3. Астрофизикадағы сипаттық массаларды, оларды анықтау əдістерін талқылаңыз
жүктеу/скачать 14,85 Kb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- 18. Жұлдыздардың бас тізбектен кейінгі эволюциясының негіздерін талқылаңыз
|
3. Астрофизикадағы сипаттық массаларды, оларды анықтау əдістерін талқылаңыз Астрофизикалық объектілердің массалары көптеген шама ретімен ерекшеленеді. Жұлдыздардың типтік массасы Күн массасымен салыстырғанда =2*10^33 г.Стационарлық жұлдыздар массасы 0,1 -нен 100 массасына дейін . Ал Юпитер сияқты алып-планеталардың массасы массасының 1000 нан 1 бөлігінен аспайды. Біздің Галактика (немесе Құс жолы) сияқты әдеттегі галактикадағы жарқыраған жұлдыздардың жалпы массасы: Галактикалар массасы ~ - нен ~ массасына дейінгі аралықты қамтиды.Жұлдыздардан бөлек галактикалар массасы құрамына шаң мен газдан тұратын жұлдызаралық орта да кіреді. Жұлдыздар мен газдан тұратын материя кәдімгі болып табылады, өйткені біз Жердегі материямен айналысатын болсақ, ол протондардан, басқа химиялық элементтердің ядроларынан және электрондардан тұрады. Бұл зат әдетте барион деп аталады, өйткені бұл заттың басым көпшілігі элементар бөлшектердің бариондық тобына жататын нуклондар (протондар мен нейтрондар) түрінде берілген. Ғаламның бариондық материясының бір бөлігі ғана жұлдыздарда шоғырланған. Бариондардың едәуір бөлігі галактикааралық кеңістіктегі ыстық газ бұлттарында шоғырланған. Бариондық құрамдас бөліктен басқа, галактикалардың жалпы массасына массасы көрінетін бариондық материяның массасынан шамамен бес есе көп болатын белгісіз табиғаттағы қараңғы материя кіреді. «Қараңғы материя» термині бұл материяның тек гравитациялық түрде әрекеттесетіндігіне және сондықтан біз оның сәулесі немесе басқа сәулеленуі арқылы көретін бариондық материяға ұқсамайтындығына байланысты. Галактикаларда және олардың шоғырларында қараңғы материяның үлкен жинақтарының болуы олар тудыратын гравитациялық әсер арқылы анықталады, бұл галактикалардың жұлдыздарының қозғалыс заңдарында көрінеді. Гравитациялық байланысқан жүйелердің массасын бағалаудың маңызды астрофизикалық әдісі уақыт бойынша орташа жалпы кинетикалық энергия мен жүйенің потенциалдық энергиясы арасындағы байланысты белгілейтін виривлдық теореманы пайдалану болып табылады. Осы қатынасқа сүйене отырып, жұлдыздар (галактикалар) шоғырындағы жекелеген жұлдыздардың (немесе галактикалардың) жылдамдықтарын және шоғырдың байқалатын өлшемдерін бақылау негізінде, оның жалпы массасы (көрінбейтін массасын қоса алғанда) туралы қорытынды жасауға болады. Бұл әдіс галактикалар мен квазарлар ядроларындағы аса массивті қара құрдымдарыдың массасын бағалауда кеңінен қолданылады. Осылайша анықталған орталық галактикалық объектілердің массалары 10^8 – 10^9 шегінде болып шығады, бұл олардың массаларын өлшеудің басқа әдістерімен де расталады. 18. Жұлдыздардың бас тізбектен кейінгі эволюциясының негіздерін талқылаңыз Шамамен 90% - ға жұлдыздар ГР диаграммасында бас тізбек деп аталатын тармақта орналасады. Бас тізбек сол диаграмманың сол жақ бұрышынан (көк супер гиганттардан) төменгі оң жақ бұрышқа (қызыл ергежейлілер) дейін созылып жатыр. Бас тізбекте жарықтылығы бірлік деп саналатын Күн орналасқан. Қазіргі уақытта бас тізбек жұлдыздары Күнге ұқсас қалыпты жұлдыздар екені белгілі болды. Ол жұлдыздарда сутегі термоядролық реакция кезінде жанып кетеді. Бас тізекте әртүрлі массадағы жұлдыздар орналасқан. Массасы бойынша үлкен жұлдыздар бас тізбектің жоғарғы бөлігінде орналасқан және көк алыптар болып табылады. Массасы бойынша кішілері – ергежейлілер. Олар бас тізбектің төменгі жағында орналадсады. Жұлдыз өмірінің көп бөлігін бас тізбекте өткізеді. Осы кезеңде оның түсі,темперетаурасы,жарықтығы және басқа да параметрлері айтарлыөтай өзгермейді. Бас тізбектен кейінгі жұлдыз эволюциясының кезеңдері де қысқа. Бұл жағдайда әдеттегі жұлдыздар қызыл алыптарғағ ал өте массивті жұлдыздар қызыл супер алыптарға айналады. Жұлдыз көлемі тез ұлғаяды және оның жарқырауы артады. Дәл осы эволюция фазалары ГР диагаммасында көрсетілген жүктеу/скачать 14,85 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|