Физикалық айнымалы жұлдыздар дегеніміз не?
Физикалық айнымалы жұлдыздар жалтырауының өзгеруі олардың қойнауларындағы өтіп жататын физикалық процестердің әсерінен жарқырауының өзгеруінен болады. Қазіргі уақытта физикалық айнымалы жұлдыздардың 40-тан астам кейпі бар. Оларды үш негізгі топқа бөлуге болады. Толқыламы айнымалы, оталысты айнымалы және эруптивті айнымалы жұлдыздар. Бақылауға болатындай физикалық айнымалы жұлдыздардың неғұрлым қызықты кейіптерін қарастырамыз.
Пульстанатын айнымалы жұлдыздардың жарықтылығы олардың шағын аралықтағы сығылу мен ұлғаюының алмасуынан өзгереді. Жұлдыз сығылған кезде фотосфераның өлшемі біршама кішірейеді. Бірақ оның есесіне оның температурасы жоғарылайды. Нәтижесінде жұлдыздың жарқырауы, сондай-ақ жалтырауы да артады. Жұлдыз ұлғайған кезде температура мен жарқырау азаяды. Кейбір жұлдыздың сығылуы мен ұлғаюының алмасуы қатаң белгілі периодпен (периодты немесе дұрыс пульстанатын айнымалы жұлдыздар) өтеді. Ал дұрыс пульстанатын тіркестенеді. Ал үшіншісінде өлшемдерінің құбылуы мен жарқырауы аумалы-төкпелі өтеді.
Физикалық айнымалы жұлдыздар. Цефеидтер
Дұрыс пульсацияланатын айнымалы жұлдыздарға Цефейдегі жақсы зерттелген сипаттарына қарай цефеидтер деп аталатын жұлдыздар жатады. Барлық цефеидтер F және Q спектерлі кластарға жататын – 3^m-нен – 6^m-ге дейінгі абсолют жұлдыздық шамадағы сары аса алып жұлдыздар болып табылады. Бұл жұлдыздардың массасы Күн массасынан шамамен 8-12 есеге,ал радиусы – 60-тан 150 есеге дейін асып түседі. Жалтырау амплитудасы делінетін жалтырау минимумы мен максимумындағы жұлдыздық шамалардың айырмасы әр цефеидте 0,1^m-нен 2,0^m-ге дейін, ал айналу периодтары 1 тәуліктен 135 тәулікке дейін жетеді. Оның үстіне айнымалылығының амплитудасы мен периоды жұлдыздың жарқырауы мен радиусының ұлғаюына қарай арта береді. Жалтырау максимумы минимумнан кейін басталады.
Әдеттегіше, шамамен жалтыраудың максимумы кезіндегісімен анықталатын жұлдыздың айнымалылық периодының үштен біріндей мерзімінде басталады. Ал сонымен қатар спектрлік класы да өзгереді. Жалтыраудың ең жарығында температура 7000 К-ге жақындайды. Минимумында 5500 К-ге жуық, ал спектерлі класс максимумында шамамен F5-F6 дейін, минимумында G1-G5 дейін өзгереді. Цефеидтердің барлығына жуық Құс жолында және оған жақын орналасқан.
Физикалық айнымалы жұлдыздар. Лиридтер
Дұрыс пульсацияланатын айнымалы жұлдыздардың басқа кейінгі Лирадағы жақсы зерттелген жұлдыздың атымен, Лирадағы RR кейіпті айнымалы деп аталады. Лиридтердің жалтырау қисығының пішіні біршама ажыратылатын үш шағын кейпі бар, оның үстіне кейбір жұлдыздардың пуьсациялану периодтарында аздаған периодтық өзгеріс байқалады. Көптеген лиридтер Құсжолынан тыс орналасқан және олар өздері бар аумақтағы объектіге дейінгі қашықтықты анықтауға, жекелеп айтқанда, шар тәрізді жұлдыз шоғырына дейінгі қашықтықты анықтауға пайдаланады.
Дұрыс айнымалыларға сондай-ақ Әлем (Мир) жұлдызы атымен аталатын ұзақ периодты айнымалы жұлдыздар немесе лиридтер де жатады. Өзінің көлемі жағынан Күн көлемінен миллион және ондаған миллион есе асып түсетін бұл М спектрлік кластағы, температуралары 3000 К жақын өте баяу 80-нен 1000 тәулікке дейінгі периодта және 2,5^m-нен 11^m-ге дейінгі жалтыл амплитудасына пульсацияланады. Бірақ бұл жағдайда толқын ұзындығының барлық диапозындағы сәуле шығару энергиясы бар болғаны 2-2,5 есе ғана өзгереді. Сондықтан да спектрдің бақыланатын және инфрақызыл бөліктері аралығындағы энергияның мезгіл-мезгіл алмасуы болып тұрады. Бұл жұлдыздардың радиустары орташа мәннің айналасында 5-10% аралағында тербеледі. Ал жалтырау қисығы цефеидтердікіне ұқсас.
Радиусы 390 К Күндікіне жуық, ал массасы Күннің 10 массасындай Киттегі Әлемнің өзі 2,0^m-нен 10,1^m-ге дейінгі аралықта жалтырауын 332^k өзгертеді. Сондықтан ол жай көзге ылғи да көрінбейтін тұрады. Оның бақыланарлық жарқырауы мезгіл-мезгіл 1740 есе периодты түрде өзгеріп отырады.
Ғылыми зерттеулер
Астрофизик С.А.Жевакин көрсеткендей, жұлдыздардың пульсациясы жұлдыздардың белгілі тереңдігінде орналасқан және жартылай иондалған гелийден тұратын затының неғұрлым жұқа қабатының әсерінен болады. Жұлдыз сығылған кезде бұл қабат тығыздала түседі. Осы қысым күші нәтижесінде сығылу тоқтайды және кеңею процесі басталады.
Көптеген жаңа жұлдыздар ақ ергежейлілер мен К немесе М спектрлік класының кәдімгі жұлдыздарынан тұратын тығыз жұптар болып шықты. Кәдімгі жұлдыздың сутегіге бай заты ақ ержегейліге қарай ағады. Ақ ержегейлідегі заттың көбеюіне қарай түзілген “қауақшақтағы” қысым мен температура ұлғаяды. Белгілі бір шегіне жеткен осы қауашақты ақ ергежейліден ысырып тастайтын термоядролық жарылыс болады.
Мұндай процестің қайталануы мүмкін. Шындығында да, кейбір жұлдыздар қайтадан тұтанады. Олар қайталанған жаңа жұлдыз деп жиі аталады. Мәселен, Компастағы Т жұлдызы 1890,1902,1920,1944 және 1966 жылдары, ал Солтүстік Тәждегі Т жұлдызы 1866 және 1946 жылдары тұтанды. Оның үстіне соңғының екінші оталысын астрономдар проф. П.П.Паренаго және проф. Б.В. Кукаркин алдын ала болжап айтты. Ал оны астрономия әуесқойы А.С. Каменчук тапты.