыстырмалы қозғалысы сол жұлдыздың жасы мен келіп шығуы туралы, сондай-ақ айналасындағы галактикалардың құрылымы мен өзгерісі туралы пайдалы ақпар береді. Бір жұлдыздың қозғалысы радиалды жылдамдығын және аспанды кесіп өтудің импульс моментін қамтиды. радиалды жылдамдық жұлдыздың күнге салыстырмалы жақындау, не алыстауына қаратылса, ал импульс моменті оның өз бетінше қозғалысына қаратылады.

Радиалды жылдамдық жұлдыз спектріндегі Доплер ауысымын өлшеу арқылы анықталады, оның бірлігі Км/сек. Жұлдыздың өз бетінше қозғалуынан туған импульс моментін тауып шығу нәзік астроесептеулер арқылы орындалады, оның бірлігі миллионнан бір доғалық секунд (МП)/жыл. Жұлдыздардың көріну парқын өлшеу арқылы нақты жылдамдықты есептеуге болады. Егер жұлдыздың жылдамдығы жоғары болса, ол сөзсіз күнге біршама жақын болғаны.

Екі жылдамдық та өлшенген жағдайда оның күн жүйесі кеңістігіне салыстырмалы қозғалысын есептеп шығаруға болады. Жақын маңдағы жұлдыздарда бірінші әулет жұлдыздарының жылдамдығы екінші әулет жұлдыздарынан төменірек болады. Кейінгілері жазыққа бейім эллиптис орбитада айлналады. Белгілі бір жұлдызды есептеу арқылы қасындағы одақтас, не қосар жұлдызының жылдамдығын да есептеп шығуға болады. Олар ортақ молекулялрық тұмандықтан келіп шыққан жағдайда, қозғалыстарында белгілі бір ортақтық ерекшеліктер болады.

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. Әр түрлі спектрлік кластағы жұлдыздардың орташа абсолюттік жұлдыздық шамасын анықтай отырып және оны сол кластағы жекелеген жұлдыздардың көрінерлік жұлдыздық шамасымен салыстыра отырып, жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтауға болады. Жұлдыздың өз осінен айналуы оның спектрлері бойынша зерттеледі. Айналу кезінде жұлдыз дискісінің бір шеті бізден алыстайды, ал екінші шеті сондай жылдамдықпен бізге қарай жақындайды. Сондықтан, Доплер принципі бойынша жұлдыздың айналу жылдамдығын анықтауға болады. Температурасы жоғары (экватор аймағында) жұлдыздар 100 – 200 км/с және одан да артық жылдамдықпен, ал температурасы салқындау жұлдыздар одан кем, яғни секундына бірнеше км жылдамдықпен айналады

Электромагнит өрісі[өңдеу]

Күн дағы қозғалысы
Күн шудасы

Жұлдыздың электромагнит өрісі оның ішкі бөлігіндегі конвекциялы цикл (қарама-қарсы айналыс) қалыптасқан өңірде пайда болады. Жұлдызды құраған электрөткізгіштігі бар плазма бейне мотор секілді жұлдыздың электромагнитті өрісін пайда қылады. Электромагнит өрісінің күші жұлдыз массасы мен құрамының өзгерісіне қатысты өзгеріп отырады. Бетіндегі электромагнит өрісі әрекеті жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығына да қатысты болады.

Орташа Зеемана-Доплер арқылы құрылған Арбакеш шоқжұлдызы (Auriga) SU бетіндегі электромагнит өрісі

Бетіндегі қозғалыстар жұлдыз дағын пайда қылады. Жұлдыз дағы өңірі қалыпты өңірге қарағанда электромагнит өрісі біршама күшті, темпратурасы төмен өңір есептеледі. Жұлдыз шудасы электромагнит өрісі күшейген жұлдыз тәжі өңіріндегі белсенділіктен басталады. Жұлдыз жалыны болса электромагнит өрісіндегі қозғалыста бүркілген энергетикалық бөлшектер жарылысынан туылады.

Электромагнит өрісінің әсерінде, жоғары жылдамдықта өз өсінде айналатын жас жұлдыздың беткі қозғалыстары көп болады. Электромагнит өрісі жұлдыз дауылын өршітеді. Ал жұлдыз қартайған сайын қозғалысы баяулап, ондағы электромагнит өрісі туғызған құбылыстар салыстырмалы әлсірей түседі. Сондықтан, күн секілді жасы егде жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығы баяулады, беткі қозғалыстар да біршама аз. Өз өсіндегі айналысы ақырындаған жұлдыздың бетіндегі электромагнит өрісі туғызған белсенді қозғалыстар біртіндеп периодты тұрақты қозғалысқа ауысады. Кейде тіпті ұзақ заман еш белсенділік болмайды. Мысалы, Маундер минималында (Maunder Minimum) күн шамамен 70 жыл бойы еш қара дақсыз қозғалған екен.

Салмағы[өңдеу]

Күннің қима суретінің диаграммасы, NASA суреті

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. Әдеттегі жұлдыздың температурасы оның беткі қабатында бірнеше мың градусқа, ал центрінде ондаған миллион градусқа жетеді. Жұлдыз энергиясының негізгі көзі – термоядролық реакциялар. Мұнда жеңіл ядролардан неғұрлым ауыр ядролар пайда болады. Көп жағдайда сутегі гелийге айналады. Жұлдыздардың табиғаты мен құрылысы дүние жүзінің көптеген обсерваториялары мен астрономиялық мекемелерінде, ал Қазақстанда Астрофизика институтында зерттеледі.[4]

Рефлексті тұмандық NGC 1999 әдетте Аңшы жоқжұлдызы V380 жағынан жарқырайды. Оның массасы күннің 3.5 есесіндей. NASA суреті

Карина шоқжұлдызының (Carina) η жұлдызы белгілі болған массасы ең үлкен жұлдыздың бірі есептеледі. Ол күн массасының 100–150 есесіндей үлкен. Бірақ оның ғұмыры тым қысқа, ең ары болғанда бірнеше миллион жыл ғана. Аркес үйіржұлдызы(Arches cluster)туралы зерттеулер бойынша, әлемде күннің 150 есесіндей басқа да алып жұлдыздар бар, бірақ әлі нақтыланбады. Не үшін 150 есе болуды соңғы шек ету керек, бұл анық емес. Тек Эддингтон жарқырау шамасы бұл мәселеге белгілі бір жауап береді: жұлдыз өз беткі қабатына атқылай алатын жарығының ең жоғары шегі осы болуға тиіс.

Жойқын жарылыстан кейін ең алғаш пайда болған жұлдыздар күннен 300 есеге дейін ауыр болған. Олардың құрамында литийден ауыр элемент болмағандықтан, ондай жұлдыздар таусылды. Бұл түрдегі жұлдыздар қазір тек теория жүзінде ғана расталады.

Алтынбалық шоқжұлдызы (Doradus) AB A -ның серігі Алтын балық AB C жұлдызының ауырлығы Юпитердің 93 есесіндей. Ол қазірге дейінгі белгілі өте кішкентай жұлдыз есептелсе де, оның өзегінде термоядролық реакция жүріп жатыр. Темір құрамы күнмен бірдей жұлдыздың ары қарай теромядролық реакция жасауына аз дегенде юпитерден 75 есе үлкен болуға тиіс. Темір құрамы өте аз болған жағдайда, қазіргі күңгірт жұлдыздарды зерттеу арқылы ең кіші жұлдыздың массасы күннің 8.3 есесіндей, юпитер массасының 87 есесіндей болатыны белгілі болды. Одан да кіші жұлдыздар жұлдыз бен газ шары болу арасында болып, оларды әдетте Қоңыр ергежейлі жұлдыз деп атайды.

Жұлдыздың радиусы мен салмағы арқылы оның бетіндегі гравитацияны <Тартылыс күшті> белгілеуге болады. Әдетте алып жұлдыздар бетіндегі гравитация негізгі тізбек жұлдызына қарағанда біршама төмен болады. Ал Ақ ергежейлі жұлдыздар бетіндегі гравитация біршама жоғары болып келеді. Гравитация жұлдыздан шығатын жарыққа да әсер етеді, гравитация жоғары болған сайын оның спектрінде айқын өзгешелік байқалады.

Жұлдыз массасының шегі бар. Егер бір жұлдыздың массасы 0.07 күн массасынан төмен болса, онда ол жұлдыз болу "салауатынан" айырылады. Егер өте кішкене жұлдыздың темпратурасы онда сутегінің термоядролық реакциясын туғыза алмаса, онда ол Қоңыр ергежейлі жұлдызға айналады.

Өз өсінде айналуы[өңдеу]

Жұлдыздың өз өсінде айналуын спектрометриялық құрылым арқылы өлшеуге болады, немесе жұлдыз дағының жылжуымен де шамалауға болады. Жас жұлдыздар өз өсінде тез айналады, экваторында жылдамдық 100Км/сек -ке дейін жетеді. Мысалы, В түрдегі Ахернар жұлдызының экваторындағы жылдамдық 225Км/сек -тан асады.

Теңіз шаяны тұмандығындағы Пульсар рентгендік / көрінетін жарық суреті

Сондықтан оның экваторының радиусы екі полюсіне қарағанда 50% үлкен. Мұндай жылдамдық Ахернарды бөлшектеп тынатын 300Км/сек жылдамдықтан сәл кішкене ғана болып тұр. Салыстырма үшін айтсақ, күн 25 – 35 күндік периодта өз өсін бір рет айналып шығады. Экваторындағы жылдамдық бар болғаны 1.994Км/сек қана. Жұлдыздың электромагнит өрісі мен жұлдыз дауылы негізгі тізбектегі жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығын ақырындатады, өзгерісіне де ықпал етеді.

Импульс әсерінің қалыптасуы: импульсты жұлдыз пульсардың электромагнитті радиацисын бейнелеп көрсеткен флаш сурет

Тығыз жұлдыздар тығыз материяны пайда қылады, өз өсінде тез айналады. Төмен жылдамдық Импульс моментін тұрақты сақтайды. Егер жұлдыздың көлемінде өзгеріс болса, ол міндетті түрде жылдамдығына әсер етеді. Көп санды импульс моментін сыртқа қарай созылған жұлдыз бораны мен жұлдыз шудасы әлсіретеді.

Нейтрон жұлдызының бір түрі болған Пульсардың өз өсінде айналуы өте тез болады, Теңіз шаяны тұмандығы өзегіндегі пульсар секундына 30 рет айналады. Ол төңірегіне үздіксіз импульс жіберетіндіктен Импульс жұлдызы деп те аталады. Бірақ олардың жылдамдығында ақырындау болдады, оның айналу жылдамдығы радиация тарату барысында үздіксіз әлсірей береді.

Жақын жұлдызды сорып алған Пульсардың ұқсатылған көркем анимациясы

Темпратурасы[өңдеу]

Негізгі тізбектегі жұлдыздардың беткі темпратурасы өзегінде жасалатын энергияға және оның радиусына байланысты болады. Оны рең индексі арқылы мөлшерлеуге болады. Жұлдызды идеалдастырылған қара шар деп есептеп, оның өзегінда жасалатын энергия оның беткі қабатына жеткенде қанша болатыны арқылы есептеу теориялық есептеу болып, ол әдетте "өнімді темпратура" деп аталады. Бірақ, өнімді тепратура тек бір көрсеткіш қана. Өйткені жұлдыз темпратурасы өзегінен бетіне жеткенше үздіксіз әлсірейтін бірнеше сатылардан өтеді.

Жұлдыздың термпратурасы ондағы түрлі элементтердің иондану салыстырмасын туғызады. Жұлдыздың беткі темпратурасы, жұлдыз көрінуінің абсолюттік шамасы қатарлылар жұлдыздарды түрге бөлуге негіз болады. )Төменде жұлдыз #түрлері көрсетілген.)

Үлкен массаға ие негізгі тізбек жұлдызының беткі темпратурасы 50,000 K -ге жетеді. Ал, Күн секілді біршама кіші жұлдыздың беткі темпратурасы бірнеше мың К. Алып қызыл жұлдыздың беткі темпратурасы 3,600 K болғанымен, бірақ оның жарқырайтын аумағы үлкен болған соң жерден жарық болып көрінеді.

радиация[өңдеу]

Жарқырауы[өңдеу]

Жұлдыз шамасы[өңдеу]

Түрлері[өңдеу]

Адамзат үшін ең маңызды жұлдыз – күн[өңдеу]

Күн

Күн жерге ең жақын жұлдыз есептеледі, және ол жер энергиясының негізгі қайнар көзі болып табылады. Күн Жерге жақын болғандықтан және оның жарығы нұрлы болғандықтан күндіз басқа жұлдыздар көрінбейді. Тек түнгі ашық аспаннан ғана самсыған жұлдыздарды байқауға болады.

Күннің жарығы жерге 8,3 минутта жетеді. Ал ең жақын Кентавр α жұлдызының сәулесі жерге 4 жыл 3 айда жетіп келе алады. Жұлдыздар Жерден өте қашық орналасқандықтан, телескоппен қарағанның өзінде нүктедей ғана болып көрінеді. Айсыз түнде жай көзбен қарағанда 5 мыңға жуық жұлдызды, ал күшті телескоп арқылы миллиардтаған жұлдызды көруге болады.

Күн – кәдімгі жұлдыз,сондықтан оны жалпылама зерттеу жұлдыздар табиғатын түсінуге көмектеседі. Ол Күн жүйесіндегі орталық және ең орасан зор дене болып табылады. Күннің массасы Жердің массасынан 333 000 есе үлкен және басқа барлық планеталарды бірге алғандағы массадан 750 есе асап түседі. Күн -өздігінен сәуле шығаратын зор энергия көзі. Ол күн жүйесіндегі барлық денелерге –сәуле шығару арқылы күшті әсер етеді: оларды қыздырады,планеталар атмосферасына әсер етеді, жердегі тіршілікке қажетті жарық пен жылу береді, барлық өсімдік пен жануарлар әлемінің өмір сүруін қамтамасыз етеді. Күн энергиясының біраз бөлігі тас көмір, мұнай және басқа пайдалы қазбалар түрінде Жер астында сақталған.

Шар тәріздес Күн бізге жарқыраған дөңгелек болып көрінеді. Радиусы Күннің радиусы болып саналатын Күннің көрінетін беті фотосфера деп аталады. Бұл радиус Жердің 109 радиусына тең. Күннің көлемі Жердің көлемінен 1300000 есе артық. Күн бетіндегі физикалық тұрақтының мәні Жер бетіндегіден 28 есе артық және 274 H/кг тең. Күн затының орташа тығыздығы p = 1410 кг/м3, яғни судың тығыздығынан сәл көптеу. Күннің толық сәуле шығару қуаты, яғни оның жарықтығы шамамен 4*1023 кВт. Күннің тиімді температурасы шамамен 6000 К-ге тең. Бірақ жер күннен оның шығаратын энергиясының шамамен 1/2000000000 (0.5*10-9) бөлігін алады.

Барлық жұлдыздар сияқты Күн – қызған газ шары. Негізінен, ол гелий қоспасы (он пайыз) бар сутектен тұрады. Күн затты қатты иондалған, яғни атомдар өздерінен сыртқы электрондарын жоғалтқан және олармен бірге иондалған газдың плазманың еркін бөлшектеріне айналған. Күн қойнауында пайда болатын энергия ағыны сыртқы қабаттарға , беріледі және барған сайын көптеген аумақты қамтиды. Осының нәтижесінде, күн газдарының температурасы орталықтан қашықтаған сайын азаяды.

Күн атмосферасын шартты түрде бірнеше қабаттарға бөледі. Атмосфераның қалыңдығы 200-300 км болатын ең терең қабаты фотосфера деп аталады (жарық сферасы). Одан Күннің барлығына жуық жарық энергиясы шығады. Сондықтан фотосфераның сыртқы қабаттарының температурасы 8000 К-нен 4000 К-ге дейін қатты салқындайды. Бірақ атмосферадағы осы температура, алдымен жайлап, соңынан тез жоғарылай бастайды. Күн атмосферасының бұл аймағы хромосфера ден аталады. Оның температурасы ондаған және жүздеген мың кельвинге жетеді. Ол күннің толық тұтылуынан сирек болатын сәттерінде, Айдың қара дөңгелегінің айналасында жарқыраған қызғылт жиек түрінде көрінеді. Хромосферада жоғары Күннің радиусындай аралықта Күн газдараның температурасы өзгермейді. Бұл сиретілген және ыстық қабық күн тәжі деп атлады. Күн тәжінің шұғыла шашқан түрін Күн тұтылуының толық фазасы кезінде көруге болады. Осы кезде ол таңғажайып әдемі көрініс береді. Әрі қарай, күн тәжінің газы планета аралық кеңістікте таралып, Күннен тұрақты таралатын күн желі деп аталатын ыстық сиретілген плазма ағынын құрайды. Күннің бақыланатын жарқырауы ұзақ уақыт бойы сақталуы үшін оның ішкі энергиясының жеткілікті қорлары және бұл энергияны сәуле шығару энергиясына айналдырып, өңдейтін процестер қажет. Күн қойнауында термоядролық реакциялар жүреді, оның нәтижесінде әлемдік кеңістікке шығатын энергия мөлшері бөлінеді.

Соңғы мәліметтер бойынша Күннің жасы 4 млрд 600 млн жыл болып, ол әлі де 5 млрд жыл жарқырап жануға шыдайды. Оның жарқырауы немесе толық сәуле шығару қуаты осы уақыт аралығында айтарлықтай өзгерген жоқ. Сондықтан күн затының ішкі энергиясының қоры әлі де миллиардтаған жылдарға жетуі тиіс.

Күн –Жер байланыстары. Күн Жерде болатын құбылыстарға үлкен ықпалын тигізеді. Ол Жер бетінің негізгі жылу көзі болып табылады. Күн Жерді жарықтандырып және жылытып қана қоймайды, сонымен қатар шамамен 11 жыл сайын болып тұратын күн белсенділігі – бірқатар геофизикалық құбылыстардың тууына жол ашады. Мысалы, зарядталған бөлшектер ағыны Жердің магнит өрісіне қатты әсер етеді және магниттік дауылдар зарядталған бөлшектерді атмосфераның ең төменгі қабаттарына алып келеді, осыдан полярлық шұғылалар пайда болады. Күннің қысқа толқынды сәуле шығаруы радиотолқындардың таралуына күшті әсер етеді, кей кезде родио байланыс бұзылады, Күндегі белсенді процестер жанама түрде органикалық әлемнің, яғни жануарлар мен өсімдіктердің күрделі процестеріне де әсер етеді. Бұл әсерлер мен олардың жүру механизмін қазіргі уақытта түрлі бағыттағы ғалымдар мұқият зерттеуде.

Ішкі сілтемелер[өңдеу]

Сыртқы сілтемелер[өңдеу]

Дереккөздер[өңдеу]

  1. Pieter G. van Dokkum & Charlie Conroy (2010). "A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies". NATURE. doi:10.1038/nature09578. http://www.nature.com/nature/journal/vaop/ncurrent/full/nature09578.html. 
  2. a b Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024–1039. doi:10.1086/345408. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S. 
  3. Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics 186 (1/2): 1–11. doi:10.1023/A:1005116830445. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999SoPh..186....1T. 
  4. Балалар энциклопедиясы