қ
58
∑
ҚАБАТ – ҚЫСЫМ
548
549
болуы қара апанның айналу энергиясын жоғалтуына әкеп соқтырады. Бұл жайт,
мысалы, кез келген дене эргосфераға ұшып келгенде екі бөлікке ажырайды, оның
бір бөлігі қара апанға түсуін жалғастыра берсе, ал екінші бөлігі эргосферадан ай-
налыс бағыты бойынша ұшып шығады.
Осы ұшып шыққан бөліктің энергиясы
белгілі бір жағдайда дененің бастапқы
энергиясынан артық болады.
Осылайша қара апан оның эргос-
ферасында жұп бөлшек (бөлшек және
антибөлшек) пайда болған кезде энер-
гиясын жоғалтады, егер оның біреуі
қара апанға жұтылса, екіншісі эргос-
ферадан тысқары ұшып шығады. Қара
апан айналу энергиясын тек эргос-
ферадан ұшып шығатын бөлшектер
арқылы ғана жоғалтпайды, сонымен
қатар сыртқы электрмагниттік және
гравитациялық сәулелер асасәулеленулік
шашырау үрдістерімен (процестерімен)
де жоғалтады. Қара апанның энергетикалық шығыны оның айналу моментінің
толық энергиясынан 29% кемуіне (яғни 0,29 Мс
2
) тәуелді болады.
Жоғарыда айтылған үрдістер тек айналатын қара апанның айналасында жүзеге
асады. Айналу болмайтын жағдайда көкжиектің болуы қара апанға таяу оның
гравитациялық өрісі есебінен бөлшектер мен антибөлшектердің тууының кванттық
- механикалық үрдісіне әкеп соқтырады.
Осының нәтижесінде қара апан Т
э
= 10
–26
/М (Кельвин өлшемімен) температуралы
абсолют қара дене ретінде сәуле шығаруы тиіс. Қара апанның осы сәуле шығару
тәсілін 1974 жылы ағылшын физигі Стивен
Хокинг (1942 ж.т.) қарастырған. Қара
апанның қара денелік сәулесі аз, себебі Т
э
аз (М = 3 Күн массасы Т
э
~ 10
–7
К). Сәуле
шығару есебінен қара апанның үлкен массасы өте баяу түрде кемиді. М-нің (яғни
массаның) кемуіне байланысты қара апанның температурасы жоғарылайды, оның
«булану» үрдісі үдейді, қопарылыспен аяқталып, түгелдей жойылуы мүмкін. Те-
ория
жұлдыздардың эволюциясы кезінде пайда болған қара апаннан өзгедей
құрылымдар туралы да қарастырған. Олар Ғаламның дамуының ерте кезеңінде
пайда болған (ыссы және асатығыз) құрылымдар. Осы алғашқы реттік 10
15
г мас-
садан кіші қара апандар біздің заманымызға дейінгі кезеңде буланып кетсе керек,
ал өте үлкен массалылары ғана іс жүзінде өзгермей қалуы тиіс болатын.
Осы заманғы түсінік бойынша көгілдір
асқыналып жұлдыздың (1) шоқысынан (2)
заттар қара апанға (3) «
сорылады». Қара
апанның өлшемдері кіші болуы себепті алып
жұлдыздан сорылатын заттар оған тез
«құйыла» алмайды. Әлгі заттар ең алдымен
сығылып күшті қызады да рентген сәулесінің
көзіне айналады.
қ
58
∑
ҚАБАТ – ҚЫСЫМ
550
551
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.
