Негізгі тізбек жұлдызы

Уикипедия — ашық энциклопедиясынан алынған мәлімет
Мұнда ауысу: шарлау, іздеу
HR диаграммасындағы жұлдыздардың жарықтығы мен рең көрсеткіші, бұл кесте Hipparcos Каталогіндегі 22,000 жұлдызға Глизе каталогіндегі 1,000 әлсіз жарықты жұлдызды (қызыл және ақ нүкте) қосып жасалған.

Герцшпругн-Рассел 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. Осынау бояуы жарқырауын көрсететін жұлдыздар орналасқан диагональ Негізгі тізбек (Main sequence) деп аталады да, негізгі тізбектегі жұлдыздар Негізгі тізбек жұлдызы (main-sequence stars), немесе Ергежейлі жұлдыз (dwarf) деп аталады. Бұл диаграмманы Эйнар Герцшпрунга және Генри Норрис Рассел бірлесіп тапқырлағандықтан, слардың атының бас әрібімен "HR диаграммасы" деп аталады.[1]

Өзегіндегі жойқын реакцияның қалыптасуы[өңдеу]

Негізгі тізбек жұлдыздары сутегілік жану (теромядролық реакция) сатысында болады. Сутегі жанып таусылған соң гелийдің жануы (теромядролық реакция) басталады да, ісініп Алып қызыл жұлдызға айналады. Күн жүйесіндегі күн дәл қазір сондай негізгі тізбек жұлдызына жатады.[2]

Күн — әлемдегі негізгі тізбек жұлдыздарының маңызды біреуі

Тұрақты жұлдыздар бүкіл ғұмырының 90% -ында жоғары темпратура мен жоғары қысым арқылы өзегіндегі сутегіні гелий етіп біріктірумен болады және осы барыста мол энергия бөліп шығарады. Олардың негізгі тізбек жұлдызы болу сатысында тұруына Массасы, химиялық құрамы, және басқа да ерекшеліктері әсер етеді. Алғашқы сәттерден бастап негізгі тізбек жұлдызындағы сутегінің салыстырмасы өзегінде арта береді де, нәтижесінде өзегінде термоядролық реакция жүріп, жұлдыздың темпратурасы біртіндеп жоғарылап, жарығы да күшейе береді. Күнді мысал етсек, шамамен 4.6 млрд жыл бұрын негізгі тізбек сатысына жеткен бұл жұлдыздың жарығы содан бері 40% артқан екен. Барлық негізгі тізбек жұлдыздары, немесе ергежейлі жұлдыздар гидростатикалық тепе-теңдікті сақтайды, бұл көбінесе өзегінен сыртқа бағытталған термоядролық реакцияның кеңею қысымы мен айналасында қоршаған атмосферасының өзекке қарай гравитациясы ортасындағы тепе-теңдік есептеледі. Іштен сыртқа қарай және сырттан ішке қарай осы екі күштің әсерінде күн секілді ергежейлі жұлдыздар тұрақтылық сақтап тұр. Өзегіндегі темпратура мен қысымның және осыдан пайда болатын жоғары энергияның ортасында белгілі бір салыстырма бар және осы салыстырма сақталған жағдайда жұлдыз тұрақты жанып, жарқырап тұрады. Өзегінен айналасына атқыланған энергия бетіндегі радиация болып әлемге тарайды. Яғни энергия – сәуле, немесе конвекция арқылы тасымалданады, содан кейін оның аймағында температуралық градиент өндіру алға шығып, жоғары айқындық басталады.

Жұлдыздар өзгерісі сатысы

Энергияның жасап шығарылуы[өңдеу]

Массасы күн массасының 1.5 есесіндей жұлдыздар термоядролық реакция арқылы сутегіні гелийге айналдырады және ол протон - протон тізбекті реакция деп аталады. Осы массадан асып кеткен жұлдыздардың теромядролық реакциясы көбінесе Көміртегі, азот және оттегі атомдарын пайдаланып, CNO циклінде айналады, сутегіні гелийге өзгертеді. Массасы күннің 10 есесіндей негізгі тізбек жұлдыздары конвекция пайда болады. Ол жаңадан Гелийді сыртқа тасып, термоядролық реакцияға отын қылады. Өзегіндегі конвекция тоқтағанда өзегіндегі бай гелий сутегімен қоршалады. Массасы төмен жұлдызда өзегіндегі конвекция біртіндеп әлсірейді және массасы шамамен 2 күн массасы шамасына жеткенде конвекция тоқтайды. Осы массадан төмен жұлдыздардың өзегінде радияция болса, беткі қабатында конвекция болады. Жұлдыз массасының азаюына ілесіп, конвекция қабаты ұлғаяды. Массасы 0.4 күн массасындай негізгі тізбек жұлдызының барлық материясы конвекцияға арналады.[3]

Энергияның сыртқа ағылу шамасы[өңдеу]

Әрбір жұлдыз жұлдыз боранын (Stellar Wind) бүрку арқылы зарядтты 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.

Келесі сатыға өтуі[өңдеу]

Әдетте, массасы қанша үлкен болса, сол жұлдыздың негізгі тізбек жұлдызы (ергежейлі) болу жасы соншылық аз болады. Өзегіндегі термоядролық отын таусылғанда жұлдыздар HR диаграммасындағы негізгі тізбек өңірден алыстай бастайды. Бұл кезде жұлдыздың болашағы оның массасына байланысты болады:

Дереккөздер[өңдеу]

  1. A course on stars' physical properties, formation and evolution. University of St. Andrews. Тексерілді, 18 мамыр 2010.
  2. Imamura, James N. Mass-Luminosity Relationship. University of Oregon (7 ақпан 1995). Басты дереккөзінен мұрағатталған 14 желтоқсан 2006. Тексерілді, 8 қаңтар 2007.
  3. Hansen Carl J. Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution — Birkhäuser, 1994. — P. 28. — ISBN 0-387-94138-X.
  4. Rolfs Claus E. Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics — University of Chicago Press, 1988. — ISBN 0-226-72457-3.
  5. Kroupa, Pavel (2002). "The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems". Science 295 (5552): 82–91. doi:10.1126/science.1067524. PMID 11778039. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/82. Retrieved 2007-12-03. 
  6. Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (сәуір 1997). "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects". Reviews of Modern Physics 69 (2): 337–372. Bibcode 1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. 
  7. Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (қараша 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457–468. Bibcode 1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407. 
  8. Fynbo, Hans O. U. et al. (2004). "Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances". Nature 433 (7022): 136–139. doi:10.1038/nature03219. PMID 15650733. 
  9. Sitko, Michael L. Stellar Structure and Evolution. University of Cincinnati (24 наурыз 2000). Тексерілді, 5 желтоқсан 2007.
  10. Staff Post-Main Sequence Stars. Australia Telescope Outreach and Education (12 қазан 2006). Тексерілді, 8 қаңтар 2008.
  11. Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement 141 (3): 371–383. doi:10.1051/aas:2000126. 
  12. Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (наурыз 2008). "The Supernova Channel of Super-AGB Stars". The Astrophysical Journal 675 (1): 614–625. doi:10.1086/520872. 
  13. Krauss, Lawrence M.; Chaboyer, Brian (2003). "Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology". Science 299 (5603): 65–69. doi:10.1126/science.1075631. PMID 12511641.