қ
58
∑
ҚАБАТ – ҚЫСЫМ
574
575
Алғашқы реттік, сондай-ақ жұлдыздық текті қара апандарды іздеу осы заманғы
астрономиялық мәселелердің ең бастысы болып табылады. Қара апандарды
табудың ең тиімді ықтимал жолы – бір құраушысы қара апан, ал екіншісі – зат-
тары қара апанға ағатын алып-жұлдыздан құралған қосарланған (қос) жұлдыз
жүйесі болмақ. Алып-жұлдыздан қара апанға «құйылатын» заттардан қара апанға
жақын айналмалы газ дискісі пайда болады. Әртүрлі жылдамдықпен айналатын
дискі қабаттарының арасындағы үйкеліс заттардың едәуір қызуын (ондаған мил-
лион градус) және рентгендік жылулық сәулені тудырады. Ғарыштық бірқатар
рентгендік көздерінің осыған ұқсас құрылымының болуы ықтимал. Осындай
көздердің бірі болып саналатын Аққу Х – 1-дегі жұлдыздардың бірінің массасы
жуық шамамен 25 Күн массасына және екіншісінікі 10 Күн массасына (сәйкес
түрде оптикалық байқалатын алыпжұлдыз және көрінбейтін жұлдыз – рентгендік
сәуле көзінің) тең. ~ 10 Күн массасына тең тығыз жұлдыз
нейтрондық жұлдыз
бола алмайды. Сондықтан әлгіндей жүйеден астрономдар алғаш рет қара апанға
сәйкес жұлдызды ашқан. Сонымен қатар галактикалардың активті ядроларында
және квазарларда асамассалы қара апандардың (М ~10
6
– 10
8
Күн массасындай)
болуы мүмкін деп болжанған. Осы нысандардан байқалатын активтілік қоршаған
ортадан қара апандардағы құлап түсетін газдардың есебінен пайда болуы ықтимал.
Қара апандардың болатынын 1939 жылы алғаш рет американ физиктері : Роберт
Оппенгеймер (1904 – 1967) мен Хартлэнд Снайдер (1913 – 1962) болжаған.
Қара апанның табиғатын білу үшін жұлдыздық эволюцияның жолын талдау
қажет. Күнге ұқсас жұлдыз ең алдымен сығымдалады. Оның ядросының темпе-
ратурасы жеткілікті деңгейге көтерілген соң ядролық үрдіс (процесс) басталады.
Ядролық «отын» азайған кезде жұлдыз қампайып (ісініп) қызыл алып жұлдызға
айналады, осыдан кейін күшті сығылады да ақ ергежейлі жұлдызға айналады.
Едәуір массалы (көлемі үлкен ауыр) жұлдыздарда үрдіс басқаша болады.
Ядролық «отынның» қоры таусылар кезде жұлдыз аса жаңа жұлдыз секілді жа-
рылады (қопарылады) да өзінің «өмірін» аяқтап,
нейтрондық массаға немесе
орталығындағы ұлғаюдағы газ бұлттарында пульсарға айналады.
Ақ ергежейлі жұлдыздағы атомдар жаншылған, қираған әрі тығыздалған,
атомдар аралығында бос кеңістік тым аз болады. Нейтрондық жұлдыздарда
гравитациялық өрістің күштілігімен протондар мен электрондар бірігіп нейтрон-
дарды түзеді; нейтрондық жұлдыздағы заттар ақ ергежейлі жұллыздардағыдан
да едәуір тығыз болады. Ғарыштық радиосәуленің көздері – «пульсарлар» шын
мәнісіндегі нейтрондық жұлдыздар болып табылады.
қ
58
∑
ҚАБАТ – ҚЫСЫМ
576
577
Жеткілікті массивті жұлдыз сығылған кезде оның заттарының тығыздығы,
егер де жұлдыздар қайнауында оның гравитацияның ықпалымен сығылуына
қарсыласатын күштер болмаған кезде ақ ергежейлі және нейтрондық жұлдыздар
кезеңдерінің мәндерінен өтіп, арта түседі. Жұлдыз бірте-бірте кішірейіп
нәтижесінде гравитациялық коллапс күйге ұшырайды, ол кезде бізге белгілі
ешқандай физикалық үрдістер оның әрі қарай сығылуын тоқтата алмайды. Дененің
бетінде тартылыс өрісі артады, көп ұзамай дене кризистік радиусқа («Швар-
шильд радиусына») дейін сығылады, сондықтан гравитациялық өрістің артуы
соншалықты, тіптен жарық оны жеңе алмайтын жағдайда болады. Осы жайт –
қара апан – өзін тек гравитациялық тартылыстың орталығы ретінде әрекет ететін
аймақ болып табылады.
ҚАРАПАЙЫМ БӨЛШЕКТЕР (ҚБ-тер) – материяның молекулалар, атом-
дар, иондар немесе атомдардың ядролары (протондардан басқалары) болмай-
тын қарапайым, сонымен қатар бөлшектенбейтін ұсақ бөлшектерінің жалпы
атауы. Қарапайым бөлшектердің өзара түрленушілік қасиеті оларды Әлемнің
өзгермейтін «кірпіштері» ретінде қарастыруға рұқсат етпейді. Бүкіл материя осы
бөлшектерден құралған. Қарапайым бөлшектер тобына ядро құрамындағы про-
тондардан өзге нейтрондар, электрондар, фотондар, осылармен қатар пи-мезондар,
мюондар, ауыр лептондар (τ), үш типті нейтрино (электрондық, мюондық және
τ-нейтрино), ғажап бөлшектер (К-мезондар, гиперондар), санқилы резонанстар,
жасырын «таңданарлық» мезондар (Ј/Ψ,Ψ′ т.б.) «таңданарлық» бөлшектер, ипсилон
бөлшектер (Ү), «сұлу» бөлшектер, аралық векторлық бозондар (W
+
, Zº) – негізі-
нен орнықсыз барлығы 350-ден астам бөлшектер енген.
ҚБ-дің ашылуы физиканың заттардың құрылысын зерттеудегі ХІХ ғасыр-
дың соңындағы жалпы жетістіктерінің заңды нәтижесі болып табылады. Ең ал-
ғаш ашылған қарапайым бөлшек атомдардағы
теріс электр зарядын тасушы
электрон болды. Оны 1897 жылы ағылшын физигі Джозеф
Томсон (1856 – 1940)
ашты. 1919 жылы ағылшынның өзге бір физигі Эрнест
Резерфорд (1871 – 1937)
атом ядроларын соққылау нәтижесінде бөлініп шыққан бөлшектер арасынан
электронның массасынан 1840 есе артық бірлік
оң зарядты бөлшек – протонды
тапқан болатын. Ядроның құрамында болатын өзге бөлшекті – нейтронды 1932
жылы ағылшынның тағы бір физигі Джеймс
Чэдвик (Чедвик) (1891 – 1974) ашты.
Фотонның бөлшек ретіндегі түсінігі 1900 жылғы неміс физигі Макс
Планктың
(1858 – 1957) абсолют қара д ененің электрмагниттік сәуле энергиясының
квантануы туралы болжамынан бастау алған. 1905 жылы Альберт
Эйнштейн
(1879 – 1955) Планктың идеясын дамыта отырып, электрмагниттік сәуленің жеке
