Физика | Айнымалы жұлдыздар үшін информация мен энтропия қатынасын анықтау

Мазмұны

Кіріспе
1. Теориялық бөлімі
1.1 Астрофизикадағы фракталдық талдау
1.2 Айнымалы жұлдыздар классификациясы
1.3 Айнымалы жұлдыздар жалпы каталогының құрылымы
1.4 IV АЖЖК-дағы айнымалы жұлдыздар
1.5 Эруптивті немесе жарылғыш айнымалы жұлдыздар, олардың III және IV АЖЖК классификациясы
1.5.1 Жарылғыш және жаңаға ұқсас айнымалылар
1.6 Жұлдызаралық орта құрылымы
1.7 Айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг-Рассел диаграммасында орналасуы
2. Зерттеу бөлімі
2.1 Информация ұғымы
2.2 Энтропия туралы ұғым
2.2.1 Өзаффиндік және өзұқсас энтропиялар
2.2.2 Біртектілік дәрежесі ескерілген екіөлшемді объектілердің информациялық энтропиясы
2.3 Айнымалы жұлдыздарды энтропиялық талдау
2.4 Зерттеу нәтижелері
Қорытынды
Қолданылған әдебиеттер тізімі
Қазіргі кезде физика ғылымында астрофизикалық зерттеулерге көп көңіл бөлінуде. Астрофизикалық объектілерге әртүрлі ықпал етуші факторлардың әсер етуі салдарынан бейсызық физиканың жаңа әдістерімен астрофизикалық объектілерді, оның ішіндегі айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтар мен галактикаларды зерттеу үлкен қызығушылық туғызуда. Уақыт өте келе жұлдыздарды топтастырумен байланысты қиындықтар көбейеді: айнымалылықтың түрлі типтерінің байланысы анықталған және де бір объектінің бірнеше айнымалылық типіне жатқызу қажеттілігі туындайды, себебі олар әр түрлі физикалық себептермен анықталады.
Жұлдыздардың жарқырау қисықтарындағы ақпаратты қолдану эффективтілік деңгейі мен талдау жасау әдістеріне тәуелді. Жұлдыздардың жарқырау қисықтарынан алынатын сигналдарда алмасу мен хаос болғандықтан, олардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа, қызық ақпаратты олардың зерттеуіне қолданылатын бейсызық физика әдістерінен алуға болады. Сонымен қоса, типі дұрыс анықталмаған айнымалы жұлдыздар да кездесіп жатады. Осындай типтері нақты анықталмаған жұлдыздарды зерттеуде бейсызық физика әдісі қолданылады.
Тақырыптың маңыздылығы: біздің галактиканың 400 млрд-тан көп жұлдызы Күн секілді жалғыз болмайды,олар екілік жүйені немесе қос жүйені құрайды. Қос жұлдыздардың ерекше тобы - жарылғыш айнымалылар [1]. Мұндай қос жүйенің бір жұлдызы - ақ ергежейлі болса, екіншісі - кеш спектрлік кластың қызыл ергежейлісі. Мұндай қос жүйенің өлшемі Жер-Ай жүйесінің өлшеміндей, ал орбитальді периодының диапазоны 1-10 сағат аралығында болады. Қызыл ергежейлі мен ақ ергежейлінің бір-біріне жақын орналасқандығы соншалықты, орташа жарылғыш айнымалы Күннің ішіне оңай сиып кетер еді. Қызыл серік-жұлдыз Рош қуысын толтыра отырып, өз затын жоғалтады да, ақ ергежейліге ағып өтеді. Бұрыштық моменттің сақталуына байланысты газ ақ ергежейлінің беткі қабатына тікелей түспейді. Ақ ергежейлінің магнит өрісі күшті емес жүйелерде құлап жатқан зат аккрециялық диск түзеді. Гравитациялық потенциалдық энергияны шығара отырып, дисктегі газ біртіндеп ақ ергежейліге жақындайды. Күшті магнит өрісіне ие ақ ергежейлілерге аккрециялық зат осы өрістің бағытымен аккрециялық тұзақ ретінде жүреді. Спектрдің көрінетін аймағында аккрециялық дисктің немесе аккрециялық тұзақтың сәулеленуі қызыл жұлдыз бен ақ ергежейлінің сәулеленуінен басым болады.
Жарылғыш айнымалылардың арасындағы ең белгілі - жаңа жұлдыздар. Олардың жарқырау қисығының өзгерісінің амплитудасы 6m-нан 19m-ға дейін бір ай немесе бірнеше жыл аралығында өзгереді. Осындай үлкен амплитудасына байланысты оларға деген қызығушылық күннен күнге артуда. Ақ ергежейліде аккрецияланатын сутегіге бай материалдың термоядролық жарылысының нәтижесінде осы жаңа жұлдыздардың жарқылдары пайда болады. Көптеген жаңа жұлдыздарды бақылау уақытында олардың тек бір рет жарқылы байқалған, бірақ кейбірлері қайталама жаңа жұлдыздар ретінде де белгілі. Жарылғыш айнымалылардың тағы бір тобы - жаңаға ұқсас айнымалылар. Жаңаға ұқсас айнымалылардың ақ ергежейліден ерекшелігі - олар ақ ергежейлілер секілді жарқыл көрсетпейді. Масса алмасу температурасы мұндай жүйелерде тұрақты және толық жарқырауы оның орташа деңгейіне қатысты кішкене ғана өзгереді. Сонымен қатар, жаңаға ұқсас айнымалылардың масса алмасу температурасы тыныштық күйде тұрған жаңа ақ ергежейлілерге қарағанда айтарлықтай үлкен, сондықтан да олардың аккрециялық дискі анық болады. Кейбір жаңаға ұқсас айнымалыларда аса үлкен дөңес (өркеш) байқалады. Бірақ жаңаға ұқсас айнымалылардың жарқырау қисығында әрдайым дерлік үлкен өркештер болады, ал жарқырауына сәйкес тербелістерінің периоды орбитальді периодынан үлкен немесе кіші болуы мүмкін. Қызықтысы, аса үлкен өркештің (дөңес) болуы жарылғыш айнымалылармен шектелмеген. Олар сонымен қатар, бір компоненті ретінде қара құрдым мен рентгендік транзиенттік көзі болуы мүмкін қос жүйелі SS433 обьектісінде байқалған.
Жарылғыш айнымалылар үнемі ашылып отырады. Қазіргі уақытта 400-ден аса осындай жүйелер тіркелген (Риттер және Колб каталогының 7-ші басылымы мысал ретінде). Әрбір жаңа обьектінің өзіне тән ерекшеліктері болып, біздің жарылғыш айнымалылар туралы көп мәліметтер береді. Жарылғыш айнымалылардың ерекше көңіл аудартуының себебі, кең масштабты диапазонда олар электрмагнитті спектр диапазонындағы радиосәулеленуден гамма сәулеленуге дейінгі барлық сәулеленуді көрсетуінде. Олардың айнымалылығының орташа масштабы 1секундтан миллиондаған жылдарға дейін. Өзінің физикалық күйі мен физикалық процестерінің алуан түрлілігіне байланысты жарылғыш айнымалылар фундаментальді астрофизикалық процестерді, яғни қос жұлдыздың аккрециясы мен эволюциясын зерттеуге мүмкіндік беретін ерекше зертхана секілді.
Жалпы, осы жұмыс барысында эруптивті айнымалы жұлдыздар типіне жататын RS, UG, BY, UV, FU Ori жұлдыздары үшін жарқырау қисықтары, фазалық суреттері, информация мен энтропия қатынасы, сонымен қатар эволюциялық реттілік параметрі K_(x,t)^(2 2) зерттелген.
Жұмыста екі өлшемді объектілердің дәрежесі бойынша информация мен энтропия қатынасын есептеудің жаңа әдісі қарастырылады. Бейсызық физиканың жаңа әдістері мен компьютерлік модельдеудің көмегімен эруптивті айнымалы жұлдыздар үшін информация мен энтропия қатынасы мен эволюциялық реттілік параметрі арасындағы тәуелділігін зерттеу осы жұмыстың негізгі мақсаты болып табылады.

1. Теориялық бөлімі
1.1 Астрофизикадағы фракталдық талдау
Реттілік және хаос динамикалық астрономияда маңызды орын алады. Динамикалық жүйенің көптеген күрделі түсіндірмелері галактиканың, жұлдыздың және планетаның құрылымы мен оның революциясында заманауи мағынасын табады. Бұл түсіндірмелер аспан және статикалық механиканың белгілі мысалдарына бірігеді. Сондықтан динамикалық астрономия - гидродинамика, геофизика, биология, плазма физикасы секілді заманауи ғылымдардың фундаментальді реттілік концепциясы мен хаос аумағын зерттейтін аймағы десе болады [2, 3].
Динамикалық астрономияның [4] кейбір жалпы концепциялары жұлдызды галактикалық және планеталық жүйені бақылаудан нығаяды. Реттілік пен хаосты галактика динамикасы мен құрылымының түзілуінде маңызды механизм деп есептеуге болады. Тек олардың шектеулі саны сфералық потенциалмен өрнектеледі, алайда көбісі осьтік немесе үш осьті симметрияға ие. Соңғы жағдайда потенциал күш деформацияға ұшырайды және ретсіз хаосты қозғалыс туады.
Жұлдыздар мен галактикалардың таралуы, галактикалар шоғыры және осыған ұқсас материялар астрофизикада әлі жеткілікті қаралмаған. Мұндағы ең негізгі сұрақ осы материялардың негізгі қалыпсыз иерархиялық заңға бағынуында.
Жағдайды фундаментальды деңгейде қарастыра отырып, материяны математикалық түрде қарастыруға құралдардың жоқтығы оны қалыпсыздыққа ұшыратады.
Бастапқы зерттеулерде [5] жұлдыздар мен галактикалар түзілуін масштабты - инвариантты фракталды тозаң шеңберде түсіндіре алатын теория ұсынылған. Жұлдыздар мен галактика таралуы, фракталдық өлшемділігі 0‹D‹3 теңсіздігін қанағаттандыратын зонада қарастырылады.
Космостың түзілуі екі құрылымның бірін бірі қосып алу иерархиясынан пайда болады (жұлдыз-жұлдыз шоғыры-галактика-галактика шоғыры т.б.). Жалпы біз қарастыратын әлемді (радиусы шамамен 15 млрд жарық жылына тең) осындай бірін-бірі біріктіретін ыңғайлы космостық түзілістерден тұратындықтан, Метагалактика деп атауға болады [6].
Космологиядағы фридмандық модельге сәйкес, әлем біртектес және өте тығыз массаға ие. Біздің планета Күн жүйесіне кіреді, Күн мен басқада жұлдыздармен галактика түзеді, галактика - галактика шоғырынан түзіледі, т.б. Жұлдыздырдың бір бірінен арақашықтығы планеталар арқашықтығына қарағанда әлдеқайда үлкен, ал галактикалар арақашықтығы одан да үлкен [7]. Арақашықтықтары 300 млн жарық жылына тең деп қарастырғанда, біздің Метагалактика біртектес, ал фракталдық құрылымы біртекті емес.
Галактиканың фототүсірілімдерінде жарықтылықтың таралуы оның морфологиялық типін анықтайды. Осы жерде бақыланған таралымның және галактикалық дене динамикасы арасындағы байланысты ашу қызықтырақ. Мысалы, Е жүйесінен жүйесіне өткенде галактика түсі өзгереді: галактикалары көгілдір, S галактикаларына қарай қызылға, одан ары E галактикалары өте күлгін түске өзгереді.
Галактика түсі оның жарықтылығы және айналу жылдамдығы галактиканы тұтас дене ретінде сипаттайды, ал морфологиялық тип – диск бойынша жарқырайтын денелердің локальді таралуымен байланысты. Галактиканың морфологиялық типін жарықтылықтың диск бойынша таралуының фракталды өлшемділігімен D сипаттайды.
Хаусдорфты өлшемділік, космоста бақыланатын күрделі құрылымдардың айырмашылықтарын айыруға мүмкіндік береді. Галактикалардың кеңістіктегі таралу құрылымының фракталдық құрылымын, фракталдық талдауын жақында Тартус обсерваториясының Я.Эйнесто мен серіктестері орындады. Бұл зерттеулерде Бикеш шоқжұлдызының шоғыры жазық құрылымды (D=1.35).
Галактиканың жарықтылығының диск бойынша таралуының фракталдық құрылымы сол галактика ішінде болып жатқан процестерден тәуелді. Сондықтан бақыланып отырған жарықтылық таралымының фракталдық өлшемділігі D галактиканың физикалық құрылымына байланысты. Мысалы, Е галактикадан S-ке өтуі кезінде фракталдық өлшемділік азаяды. Галактика құрылымы түзілуінің әрбір моделі үшін D теориялық мәнін есептеуге және бақыланған фракталдық өлшемділікпен салыстыруға болады.
Ірі масштабты ортадағы реттелген қозғалыстың тамаша мысалы ретінде галактиканың спиральді өрнегін алса болады. Спираль тармақтарының ені мың шақты парсекті құрайды. Спиральді өрнек жүз шақты млн-ға дейін өмір сүреді.
Спиральді өрнекшелердің пайда болуы галактика айналуына және галактикалық ортада динамикалық тепе–теңсіздіктің өсуіне байланысты. Айналудың бұрыштық жылдамдығы центрден алшақтаған сайын азаяды. Мұндағы бұрыштық жылдамдықтың арақашықтықтан тәуелділігі, галактикалық денедегі әр бөлшек орталық жүйеге еркін құлаған кездегі жағдайға ұқсас. Бір мезгілде жұлдыздық жүйенің радиусы бойынша дененің таралуы біртекті емес делік, сыртқы аймақ ішкіге қарағанда әлсіз айналатындықтан, уақыт өтісімен біртекті емес орта спираль бойынша айнала бастайды. Сондықтан тығыздықтың локальді өсуінен гравитациялық өрістің локальді ауытқуы есебінен, диск бетімен гравитациялық потенциалдың спиральді толқыны өтеді. Осы айнымалы потенциал өрісінде тығыздық толқыны деп аталатын заттардың периодты қоюлануы болады. Яғни, осы спиральды құрылымның толқындық процесс болып келетіндігін, біздің галактика жұлдыздарының жылдамдықтар өрісін зерттеулер дәлелдеген. Е.Д.Павловский, Ю.Н.Мишуров және А.А.Сучков сияқты астрономдар жұлдыздардың жылдамдық өрісі спираль формалы периодты құрылымы болатындығын ашты.
Жұлдыздың фракталдық, күрделі құрылымын түсіну үшін олардың эволюциясын жазып көрейік. Жұлдыз эволюциясының процесінде әртүрлі массаға ие жұлдызда масса функциясы (IMF) және белгілі Салпитер функциясымен бақыланады.
Жұлдыз түзілу үшін тікелей симметрия жазықтығында газ бен тозаң қоспасымен қаныққан жазық галактикалық дисктен тәуелді. Дискілік галактикада массасы ~ және қалыңдығы газ дискісіндей OB ассоциациясында жұлдыз түзілу белсенді өтеді.
Осы ортадан қандай да бір критикалық тығыздық мәніне жеткенде газ конденсациясы пайда болады, сығылу және интенсивті жылу бөліну потенциалдық энергияның кинетикалыққа өтуімен жалғасады. Протожұлдыздардың ядросында температура бірнеше млн градусқа жеткенде термоядролық синтез басталады және тартылыс күші ішкі қысым газымен теңгеріледі, нәтижесінде сығылу аяқталып, жұлдыз Герцшпрунг–Рассел диаграммасында белгілі бір орынға ие болады. Ядролық реакция нәтижесінде жұлдыздың орталық аймағынан бөлінген энергия сәулелік және конвективті жылутасымалына айналады.
Массасы М‹8 ( -Күн массасы) жұлдыздарда сутегі жануы аяқталысымен, жұлдыз бас тізбектен ауытқып, алдымен қызыл алыпқа, кейін ақ ергежейлі ретінде дамиды.
Ақ ергежейлілер көптеген жұлдыздар эволюциясының соңғы деңгейі болып табылады. Жұлдыз жылулық тепе-теңдікте жүргенде сутегі–гелий термоядролық реакциясы өтеді. Күн типтес РР жұлдыздар үшін осы реакция С-N-O циклімен жалғасады. Массасы М‹8 үлкен қос жұлдыздың соңғы кезеңі ақ ергежейлімен аяқталады. Олардың массасы 0.1 ‹M‹0.08 болатын қоңыр ергежейлілермен, яғни квазижұлдызбен шатастыруға болмайды, мұндағы температура РР циклін қоздыруға жетпейді.
Массалары үлкен 8 ‹M‹100 жұлдыздар өте ауыр элементтердің, гелий мен сутегі жанатын барлық циклдердің нәтижесінде темір түзіледі. Темір түзілгеннен кейін жұлдыз сығылуы енді жылуды орталық аймақтарындағы термоядролық реакция есебінен бөлінбейді. Сығылудан бөлінген энергия темір атомының бөлінуіне, соңында нейтронды ядро түзілуіне таралады, орталықтағы қысым азғындалған электрондық газбен, ал тығыздық қалған атом газымен анықталады. Статикалық физика көрсеткендей, әлсіз электрондарды ұстап қала алатын максимал масса Чандрасекар массасымен анықталады М=5.75 ∕ мұндағы - бір электронға келетін нуклон саны.
Массасы аз жұлдыздардан айырмашылығы, -ке ие жұлдыздар өз өмірінің соңғы жағында сыртқы қабықшаларын тастайды (жарылады), мұның өзі өте жаңа жұлдыздардың жарқылы ретінде байқалады, яғни мұнда жиынтық гравитациялық және кинетикалық энергия (басты ретте, нейтрино түрінде) 1053 эрг/с-ке жетеді. Көрiнетін сәулеленудің энергия шығаруы шамамен 1% құрайды. Осы құбылысты күштi жарылыс теориясымен сипаттауға болады. Сонымен бiрге, массаның шектi мәнi MS (30—40) құрайтын өте жаңа екi тип ажыратылады. Бұл шекті массасы бар жұлдыздар кәдiмгiдей дамиды және жарылысты фазадан кейiн өте жаңа қызыл аса алыптар сияқты жарқырайды, Герцшпрунг-Рассел диаграммасының тиiстi тармағында орын алады. болатын объектілер сутегілік қабықшасынан толық айырылады, ал өте жаңа жұлдыздың жарылысы ядро коллапсымен сүйемелденеді, оның соңында нейтрондық жұлдыз (пульсар) немесе ( жағдайында) қара құрдым түрінде массасы өте жоғары компакт қалады. Көбіне протондар мен нейтрондардың бірнеше пайызы бар нейтрондардан құралған нейтрондық жұлдыздың ішінде радиусы 10-15 км болғанда ядролық қаптама тығыздығы ρ_0=2,8•〖10〗^(14 ) г• 〖см〗^(-3) сәйкес келеді. СD–галактикалар ядросында галактикалық газды акрециялайтын және орасан зор мөлшерде гравитациялық энергия бөлетін массасы өте жоғары қара құрдымдар (квазарлар) пайда болады.
Көп жұлдыздар тепе-тең күйдiң жанында тербелiс жасауға қабiлеттi. Бұл жұлдыздың ортасынан бiрдей қашықтықта болатын заттардың радиус бойымен синхронды қозғалысы. Мұндай қозғалыстарды радиал пульсация деп атайды. Радиал пульсацияланатын жұлдыздарға дельта типтес Цефей, RR Лира, W Бикеш, RV Торпақ, О Мирид жатады. Бұл жұлдыздардың құрлымының негізгі ерекшелілігі - олар радиусы шамалы ықшам ядросы да жалпы массасының 90% құрайтындығында. Жұлдыз типіне байланысты айнымалы радиалды пульсацияланатын беткі қабығы пульсацияланатын цикл кезінде жұлдыз радиусының оннан бір қашықтығына ығысады. Жұлдыз массасына қарағанда пульсацияланатын қабық массасы аз болғанымен, қозғалыс кезінде жұлдыз көлемі айтарлықтай кеңейеді.
Зат қозғалысының жылдамдығы беткі қабыққа жақындағанда секундына оншақты километрге жетеді. Мирид және айнымалы RV Торпақ типінің беткі қабығында тартылыс күші тіпті байқалмайды, яғни мұндай жылдамдықта газ бөлігі қайтып оралмастай қоршаған кеңістікке тасталынады. Пульсацияланатын жұлдыздар атмосферасынан дене заттарының шығарылуы ұсақ тозаң бөлшектерінің қатысуымен спектрдің инфрақызыл диапазонында бақыланады. Жұлдыздарда бұдан да күрделі, әрі радиал емес тербелістер болып тұрады. Алайда ығысу фазасы қозғалмалы қабықтың беткі нүктесінің координатасынан тәуелді. Радиал емес пульсацияланатын беткі қабығы , жұлдыздық заттары жұлдыз орталығынан, екіншісі қарама – қарсы бағытта қоғалатын жеке бөлшектерге ажыратылады.
Радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың белгілі түрлері айнымалы Щит дельтасы мен Цефей бетасы. Радиал пульсацияланатын жұлдыздарға қарағанда радиал емес пульсацияланатындарың сәуле шығару ағынының өзгерісі жұлдыздың жеке беткі бөліктеріндегі температура вариациясымен тәуелді. Мұндағы жарықтылық радиус пен температураның циклдық өзгерісінен айнымалы болады. Сондықтан радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың жарықтылық өзгерісінің қосынды амплитудасы үлкен емес. Осы себептен соңғы жылдары жұлдыздық фотометрия мен спектроскопияның дамуы арқасында радиал емес пульсацияланатын жұлдыздардың бірнеше түрлері ашылуда.
Жұлдыздың Герцшпрунг-Рассел диаграммасындағы орны жұлдыздың эволюциялық деңгейін көрсетеді, яғни t жасындағы топқа жататындығын және массасын М, жарқырауын L, беткі температурасын Т және құрамындағы химиялық элементтерін анықтайды. Қазіргі уақытта температураны спектрлік талдау әдісмен анықтайды, дегенмен жарқырау жұлдызға дейінгі арақашықтығының анықталмағандығынан әлі де жете зерттеле қоймаған.
Пульсацияланатын жұлдыздарды Герцшпрунг-Рассел диаграммасынан қарастырғанда бірден көзге ілінетіні - бойымен белгілі барлық пульсацияланатын жұлдыздар ілінген жолақ. 1.1-суретте әртүрлі типті айнымалы жұлдыздардың Герцшпрунг–Рассел диаграммасында орналасуы келтірілген......