Уикипедия

Жұлдыз

(Жұлдыздар бетінен бағытталды)
 Басқа мағыналар үшін Жұлдыз (айрық) деген бетті қараңыз.

‎

Жетіқарақшы жұлдызы
1993J ғаламатжұлдызы

Жұлдыз, кейде тұрақты жұлдыз, (лат. stella немесе astrum; астрономиядағы белгісі: ✱) — массасы ерекше ауыр, өзегіндегі термоядролық реакция арқылы айналасына тұрақты жарық шығаратын[1], плазмалық газ және плазма күйдегі аспан денесі. Жұлдыздарды арнаулы түрде Жұлдыз астрономиясы ғылымы зерттейді.

Әдетте қазақ тілінде жұлдыз сөзі көптеген мағынада қолданылады: барлық аспан денелерін (Күн, Ай, Марс, Шолпан, құйрықты жұлдыздар т.б.) жай тілмен жұлдыз деп бірдей атай береді. Дегенмен, ғылыми арнаулы мағынада жұлдыз тек Күн секілді, сүмбіле, темірқазық, жетіқарақшы, үркер секілді, қос жұлдыз[2], жұлдыздар шоғыры[2], ғаламатжұлдыз[2], секілді өзінен жарық шығаратын алып аспан денелеріне қаратылады.

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

Жұлдыз негізгі уақытын өзегіндегі термоядролық реакция арқылы айналасына жарық шашуымен өткізеді. Өзегіндегі термоядролық реакция өзектің шетіне дейін жоғары энергия бөліп шығарады, сосын оны сыртқы әлемге радиация болып шашырайды.

Сутегі мен гелийден ауыр элементтер термоядролық реакциядан пайда болады. 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[3] (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 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.[4] 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[5].

Жұлдыздар ғарышқа біркелкі шашылған емес. Олардың көбі тартылыс күш әсерінде ұйысып екіден көп қос жұлдыздарға біріксе, тіпті неше миллиард жұлдыздар топтасып алып жұлдыздар шоғырыдарға айналады. Екі жұлдыздың орбитасы оларды жақындатқанда олардағы өзгеріс тездейді[6]. Мысалы, Ақ ергежейлі жұлдыз өзінің серік жұлдызына жақындағанда оның газдарын өзіне сіміріп, жаңа жұлдыз болып жарқырайды.

Жұлдыздар әлемі өте әр алуан. Кейбір жұлдыздар Күннен мың есе үлкен (көлемі бойынша) әрі жарығырақ болып келсе (алып жұлдыздар), ал кейбіреуінің мөлшері мен шығаратын жарығының энергиясы Күннен әлдеқайда аз болып (ергежейлі жұлдыздар) келеді. Жұлдыздардың жарқырауы да түрліше болады. Алтын Балық шоқжұлдызының S жұлдызы Күннен 400 мың есе артық жарқырайды.

Күн өзінің барлық белгілері жағынан қатардағы жұлдыз болып саналады. Көптеген жұлдыздарды күн секілді ғаламшарлық 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. Жұлдыз спектріне талдау жасау арқылы да жұлдыздың ғаламшар серігі бар-жоғы анықталады.

Этимологиясы

өңдеу

Қазақ тіліндегі жұлдыз сөзі прото-түркі *yulduŕ сөзінен шыққан. Әзірбайжанша ulduz, шағатайша یولدوز‎, долғанша һулус, ғағауызша yıldız, қарашай-балқарша жулдуз, башқұртша йондоҙ, хакасша чылтыс, құмықша юлдуз, қырғызша жылдыз, ноғайша юлдыз, шорша чылтыс, татарша йолдыз, түрікменше ýyldyz, тываша сылдыс, ұйғырша يۇلتۇز‎, өзбекше yulduz, сахаша сулус және басқа түркі жұлдыз атауларының когнаты болып табылады.[7]

Латын тіліндегі stella сөзі прото-италикше *stērolā сөзінен шыққан, ал astrum ежелгі грек тіліндегі ἄστρον сөзінен алынған. Ἄστρον мен stella бір прото-үнді-еуропа *h₂stḗr сөзінен шыққан, демек екеуі де туыс сөз.

Күзету-өлшеу тарихы

өңдеу
 
Аспан кестесі, б.з.д. XVII ғ.

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.

 
Птолемей

Тұрақты жұлдыздар діни рәсімдер үшін де айырықша маңызға ие болды. Көптеген ежелгі ғалымдар ерте заманның өзінде-ақ адамдар жұлдызды аспанды шоқжұлдыздарға бөлген[8]. 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.[9]

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 (б.з.б. IV ғасыр) идеясының ықпалында көптеген ғасырлар бойы жұлдызды аспан мәңгілік және өзгермейтін хрусталь сфера тәрізді, оның сыртында құдайлар өмір сүреді деп жорамалдауы негізгі ғарыш түсінігі болды.

 
Әбу Райхан әл-Бируни

Ең ежелгі дәлдігі жоғары, уақыты көрсетілген жұлдыз картасы б.з.д. 1534 ж. ежелгі Мысырда жасалды.[10] 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 айдың тұтылуы кезінде біраз жұлдыздың ендік бұрышын өлшеді.[11]

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 қалдырған екен.[12]

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.[13]

 
Джордано Бруно

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 көзқарасты ежелгі грек ойшылдарынан шексіздік туралы айтқан Анаксимандр мен атом теориясының негізін қалаушы Демокрит, Рим философы Эпикур айтып өткен болатын.[14]

Теолог Ричард Бентли «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.[15]

 
Тихо Браге

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 Джеминиано Монтанари 1667 жылы Алгольдағы жарық өзгерісін тіркеген. Эдмонд Галлей ежелгі грек Птолемей заманынан сол кезге дейінгі жұлдыздар орнының өзгерісі туралы зерттеу жасап, жұлдыз тұрақты деген көзқарасты өзгертті.[13]

Фридрих Вильгельм Бессел 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

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 Джон Гершель Оңтүстік жарты шарда әкесінің ғылыми тәжірибесін қайталап, ұқсас қорытынды шығарды.[16] 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.Хендерсон алғаш рет ең жақын үш жұлдызға дейінгі қашықтықты анықтады.

Джозеф Фраунгофера және Анджело Секки Сүмбіле мен күнді салыстырып, жұлдыздарды жарығына қарай түрге бөлудің ғылыми жүйесін жасады.[17] Дегемен қазіргі заманғы жұлдыздар жүйесін бөлу амалын Энни Кэннон 1900 жылы тапқан.

 
Фридрих Вильгельм Бессел

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

19-ғасырдың 60-шы жылдары жұлдыздарды зерттеу үшін спектроскоп, ал 1880 жылдан бастап фотография пайдаланыла бастады.[18]

Тұрақты жұлдыз зерттеуі XX ғасырда тез дамыды. Карл Шварцшильд көзбен көрінетін жұлдыз бен оның аппаратқа тартылған фотосын салыстырып, жұлдыздың түсі мен температурасын білуге жол ашты. 1921 фотоэлектрлі фотометр жұлдыздарды өлшеуге қолданыла бастады. Алғаш рет Альберт Майкельсон Гук телескопы арқылы жұлдыз диаметрін өлшеді.[19]

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.[20]

Ғаламатжұлдыздарды айтпағанда, басқа жұлдыздарды Құс жолы галактикасы тәуелді жергілікті галактикалар жүйесінде күзетуге болады.[21][22] Дегенмен, бұл күндері тіпті жерден 100 млн жарық жылы қашықтықтағы Бикеш галактикалар жүйесіндегі M 100 галактикасындағы жұлдыздарды да өлшеп-тексеруден өткізуге мүмкіндік туып отыр.[23][24][25]

Жұлдыздардың аталуы

өңдеу
 
Астрология тақтайшасы

Шоқжұлдыз ұғымы ежелгі Вавилон мәдениетінде қалыптасқан. Ежелгі заманның жұлдыз бақылаушылары біршама әйгілі жұлдыздарды табиғат мифологиясындағы белгілі бір оқиғалармен байланыстырып, олардан түрлі 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.

 
XVII ғ. жұлдыз картасы, Голландия

Кейбір жұлдыздар туралы арнайы аңыздар құрастырылды.[26] Мысалы, Алголь жыланшаш пері Медузаға арналған.

Ежелгі гректер ғаламшарларды айналушы жұлдыз (серуендеуші) деп танып, маңызды Құдайларының атын берді. Бұл планеталардың аты Меркурий, Венера, Марс, Юпитер және Сатурн.[26] Уран мен Нептун да грек-рим Құдайларының атында аталғанымен, олардың жарқырау шамасы әлсіз, ежелгі адамдар оларды байқай алмаған. Олар тек кейін байқалған, сондықтан аттары 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" Уранометрияны жасап, әр шоқжұлдыздағы әрбір жұлдызға ат берді. Кейін ағылшын астрономы Джон Флемстид сандық жүйе арқылы белгілеу амалын тауып, ол кейін "Флемстид белгілемесі" деп аталды. Бұдан басқа да жұлдыздарды белгілеу амалдары ойлап табылды.

Ғылым әлемінде жұлдыздар мен басқа да аспан денелеріне ат беретін бірден-бір орган Халықаралық астрономиялық одақ (ағылш. International Astronomical Union).[27] Бірақ кейбір астрономиялық органдар алдамшылыққа барып, жұртқа жұлдыз атын сатумен айналысады. Дегенмен, олар (мысалы: “International Star Registry” қатарлылар) қандай амалмен жұлдыздар атын сатумен айналысса да, бұл атаулар ғылым жағынан мойындалмайды, оны ешкім де пайдаланбайды.[27] Оның бәрі адам алдап ақша табудың бір амалы ғана. [28]

Жұлдыздар саны және жайыласуы

өңдеу
 
Жұлдыз меруерті

Астрономдар ғарыштағы жұлдыздар саны көп, мөлшері әрқилы деген. АҚШ астрономы Карл Саган өзінің «Триллионның триллионы» кітабында «Ғаламда триллион галактика бар. Әр галактикада триллион жұлдыз бар», — деген жорамал айтты.

АҚШ астрономы Чарли Конрой қатарлылар галактикалар спектріне талдау жасағаннан кейінгі жорамалы бойынша ғаламда шамамен 3•1023 жұлдыз бар деген болжам береді[29].

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 млрд-тан асады[30]. Кезінде жұлдыздар тек Галактикаларда ғана болады деп түсіндірілді,[31] бірақ галактикалар арасында бос аймақта өз алдына жүрген жұлдыздар да жетерлік екен. Астрономдардың межелеуінше, ғарышта шамамен 700 Гай (7×10 22) жұлдыз бар[32].

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[33].

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[34]. Құс жолы жүйесіндегі жұлдыздардың көбі жеке жұлдыз болып келеді. Ұсақ ғарыш денелерінің байқау техникасына ілесіп байқалған жеке жұлдыздар көбейе түсті. Әлемнің 85% жұлдызы Қызыл ергежейлі болса, олардың 25%-ында серік жұлдыз бар.

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

Күннен басқа жерге ең жақын жұлдыз Кентавр шоқжұлдызындағы Проксима 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 тасығыштың жылдамдығы 8 км/сек (сағатына 30,000 км) деп есептесек, ол 150,000 жылда әрең Проксимаға бара алады екен[35]. Қашықтықтың мұнша алыстығы әлемдегі жұлдыздар арасындағы үйреншікті жағдай деп есептеледі[36]. 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 кездеседі.

Ал, галактикалардың сыртқы қоралану өңірінде жұлдыздар бір-біріне өте алыс жайласқан. Онда галактикалар өзегіне салыстырғанда жұлдыздар арақашықтығы біршама кең болып, жұлдыздар соқтығысы сирек кездеседі. Бірақ Шар пішінді жұлдыз шоғыры жүйесі мен галактика өзегінде жұлдыздар соқтығысуы жиі кездесетін құбылыс.[37] Жұлдыздар қақтығысынан Көк жұлдыздар пайда болып, олардың айналасындағы Негізгі тізбек жұлдызына салыстырғанда беткі температурасы өте жоғары болады.[38]

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 СИ бірлігі арқылы өрнектеледі. Кейде CGS бірлігі де қолданылады.

Күн массасы：  килограмм[39]
Күн жарығы：   Ватт[39]
Күн радиусы：  метр[40]

Негізгі параметрлерден басқа эффективтік температура, спектрлік класс, абсолюттік жұлдыздық шама, түрлі-түстілік көрсеткіші тәрізді туынды параметрлер де қолданылады.

Ең ұзын қашықтық, мысалы алып жұлдыздардың радиусы, немесе қосаржұлдыздың ұзын жарты өсі көбінесе астрономиялық бірлікпен өлшенеді. Астрономиялық бірлік 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 тығыздығынан төмен болады. Сондай тығыздығы жоғары өңір Молекулярлық бұлт деп аталып, ондағы негізгі элемент сутегі болса, гелий шамамен 23-28% болып келеді. Бұдан басқа өте аз мөлшерде түрлі ауыр элементтер болады. Оған Аңшы үлкен тұмандығындағы жұлдыздардың қалыптасуы жақсы мысал бола алады[41]. Үлкен массаға ие молекурлярлық бұлттан жұлдыз қалыптасқанда, ол сондағы тұмандық газдарды жарқыратып, сутегіні иондап, H II өңірін қалыптастырады.

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.

Протожұлдыздың пайда болуы

өңдеу
Толық мақаласы: Протожұлдыз
 
HH32 Хербиг–Аро нысаны

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 Джинс тұрақсыздығы шамасына жетіп барғанда ол өзінің ішкі гравитациясының 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[42]. Бұл негізгі тізбек жұлдызының алғашқы сатысында протопланета дискасы болады, ауырлық күшінің тоғысуына кем дегенде 10-15 млн жыл керек.

Алғашқы протожұлдыздардың массасы күн массасынан 2 есе кішілері Торпақ T жұлдызы секілділер болса, үлкендері Хербиг жұлдыздарына ұқсас жұлдыздарды құрайды. Бұл жаңа пайда болған жұлдыздар өз өсінде айналуынан екі полюсінен ағын бүркіп шығарып, Хербиг–Аро нысанын (ағылш. Herbig–Haro object) құрайды[43].

Негізгі тізбек жұлдызы

өңдеу
Толық мақаласы: Негізгі тізбек жұлдызы
 
HR (Герцшпрунг-Рассел) 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 (ағылш. Main sequence) деп аталады да, негізгі тізбектегі жұлдыздар Негізгі тізбек жұлдызы (ағылш. main-sequence stars), немесе Ергежейлі жұлдыз (ағылш. dwarf) деп аталады. Негізгі тізбек жұлдыздары өз ғұмырының сутегілік жану 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 температура 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 температурасы біртіндеп жоғарылап, жарығы да арта береді[44]. Күнді мысал етсек, шамамен 4.6 млрд жыл бұрын негізгі тізбек сатысына жеткен, содан бері оның жарығы 40% артқан.[45]

Әрбір жұлдыз жұлдыз боранын (ағылш. 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,[46] осылайша ол бүкіл ғұмырында өз массасының әрең 0.01% пайызын ғана жоғалтады. Алып массаға ие жұлдыздарда жыл сайын жоғалтатын массасы 10−7 ден 10−5 %-ға жетеді. Бұл олардың өзгерісіне біршама әсер етеді[47]. Массасы күн массасының 50 есесіндей жұлдыз Негізгі тізбек сатысында өз массасының жартысына дейін жоғалтады[48].

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 тез, өмірі қысқа болады. Ұсақ жұлдыздардың 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.[49] Жұлдыз бораны күшіне әсер етеді.[50] 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
Толық мақаласы: Алып қызыл жұлдыз
 
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 (ағылш. 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[45][51].

2,25 есе күн массасына ие Алып қызыл жұлдызда сутегінің термоядролық өзгерісі (бейнелеп айтқанда сутегінің жануы) өзегінің тысқарысындағы бірнеше қабатта қатар жүреді[52] Соңында өзегі қусырылып, Гелийдің термоядролық өзгерісіне (бейнелеп айтқанда гелийдің жануына) ауысады. Бұл кезде жұлдыздың радиусы біртіндеп қусырылып, бетіндегі температурасы жоғарылайды.[53].

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 телескопы түсірген M1-67 тұмандығы, орталығы Вольф-Райе жұлдызы WR 124

Массасы күннен 10 есе үлкен тұрақты жұлдыздар сутегілік термоядролық реакция барысында Аса алып қызыл жұлдызға (ағылш. Red supergiant) айналады. Олардың өзегіндегі сутегі мен гелий секілді отындар жанып таусылғанда гелийден ауыр элементтер де жана бастайды[54].

Олардың өзегі қусырылып, жоғары температурасы 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[52]. Сондықтан біршама кәрі, массасы да үлкен жұлдыздардың өзегіне мол темір жиналады. Бұл жұлдыздардың ауыр элементтері оның айналуы арқылы жұлдыз бетіне тарқал Вольф-Райе жұлдыздарын қалыптастырады, олар өз атмосфера қабатынан тығыздығы жоғары жұлдыз боранын айналасына бүркумен болады.

Гравитациялық коллапс

өңдеу
Толық мақаласы: Гравитациялық коллапс
 
Шаян (Краб) тұмандығындағы ғаламатжұлдыз қалдығы

Үлкендігі орташа жұлдыз өз дамуында сыртқы атмосфера қабаттары кеңейіп ғаламшар пішінді ғаламшарлық тұмандыққа (ағылш. 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 деп атаймыз[55]. Жұлдыздар негізінен плазмалық заттан құралғанымен, Ақ ергежейлі жұлдыздың ішіндегісі плазмалық зат емес. Өте ұзақ замандар өткен соң Ақ ергежейлі жұлдыз үздіксіз күңгірттеніп, 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 Гравитациялық коллапс электронды протонның ішіне еңгізеді, Anti-β мен электронның ыдырауынан протондар, немесе ұсақ протондар толассыз пайда болады. Осындай шұғыл туған коллапстың әсерінде соққы толқындар айналаға тарап, жұлдыз жарылысынан ғаламатжұлдыз пайда болады. Құс жолы ішінде туған ондай жұлдыздар туралы тарихтар бойы көптеген деректер тіркелген, оларды бұрынғы адамдар бұрын болмаған "жаңа жұлдыз" туды деп түсінген[56].

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)[57]. 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[56].

Жұлдыздардың қасиеттері

өңдеу
 
КІші массадағы (солдағы) және үлкен массадағы (оңдағы) жұлдыздардың өзгеру эвалюциясы

Жұлдыздың барлық ерекшелігін оның әу бастағы массасы белгілейді. Оның негізгі қасиеттері болған жарқырауы, үлкен-кішілігі, 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[58].

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) өте ақырын жанатындықтан, ғұмыры миллиард жылға дейін барады[59][60].

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[61]. Ауыр элемент құрамының болу-болмауы оның ғаламшар серігінің болу-болмауын да мөлшерлеуге жәрдем береді[62].

Өлшенген жұлдыздар арасында, темір құрамы ең аз жұлдыз ергежейлі HE1327-2326 жұлдызы болып, темір құрамы күннің екі жүз мыңынан біріндей ғана.[63] 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.[64]

Кейбір жұлдыздардың химиялық элементтері басқаларынан өзгеше. Олардың спектрінен хром және сирек жер элементтері көбірек байқалады.[65]

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 Аса 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.[66]

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 телескопын 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 телескоптар 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.[67]

Жұлдыздың өлшемі туралы айтсақ, диаметрі 20-40 км 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.[68]

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 ақпарат 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[69].

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[70]. 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[71].

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

Жұлдыздың электрмагниттік өрісі оның ішкі бөлігіндегі конвекциялы цикл (қарама-қарсы айналыс) қалыптасқан өңірде пайда болады. Жұлдызды құраған электрөткізгіштігі бар плазма бейне мотор секілді жұлдыздың электромагнит 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.

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[72].

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[73]. Мысалы, Маундер минималында (ағылш. Maunder Minimum) күн шамамен 70 жыл бойы еш қара дақсыз қозғалған екен.

1. Күн дағы қозғалысы
2. Күн шудасы

Салмағы

өңдеу
 
G түріндегі жерге ең жақын жұлдыз – Күн. Күн — негізгі тізбек жұлдызының бірі, ол өзегіндегі термоядролық реакциядан энергия жасап нұр шашады, онда сутегі атомы гелий атомына айналады. Оның өзегінде секундына 620 миллион тонна сутегі реакцияға түседі. 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[74].

 
Рефлексті тұмандық NGC 1999 әдетте Аңшы жоқжұлдызы V380 жағынан жарқырайды. Оның массасы күннің 3,5 есесіндей. NASA суреті

Карина шоқжұлдызының (ағылш. Carina) η жұлдызы белгілі болған массасы ең үлкен жұлдыздың бірі есептеледі[75]. Ол күн массасының 100–150 есесіндей үлкен. Бірақ оның ғұмыры тым қысқа, ең ары болғанда бірнеше миллион жыл ғана. Аркес үйіржұлдызы (ағылш. Arches cluster) туралы зерттеулер бойынша, әлемде күннің 150 есесіндей басқа да алып жұлдыздар бар, бірақ әлі нақтыланбады.[76] 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[77]. Олардың құрамында литийден ауыр элемент болмағандықтан, ондай жұлдыздар таусылды. Бұл түрдегі жұлдыздар қазір тек теория жүзінде ғана расталады.

Алтынбалық шоқжұлдызы (ағылш. 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[78]. Темір құрамы күнмен бірдей жұлдыздың ары қарай термоядролық реакция жасауына аз дегенде Юпитерден 75 есе үлкен болуға тиіс[79][80]. 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[80][81]. 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 күші» 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[20].

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 сутегіің термоядролық реакциясын туғыза алмаса, онда ол Қоңыр ергежейліге айналады.

Өз өсінде айналуы

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

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

Сондықтан оның экваторының радиусы екі полюсіне қарағанда 50% үлкен. Мұндай жылдамдық Ахернарды бөлшектеп тынатын 300 км/сек жылдамдықтан сәл кішкене ғана болып тұр[82]. Салыстырма үшін айтсақ, күн 25 – 35 күндік периодта өз өсін бір рет айналып шығады. Экваторындағы жылдамдық бар болғаны 1.994 км/сек қана. Жұлдыздың электромагнит өрісі мен жұлдыз дауылы негізгі тізбектегі жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығын ақырындатады, өзгерісіне де ықпал етеді.[83]

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.[84]

Нейтрон жұлдызының бір түрі болған Пульсардың өз өсінде айналуы өте тез болады, Теңіз шаяны тұмандығы өзегіндегі пульсар секундына 30 рет айналады[85]. Ол төңірегіне үздіксіз импульс жіберетіндіктен Импульс жұлдызы деп те аталады. Бірақ олардың жылдамдығында ақырындау болдады, оның айналу жылдамдығы радиация тарату барысында үздіксіз әлсірей береді.

 
1. Теңіз шаяны тұмандығындағы Пульсар рентгендік көрінетін жарық суреті
2. Жақын жұлдызды сорып алған Пульсардың ұқсатылған көркем анимациясы

Температурасы

өңдеу

Негізгі тізбектегі жұлдыздардың беткі температурасы өзегінде жасалатын энергияға және оның радиусына байланысты болады. Оны рең индексі арқылы мөлшерлеуге болады[86]. Жұлдызды идеалдастырылған қара шар деп есептеп, оның өзегінда жасалатын энергия оның беткі қабатына жеткенде қанша болатыны арқылы есептеу теориялық есептеу болып, ол әдетте "өнімді температура" деп аталады. Бірақ, өнімді температура тек бір көрсеткіш қана. Өйткені жұлдыз температурасы өзегінен бетіне жеткенше үздіксіз әлсірейтін бірнеше сатылардан өтеді[87][88]. Ал өзегінде миллион К ге жетеді[88].

Жұлдыздың термпературасы ондағы түрлі элементтердің иондану салыстырмасын туғызады. Жұлдыздың беткі температурасы, жұлдыз көрінуінің абсолюттік шамасы қатарлылар жұлдыздарды түрге бөлуге негіз болады[20].

Үлкен массаға ие негізгі тізбек жұлдызының беткі температурасы 50,000 K-ге жетеді. Ал, Күн секілді біршама кіші жұлдыздың беткі температурасы бірнеше мың К. Алып қызыл жұлдыздың беткі температурасы 3,600 K болғанымен, бірақ оның жарқырайтын аумағы үлкен болған соң жерден жарық болып көрінеді[89].

Cәулеленуі (радиация)

өңдеу
 
Күн, Жер және оны қоршаған жұлдыздардың жердегілерге көрінуі

Жұлдызда пайда болған энергия термоядролық реакцияның нәтижесі болып, ол электромагниттік сәулелену (радиация) және бөлшектер сәулеленуы арқылы әлемге тарайды[90]. Бөлшектік сәулелену (олар жұлдыздың сыртқы қабатындағы еркін протондар, α бөлшектер, β бөлшектер болып газды ағындарға ілеседі) жұлдыз бораны болып таралады[90]. Әрине, жұлдыз боранында тағы жұлдыз өзегінен келетін нейтринолар да болады.

Өзегінде пайда болған энергия жұлдызды қалай жарқыратады? Мәлім элементтің екі және одан да көп атомдары өзара бірігіп, одан да ауыр элементті пайда қылғанда, γ-сәулелер мен фотондар термоядролық реакция арқылы сыртқа атылады. Бұл энергия беткі қабатына жеткенде көрінетін сәуле секілді формадағы электромагниттік энергияға айналады.

Жұлдыздың реңі көрінетін сәуленің толқындық жиілік мәнімен өлшенеді[91] Ол жұлдыз сыртқы қабатындағы температурамен тіке байланысты болады.[91]. Жұлдыз әдетте көрінетін сәуледен басқа көрінбейтін электромагниттік сәулеленуден де тұрады. Шынтуайтында, электромагниттік сәулелену жұлдыздың бүкіл электромагниттік спектрін — ұзын толқынды инфрақызыл сәулесі мен радиотолқындарды және қысқа толқынды ультракүлгін сәулесін, рентген сəулесін және γ-сәулесін жауып тұрады.

Жұлдыздың электромагнитті сәулеленуі, мейлі көрінетін, көрінбейтіні болсын, тегіс назар аударуға тұралық. Жұлдыздың спектрі арқылы астрономдар жұлдыз бетінің температурасын, беттік тартылыс күшін (гравитация), металл мөлшері мен өз өсінде айналу жылдамдығын өлшей алады. Егер жұлдыздың қашықтығын білсек, параллаксті өлшеу арқылы жұлдыздың жарқырау шамасын есептеп шығара аламыз. Массасы, радиусы, беткі гравитациясы, өз өсінде айналу периоды дегендер жұлдыз моделін тануға көмектеседі (Қосаржұлдыздарда болса жұлдыз массасы бірден есептеледі[92]). Ауырлық күші микролинз технологиясы арқылы жұлдыз массасын тіке өлшеуге болады. Бұл шамаларды білу арқылы астроном ары қарай аталған жұлдыздың жас шамасын да айқындай алады[93].

Жарқырауы

өңдеу
 
Нейтрон жұлдыздың ішкі келбеті

Астрономия саласында, жарқырау дегеніміз аспан денесінің мәлім уақыт бірлігінде сәулеленген жарығы мен басқа да энергиялар шашырауының бірбүтін жиынтығы. Жұлдыздың жарқырауы жұлдыз радиусына және беткі темпратурасына байланысты болады. Бірақ, көптеген жұлдыздардың сәулелену ағыны біртегіс болмайды. Тез айналатын Вега жұлдызын алсақ, одан сәулеленген энергия ағыны экваторында ең көп болады екен[94].

Жұлдыз бетіндегі жұлдыз дағы дегеніміз сәулеленген энергия мен температура орташа сәулеленген аймақтан төмен өңір есептеледі. Шағын, Күн секілді ергежейлі жұлдыздардың бетінде дақтардан басқа өзгеше құбылыстар сирек болады. Алып жұлдыздардағы жұлдыз дағы үлкен және анығырақ болады.[95] Олардың жиек өңірінде айқын күңгірттену құбылысы болады, яғни жарығы жұлдыз табақшасының орталық өңірінен айналасына дейін біртіндеп әлсіреумен болады.[96] Қызыл ергежейлі флэшжұлдыз (Әйдікжұлдыз), мысалы Кит UV жұлдызында жұлдыз дағы біршама айқын байқалады.[97]

Жұлдыз шамасы (Магнитудасы)

өңдеу
Толық мақалалары: Көрнеулік жұлдыз шамасы және Мүлделік жұлдыз шамасы

Жұлдыздың көрнеулік жарқырауы көрнеулік жұлдыз шамасы арқылы өлшенеді. Бұл жарқырау жұлдыз жарығының шынайы шамасына, жер шарынан қашықтығына, жер шары ауа қабатынан өткендегі өзгеру жағдайына байланысты болады.

Ішкі және мүлделік жұлдыз шамасы жұлдыздың жерден 10 парсек (32,6 жарық жылы) қашықтықта көрінген жұлдыз шамасы болып, ол тек жұлдыздың өзіндегі жарқырау шамасына байланысты болады.

Жұлдыз шамасынан жарығырақ жұлдыздар саны
Көрнеу жұлдыз шамасы Жұлдыз саны[98]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

Көрнеулік жұлдыз шамасы мен Мүлделік жұлдыз шамасының өзгерісі логарифм формасында болады: жұлдыз шамасындағы бір бірлік өзгеріс 265 есе (100-дің 5-ші дәрежелі мәні (Rms) шамамен 2,512-ге тең) жарқырау өзгешелігін тудырады[99]. Демек, бірінші жұлдыз шамасы (+1.00) екінші жұлдыз шамасының 2,5 есесіндей жарқыраса, ал, алтыншының (+6.00) 100 есесіндей жарқырайды. Демек, таза ауада көзі ең өткір адамдар көре алатын жұлдыз шамасы алтыншы шамадағы жұлдыз (+6.00) есептеледі.

Жұлдыз дәрежесін білдітертін сан қанша кіші болса, жұлдыз сонша жарық болады және керісі керісінше. Ең жарық жұлдыздың жұлдыз шамасы теріс (0 ден кіші) болады. Екі жұлдыз арасындағы жарқырау айырмасын (ΔL) есептеу үшін күңгіртінің жұлдыз шамасынан жарығырағының жұлдыз шамасын азайтып, 2,512 негізгі санын шыққан айырма дәрежесіне еселесе жеткілікті. Яғни:

 
  (жарқырау айырмасы)

Жарқырауы және жерден алыстығына салыстырмалы түрде айтқанда, Мүлделік жұлдыз шамасы (М) мен Көрнеулік жұлдыз шамасы (m) жеке жұлдыз үшін бірдей шамада болмайды. Мысалы, Сүмбіленің Көрнеулік жұлдыз шамасы −1.44 болса, оның Мүлделік жұлдыз шамасы +1.41 ге тең.

Күннің Көрнеулік жұлдыз шамасы −26,7; ал оның Мүлделік жұлдыз шамасы +4,83 ғана. Сүмбіле жер бетінен қарағандағы ең жарық жұлдыз болып, мүлделік жарқырауы күннің 23 есесіндей. Ал, аспандағы екінші жарық жұлдыз Канопус (Мүлделік жұлдыз шамасы -5,33) күннен 14,000 есе жарық. Канопус Сүмбілеге қарағанда әлдеқайда жарық, бірақ жерден қарағанда Сүмбіле әлдеқайда жарық көрінеді. Себебі Сүмбіле бар болғаны жерге 8,6 жарық жылы қашықтықта ғана. Ал, Канопус біршама ұзақта, ол жер шарына 310 жарық жылы қашықтыққа орналасқан.

2006 жылы Мүлделік жұлдыз шамасы ең жоғары жұлдыз LBV 1806-20, оның жарығы −14.2 шамада болып, күннен 5 000 000 есе жарық[100]. Бізге белгілі жарқырауы ең нашар (күңгірт) жұлдыз NGC 6397 үйіржұлдызындағы бір жұлдыз болып, бұл қызыл ергежейлі жұлдыздың мүлделік жұлдыз шамасы +26 болса, ал ең өшкін Ақ ергежейлі жұлдыздың мүлделік жұлдыз шамасы +28 ғана. Бұл жұлдыздың қараңғылығы сондай, оның жарқындығы жерден қарағандағы ай бетінде жағылған бір тал май шамдай ғана[101].

Жұлдыз түрлері

өңдеу
Толық мақаласы: Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі
Ұқсамаған жұлдыз түрінің
беткі температура диапазоны[102]
Санаты Температура Мысал
O 33,000 K -ден жоғары Зета кемесі
B 10,500–30,000 K Ригель
A 7,500–10,000 K Альтаир
F 6,000–7,200 K Procyon A
G 5,500–6,000 K Күн
K 4,000–5,250 K Үндіс ε жұлдызы
M 2,600–3,850 K Проксима Центавр

Кезекте қолданылатын жұлдыздарды түрге бөлу жүйесі ХХ ғасырдың басында пайда болған. Ол кезде сутегінің спектр сызығына негізделіп, А дан Q дейінгі санатқа ажыратқан.[103] Ол кезде температураның спектр сызығына өте әсер ететіні беймәлім еді. Ал температураны негіз етіп санатқа жіктеу қазіргі түрге бөлу амалы есептеледі.[104].

Жұлдыз спектріндегі ұқсамастықтарға негізделіп, ұқсамаған әріптермен өзара ажыратылады. О түрі ең ыстық жұлдыз болса, М түріндегі жұлдыз ерекше суық болып, молекула жұлдыз атмосферасында пайда болады. Температураның жоғарысынан төменіне дейін жұлдыздар O, B, A, F, G, K және M түрлеріне бөлінеді. Түрлі сирек спектрлерге негізделіп, арнайы бөлулер де болады. Ең көп кездесетін ерекше түр – L және T болып, оларға ең суық кішкентай жұлдыздар мен Қоңыр ергежейлі жұлдыздар тән. Әрбір әріп тағы да сан бойынша 0 -ден 9 -ға дейін тармақталып, температураның кемуі 10 деңгейге бөлінеді. Бірақ бұл жүйе ғаламат ыстық шекте бұзылады: әлі күнге О0 және О1 түріндегі жұлдыз айқындалмады[105].

Тағы бір тұрғыдан, жұлдыз спектріндегі жарқырау әсеріне орай түрлерге бөлінеді. Бұл оның көлемі мен сыртқы гравитациясына байланысты. Олар диапазоны 0 ден (Аса алып жұлдыз ) және ІІІ (Алып жұлдыз) -ден V (Ергежейліні ерткен негізгі тізбек жұлдызы) және VII (Ақ ергежейлі) дейінгі жұлдыздар. Көптеген жұлдыздар негізгі тізбекке тән. Бұл Мүлделік жұлдыз шамасы мен HR диаграмма торындағы тар және ұзын өңір болып, сутегі реакциясы жалғасып жатқан жұлдыздарды қамтиды. Біздің күн болса Негізгі тізбек жұлдызы өңірдегі орташа деңгейдегі, ғарышта жиі кездесетін үлкендіктегі, темпратурасы қалыпты G2V түріндегі сарғыш ергежейлі жұлдыз есептеледі. Күн ерекше өзгеше жұлдыз емес, тек ол бізге өте жақын болғандықтан және ол туралы ақпаратымыз біршама молырақ болғандықтан басқа жұлдыздарды сол күннің қасиетімен салыстырып тануға қолданамыз.

Ұсақ әріптермен белгіленетін қосымша қасиеттер жұлдыз спектрінің арнайы ерекшелігін білдіру үшін қолданылады. Мәселен, "е" атқыланған спектр сызығы барлығын, "m" металдар дәрежесінің жоғарылығы туғызған өзгешеліктер, “var” болса спектр сызығының жиі өзгеріп тұруын білдіреді.

Ақ ергежейлінің өз арнайы түрлері болады және D әрібінде таңбаланады. Бұл түрдегі жұлдыздар спектр сызығындағы ерекшеліктеріне сай DA, DB, DC, DO, DZ және DQ санаттарына түрлендіріліп, оның температура көрсеткіштерінің сандық мәні қосылады[106].

Айнымалы жұлдыз

өңдеу

Айнымалы жұлдыз — ішкі-сыртқы әсерге сай жарқырау периодында және басқа қасиеттерінде өзгеріс туған жұлдыз. Ішкі себептік өзгерістен негізінен үш түрлі жұлдыз тобы қалыптасады. Жұлдыз өзгерісі мезгілінде кейбір жұлдыздар кеңейіп-тарайып өзгеру барысын бастан кешіреді. Кеңею-тараю түріндегі өзгергіш жұлдыз уақытқа сай өз радиусы мен жарқырауын өзгертіп отырады. Жұлдыздың үлкендігіне сай кеңею, немесе тараю периоды бірнеше минуттан неше жылдарға дейін созылуы мүмкін. Мұндай жұлдыздарға Цефеид жұлдыздары мен цефеид жұлдыздары секілділер және ұзақ периодтық Мирида жұлдыздары кіреді[107].

Тез айнымалы жұлдыздар — нұрлануы, немесе массасының атқылануы себепті жарқырауы кенет еселенетін жұлдыздар[107]. Бұл түрдегілерге протожұлдыздар, Волф — Райе жұлдызы және жарқын жұлдыздар тән болып, олардың бәрі тегіс алып жұлдыздар және аса алып жұлдыздар болып келеді.

Ұлы өзгерістен және жарылыстан туындаған өзгергіш жұлдыз ғаламат өзгеріске түседі. Бұл түрдегілерге жаңа жұлдыздар, немесе Ia түріндегі Ғаламатжұлдыздар тән. Ақ ергежейлі өз серігінен сутегі сімірсе, массасының шұғыл артуынан теромядролық реакция қозады[108] Кейбір жаңа жұлдыздар үздіксіз қопарылысқа ұшырап, орта амплитудалы периодтағы жарылыстарды бастан кешіреді[107].

Жұлдыздар сыртқы себептен де өз жарқырауын өзгертуі мүмкін, мысалы қосаржұлдыздар. Кейбір ерекше жағдайда, жұлдыздардың айналуы да жұлдыз дағы өзгерісінен жарқырау өзгерісін туғызуы мүмкін.[107] Айнымалы қосаржұлдыздардың бірі, мысалы Алголь болып, ол 2,87 күн периодында жарқырауы 2,3 ден 3,5 дейін өзгеріп үлгіреді.

Құрылымы

өңдеу
 
Күн тақілетті жұлдыздардың құрылымы, NASA суреті

Тұрақтылық сақтаған жұлдыздардың ішкі бөлігіндегі гидростатик ағысы тепе-тең болады: ұсақ күштер арасындағы қайшылық бүтіндік теңгерімін бұлжытпай, компенсациялап отырады. Тепе-теңдіктің негізі ішке қарай бағытталған бүкіл әлемдік тартылыс күші (гравитация) және сыртқа бағытталған қысым күш градиенті ортасында қалыптасып, жұлдызды тұрақты ұстайды. Қысым градиенті — жұлдыз плазмалық затының температура айырмашылығынан қалыптасады: жұлдыздың ішкі бөлігіндегі температура сыртқы бөлігінен жоғары болатыны анық. Негізгі тізбек жұлдызының, немесе алып жұлдыздардың өзегіндегі температура 107 К ден жоғары болады. Мұндай температура негізгі тізбек жұлдызын жұлдыз ішілік термоядролық реакцияға алып барып қана қалмай, жұлдыздың коллапсын тосуға қажет энергия да бөліп шығарады[109][110].

Жұлдыз ішінде атом ядросы бөлшектенсе, пайда болған энергия гамма（γ) сәулесіндік нұрлану күйінде айнала шашырайды. Бұл фотондар мен айналасындағы жұлдыздық плазмалар өзара реакцияланып, ядроның энергиясын асырып барады. Негізгі тізбек жұлдызында сутегі гелийге айналып, өзегіндегі гелий біртіндеп көбейіп кетеді. Соңында өзегінде гелий негізгі құрамға айналған соң, ядродан энергия шығару тоқтайды. Әдетте күн массасының 0.4 есесінен үлкен жұлдыздардағы реакция гелийлі өзекті орап тұрушы сутегі қабатында аталған қабатты сыртқа жылжыту күйінде жалғасады[111].

Гидростатик тепе-теңдіктен басқа, тұрақты жұлдыздың ішкі бөлігінде жылу тепе-теңдігі сақталады. Ішінен сыртына үздіксіз жылу градиенті ағып, қабаттар температурасының бірдей болуы сақталады.

Радиация қабаты — жұлдыз ішкі бөлігіндегі радиация толық және өнімді тарқалатын өңір болып, бұл өңірдің плазмасы пертурбацияға түспей, массаға әсер етер қозғалыс туғызбайды. Олай болмағанда, плазма тұрақсыз болып, конвекция ағысы туылады да, біртекті қозғалатын қабат пайда болады. Мұндай жағдай мәлім өңірде жоғары қарқынды қозғалыстар жиілегенде, мысалы ядролық өңір мен сыртқы қабат өте жұқа қабатпен жақындасқанда пайда болады.[110]

 
Салмағы түрліше жұлдыздардың радиация аймағы және конвекциясы

Негізгі тізбек өңіріндегі жұлдыздардың сыртқы қабатында конвекция болу-болмауы оның массасына байланысты. Күн массасынан неше есе алып жұлдыздарда ішкі бөлікке дейін жеткен конвекция болады және олардың радиация қабаты оның сыртқы жағында болады. Кішкентай жұлдыздарда, мысалы күн секілді жұлдыздарда жағдай басқаша болады. Олардың конвекциясы сыртқы бөлігіне орналасады.[112] Күн массасының 0,4 есесінен кіші Қызыл ергежейлі жұлдыздарда бүкілдей біртұтастанған конвекция болады да, гелий ядросының жиналып қалуына жол берілмейді[4]. Әрине, көп санды жұлдыздардың конвекциясы жұлдыз қартаюына ілесіп өзгеріп отырады.[110]

Жұлдыздың көзбен көрінетін бөлігі фотосфера делінеді. Ол жұлдыз плазмасы жарқырап, фотон арқылы энергия жеткізетін қабат есептеледі. МҰнда, ядродан шығатын энергия әлемге тарайтын фотонға айналады да, температурасы біршама төмен өңірлер жұлдыз дағы болып көрінеді. Жұлдыз дағы фотосферада болатын құбылыс есептеледі.

фотосфера қабатының сыртындағысы жұлдыз атмосферасы. Күн секілді Негізгі тізбек жұлдызында ең төменгі атмосфера қабаты хромосфера болып, спикула және жұлдыз алаулауы осында туылады. Хромосфера сыртдағысы өтпелі қабат болып, 100км қашықтыққа жетпейтін өңірде термпература шұғыл көтерілген болады. Оның сыртында Жұлдыз тәжі болып, ол жоғары температураға ие плазмалық заттан құралады және сыртқа қарай жүздеген миллион километр созылып жатады.[113] Жұлдыз тәжі жұлдыздың сыртқы қабатындағы конвенция өңірімен[112] байланысты. Жұлдыз тәжінің температурасы жоғары болғанымен бірақ жарығы әлсіз болады. Мысалы Күн тәжісі тек күн толық тұтылған кезде ғана біршама айқын көрінеді.

Жұлдыз тәжінен шыққан жұлдыз бораны жоғары температураға ие плазмалық бөлшектердің сыртақ жаппай кеңейіп, жұлдызара материяға ұшырауынан туылады. Күн туралы айтар болсақ, Күн бораны ықпалына ұшыраған аумақтағы шар пішінді кеңістік әдетте гелиосфера деп аталады.[114]

Термоядролық реакция жолдары

өңдеу
 
Протон-протондық айналыс реакциясы
 
Протон-протондық айналыс реакциясы
 
Көміртегі-азот-оттегі айналысы реакциясы

Жұлдыздар жұлдыз ядросының құрамына сай, жұлдыздың массасы мен ішкі құрылымына сай өзегінде әртүрлі термоядролық реакциялар жасайды. Атомдар біріккеннен кейінгі таза салмағы ядроның өз жалпы салмағынан кішірек болады, өйткені материяның энергияға айналуы заңы бойынша — E = mc² — қалған салмақтағы материя тең шамадағы электромагнитті энергияға айналады.

Термоядролық реакция температура өзгерісіне өте сезгір болып, өзектегі температураның сәл өзгерісінің өзі реакция жылдамдығына үлкен әсер етеді. Негізгі тізбек жұлдыздарының ядролық температурасы массасы ең кішкентай М жұлдыздарындағы 4 млн кельвиннен массасы ауыр О жұлдыздарындағы 40 млн кельвинге дейін жетеді[88].

Ядросы 10 млн кельвинге дейін қызған Күннің өзегінде сутегі гелийге протон — протондық айналысы (ағылш. Proton–proton chain reaction) формасындағы реакцияға түседі[115]:

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV)
23He → 4He + 21H (12,9 MeV)

Бұл реакция нәтижесінде:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

Бұл жердегі e+ позитрон, γ гаммалық сәулеленген фотон, νe нейтрино, H және He сутегі мен гелийдің изотоптары. Бұл реакция нәтижесінде бөлінген энергияның шамасы миллиондаған электрон-вольтқа жеткенімен, жалпы энергия мүмкіндігі үшін өте аз мөлшер есептеледі. Әр реткі реакция шығынын қамту үшін барлық қажетті энергия үздіксіз өндіріліп, жұлдыз радиациясы болып таралып жатады.

Жұлдыз реакциясы үшін қажетті минимал масса:
элемент күн
массасы
Сутегі 0.01
Гелий 0.4
Көміртегі 4
Неон 8

Массасы бұдан ауыр жұлдыздарда катализаторы көміртегі болған Көміртегі-Азот-Оттегі айналысы формасындағы реакция арқылы гелийді бөліп шығарады[115].

Массасы 0,5-тен 10 күн массасына дейінгі жұлдыздардың өзегіндегі температура өзгерісі 100 млн кельвинге жеткенде гелий бериллийді дәнекер еткен күйде үштік алфа барысы (ағылш. triple-alpha process) арқылы көміртегіге айналады[115]:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

Жалпы реакция барысы:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

Алып массаға ие жұлдыздардағы ядролық қысымда неон жану және оттегі жану барысында ауыр элементтер пайда болады. Жұлдыздағы термоядролық реакцияның соңғы сатысы кремний жану барысы болып, нәтижесінде тұрақты изотоп – темір-56 жасалады. Бұдан соң эндотермикалық үрдісі (ағылш. Endothermic process) арқылы реакция жалғасып, ол жаңа элемент жасай алмайды да, гравитациялық сығылу нәтижесінде қалған энергиясын шығарады.

Төмендегі мысалда, массасы Күннен 20 есе жұлдыздың термоядролық реакцияның орындалып біту уақыты көрсетілген. Ол негізгі тізбектегі О жұлдызы, радиусы күннің 8 есесіндей, жарқырауы күннің 62 000 есесіндей.[116]

жанушы
отын 		температура
（млн. K） 		тығыздығы
(kg/cm³) 		жану уақыты
（жыл бірлігі）
Сутегі 37 0.0045 8.1млн.
Гелий 188 0.97 1.2 млн.
Көміртегі 870 170 976
Неон 1,570 3,100 0.6
Оттегі 1,980 5,550 1.25
Күкірт / Кремний 3,340 33,400 0.0315[117]

Жұлдыздардың каталогтары

өңдеу
Толық мақаласы: Жұлдыздар каталогы

Жұлдыздар каталогы — белгілі бір біртекті сипаттамалары (координаттары, жұлдыздық шамалар, спектрлік кластар, т.б.) көрсетілген жұлдыздардың тізімі. Алғашқы каталогтар біздің заманымызға дейін пайда бола бастаған. Кез келген жұлдыздар каталогында әрбір жұлдызға белгілі бір нөмір беріледі. Кейбір каталогтар жұлдыздардың тек бір түрін ғана қамтиды, мысалы айнымалы жұлдыздардың каталогы, қосаржұлдыздар мен еселік жұлдыздардың каталогы.

Ең әйгілі жұлдыздар

өңдеу
№ Таңбалануы Атауы Шоқжұлдыз Көрнеу магнитудасы Жерден қашықтығы (жарық жылы) Сипаттамасы
1   Күн Құс жолы −26,72 8,32 ± 0,16 св. мин Күн жүйесіндегі орталық жұлдыз, жер шары қатарлы ғаламшарлар оны тынымсыз айналып жүреді.
2 Центавр αС Проксима Центавр Центавр шоқжұлдызы +11,09 4,225 Күнге жақын жұлдыз.
3 Үлкен арлан α Сүмбіле Үлкен арлан шоқжұлдызы −1,43 8,58 Күнді айтпағанда жерден қарағандағы ең жарық жұлдыз.
4 Кіші аю α Жетіқарақшы Кіші Аю (шоқжұлдыз) +1,97 431,4 Солтүстіктен көрінетін жетектеуіш жұлдыз.
5 Кеме η — Кеме шоқжұлдызы (Carina) +6,21 7000—8000 Гипергигант. Ондағы ең жарық жұлдыз күннен 5 млн есе жарық.
6 Сарышаян α Антарес Сарышаян (шоқжұлдыз) +1,06 604 Жерге жақын аса жарық және алып жұлдыз. Үлкен телескоппен қарағанда нүкте емес, диск болып көрінеді.[118]
7 HIP 87937 Барнард жұлдызы Жыланшы шоқжұлдызы (Ophiuchus) +9,53 5,963 Өз өсінде айналуы ең тез жұлдыз есептеледі.
8 PSR B1919+21 — Түлкі шоқжұлдызы ? 2283,12 Алғаш ашылған пульсар жұлдызы. (1967 жылы)

Адамзат үшін ең маңызды жұлдыз – Күн

өңдеу
Толық мақаласы: Күн (жұлдыз)

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.

Карта

өңдеу
 Секстант BСекстант AҚұс жолыАрыстан шоқжұлдызы I (Ергежейлі галактика)Canes ЕргежейліАрыстан шоқжұлдызы II (Егрежейлі галактика)NGC 6822Финикс ергежейліТукан ергежейліАрлан-Lundmark-MelotteКит ергежейліIC 1613SagDIGСуқұйғыш ергежейліҮшбұрыш галактикасыNGC 185NGC 147IC 10Андромеда галактикасыM110Арыстан ANGC 3109Antlia ергежейліLGS 3Пегас ергежейліАндромеда IIАндромеда IIIАндромеда I
Жергілікті топжұлдыз (Әріптерге аялдап, сарыларын түртіп көріңіз)

Дереккөздер

өңдеу
  1. ↑ Засов А. В. Звезда. Астронет. Басты дереккөзінен мұрағатталған 5 сәуір 2013. Тексерілді, 4 сәуір 2013.
  2. ↑ a b c Қадыкенов М.М. Қазақша-ағылшынша-орысша физика-техникалық сөздік — Қазақстан Республикасы Ұлттық ядролық орталығының Ядролық физика институты, 2010. — ISBN 9965-675-57-0.
  3. ↑ Stellar Evolution & Death. NASA Observatorium. Басты дереккөзінен мұрағатталған 10 ақпан 2008. Тексерілді, 8 маусым 2006.
  4. ↑ a b Richmond, Michael Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. Тексерілді, 4 тамыз 2006.
  5. ↑ Stellar Evolution & Death. NASA Observatorium. Тексерілді, 8 маусым 2006.
  6. ↑ Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. 
  7. ↑ S. Starostin Starling Etymologic Base  (ағыл.).
  8. ↑ Forbes, George History of Astronomy — London: Watts & Co., 1909.
  9. ↑ Tøndering, Claus Other ancient calendars. WebExhibits. Тексерілді, 10 желтоқсан 2006.
  10. ↑ von Spaeth, Ove (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map". Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology 42 (3): 159–179. http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp. Retrieved 2007-10-21. 
  11. ↑ Zahoor, A. Al-Biruni. Hasanuddin University (1997). Тексерілді, 21 қазан 2007.
  12. ↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R., The Historical Supernovae, Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute, 355–370 бет, Dordrecht, D. Reidel Publishing Co, маусым 29, 1981, Cambridge, England, [1] 2006-09-24
  13. ↑ a b Drake, Stephen A. A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC (2006). Тексерілді, 24 тамыз 2006.
  14. ↑ Exoplanets. ESO (2006). Тексерілді, 11 қазан 2006.
  15. ↑ Hoskin, Michael The Value of Archives in Writing the History of Astronomy. Space Telescope Science Institute (1998). Тексерілді, 24 тамыз 2006.
  16. ↑ Proctor, Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Табиғат 1: 331–333. doi:10.1038/001331a0. http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M. 
  17. ↑ MacDonnell, Joseph Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics. Fairfield University. Тексерілді, 2 қазан 2006.
  18. ↑ Aitken Robert G. The Binary Stars — New York: Dover Publications Inc., 1964.
  19. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal 53: 249–259. doi:10.1086/142603. http://adsabs.harvard.edu/abs/1921ApJ....53..249M. 
  20. ↑ a b c Unsöld, Albrecht The New Cosmos — New York: Springer-Verlag, 1969.
  21. ↑ e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). "Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31". The Astronomical Journal 125 (3): 1298–1308. doi:10.1086/346274. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....125.1298B. Retrieved 2007-02-04. 
  22. ↑ Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission, ESA (1997). Тексерілді 5 тамыздың 2007.
  23. ↑ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet. Hubble Site (1994). Тексерілді, 5 тамыз 2007.
  24. ↑ Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe, Hubble Site (1999). Тексерілді 2 тамыздың 2007.
  25. ↑ UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away., UBC Public Affairs (2007). Тексерілді 2 тамыздың 2007.
  26. ↑ a b Coleman, Leslie S Myths, Legends and Lore. Frosty Drew Observatory. Тексерілді, 13 тамыз 2006.
  27. ↑ a b The Naming of Stars. National Maritime Museum. Тексерілді, 13 тамыз 2006.
  28. ↑ Adams, Cecil Can you pay $35 to get a star named after you?. The Straight Dope (1998). Тексерілді, 13 тамыз 2006.
  29. ↑ 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. 
  30. ↑ What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?. Royal Greenwich Observatory. Тексерілді, 18 шілде 2006.
  31. ↑ Hubble Finds Intergalactic Stars, Hubble News Desk (1997). Тексерілді 6 қарашаның 2006.
  32. ↑ Astronomers count the stars, BBC News (2003). Тексерілді 18 шілденің 2006.
  33. ↑ Szebehely Victor G. Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies — Springer, 1985. — ISBN ISBN 90-277-2046-0.
  34. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2006). Most Milky Way Stars Are Single. Пресс-релиз. Тексерілген 2006-07-16.
  35. ↑ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 км/сағ × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
  36. ↑ Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 313 (2): 209–216. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H. Retrieved 2006-07-18. 
  37. ↑ Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic, CNN News (2000 жыл 2 шілде). Тексерілді 21 шілденің 2006.
  38. ↑ Lombardi, Jr., J. C.; Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal 568: 939–953. doi:10.1086/339060. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..939L. 
  39. ↑ 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. 
  40. ↑ 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. 
  41. ↑ Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics 16: 555–584. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011. http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W. 
  42. ↑ Seligman, Courtney Slow Contraction of Protostellar Cloud. Self-published. Тексерілді, 5 қыркүйек 2006.
  43. ↑ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995: 491, Space Telescope Science Institute. Проверено 2006-07-14. 
  44. ↑ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791. doi:10.1086/190603. http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M. 
  45. ↑ a b Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. doi:10.1086/173407. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S. 
  46. ↑ Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity" (Scholar search). The Astrophysical Journal 574: 412–425. doi:10.1086/340797. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html. 
  47. ↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics 61 (2): 251–259. http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D. 
  48. ↑ The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. Тексерілді, 7 қыркүйек 2006.
  49. ↑ Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics 373: 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626. http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html. 
  50. ↑ Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group (2004). Тексерілді, 26 тамыз 2006.
  51. ↑ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.  Тағы қараңыз Palmer, Jason. Hope dims that Earth will survive Sun's death, NewScientist.com news service (2008). Тексерілді 24 наурыздың 2008.
  52. ↑ a b Hinshaw, Gary The Life and Death of Stars. NASA WMAP Mission (2006). Тексерілді, 1 қыркүйек 2006.
  53. ↑ Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. doi:10.1086/191565. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K. Retrieved 2007-03-03. 
  54. ↑ What is a star?. Royal Greenwich Observatory. Тексерілді, 7 қыркүйек 2006.
  55. ↑ Liebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics 18 (2): 363–398. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051. http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L. 
  56. ↑ a b Introduction to Supernova Remnants. Годдард ғарышқаұшу орталығы (2006). Тексерілді, 16 шілде 2006.
  57. ↑ Fryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity 20: S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309. http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309. 
  58. ↑ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J. Nearby Star Is A Galactic Fossil, Science Daily (2007). Тексерілді 10 мамырдың 2007.
  59. ↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?. Ғылыми Америка (2006). Тексерілді, 11 мамыр 2007.
  60. ↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal 482: 420–432. doi:10.1086/304125. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L. Retrieved 2007-05-11. 
  61. ↑ A "Genetic Study" of the Galaxy. ESO (2006). Тексерілді, 10 қазан 2006.
  62. ↑ Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal 622 (2): 1102–1117. doi:10.1086/428383. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F. 
  63. ↑ Signatures Of The First Stars. ScienceDaily (2005). Тексерілді, 10 қазан 2006.
  64. ↑ Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates". Astronomy & Astrophysics 367: 253–265. doi:10.1051/0004-6361:20000477. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...367..253F. Retrieved 2007-11-27. 
  65. ↑ Gray David F. The Observation and Analysis of Stellar Photospheres — Cambridge University Press, 1992. — ISBN ISBN 0-521-40868-7.
  66. ↑ The Biggest Star in the Sky, ESO (1997). Тексерілді 10 шілденің 2006.
  67. ↑ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared". Journal of Astrophysics and Astronomy 16: 332. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JApAS..16..332R. Retrieved 2007-07-05. 
  68. ↑ Davis, Kate Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis. AAVSO (2000). Тексерілді, 13 тамыз 2006.
  69. ↑ Hipparcos: High Proper Motion Stars. ESA (1999). Тексерілді, 10 қазан 2006.
  70. ↑ Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69 (406): 54. doi:10.1086/127012. http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J. 
  71. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist 86 (3): 264. doi:10.1511/1998.3.264. http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1. Retrieved 2006-08-23. 
  72. ↑ Brainerd, Jerome James X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator (2005). Тексерілді, 21 маусым 2007.
  73. ↑ Berdyugina, Svetlana V. Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews (2005). Тексерілді, 21 маусым 2007.
  74. ↑ Балалар энциклопедиясы
  75. ↑ Smith, Nathan (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine (Astronomical Society of the Pacific) 27: 20. http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html. Retrieved 2006-08-13. 
  76. ↑ NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy, NASA News (2005). Тексерілді 4 тамыздың 2006.
  77. ↑ Ferreting Out The First Stars, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2005). Тексерілді 5 қыркүйектің 2006.
  78. ↑ Weighing the Smallest Stars, ESO (2005). Тексерілді 13 тамыздың 2006.
  79. ↑ Boss, Alan Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington (2001). Тексерілді, 8 маусым 2006.
  80. ↑ a b Shiga, David Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist (2006). Тексерілді, 23 тамыз 2006.
  81. ↑ Hubble glimpses faintest stars, BBC (2006). Тексерілді 22 тамыздың 2006.
  82. ↑ Flattest Star Ever Seen, ESO (2003). Тексерілді 3 қазанның 2006.
  83. ↑ Fitzpatrick, Richard Introduction to Plasma Physics: A graduate course. The University of Texas at Austin (2006). Тексерілді, 4 қазан 2006.
  84. ↑ Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 257 (3): 450–454. http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.257..450V. 
  85. ↑ A History of the Crab Nebula, ESO (1996). Тексерілді 3 қазанның 2006.
  86. ↑ Strobel, Nick Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. (2007). Басты дереккөзінен мұрағатталған 26 маусым 2007. Тексерілді, 9 қазан 2007.
  87. ↑ Seligman, Courtney Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. Тексерілді, 5 шілде 2007.
  88. ↑ a b c Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator (2005). Тексерілді, 10 қазан 2006.
  89. ↑ Zeilik Michael A. Introductory Astronomy & Astrophysics — 4th ed.. — Saunders College Publishing, 1998. — P. 321. — ISBN 0030062284.
  90. ↑ a b Roach, John. Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind, National Geographic News (2003). Тексерілді 13 маусымның 2006.
  91. ↑ a b The Colour of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. Тексерілді, 13 тамыз 2006.
  92. ↑ Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun, Hubble News Desk (2004). Тексерілді 24 мамырдың 2006.
  93. ↑ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal 532: 1192–1196. doi:10.1086/308617. 
  94. ↑ Staff. Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator, National Optical Astronomy Observatory (2006). Тексерілді 18 қарашаның 2007.
  95. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics (Max Planck Society). http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8. 
  96. ↑ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics 61 (6): 809–813. http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M. 
  97. ↑ Chugainov, P. F. (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars 520: 1–3. http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M. 
  98. ↑ Magnitude. National Solar Observatory—Sacramento Peak. Басты дереккөзінен мұрағатталған 6 ақпан 2008. Тексерілді, 23 тамыз 2006.
  99. ↑ Luminosity of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. Тексерілді, 13 тамыз 2006.
  100. ↑ Hoover, Aaron Star may be biggest, brightest yet observed. HubbleSite (2004). Тексерілді, 8 маусым 2006.
  101. ↑ Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397. HubbleSite (2006). Тексерілді, 8 маусым 2006.
  102. ↑ Smith, Gene Stellar Spectra. University of California, San Diego (1999). Тексерілді, 12 қазан 2006.
  103. ↑ Fowler, A. (1891–2). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Ұлы табиғат, a Weekly Illustrated Journal of Science 45: 427–8. 
  104. ↑ Jaschek Carlos The Classification of Stars — Cambridge University Press, 1990. — ISBN 0521389968.
  105. ↑ MacRobert, Alan M The Spectral Types of Stars. Sky and Telescope. Тексерілді, 19 шілде 2006.
  106. ↑ White Dwarf (wd) Stars. White Dwarf Research Corporation. Тексерілді, 19 шілде 2006.
  107. ↑ a b c d Types of Variable Stars. AAVSO. Тексерілді, 20 шілде 2006.
  108. ↑ Cataclysmic Variables. NASA Годдард ғарышқаұшу орталығы accessdate = 2006-06-08 (2004).
  109. ↑ Hansen, Carl J. Stellar Interiors — Springer, 2004.
  110. ↑ a b c Schwarzschild Martin Structure and Evolution of the Stars — Princeton University Press, 1958. — ISBN ISBN 0-691-08044-5.
  111. ↑ Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. Тексерілді, 11 шілде 2006.
  112. ↑ a b What is a Star?. NASA (2006). Тексерілді, 11 шілде 2006.
  113. ↑ ESO (2001). The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT. Пресс-релиз. Тексерілген 2006-07-10.
  114. ↑ Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. (2005). "Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields". Science 309 (5743): 2027–2029. doi:10.1126/science.1117542. 
  115. ↑ a b c Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. (1999). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (pdf). Reviews of Modern Physics 69 (4): 995–1084. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf. Retrieved 2006-08-04. 
  116. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W. 
  117. ↑ 11.5 күн 0.0315 жылға тең.
  118. ↑ А. Остапенко. Снова на берегах «Молочной реки» Мұрағатталған 6 мамырдың 2008 жылы. // Наука и жизнь. — 2002. — № 10. ISSN 0028-1263

Әдебиет

өңдеу
  • H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. überarb. Aufl. ISBN 3-411-03148-4
  • H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarb. Aufl. ISBN 3-411-14172-7
  • Rudolf, A. Weigert: Stellar structure and evolution. 2nd corr. ed., ISBN 3-540-50211-4 (englisch) (ағылш.)
  • N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Originalausgabe, Becksche Reihe, München 1995, ISBN 3-406-39720-4
  • D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65065-8 (hardback), ISBN 0-521-65937-X (paperback) (ағылш.)
  • Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6. (ағылш.)
  • Gribbin, John, Mary Gribbin (2001). Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8. (ағылш.)
  • Hawking, Stephen (1988). A Brief History in Time. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1. (ағылш.)

Сыртқы сілтемелер

өңдеу
Ортаққорда бұған қатысты медиа файлдар бар: Жұлдыз
«https://kk.wikipedia.org/w/index.php?title=Жұлдыз&oldid=3415221» бетінен алынған