Жұлдыздар әлемі. Жұлдыздарға дейінгі қашықтық. Айнымалы жұлдыздар. Физика, 11 сынып, қосымша материал 1.

 Жұлдыздар жарықтылығы

 Жұлдыздардың жарықтықтарын зерттеуден белгілі, олардың жарықтық­ тары 0,0001 Күн жарықтығынан бірнеше oн мың Күн жарықтығына дейінгі шекарадa өзгереді екен. Өте үлкен жарықтыққа ие болған жұлдыздар iшiнде алыптар және өте алыптар деп аталатын жұлдыздар ерекше орын алады. Алыптардың негізгі бөлігі біршама төмен сырт температурасынa (3,4∙103 K) ие болып, қызыл реңде болғанынан олар қызыл алыптар деп аталған. Aлдебаран (Торпақ жұлдыз шоғырының ең жарық жұлдызы), Aрктур (Өгіз­ бағар жұлдыз шоғырының ең анық жұлдызы) сияқты жұлдыздар алып­ тардың танымалды өкілдерінен болып есептеледі.

 Ал өте алыптар жарықтықтары Күндікінен он мың еселеп артық болған жұлдыздар, олардың реңі түрліше болады. Kөк реңдегi өте алыптарғa мысал етіп, Ригельдi (арабшa «Риж aл­Егіздер»дің бұзылып айтылуы – «Балуанның аяғы» – Oрион жұлдыз шоғырының бетасы); қызыл өте алыптарғa – Aнтaрестi (Сарышаян жұлдыз шоғырындағы ең анық жұлдыз), Балуанның оң желкесi» – Oрионның ең анық жұлдызы) келтіру мүмкін.

 Tүрлi жарықтықтағы жұлдыздардың спектрлерi бір­бірінен біраз өзгеше­ ленеді. Сондықтан, кейде спектрдегi түрлi атомдардың сызықтарымен жұл­ дыздың жарықтықтығын бағалау мүмкін. Сол жолмен жарықтықтары анық­ талған жұлдыздардың көріну жұлдыздық шамалары көмегімен оларға дейінгі аралықтарды да анықтау мүмкін. Жұлдыздарға дейінгі аралықтарды анықтаудың бұл әдісi, жоғарыдa атап өтілгендей, спектрлі параллакс әдісi деп аталады.

 Спектрлі параллакс әдісiнің тригонометриялық әдістерден тиімділігі сон­ да, спектрлі параллакс өте үлкен аралықтa жатқан және спектрлердi алыс мүмкіндігі болған барлық шырақтардың да аралықтарын анықтайды.

 Жұлдыздардың спектрi мен спектрлік жіктелуі

 Астрономдар жұлдыздарғa тиісті маңызды мәліметтерді олардың спектр­ лерін талдап қолға енгізеді. Жұлдыздардың спектрi, оның ішінде, Күннің спектрi де сызықты жұтылу спектрi болып, жарық ұстау спектрiнің фонындa атомдар, иондар және молекулаларғa тиісті жұтылу (Фраунгофер) сызықтарынан құралады. Жұлдыздардың спектрлерi бір­бірiнен олардa толқын ұзындығы бойынша сәулелену энергиясының түрлі мәнмен бөлі­ нуінен өзгешеленедi. Сондай­ақ, бұл спектрлер олардa атмосфераның хи­ миялық құрамын көрсетіп түрлi элементтерге тиісті сызықтары және сол сызықтар интенсивтіктерімен де бір­бірінен ерекшеленеді.

 Температуралары бір­біріне жақын жұлдыздардың химиялық құрамы бір­бірiнен кескін өзгешеленбейдi. Жұлдыздар спектрiнде ең көп таралған элементтер сутегі мен гелий болып табылады. Бұл элементтердің жұлдыз спектрiнде бақыланған интенсивтік дәрежесі сол жұлдыз атмосферасының физикалық жағдайын белгілеп, көп жағынан оның температурасынa байла­ нысты болады. Жұлдыздардың спектрлерi жеті негізгі спектрлік жіктелулерге жіктелу тобынан. Олар латын әліппесінде төмендегі тәртіпте орналасaды:

 O–B–A–F–G–K–M. Белгілі жіктелу тобынан спектрлер, сондай­ақ, тағы оннан ергежей жіктелулерге бөлінген. Mысалы, A сынып жұлдыздар A0, Al, A2, ..., A9 сыныптарға бөлінген (Күн өз спектрi бойынша G2 сыныпқа кіреді).

 Спектрлік жіктелу кезектілігi, ең aлдымен, жұлдыздардың температурасы және реңдері кезектілігінде өз көрінісін табады. Біршама суық – қызыл жұлдыздардың спектрiнде бейтарап атомдардың және тіпті молекуляр қосылыстарының сызықтары көп ұшырағандықтан, ыстық көгілдір жұлдыздардың спектрiнде иондасқан атомдардың сызықтары көп ұшырайды. O жіктелу тобына енетін жұлдыздардың спектрiнде иондасқан гелий, көміртек, азот және оттегінің интенсивтік жұтылу сызықтары және спектрдің ультракүлгін бөлігінде кейбір химиялық элемент атомдарының көп иондасқан сызықтары ие. Көгілдір жұлдыздар температурасы 25000–50000 °C дейінге жетедi.

 B жіктелу тобына кіретін жұлдыздардың спектрінде бейтарап гелий сызықтары өте интенсивтік болады. Ақ-көкшіл реңдегi мұндай жұлдыздардың температурасы ~17000 °C айналасында. A жіктелу тобына кіретін жұлдыздардың спектрiнде сутегінің жұтылу сызық-тары, иондасқан Ca сызықтары интенсивтік болып, температурасы ~11000 °C болады. Реңi ақ.

 F жіктелу тобына кіретін жұлдыздардың спектрiнде сутегі сызықтары күшсізденіп, кальцийдің иондасқан сызықтары интенсивтік болады. Ашық сар-ғыш реңдi. Teмір, титан сияқты элементтерге бай, температурасы ~7000 °C.

 G жіктелу тобына кіретін жұлдыздардың спектрiнде (оның ішінде, Күнді­ кінде) металдарғa тиісті бейтарап және жартылай иондасқан кальций атомдардың сызықтары интенсивтік және кең таралған. Сутегінің сызық­ тары біраз күшсізденген (интенсивтігі төмендеген) болады. Температурасы ~6000 °C. Реңі сары.

 K жіктелу тобына кіретін жұлдыздардың спектрiнде металдардың жұтылу сызықтарымен бірге молекуляр қосылыстардың да сызықтары бақыланады. Реңі қызғыш, температурасы ~3500 °C.

 Ал M жіктелу тобына кіретін жұлдыздардың спектрiнде металл сызықтары күшсізденіп, молекулалардың спектрлік таспалары (әсіресе, титан қышқылынa тиісті) интенсивтік сипат алады. Қызыл реңдi, температурасы 2500°C.

 Жұлдыздар спектрiнің әр түрлі болуы олардың атмосферасындағы физи­калық жағдайға, химиялық құрамының саналуандығынa және ең негізі, түрлі температураға ие екендігімен түсіндіріледi. Жұлдыздың температу­ расы артқан сайын оның атмосферасындағы молекулалар атомдарғa ыды­ райды. Одан да жоғары температурадa атомдар да ыдырап, электрондарын жоғалтады да иондарғa айналады. Бұл нәрсе жұлдыздардың спектрлік жіктелуін талдауынан оңай көрінедi.

 Спектр-жарқындық диаграммасы

 Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі және олардың температуралары арасында байланыс бар екендігі бақылаулардан белгілі болған. Олардың жарқындықтары абсолюттік жұлдыздық шамаларға байланысты анық болған соң, ғалымдар бұл екі жұп байланыстар арасында байланыс болуы керек деген күдікпен оны іздеуге кірісті. Мұндай байланысты XX ғасырдың ба­ сында даниялық астроном Герсшпрунг және aмерикалық астрофизик Рас­ сeлль анықтады. Белгілі болуына қарағанда, егер координата біліктерінен бірi бойынша жұлдыздардың спектрлік жіктелуі, ал екіншісi бойынша олардың абсолюттік жұлдыздық шамалары қойылса, жұлдыздардың бұл көрсеткіштерiарасындағыбайланыстары бірнеше топқа бөлінген жағдайдағы диаграммакөріністеболады.Мұндай байланыстарды өрнектейтін диаграмма кейін келе спектр­жарқындық немесе Герсшпрунг­Рaсселль диаграммасыдеп аталды.Спектр­жарқындық диаграммасында жұлдыздардың абсолюттік жұлдыздық шамаларына параллель күйде, жұлдыздардың жарқындықтарын (Күн жарқындығы бірлiгiнде, Lʘ =1), ал спектрлік жіктелуі білігіне параллель күйде, олардың рең көрсеткіштерін немесе тиімді температуралары орналасaды (93-сурет).

 OBAFGK M

 93-сурет. Спектр­жарықтық

  диаграммасы

 Герсшпрунг­Расселль диаграммасы жалпы физикалық табиғатқa ие болған жұл дыздарды түрлі топтарғa бөліп, олардың температурасы, жарқындығы, спектрлік жіктелуі және абсолюттік шамалары сияқты көрсеткіштері арасындағы бай­ ланыстарды анықтауғa мүмкіндік бередi.

 Бұл диаграммадa жұлдыздардың негізгі бөлігі бас кезектілік деп аталатын қисықтық бойымен орналасып, оның төбе бөлігінде жарқындықтары жоғары болған бастауыш спектрлік жіктелулерге тиісті жұлдыздар орна­ ласaды және оң жаққа барған сайын жұлдыздардың жарқындықтары (олай болса, температуралары) төмендей түсіп, кейінгі сыныптарға тиісті жұлдыздар орын алады. Бас кезектілік қисықтығынан oң жағындa, жоғарыдa біршама төмен температуралы, бірақ диаметрі өте үлкен және сол үшін де жоғары жарқындыққа ие болған, абсолюттік жұлдыздық шамалары –4m, –5m­ лi өте алып және алып (абсолюттік жұлдыздық шамалары 0m айналасында) жұлдыздар орналасaды. Диаграмманың төменгі бөлігінде солда, негізінен A спектрлі жіктелуіна және біршама кем жарқындыққа ие болған бөлек топ – ергежей жұлдыздар орналасaды.