Yulduzlararo muhit va yulduzlarning shakillanishi - Педагогика - Рефераты

Информация о документе

Цена	2000UZS
Размер	2.3MB
Покупки	0
Дата загрузки	07 Ноябрь 2026
Расширение	docx
Раздел	Рефераты
Предмет	Педагогика

Yulduzlararo muhit va yulduzlarning shakillanishi

Купить

Y ulduzlararo muhit v a yulduzlarning shak illanishi
Reja:
1. Yulduzlararo muhitda planitar tumanliklar, gaz va chang
2. Protoyulduzlar paydo bo’lishining nazariy asoslari

1. Yulduzlararo muhitda planitar tumanliklar, gaz va chang
Spektrida emission (yorug') chiziqlar kuzatiladitgan tumanlik gaz tumanlik
deb ataladi. Gaz tumanliklar o'zlaridan nurlanish chiqaradilar. Ularnig ikki
xili mavjud: diffuz va planetar tumanlik. Diffuz tumanliklar odatda noto'g'ri
shaklda bo'ladilar va ularning ko'ndalang kesmi birnecha parsekdan 150
parsekgacha bo'ladi. Bunday tumanliklarni 150 tasi qayd qilingan. Planetar
tumanliklar elliptik yoki aylana gardish yoki halqa shaklga ega. Ularnig
diametri 10-100 ming astronomik birlik oraliqda bo'ladi. Bunday planetar
tumanliklarning 1100 da ortig'i topilgan va qayd qilingan. Yuqorida
aytganimizdek Galaktikada ko'p (1000)l ab qora tumanliklar borligi
aniqlangan, bu tumanliklar chang tumanlik deb ataladi.
a) Planetar tumanliklar. Planetar tumanliklarning fotografik yorug'ligi 7 ¸ 13 m
,
uzoqligi 1.5 Kps gacha, diametri 0.05 ¸ 0.2 ps (burchakiy 10 ¸ 1000 ² ) massasi
0.05 ¸ 0.2 Quyosh massasi oralig'ida joylashadilar. Kamdan kam hollrni
hisobga olmaganda, planetar tumanlik o'rtasida hamma vaqt qaynoq (OV)
yulduz kuzatiladi. Ko'rinishidan tumanlikni nurlantiruvchi manba anashu
qaynoq yulduz bo'ladi (Rasm 4.6 ). Yorug'lik nurlarida yulduz tumanlikdan
100 marta xira biroq ukuchli ultrabinafsha nurlanish sochadi va bu nurlanish
tumanlikda yutiladi va yorug'lik nurlari sifatida qayta sochiladi.
Tumanlikda yulduz nurlanishi qayta ishlanadi. Yulduzdan sochilayotgan
yuqori energiyali ultrabinafsha kvantlar tumanlik atomlari va ionlarini
uyg'ongan holatlarga o'tkazadi. Uyg'ongan holatlardan asosiy holatga
qaytishda shu atomlar va ionlar yorug'lik nurlari diapazoni chastotalarida
nurlanish chiqaradilar: bitta yuqori energiyali ultrabinafsha kvant ikkita
yorug'lik kvanti hosil qiladi. Bu hodisa fluorestsentsiya deb ataladi. Planetar
tumanliklar o'zagidagi yulduzlar o'ta qaynoq yulduzlardir.
Planetar tumanliklarning temperaturasi 35 mingdan 100 ming K oraliqqa
to'g'ri keladi, nurlanishning maksimumi l <1000 Å, ya'ni uzoq ultrabinafsha

nurlanish diapazoniga to'g'ri keladi. Tumanlik o'zagidan sochilayotgan L
C
(Layman seriyasi kotinuumi) kvantlar ( l <912 Å) vodorod atomlarini
uyg'ongan (n ³ 4) holatlarga o'tkazadi. Bu atomlar asosiy holatga to'ppa-t
o'g'ri, 4 ® 1 singari, o'tmasdan balki 4 ® 2 va 2 ® 1 yoki 4 ® 3, 3 ® 2 ® 1
o'tishlarni bajaradi. Ma'lumki 3 ® 2 o'tish Balmer seriyasi birinchi chizig'ini
beradi va uning to'lqin uzuligi l =6563 Å . Bu chiziq spektrning qizil qismiga
to'g'ri keladi yoki 4 ® 2 o'tish balmer seriyasining ko'k chiziq ( l =4861 Å)n
iberadi. Shunday qilib bitta L
C kvant birnechta yorug'lik kvanti hosil qiladi.
Bunday jaryonni muvozanatligiga asoslanib tumanlik o'zagining
temperaturasi aniqlangan (Zanstra usuli). Masalan bunday usul bilan topilgan
NGC 7293 o'zagining temperaturasi 100 ming Kga teng. Planetar tumanliklar
spektrida vodorod va azot ionlarining Pauli prntsipi bo'yicha taqiqlangan
chiziqlari [ OII ] 3727 Å, [ NII ] 6584 Å [ OIII ] 4959 Å va 5007 Å kuzatiladi.
Ayrim planetar tumanliklarning emission chiziqli spektrida kuchsiz tutash
spektr ham kuzatiladi. Uayniqsa Balmer seriyasi kontinuumida yaqqol
kuzatiladi va ozod elektronni ikkinchi sathga rekombinatsiyasi bilan bog'liq.
Rasm 1. Planetar tumanlik IC 418(a) va Dalv yulduz turkumidagi NGC
7293(radiusi bir parsekka etadi).
Planetar tumanliklar massasi 0.1 ¸ 0.2 c
c (Quyosh massasi) oraliqda bo'ladi va
ular 14-40 km/s tezlik bilan kengaymoqdalar.

Bu natija ular gigant yulduzni to'satdan portlashi va qobug' qatlamini
kengayishi natijasida hosil bo'lgan degan xulosaga olib keladi. Ular o'ta yangi
qoldig'i bo'la olmaydilar, chunki Galaktikada buncha o'ta yangi
chaqnamagan.
b) Diffuz tumanliklar
Ko'pchilik diffuz tumanliklarning ko'ndalang kesimi 1 ¸ 25 ps (burchakiy
kattaligi 10-100 ¢ ), uzoqligi < 1.5 Kps, massasi 0.1 ¸ 10 4
Quyosh massasi,
o'rtacha elektron kontsentratsiyasi 20 ¸ 1000 sm -3
, ko'rinma yulduziy kattalgi
1 ¸ 10 m
oraliqda joylashadi. Diffuz tumanliklar ham planetar tumanliklar
singari ichidagi yoki yonidagi qaynoq yulduz nurlanishi hisobiga
shu'lalanadilar. Planetar tumanliklar Galaktika tekisligidan chetda
kuzatilsalar, diffuz tumanliklar kontsentratsiyasi unga tomon ortib boradi. Bu
qaynoq yulduzlarni Galaktika tekisligi tomon kontsentratsiyasi ortaborishi
bilan bog'liq. Ayrim diffuz tumanliklar tasodifan qaynoq yulduz yaqinida
bo'lib qolganliklari tufayli ko'rinsalar boshqalari yulduz bilan «qarindosh»d
irlar. Masalan mashhur Qisqichbaqasimon tumanlik o'tayangi yulduz
chaqnashi natijasida hosil bo'lgan. Yoki Orion yulduz turkumidagi diffuz
tumanlikning eng yorug' markaziy qismi yaqinida mashhur Orion
trapetsiyasi deb ataladigan qaynoq yulduzlar guruhi joylashgan. Shunday
yulduz va tumanlik assotsiatsiyalaridan yana bir mashhuri Yakkashox yulduz
turkumida kuzatiladigan NGC 2237-38 tumanlikdir. Bu tumanlik ichida
emission chiziqlarda nurlanadigan Oyulduzlar (O-assotsiatsiya) to'dasi NGC
2244 joylashgan (Rasm 4.7). Bu yulduzlar tumanlikni shu'lalantiradilar,
ularning temperaturasi (15-25 mingK) planetar tumanlik o'zaginiki singari
yuqori bo'lmaganligi uchun tumanlik moddasini uyg'onish darajasi past,
spektrida [O II] l 3727 ko'zga tashlanib turadi. Tumanlik temperaturasi 10 4
Kga yaqin. Orion tumanligi Balmer kontinuumida intensiv tutash spektr
ko'rsatadi.

Bunday tumanliklar yorug' bo'lganligi uchun boshqa galaktikalarda ham
kuzatiladi. Masalan Oltin Baliq (Tarantul) deb nomlangan tumanlik Katta
Magellan Bulutiga tegishlidir. Uning ko'ndalang kesimi 400 ps, massasi
5 × 10 6
Quyosh massasi, elektron kontsentratsiya ~ 200 sm -3
. Bu tumanlikni
birnecha qaynoq va massiv (100 Quyosh massasi) yulduzlar shu'lalantiradi.
Tumanliklarda modda harakati ( ~ 10 km/s) uyurmalari kuzatiladi.
Rasm 2. Yakkashox yulduz turkumida kuzatiladigan ichida tarqoq yulduz
to'dasi NGC2244 joylashgan tumanlik NGC 2237-38 (pastda). Orion yulduz
turkumida kuzatiladigan diffuz tumanlik (yuqorida): chapda –oq nurda,
o'rtada –kabonat monooksidi nurida, o'ngda –uzoq infraqizil nurlarda
(chang).
v) Ionlangan vodorod (H II) sohalari

Qaynoq yulduz (O6 - V2) o'z yaqinidagi yulduzlararo fazodagi gazni
ionlantiradi va yulduz atrofida ionlangan vodorod H II soha hosil bo'ladi. Bu
sohada modda to'la ionlangan, ya'ni asosan elektron va protonlardan tarkib
topgan bo'ladi. HII sohaning kattaligi yulduzning temperaturasiga va
yorqinligiga bog'liq. Jadvalda har xil spektral sinf, absolyut kattalik va
temperaturadagi yulduzlar atrofida hosil bo'ladigan HII soha radiusi
keltirilgan. HII zonani neytral vodorod soha (HI) o'rab turadi.
Sp M
V T
* r, ps
O6
B0
A0 -3,9
-3,1
-0,9 40 000
25 000
10 700 80
28
0,6
Ma'lumki HI l =21 sm da radionurlanish sochadi. Shuning uchun osmonning
21 sm da tuzilgan radiokartalarida H II soha ajralib ko'rinadi.
g) Tumanliklarning ichki tuzilishi xususiyatlari
Qaynoq yulduz atrofidagi qizdirilgan (5000 – 10000K) gaz bilan uni o'rab
turuvchi sovuq (100K) gaz chegarasida murakkab modda harakati vujudga
keladi va to'lqinlar hosil bo'ladi. Bular o'z navbatida chegarada notiniq modda
quyuqmalari hosil bo'lishiga sabab bo'ladi. Bunday qora modda quyuqmalar
yorug' diffuz tumanliklar ichida kuzatiladi. Misol tariqasida Ilon yulduz
turkumidagi diffuz tumanlikda ko'rinadigan «fil tumshug'i»n i(Rasm 4.8)
yoki yorug' tumanliklar sahnida kuzatiladigan kichik gardishcha shakldagi
qora bulutsha (globula)l arni ko'rsatish mumkin. Globula gravitatsion siqilish
darajasiga o'tgan modda quyuqmasi bo'lib undan yulduz hosil bo'ladi.

Rasm 3. Ilon yulduz turkumida ko'rinadigan qaynoq yulduzlar to'dasi M16
bilan bog'liq gaz tumanlik. Fil tumshuqlari deb ataladigan neytral qora
moddani o'rab turuvchi yorug' halqalarni ko'rish mumkin.
Ko'pchilik tumanliklar radionurlanish sochadi. Bu nurlanish issiqlik tabiatga
ega va qaynoq gazdagi elektronlarni ionlar maydonida tormozlanishi
natijasida hosil bo'ladi. Radionurlanishi bo'yicha tumanliklar orasida
Qisqichbaqasimon tumanlik ajralib turadi. Uning nurlanishi noissiqlik
tabiatga ega. Uni relyativistik elektronlar hosil qiladi. Bu tumanlik amorf va
tolasimon tashkil etuvchilardan iborat. Amorf modda tutash, tolasimon
modda esa chiziqli spektr ko'rsatadi. Tumanlik ichida amorf modda tashqari
qismlarida esa tolasimon modda asosiy etuvchiga aylanadi. Ayrim diffuz
tumanliklarni noto'g'ri shaklga egaligi ularning nurlanishi yuqorida bayon
etilgan planetar tumanliklarda kuzatiladigan jarayonlardan boshqacha
emasmikan degan shubhani qoldiradi.
g) Qora tumanliklar
Somon Yo'li sahnida kuzatiladigan bunday tumanliklar chang modda
quyunlari yoki bulutlari bilan bog'liq. Bunday chang quyunlari (masalan
Janubiy But yaqinidagi «Kumir qop» nomli) yulduzlararo muhitda
joylashganlar va orqalaridagi yulduzlar nurini o'tqazmaydilar, natijada
Somon Yo'li sahnida qora bulut shakldagi tumanlik sifatida ko'rinadilar. Qora
tumanlikning fizik ko'rsatqichlari, modda zichligi ( r ),massasi ( c )va

ko'ndalang kesimi (d) uning ichida kuzatiladigan yulduzlar
kontsentratsiyasini undan tashqaridagi kontsentratsiya bilan solishtirish
natijasida baholanadi. Masalan «Kumir qop» ichida yulduzlar
kontsentratsiyasi tashqarisidagidan uch marta kam. Demak uning optik
qalinligi t =lg 3=1.1 va unda yorug'likni kuchsizlanish miqdori D m=1.08 t »
1.2 m
. Agar chang zarralari ko'ndalang kesimi » 1 mkm deb hisoblasak bunday
kuchsizlanishni zichligi r =2 × 10 -24
g/sm 3
, qalinligi d ~ 8 ps keladigan chang
bulut beraoladi.
Qora tumanliklarni uch xil turi mavjud. Ularning fizik ko'rsatqichlari
jadvalda keltirilgan. Apg - fotografik nurlarda to'la yutish miqdori.
Jadval
Ko'mir qop singari qora bulutlar Orionda, Iloneltuvchining r va q yulduzlari
yaqinida, Oqqush va boshqa yulduz turkumlarida kuzatiladi. Katta qora
bulutlar Aqrab, Qavs, Oqqush, Savr, Orion va boshqa yana 8 ta yulduz
turkumlarida kuzatiladi. Ularning kattaligi 10 ° x10 ° dan to 50 ° x20 ° gacha,
massasi 100 ¸ 500 c
c (Quyosh massasi), vizual nurlarda to'la yutish miqdori
1 ¸ 2 m
yulduziy kattalik atrofida. Qora bulutlar noto'g'ri shaklga ega.
Bulutlarda chang va gaz aralash holda bo'ladi shuning uchun alohida chang
va gaz bulut bo'lmaydi va ularni ajratib, fizik ko'rsatqichlarini berib
bo'lmaydi. Biroq o'rtacha gaz zichligini shunday chang zichligiga nisbati100»
ча нг
газ
r
r
. Tumanlik turi d, ps Apg r , g/sm 3
c / c
c
Globula
Kumir qop
Katta bulut 0.5
8
40 1.5 m
1.5 m
1.4 m 5 × 10 -23
2 × 10 -24

5 × 10 -25 0.05
15
300

Bulutlar Galaktika tekisligida kuzatiladilar va 7 % fazoni egallaydilar.
Ularning o'rtacha diametri 15 ps, ular orasidagi masofa 40 ps va qarash
chizig'i bo'ylab 1 Kps masofaga 10 ga yaqin qora tumanlik to'g'ri keladi. Bitta
bulutda yutilish miqdori vizual nurlarda o'rtacha 0.2 m
.
Galaktikada chang va gaz bulutlar shaklda kuzatilishi bilan bir qatorda ular
tarqoq holda ham tarqalgan. Bunday tarqoq va bir jinsli holdagi chang va gaz
yulduzlar yorug'ligini kuchsizlantiradi va ular spektrida gaz chiziqlari
ko'rinadi. Galaktika tekisligi yaqinida bir kiloparsek masofaga to'g'ri
keladigan vizual nurlarda yutilishning A
V =2 m
/Kps asosiy qismi (1.6 m l
/Kps)
bulutlar hissasiga qolgan qismi (0.4 m
)e sa tarqoq changga to'g'ri keladi
Rasm 4. Qavs yulduz turkumidagi qora tumanlik.
Galaktikada tarqoq holdagi chang va gaz
Gaz va chang tumanliklar Galaktika tekisligida maksimal kontsentratsiyaga
ega va undan uzoqlashgan sari ular soni keskin kamaya boradi. b= ± 0.2 da
ularning umumiy yuzasi 387 kv. gradusni tashkil etsa b= ± 20 °¸± 30 ° oraliqda
17 kv. gradusga teng. Biroq yulduzlar, ayniqsa galaktikalar, yorug'ligini
kuchsizlantirishi Galaktika tekisligidan uzoqlashgan sari tez kamaymaydi.
Galaktika qutbi yaqinida undan tashqaridagi galaktikalar yorug'ligi 0.5 m
miqdorga kuchsizlangan. Demak Galaktikada gaz+chang bulutlar orasidagi
fazo absolyut bo'shliq emas, balki utarqoq gaz va chang bilan to'ldirilgan.
Bulutlar uchun balandlik shkalasi b =60 ps, tarqoq gaz va chang uchun esa

140 ps, ya'ni tarqoq holdagi gaz va chang kontsentratsiyasi Galaktika
tekisligidan uzoqlashgan sari bulutlarnikiga qaraganda ikki marta sekin
kamaya boradi. Shuni aytish kerakki tarqoq gaz va chang kontsentratsiyasi
ham Galatika tekisligida maksimal qiymatga ega. Chang va gazning fizik
xususiyatlari bilan tanishib chiqaylik.
Yulduzlararo changda yorug'likni kuchsizlanishi.
a) Chang zarralarida yorug'likni sochilishi.
Qorong'i uyga eshik tirqishidan Quyosh nuri dastasi tushayotgan bo'lsin.
Agar uyda ko'rpani qoqib chang ko'tarsak uy ichi yorug'lashib ketadi va polda
nur dastasi hosil qilayotgan yorug' tasvirning yoritilganligi pasayadi. Buning
sababi nur dastasidagi chang zarralarida (ular ko'rinib, uchib turadi)
yorug'likni to'silishi va sochilishidir. Agar chang zarrasining ko'ndalang
kesimi d unga tushayotgan nurning to'lqin uzunligi ( l )dan ancha katta bo'lsa,
ya'ni d >> l , uholda zarra nurni to'sadi va aks qaytaradi. Bunda nur
kvantlarining bir qismi zarrada yutilishi ham mumkin. Bu zarraning nur
qaytarish qobiliyatiga bog'liq. Bunday katta zarralar uzoq uchib
yuraolmaydilar va Erga qo'nadilar. Kichik zarralarda (d < l ) ham nurlanishni
bir qismi yutiladi qolgan qismi esa sochiladi. Zarra kichik (d £ l ) bo'lganda
undan aks kaytgan nurlar difraktsiyalanadi va keng yo'nalishda sochiladi.
Yulduzlararo fazodagi chang ham yulduz nuri dastasiga shunday ta'sir
ko'rsatadi. Yorug'likni chang zarralarida sochilishi murakkab jarayon. Ul
 
d2

parametrga bog'liq funktsiya (Q(  ))orqali ifodalanadi va
Q(  )zarraning effektiv ko'ndalang kesimini belgilaydi.
Yorug'likni har xil shakl va tabiatga ega zarralarda sochilishi nazariyasi
yaxshi ishlab chiqilgan va uni sochilishi natijasida kuchsizlanishi to'lqin
uzunligiga va zarralar kundalang kesimiga va shakliga bog'liq. Agar  ³ 1
bo'lsa, uholda har xil shakl va tabiatdagi zarralarda kuchsizlanishi bir xil

bo'ladi va to'lqin uzunligiga dyarli bog'liq emas. Biroq  <1 bo'lganda
kuchsizlanish darajasi zarraning shakli va tabiatiga va unga tushayotgan
nurning to'lqin uzunligiga bog'liq bo'ladi. Ko'ndalang kesmi d<0.1 mkm dan
kichik bo'lgan temir kukni va 1.0
2 »d
mkm bo'lgan dielektrik zarralari
yorug'likni effektiv sochadi.
b) Yulduzlar yorug'ligini kuchsizlanishini to'lqin uzunligiga bog'liqligi
Qanday shakl va tabiatdagi zarralarda yulduz yorug'ligi kuchsizlanishini
bilish uchun kuchsizlanishni to'lqin uzunligi yoki spektr bo'yicha o'zgarishini
tekshirish zarur. Bunday ish spektrofotometrik yoki kolorimetrik usul bilan
bajarilishi mumkin. Birinchi usul ancha mashaqqatli ikkinchisi esa engil.
Rasm 909da spektrofotometrik usul bilan olingan kuchsizlanish miqdori
( D m) bilan to'lqin uzunligi orasidagi bog'lanishi tasvirlangan. Bu bog'lanish
ikkita bir xil spektral sinf (V)g aoid va osmonda yonma-yon ko'rinadign lekin
bir ( e Persey) juda yaqin ikkinchisi ( x Persey) esa juda uzoqda joylashgan
yulduzlar yorug'liklari (m) ayirmasi ( D m=m( x )-m( e ))ni spektrning har xil
( l )qismlarida o'lchashga asosan topilgan.

Rasm 5. Ultrabinafsha nurlarda yorug'likni kuchsizlanishi. Ordinata o'qi
bo'ylab D m=m(Perseyning x -i) - m(Perseyning e -i) , abtsissa o'qi bo'ylab
to'lqin uzunligi qo'yilgan. Chap tomondagi egri 0.4 – 1 mkm uchun olingan
natijani tasvirlaydi.
Uzoqda joylashgan yulduzning nuri yaqindaginikiga qaraganda ko'p yo'l
bosib o'tadi va ko'p chang zarralarida sochiladi, demak uning yorug'ligi ko'p
miqdorga kuchsizlandi. Agar yulduzlarning temperaturasi bir xil bo'lsa
ularning spektrida energiyani taqsimlanishi bir xil bo'lishi ( D m( l )=0)k erak.
Biroq Rasm 4.11 dagi chizmadan ko'rish mumkin D m( l )murakkab
bog'lanishga ega. O'rtacha kuchsizlanish miqdori to'lqin uzunligiga teskari
propotsional ravishda ortib boradi ya'ni D m( l )=2 m
- (
l
1 ) m
. Biroq
ultrabinafsha ( l< 2500Å) diapazonda bunday chiziqiy bog'lanishdan
chetlashishlar kuzatiladi. Uzoq ultrabinafshada ( l< 1250 Å) chetlashish
kuchli. Bu sochishda molekulaalarni ishtiroki bilan bog'liq. Rasmdagi
bog'lanishga asoslanib yorug'likni kuchsizlantiruvchi zarralar ko'ndalang
kesimi d ~ 0.1 mkm bo'lishi kerak degan xulosaga kelish mumkin, chunki
l =0.6 mkm va 
~ 1.
v) Yulduzlar yorug'ligining kuchsizlanishini qutblanganligi
Zarra tabiati to'g'risidagi bilimlar kuchsilanish miqdorini
( D m( l ))qutblanganligidan olinishi mumkin. Uzoqda joylashgan
yulduzlarning yorug'ligini qarash chizig'iga tik har xil (0 ° dan 360 ° gacha)
yo'nalishlarda intensivligi har xil ekanligi aniqlanadi. Buning uchun fotometr
oldiga qarash chizig'iga tik holda analizator o'rnatiladi va o'q atrofida
aylantirib yulduzning yorug'ligi o'lchanadi. Uzoqdagi yorug'ligi
kuchsizlangan yulduzlar ustida olib borilgan bunday o'lchashlar yulduzning
nuri qutblanganligini ko'rsatadi, ya'ni yulduz nuri ma'lum ( g )yo'nalishda

maksimal (I
max ) va ( g +90 ° ) minimal (I
min ) intensivlik ko'rsatdi va D mp = 2.5lgmin
max
I
I
farq o'lchandi. Yulduzlar yorug'ligini qutblanganligi D mp=0.2 m
gacha
etadi. Hozirgi paytdagi fotoelektrik fotometrlarning xatosi ± 0.005 m
ekanligini hisobga olsak olingan natija realligiga ishonch hosil qilamiz.
Shunday usul bilan ko'plab yorug'ligi kuchsizlangan yulduzlar tekshirildi va
har safar D mp va g aniqlab borildi.
O'lchash natijalarini tahlil qilish shuni ko'rsatdiki qutblanish simmetrik,
sharsimon zarrachalarda ro'y bermasligi kerak. Qutblantiradigan zarralar
ma'lum yo'nalishda bir-biriga parallel yo'naltirilgan uzunchoq zarra bo'lishlari
kerak. Bunday parallel joylashgan zarralarni tartibga keltiruvchi kuch bo'lishi
kerak. Agar zarralar cho'zinchoq metall zarralari, masalan niynasimon
kristalik ferromagnit, bo'lsa uholda ularni Galaktika magnit maydoni tartibli
joylashtiradi. Haqiqatdan Persey yulduz turkumidagi yulduzlar nurining
qutblanish burchagi ( g )Somon Yo'li yo'nalishiga mos keladi. Demak
niynasimon kristalik metal chang zarralarini Galaktika spiral englari Somon
Yo'li bo'ylab yo'nalgan magnit maydon tartibli joylashtirgan. Buning uchun
magnit maydon kuchlanganligi 10 -5
ersted bo'lsa etarlidir. Shunday qilib
yulduzlar yorug'ligini kuchsizlantiradigan yulduzlararo muhitdagi chang
ko'ndalang kesimi 0.1 mkm bo'lgan kristalik metal zarralardan iboratdir
degan xulosaga kelamiz.
g) Yulduzlar yorug'ligini kuchsizlanish darajasi va changning zichligi
Quyoshdan r=1000 parsek uzoqlikdagi yulduzlarning yorug'ligi vizual
nurlarda D m
V =1.6 m
miqdorga kuchsizlangan. D m
V =-2.5lg 0
E
E
=2.5lge -
t
. t @ s
n r-chang muhitni optik qalinligi, s =  d 2
- chang zarra yuzasi, n-
kontsentratsiyasi, r- yulduzning uzoqligi. Yuqorida keltirilganlarga asoslanib
s » 5 × 10 -9
sm -2
ekanligini topamiz va r=1000 ps ligi hisobga olinsa

n = r
m
s
D =10 -13
zarra/sm -3
.
Agar zarralar yuqorida aytganimizdek metal kristallari bo'lsa uholda bitta
bunday zarra massasi
3
4 
3
2 

 

d r =4.0 × 10 -7
gva Galaktikada tarqoq chang
modda zichligi r
g = 4 × 10 -25
g/sm 3
ekanligini topamiz. Chang zichligi qora
tumanliklarda millionlab marta kuchli bo'ladi. Masalan “Kumir qop”
tumanlikda n=0.2 × 10 -6
zarra/sm 3
va r» 2 × 10 -2
g/sm 3
ya'ni yulduzlararo
fazodagidan 200 marta ko'p. Qora bulutlar zarralari massasi o'rtacha 10 -16
g.
Demak qora bulutlar chang va gaz aralashmasidan iborat.
d) Yulduz yorug'ligini kuchsizlanishini o'lchash va hisobga olish
Quyosh Galaktika tekisligi yaqinida joylashgan va uning atrofida 1 Kps
masofaga 4-5 ta chang bulut to'g'ri keladi. Demak har bir bulut 1 Kps dan
uzoqda joylashgan yulduzlar nurini D m
V =0.3 m
miqdorga kuchsizlantiradi.
Endi bu miqdorga Galaktika tekisligiga tik yo'nalishda tarqoq chang modda
kuchsizlantirish miqdorini qo'shsak, vizual nurlarda 1 Kps masofada
kuchsizlanish 2 m
ga etishini topamiz. Fotografik nurlarda kuchsizlanish
miqdori Apg=4 m
ga etadi. Bu kuchsizlanishni to'lqin uzunligiga teskari
proportsional o'zgarishi natijasidir. Natijada yulduz nuri tarkibida qisqa
to'lqinli ( l < 0.5 mkm) havorang va binafsha nurlar ko'p miqdorga
kuchsizlanadi va sariq va qizil nurlarni nisbiy hissasi ortadi, yulduz nuri
sarg'ayadi yoki qizaradi, uning rang ko'rsatgichi (B-V) ortadi. Agar
yulduzning spektral sinfiga ko'ra haqiqiy rang ko'rsatqichi (B-V)
0 bo'lsa
uholda E
B-V =(B-V)- (B-V)
0 uning rang ortiqligini belgilaydi. Rang ortiqligi
E
B-V bilan vizual nurlarda umumiy kuchsilanishi A
V orasida quyidagi
bog'lanish topilgan
A
V =3.2 E
B-V .

Kuzatishlardan (B-V) o'lchanadi, spektral sinfiga ko'ra (B-V)
0 aniqlanadi va
A
V topiladi. Yulduzning o'lchangan ko'rinma kattaligi m bo'lsa uning
kuchsizlanish hisobga olingandan keyingi kattaligi
10000 rA
mm V
VV 
va agar yulduzning uzoqligi (r) ma'lum bo'lsa uholda uning absalyut kattaligi 1000
lg5 5 r A r m M V V V    
formula yordamida hisoblanadi.
Misol uchun Oqqushning g -si yaqinida topilgan yulduz (VI Cyg12) V5 I
a
sinfga mansub, uning yorug'ligini o'lchashdan V-V=+3,01 m
, U–V=+1.69 m
va
U=16.3 m
aniqlandi. Normal V5 yulduzning V-V=-0,3 m
, demak E
B-V =3 m
,3 va
A » 10 m
! , ya'ni yulduz yorug'ligi 10 birlikka kuchsizlangan.
2. Protoyulduzlar paydo bo’lishining nazariy asoslari. Yulduzlarning
fizik xarakteristikalari, ichki tuzilishi va kimyoviy tarkiblarining vaqt
bo'yicha o'zgarishi yulduzlar evolyutsiyasi yoki rivojlanish jarayonida
o'zgarishi deb ataladi. Statsionar holatdagi yulduz gidrostatik (gravitatsion
kuch ich M bosim kuchiga teng) va energetik (atrofga sochilayotgan nuriy
energiyasi yulduz o'zagida ajralayotgan energiyaga teng) muvozanatdagi gaz
(plazma) shardir. Yulduzning «tug'ilishi» atrof fazoga sochilayotgan
energiyasini o'zining ichki energiya manbayi hisobiga to'ldirib turuvchi
gidrostatik muvozanatdagi obyektning hosil bo'lishidir. Yulduzning «o'lishi»
tiklanmaydigan muvozanatning buzilishi yoki lining halokatli holatda
siqilishidir.
Yulduz sirtidan energiya sochilishi Lining ichki qatlamlarini sovishiga,
gravitatsion potensial energiyaning ajralib chiqishi unung siqilishi yoki yadro
reaksiyalar hisobiga ro'y berishiga olib keladi. Sovish va gravitatsion siqilish,
masalan, Quyoshning 10 million yil hozirgi kundagidek nurlanish sochib

turishi uchun yetadi. Holbuki, Quyosh bilan birga hosil boigan Yerning yoshi
4.5 milliard yilga teng, demak, uning energiyasi siqilish energiyasi emas.
Yulduzning evolutsiyasi boshidan oxirigacha kuzatib bo'lmaydigan juda uzoq
davom etadigan jarayon. Shuning uchun, yulduz evolutsiyasini tekshirishda
har xil massaga ega yulduzlarning ichki tuzilishi va kimyoviy tarkibining
vaqt bo'yicha o'zgarishini namoyish etuvchi evolutsion modellarini tuzish
usuli qo'llaniladi. Bu evolutsion modellar kuzatish natijalari, masalan, har xil
evolutsiya bosqichidagi ko'plab yulduzlarning yorqinligi bilan
temperaturasini bog'lovchi Gershprung-Ressel diagrammasi bilan
solishtiriladi va bu yulduzning evolutsion ketma-ketlikda o'rnini aniqlashga
yordam beradi. Bu usul yulduz to'dalari (tarqoq va sharsimon) uchun
qo'llanilganda ay-niqsa yaxshi natija beradi. Chunki to'da a'zolari bir vaqtda
bir xil kimyoviy tarkibdagi tumanlikdan hosil bo'lgan.
Yulduzlarning evolutsion ketma-ketliklari ularning ichida massa, zichlik,
temperatura va yorqinliklarning o'zgarishini ifodalovchi differensial
tenglamalar (1.3—1.5) ni yechish natijasida topiladi. Bunda gazlarning holat
tenglamasi, energiya ajralish qonunlari, ichki qatlamlarning notiniqligini
hisoblash formulalari va bu qatlamlarning kimyoviy tarkibini vaqt bo'yicha
o'zgarishi hisobga olinadi.
a) yulduzlarning hosil boiishida gravitatsion siqilish bosqichi.
Eng keng tarqalgan qarashga ko'ra yulduzlar yulduzlararo muhitdagi
moddaning kondensatsiyalanishi natijasida hosil bo'ladi (4.13-rasmga
qarang). Buning uchun yulduzlararo muhit ikki bosqichni o'tishi zarur: zich
sovuq bulut va yuqoriroq temperaturadagi siyraklashgan muhit. Birinchi
bosqich yulduzlararo muhitdagi magnit maydonda Reley-Teylor noturg'unligi
tufayli ro'y bersa, ikkinchisiga zich bulut moddasini kosmik.va rentgen nurlar
tomo-nidan ionlantirish natijasida ro'y bergan issiqlik noturg'unligi sabab
bo'ladi. Haqiqatdan, massasi m=(10 5−10 6)mk ; ( mk — Quyosh massasi) ga

teng), o'lchamlar 10 — 100 parsek, zarra konsentrasiyasi n=10 8m−3 bo'lgan
chang+ gaz komplekslar kuzatiladi. Bunday komplekslar siqilishi uchun
ulardagi zar-ralarning gravitatsion bog'Ianish energiyasi zarralarning issiqlik
harakati, bulutning yaxlit holda aylanish energiyalari yig'indisidan katta
bo'lishi kerak (Jins kriteriyasi). Agar faqat issiqlik energiyasi hisobga olinsa,
Jins kriteriyasiga ko'ra hosil bo'lgan bulutning massasi quyidagicha bo'lishi
kerak:
m>mk≃150 T
23n
−12mk
(8.1)
Bu yerda: T — kelvinlarda hisoblangan temperatura; n — bir
sm 3 dagi zarra
konsentratsiyasi. Gaz+chang bulutlar uchun hozirgi zamonda aniqlangan T
va n larda ularning massasi
m>10 3mk bo'lishi kerak.
Jins kriteriyasiga ko'ra massasi hozir ma'lum bo'lgan oraliqdagi (0.01 — 100
mk
) yulduz hosil bo'lishi uchun siqilayotgan bulutda (dTdr )ad=+ γ−1γ mgKВ bo'lishi
kerak. Bu gaz+chang bulutlarda kuzatilayotgandan 10 — 100 marta ko'p
demakdir. Biroq bunday zarralar konsentratsiya bulut o'zagida bo'lishi
mumkin. Demak, massiv bulutda ketma-ket ro'y beradigan bo'laklarga
ajralish natijasida yulduz hosil bo'lishi mumkin. Bu yulduzlar to'da holda
paydo bo'ladi, degan xulosa qilishga imkon beradi.
Keyinchalik kollaps natijasida yulduzga aylanadigan obyekt (bulut bo'lagi) I
protoyulduz deb ataladi. Bunda magnit maydonsiz va aylanmaydigan sferik I
simmetrik protoyulduz bir necha bosqichlarni bosib o'tadi. Dastawal bir I
jinsli va izotermik bulut o'zining issiqlik nurlanishi uchun tiniq va kollaps I
energiya yo'qotadi. Chang-gaz zarralarining kinetik energiyasi hisobiga issiy-'
boshlaydi va unda energiya issiqlik uzatuvchanlik natijasida tarqala boshlaydi
va protoyulduzni tashqi chegarasidan issiqlik nurlanishi sifatida fazoga
sochiladi (energiya yo'qotish). Bir jinsli bulutda bosim gradiyenti bo'lmaydi
va siqilish erkin tushish sifatida boshlanadi. Siqilish boshlangandanoq

bulutda tovush tezligida uning markaziga tomon tarqaladigan siyraklashish
to'lqini hosil bo'ladi. Chunki kollaps zichlik yuqori joyda tez, natijada
protoyulduz quyuq o'zakka va keng siyrak qobiqqa ajraladi. O'zakda zarra
konsentratsiyasi 10 11sm −3 ga yetgach u o'zining infraqizil nurlanishi uchun
notiniqlashadi. O'zakda ajralayotgan energiya uning sirtiga nuriy yo'l bilan
chiqa boshlaydi. Temperatura adiabatik ko'tarila boshlaydi va bosim oshib,
o'zak gidrostatik muvozanatga o'tadi. Qobiq moddasi o'zakka tushisbini
davom ettiradi va o'zak chetida zarb to'lqini hosil bo'ladi. Bu paytda o'zak
parametrlari proto yulduz massasiga bog'liqligi kam va uning massasi, radiusi,
zichligi, tem-peraturasi quyidagicha bo'ladi:
mo'=5⋅10 −3mk
, ro'=100 Rk , ρ= 2⋅10 −2g
sm 3 , T=200 K .(8.2)
Qobiqdan o'zakka modda tushishi (akkretsiya) natijasida uning tempera-
turasi 2000 K ga yetguncha adiabatik ko'tariladi. Temperatura 2000 K ga
yetgach vodorod molekulalari parchalana boshlaydi va adiabata ko'satkichi
4/3 dan kamayadi. Bu holatda bosimning o'zgarishi gravitatsiya kuchlarini
yengishga yetmaydi. O'zak yana siqiladi (kollaps) va uning parametrlari endi
quyidagicha bo'ladi:
mo'=5⋅10 −3mk
, ro'=1Rk , ρ= 2⋅10 −2g
sm 3 , T= 2⋅10 4K .(8.3)
Qobiqdan o'zakka modda akkretsiyasi davom etadi, temperaturaning
ko'tarilishi davom etadi. Endi o'zakda vodorodning ionlanishi bosh-lanadi va
yuqoridagi o'zakning tuzilishi qayta ro'y beradi.
O'zakni qobiq hisobiga kattalashuvi qobiqda modda tu-gaguncha davom
etadi. Qobiq moddasining bir qismi yul-duzning nuriy bosimi ta'sirida fazoga
tarqalib ketadi. O'zak va qobiqdan iborat yulduzlar IQ nur manbayi sifatida
kuzatiladi. Qobiq optik yupqa bo'lgach protoyulduz yulduz maqomiga ega
obyekt sifatida kuzatiladi. Ayrim massiv yulduzlarda qobiq o'zakda yadro
reaksiyalari boshlanguncha qoladi. Protyulduz kollapsi
10 5−10 6 yil davom

etadi. O'zak tomonidan yoritilayotgan qobiq qoldiqlari yulduz shamoli
ta'sirida tezlatiladi. Bunday obyektlarga Xerbig — Axo obyektlari deb
ataladi. Kam massali yulduzlar ko'rina boshlaganda ular Savrning T - si
singari xususiyatlarga ega bo'ladi. 3.26-rasmda har xil massali
protoyulduzlarning gidrostatik muvozanatdagi o'zaklarining G—R
diagrammada evolutsion izi tasvirlangan. Gidrostatik muvozanatdagi kam
massali yulduzlar o'zagidan energiya konveksiya yo'li bilan chiqadi. Massasi
Quyoshnikining uchdan biridan ko'p yulduzlar o'zagida nuriy muvozanat
qaror topadi. Massasi uch Quyosh massasidan ko'p yulduzlar o'zagida nuriy
muvozanat tezda shakllanadi.
8.1 rasm
Yadro reaksiyalari asosida yulduz evolutsiyasi Dastlabki yadro reaksiyalar
taxminan million K temperaturada deyteriy, litiy va bor ishi bilan boshlanadi.
Bu elementlarning dastlabki miqdori shu darajada kamki, ularning yonishi
amalda protoyulduz siqilishini to'xtata olmaydi. Yulduz markazida
temperatura ¿10 7K ga yetganda va vodorod yona boshlanganda uning
gravitatsion siqilishi to'xtaydi. Chunki faqat vodorodni yonish energiyasi
yulduz fazoga sochayotgan energiyani toidirib turish uchun yetarli. O'zagida
vodorodning yonishi boshlangan bir jinsli yulduzlar G-D da dastlabki bosh

ketma-ketlikni ( BKK) tashkil qiladi. Massiv yulduzlar BKK ga kam
massalilarga qaraganda tezroq tushadi. BKK ga tushgandan boshlab yulduz
evolutsiyasi yadrolarning yonishi asosida (yadroviy bosqichlar jadvalda
keltirilgan) boradi. Yulduzlarning evolutsion izi 3.26-rasm tasvirlangan.
Temperatura ¿18 ⋅10 6 bo'lganda proton-proton sikli, undan yuqori bo'lganda
uglerod-azot sikli ( CNO) asosiy energiya manbayi bo'ladi. Eng massiv
yulduzlarda massaning 50% konveksiyalanadi.
Vodorodning to'la yonish vaqti massasi
m≃1mk bir Quyosh massasiga teng
yulduzlarda
1010 yil, m≃50 mk — yulduzlarda 3⋅10 6 yil. Jadvaldan ko'rinib
turibdi, boshqa reaksiyalar hisobiga yulduzning yashash vaqti umumiy
yashash vaqtining 10% dan oshmaydi. Shuning uchun G-D diagrammada
ko'pchilik yulduzlar o'rni bosh ketma-ketlikdir (BKK ).
Yulduz evolutsiyasining asosiy yadroviy bosqichlari
Vodorodning yonishi o ' zak moddasining o ' rtacha molekular massasini
oshiradi , gidrostatik muvozanat uchun markazda bosim va temperatura ko ' ta -
riladi , yorqinlik oshadi , qobiq tiniqlashadi . Katta miqdordagi energiya
yo ' qotishini ta ' minlash uchun o ' zak siqila boshlaydi , qobiq esa kengaya -
boshlaydi . G - D diagrammada yulduz BKK dan o ' nga siljiydi . Massasi katta
yulduzlar BKK ni birinchilar qatori tark etadi .
m≃15 mk yulduzlarni BKK da
bo ' lish vaqti 10 mln yil ,
P=−δEδV∫S¿¿ larniki - 70 mln yil va m≃1mk larniki 10

milliard yil .
d) yulduz evolutsiyasining oxirgi bosqichi. Massasi m>5mk bo'lgan
yulduzlarning markaziy qismlarida jadvalda ko'rsatilgan barcha reaksiyalar
ro'y berishi mumkin. Temir o'zakning hosil bo'lishi, ayrim hollarda undan
ham oldin gidrostatik muvozanat yo'qotilishiga olib kelishi mumkin va
gravitatsion kollaps ro'y beradi. Kollaps natijasida zichlik
10 12g
sm 3 ga yetadi
va modda neytrallashadi. Agar
m<2mk bo'lsa, aynigan gaz va y = 5/3 da
bosim va tortishish tenglashadi. Aks holda kollaps cheksiz va yulduz qora
o'raga aylanadi. Kollaps to'xtatilganda neytron yulduz sirtida zarb to'lqin ro'y
beradi va u tashqi tomon tarqaladi, qobiqni uloqtirib yuboradi (o'tayangi
yulduz).

Yulduzlararo muhit va yulduzlarning shakillanishi

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