Pulsatsiyalanuvchi o‘zgaruvchan yulduzlar - Педагогика - Рефераты

Информация о документе

Цена	2000UZS
Размер	53.1KB
Покупки	0
Дата загрузки	07 Ноябрь 2026
Расширение	docx
Раздел	Рефераты
Предмет	Педагогика

Pulsatsiyalanuvchi o‘zgaruvchan yulduzlar

Купить

Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar
Reja:
1. Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar
2. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlarning boshqa tiplari
3. Yulduzlarning pulsatsiyalanish nazariyasi
4. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar uchun davr – yorqinlik diagramasi

1. Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar. Pulsatsiyalanuvchi
o’zgaruvchan yulduzlar yorqinligini bir tekis o’zgarishi bilan xarakterlanadi
( 2-Rasm ).
Ko’pchilik hollarda aytish mumkinki, yorqinlikni o’zgarishi yulduzlarning
pulsatsiyasi bilan bog’liq. Yulduz siqilganda uning o’lchamlari kamayadi,
temperaturasi oshadi va yorqinligi oshadi, kengayishda esa aksincha
yorqinligi kamayadi. Yorqinligini o’zgarish davri sutkaning bir necha
ulushidan (RR Lira, δ-qalqon va katta itning β-si yulduzlari) o’nlab sutka
(sefeidalar, RV savr yulduzlari) va yuzlab (Mira naxang (kit) yulduzi)
sutkagacha bo’ladi. Ba’zi yulduzlar uchun yorqinlikni o’zgarish davri soat
mexanizmi aniqligigacha ushlanadi. Pulsatsiyalanish natijasida ba’zi
yulduzlarning radial o’lchami juda katta bo’lishi mumkin. Masalan,
sefeidalarniki 2-3 quyosh radiusigacha o’zgarishi mumkin. Sefeidalar o’ta
qizil gigant yulduzlaridir, RR Lira yulduzining radiusi (7,2±0,9)R
ʘ bo’lsa, δ
ser
– (53±2)R
ʘ ga tengdir. Rasm-2. CF Kassiopeya sefeidasining yorqinligini o’zgarish
egri chizig’i. Absissa o’qida davr ulushidagi maksimumdan
boshlab (faza) hisoblanuvchi vaqt ko’rsatilgan. Davr P=4,88
sutka, m
V – vizual yulduz kattaligi

2. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlarni boshqa tiplari. Pulsatsiyalanuvchi
yulduzlarni boshqa tiplarini qiziqarlisi β Sefey (Katta itning β-si)
ko’rinishidagi yulduzlar sanaladi. Bunday yulduzlar B spektral sinfidagi
barvaqt gigant yulduzlariga taalluqlidir. Gersshprung-Rassel diagrammasida
bunday yulduzlar guruhi asosiy ketma-ketlikdan o’ngda yuqorida joylashgan
bo’ladi. Yorqinlik egriligi xarakteriga ko’ra bunday yulduzlar RR Lira
o’zgaruvchan yulduzlarini eslatib, undan farqli ko’rinma yulduz kattaligini
kichik o’zgarishlari 0,2 m
bilan farq qiladi. O’zgarish davri 3 dan 6 soatgacha
bo’lib, egriligini xarakteri bilan sefeidalarni eslatadi. Bunday yulduzlar nuriy
tezliklarini o’zgarish chiziqlari ko’p hollarda faza, amplituda va forma
jihatdan o’zgaruvchan bo’ladi.
Yorqinligini to’g’ri o’zgaruvchan pulsatsiyalanuvchi yulduzlardan
tashqari yana shunday yulduzlar guruhi ham mavjudki, ularni yarqirashi O’ZGARUVCHAN YULDUZLAR
Tutiluvchi o’zgaruvchan
yulduzlar Fizik o’zgaruvchan yulduzlar
Pulsatsiyalanuvchi
o’zgaruvchan yulduzlar Eruptiv o’zgaruvchan
yulduzlar
Rasm-1. O’zgaruvchan yulduzlar guruhlari

egriligi xarakteri o’zgarib turadi. Ularning orasidan RV savr yulduzlari
ajralib turadi. Ularning yorqinligini o’zgarishida chuqur va kichik
minimumlar takrorlanishi kuzatilib turadi. Bunday minimumlar amplitudasi
0,8 dan 3,5 yulduz kattaligicha bo’lib, davri 30 dan 150 kungacha bo’ladi.
RV savr tipidagi yulduzlar F, G yoki K spektral sinflariga mansub bo’ladi.
Ularning ko’pchiligining spektrlarida maksimumlar epoxasi yaqin davrlarida
yorqin emission chiziqlar kuzatilsa, minimumlar epoxasi yaqinida titanning
yutilish polosalari kuzatiladi. Bu shuni ko’rsatadiki, RV savr tipidagi
yulduzlarni spektrlarida issiq yulduzlar sinfidagi va sovuq kechki yulduzlar
belgilari kuzatiladi. RV savr tipidagi yulduzlar sefeidalar va boshqa
pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar oralig’idagi zveno yulduzlaridir.
 Sefey tipidagi yulduzlar M spektral sinfiga mansub bo’lgan yulduzlar
bo’lib, ularga qizil noto’g’ri o’zgaruvchan yulduzlar deyiladi. Ular gohida
yorqinligini kuchli noto’g’ri o’zgarishi bilan farq qiladi. Bunday o’zgarish bir
necha 10 sutkadan bir necha 100 sutkaga teng vaqtda vujudga keladi.
Gersshprung-Rassel diagrammasida yarimnot’g’ri o’zgaruvchan yulduzlari
yaqinida M klassdagi yulduzlar joylashgan bo’lib, ularda yorqinligini
takrorlanishini aniqlash mumkin emas (noto’g’ri o’zgaruvchan yulduzlar).
Bunday yulduzlardan pastda shunday yulduzlar joylashgan bo’ladiki,
ularning spektridagi emission chiziqlari yorqinligi katta vaqt intervali bilan
(70 dan 1300 kungacha) katta chegarada (10 m
gacha) tekis o’zgaradi. Bunday
yulduzlarni vakili “omikron” (  ) yulduzlaridir. Shuning uchun barcha
bunday sinf yulduzlariga katta davrli Mira Naxang (kit) tipidagi
o’zgaruvchan yulduzlari deyiladi. Mira Naxang (kit) tipidagi o’zgaruvchan
yulduzlarini spektrlarida hamma vaqt vodorod emission chiziqlari borligi
kuzatiladi. Katta davrli o’zgaruvchan yulduzlarni davrini uzunligi o’rtachasi
atrofida har ikki tomonga 10%-ga tebranadi.

Ko’rib chiqilgan pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlari davrini
uzunligini oshib borishida bitta ketma-ketlikni hosil qiladi. Aniqlanishicha
bunday ketma-ketlikdagi yulduzlarni ko’pchiligi quyidagi qiymatlarga ega
bo’lgan davrlarga ega bo’ladi: 0,2 k
- ga yaqin (RR Lira yulduzlar), 0,5 k
va 5 k
(Sefeidalar), 15 k
(W Sunbula tipidagi yulduzlar), 100 k
(yarim o’zgaruvchi
yulduzlar) va 300 k
(katta davrli o’zgaruvchi yulduzlar). Bunday yulduzlarni
barchasi gigant yulduzlar guruhiga, ya’ni asosiy ketma-ketlikdan o’tgan
yulduzlar guruhiga taalluqlidir. Gersshprung-Rassel diagrammasida
o’zgaruvchan yulduzlarni o’rganishni ko’rsatishicha massasi yetarlicha
bo’lgan yulduzlar diagrammadagi o’zgaruvchanlik polosasini kesib o’tib, ular
o’zgaruvchanlik davrini boshidan o’tkazishi kerak.
3. PULSATSIYALANISH NAZARIYASI. Yuqoridagi fikirlardan
pulsatiyalanuvchi yulduzlar to’g’risida umumiy xulosalar qilamiz. Biz
o‘ndan ortiq almashinuvchi yulduzlar turlarini sanab o‘tdik va ularni
pulsatsiyalanuvchi yulduzlar guruhiga kiritdik. Mazkur turlarning asosiy
tasniflari keltirilgan 2.11-jadvalni taqdim etamiz.
Tip Davrlarining
chegaralari Spektral sinfi
o’zgarishi Amplitudalar
-dan -gacha -dan -gacha -dan -gacha
Katta itning β
si 0 d ,140 0 d ,2 85 BO ,5 B2,0 0m,02 0m,23
Qalqonning δ
si 0,042 0,290 A5 F3 0,03 0,37
Tozi itlarning
α si 0,580 18,497 B7 A3 0,01 0,18
Karlik
sefeidlar 0,055 0,207 A2 F2 0,3 1,0
RR lira 0,270 0,9 A F 0,7 1,8
sefeidlar ning δ 3 50 F K 0,2 2,0

si
Sefeidlar ning
W si 1.3 17 F G 1,0 1,8
Savrning RV
si 38 140 F K-M 1,0 4,0
Mirida 90 730 M,S N (C) 3 10
Jadvalda pulsatsiya turli yulduzlarda turlicha ko‘rinishga ega ekanligi
malum, bu holat uning real tabiiy sharoitlari va yulduz ustki qatlamini
kimyoviy tarkibiga bog‘liq ravishda bo’ladi.
Ilk marotaba pulsatsiyalanish nazariyasini o‘tgan asrning oxirida nemis fizigi
Ritter tomonidan gravitatsiyalangan gaz sharlari muvozanatiga
bag‘ishlangan ilmiy maqolalarining birida tilga olingan. Keyinchalik A.A.
Belopolskiy tomonidan η Orel sefeidasi nuriy tezligini o‘rganishga
bag‘ishlangan dissertatsiya himoyasi davomida mazkur gipotezani uning
opponenti prof. P.A. Umov tilga olgan.
Ammo pulsatsiyalanishni matematik nazariyasi ingliz astronomi
A.Eddington tomonidan ancha kechroq 20 asrning birinchi choragida ishlab
chiqilgan. Mazkur nazariyaga muvofiq bosim va gravitatsiya muvozanati
buzilishi natijasida asta-sekinlik bilan so‘nib boruvchi pulsatsion
tebranishlar yuzaga kelishi g‘oyasi ilgari suriladi. Yulduz vaqti – vaqti bilan
o‘z hajmini oshirib, so‘ng yana kamaytirib turishi va buning oqibatida
muvozanat bilan chegaradosh hududlarda chegaralanib turadi. Yulduz o‘z
hajmini oshirganda uning radiusi o’zgaradi (oshadi) va uning fotosferasi
(shu bilan birga uning ustida joylashgan qobiq taxoklin qatlami ham) disk
markazida ancha uzoqlashadi. Shu vaqtda uning nuriy tezligi salbiy bo‘lishi
lozim. Yulduz hajmini orttirgandan so‘ng ustki qatlam shaffoflashib
energiyani chiqishi oshadi bevosita siqilganda yulduz qobig‘i avvalgi
xolatiga qaytib nuriy tezliglari pasayadi. Pulsatsiyalanish

jarayonida yulduz ustki qobig‘i qiziydi va soviydi, ya’ni uning harorati
ham o‘zgarib turadi. Nurlanib turgan qobiq hajmi hamda uning haroratidagi
o‘zgarishlar nurlanishdagi o‘zgarishlarga olib keladi. Pulsatsiyalanish
matematik nazariyasida pulsatsiyalanuvchi yulduz modasi bog‘lovchi davri
va o‘rtacha zichligi formulasi chiqariladi (2.4) P√ ρ
= yulduz yorqinligi
doimiysi.
Nurlanish bog‘lanishining fotosfera harorati va pulsatsiya davridan
bog‘liqligini aniqlash imkoniyatini beradi buni qay tarzda amalga oshirish
lozimligini ko‘rsatamiz. Formulani quyidagi ko‘rinishda ko‘chiramiz (2.4)
ρ =CP -2
, bunda C – doimiy pulsatsiyalanish bo‘ladi. M Yulduz massasi
o‘rtacha zichlikdagi hajm ishlab chiqarilishiga tengligi sababli M =
4/3πCR 3
ρ ega bo’ladi. ρ ni P ga almashtirilishi uchun eski formulani
qo‘llagan holda quyidagi natijani olamiz
M = 4/3 πCR 3
P 2
= AR 3
P -2
(2.5)
Bu yerda biz qisqatirish uchun yangi A doimiylikni kiritdik A = 4/3 πC .
M massasi statistik qiyosidan va L yulduzi nurlanishidan L = αM 3
mutanosibligidan aniqlanib, bunda α - muayyan koeffitsientdir. (2.5)
formulasini qo‘llagan holda quyidagilarni aniqlaymiz
L = α A 3
R 9
P - 6
(2.6)
Boshqa tomondan nurlanish I sirtqi nuriy πR 2
yulduzi diski
maydoni ishlab chiqarishiga teng, u esa o‘z navbatida haroratni to‘rtinchi
darajasiga tengdir. yani I = αT 4
bunda α - ma’lum doimiylik. Shunday qilib
L = π α R 2
T 4
(2.7)
(2.6) formula tarkibidan nurlanish logarifmini topamiz:
lg L = lg (α A 3
)+9lgR-6 lgP = B+9lgR – 6lgP (2.8) formuladan
lg L = lg (π α) + 2lgR - 4 lgT = K+2lgR + 4lgT ushbu tenglikdan
lgR ni

olib tashlagan holda quyidagilarga ega bo‘lamiz.
lg L = F + 12/7 lg P + 36/7 lg tT
Bu holat davr va haroratdan nurlanish bog‘liqligi deb shunga aytiladi. 3
jadvaldagi ma’lumotlarini qo‘llagan holda barcha pulsatsiyalanuvchi
yulduzlar uchun nurlanishning nazariy mazmunlarini aniqlash mumkin.
Aniqlanishicha yagona bog‘liqlik kuzatishlardan ma’lum bo‘ladi.
Pulsatsiyalanuvchi yulduzlarning Gersshprung - Rassel diagrammasida
joylashtirilishiga imkoniyat beradi.
Eddington nazariyasi kuzatiladigan hodisani to‘laligicha tushuntirib bera
olmas edi. Sababi tushunmovchiliklardan biri quyidagilardan iborat edi.
Nurlanish va harorat holatini bilgan holda fotosfera radiusini hisoblab
chiqarish mumkin. Shu sababli fotosfera radiusi o‘zgarish egri chizig‘ini
chetlashish egri chizig‘idan hisoblab chiqarishimiz mumkin. Boshqa
tomondan nuriy tezligi o‘zgarishi egri chizig‘i bo‘ylab o‘zgarish radiusini
yig’indilashrtirish bilan bir qatorda yutilish spektral chiziqlari
o‘zgarishining ikkinchi egri chizig‘ini chizish imkonini beradi. Ma’lum
bo‘lishicha bu egri chiziqlar fazalarga ajralishadi, ular vaqt doirasida
yaqinlashishi va uzoqlashishi mumkin.
Eddington nazariyasining yana bir kamchiligi shundaki tebranishlarni saqlab
turuvchi energiya manbaini ko‘rsatmaydi. Erkin tebranishlar esa vaqt o‘tishi
bilan so‘nishi lozim.
Eddingtonning fikricha yulduz butunligicha pulsatsiyalanadi. Kiyinchalik
malum bo’lishicha o’zgaruvchan yulduzlarda faqatgina yulduzning tashqi
qatlamlari pulsatsiyalanib yulduzni ichki qatlamlari pulsatsiyalanishda
qatnashmaydi. Bunga ilk marotaba sovet olimi S.A. Jevakin e’tibor berib
zarur hisob-kitoblarni amalga oshirgan. Bunda yulduzning ustki qatlamlari
kimyoviy tarkibiga ham e’tibor berish lozim edi.

Yulduz yadrosida kimyoviy moddalarning barcha atomlari yuqori harorat
tufayli to‘laligicha ionlashgan. Yulduz sirtiga yaqinlashgan sari harorat tusha
boradi va atom yadrolari o‘zlariga elektronlarni olishadi va avvalo ionlarga
aylanib, so‘ngra past haroratlarda neytral atomlarga aylanishadi. Yulduzlarda
almashinish geliy atomining alohida ko‘rinishi bilan bog‘liq. Ma’lum
bo‘lishicha yulduzning ustki qavatlarida joylashgan geliy zonasi energiyani
boyitish to’yintirish imkoniyatiga ega ekan.
Yulduz yadrosidan tashqi tomon nur tarqalayotgan geliy zonasida nimalar
bo‘layotganligini qarasak muhit geliy atomlari ionizatsiyasi tomonidan
yutilishi bois, nurlanishda shaffof bo‘lishi sababli, yig‘ilgan energiya
tashqariga chiqadi, tashqi va ichki muhit esa sekinlik bilan sovib boradi.
Harorat tushib borishi geliy ionlarining elektronlar bilan rekombinatsiyasida
kuzatiladi va geliy atomlari neytral energiyani yuta olish imkoniyatiga ega
bo‘lishadi. Sikl yopiladi va vaqt – vaqti bilan bu jarayon siklik ravishda
takrorlanib boradi.
S.A. Jevakinning xulosalarini keyinchalik amerikalik olim R. Kristi
tomonidan rivojlantirilib u tez ishlovchi hisoblash mashinalaridan
foydalangan holda yuz berishi mumkin bo‘lgan jarayonlarni hisoblab chiqdi
va nazariyaning kuzatuvlar bilan mutanosibligiga erishdi. Uning nazariyasi
yordamida xususan pulsatsiyalanish qobig‘i yulduz stabil yadrosidan
uzoqlashuvchi chegaradan o’tishda pulsatsiyalanish to‘lqinlari aksi natijasida
yuzaga keladigan yorqinlik egri chiziqlarda «o‘rkachlar» paydo bo‘lishi
tushuntiriladi.
Ammo mazkur nazariya ham muayyan jihatlari bilan mukammal emas. U
Blajko effektini tushuntirib bera olmaydi. Bundan tashqari, RU Jirafa sefeid
-dublvelaridan birining harakatini tushuntirib bera olmagan. 1908 yildan
1961 yilgacha u yulduz o‘z yorqinligini 22 d
,187 davr bilan bir yulduz
kattaligigacha o’zgartirib amplitudasi bilan mutanosib o‘zgartirib turgan.

1964 yilda amplitudasi tez pasayib borib 1966 yilga kelib yulduz yorqinligi
o‘zgartirmay qoladi. Bir-necha yildan so‘ng u yana yorqinligi osha boshlab
bunda uning amplitudasi ham davriyligi ham o‘zgarib davriyligi 21 d
,517 ga
teng bo‘ldi. Ammo yulduzning o‘zi ham tamomila boshqacha: boshqa
sefeidalardan farqli o‘laroq uning atmosferasi uglerodga boy ekanligi spectral
taxlillardan ko’rinadi.
4.Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar uchun davr – yorqinlik diagramasi
Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar eng avval sefeidalar yarqirashining
o’zgarish davri va yorqinligi orasidagi bog’lanishni topish, o’lchangan davrga
ko’ra yorqinlikni va yorqinlik qiymatiga ko’ra yulduzgacha masofani topish
imkonini beradi (3- Rasm ).
Sefeidalarning yorqinligini o’zgaruvchanligi va yorqinligini yuqori ekanligi 3
Mpk gacha bo’lgan masofalarni topish imkonini berganligi uchun,
o’zgaruvchan yulduzlar sistemalari koinotdagi masofalar shkalasini bazisini
tashkil qiladi va masofani topishni boshqa usullari shunga ko’ra kolibrovka
qilinadi.
Sefeidalar uchun o’zgaruvchan yulduzlar sistemalarini mavjudligi ular
uchun massa-yorqinlik bog’lanishi mavjudligi bilan tushuntiriladi (sefeidalar
asosiy yulduzlar ketma-ketligidan ~1 m
ga yorqinroqdir) va sefeidalar davr-
zichlik bog’lanishidan ( P√ ρ = Q
, bunda P-davr, ρ-zichlik, Q-pulsatsiyalanish
doimiysi) katta massali sefeidalar katta yorqinlik, kichik zichlik va katta
davrga egaligi kelib chiqadi. Sefeidalarning Quyoshdan uzoqligini kattaligi
(ulardan eng yaqini qutb yulduzi bo’lib, masofasi 90 pk) ularni trigonometrik
parallaksini topish imkonini bermaganligi sababli ularni masofasini va
yorqinligini topish aktual masalaligicha qoladi.
Koinotda masofa shkalasi sochilgan to’dalardagi masofalar sistemasiga
ko’ra aniqlanib, u boshlang’ich asosiy ketma-ketlik holatiga tayanadi. Bu
o’zgaruvchan yulduzlar sistemasi quyidagi ko’rinishga egadir:

M V=−1,25 −3,00 lgP(3.2)
bunda, M
V – absolyut yulduz kattaligini sariq nurlarga ko’ra o’rtacha qiymati.

Pulsatsiyalanuvchi o‘zgaruvchan yulduzlar

Купить

Похожие документы
2001-yil sentabr voqealri va uning xalqaro munosabatlarga
1945-1990-yillarda Buyuk Britaniya
1918-1923 yillarda xalqaro munosabatlar, Versal Vashington siyetemasining tuzilishi
Ahmad al-farg‘oniy
Almashlab ekishni loyihalashtirish va joriy etish