logo

Oq karlik yulduzlar nazariyasi

Загружено в:

08.08.2023

Скачано:

0

Размер:

37.2734375 KB
   Oq k arlik   y ulduzlar nazariy asi
Reja:
1. Oq karlik yulduzlar
2. Oq karliklar nazariyasi. Oq karliklarning fizikaviy parametrlari Oq   karlik   yulduzlar   .   Oq   karliklar   yulduzlarning   m   –   massasi   deyarli
Quyosh  massasi  m
ө -ga  yaqin, Radiusi  R Quyosh  radiusi R
ө -ning  yuzdan  bir
qismiga   teng   bo’lgan   obyektlardir.   O’lchamini   kichikligi   tufayli   muhitini
zichligi   katta   ~10 6
gr/sm 3
  chamasida   bo’lib,   bu   normal   yulduzlar   muhitini
zichligidan qarib million marotaba kattadir. Bunday katta zichliklarda, bosim
aynigan   elektronli   gaz   bosimi   bilan   aniqlanadi.   Natijada   Oq   karlik
yulduzlarga   aynigan   yulduzlar   deb   ham   yuritiladi.   Bunday   yulduzlarni   Oq
karlik   deb   atalishi   birinchi   ochilgan   Sirius  B   va   Eridian   B   issiq   yulduzlarni
rangi Oq ekanligi bilan bog’liqdir. Keyinchalik nisbatan sovuq sariq va qizil
karlik   yulduzlar   mavjudligi   ham   aniqlandi.   Bunday   yulduzlarni   deyarli
barchasi,   yulduzlar   evolyutsiyasini,   oxirgi   etaplarida   hosil   bo’lgan
yulduzlardir. Galaktikalardagi yulduzlarning sonini 3-10%-ini tashkil etadi. 
Oq   karlik   yulduzlar   gravitatsiya   kuchi   va   aynigan   holatda   bo’lgan
elektronli gaz  bosim  kuchi  muvozanatda  bo’lganligi sababli  ustuvor holatda
yashaydi.   Aynigan   elektronli   gaz   bosimi   deyarli   temperaturaga   va   muhit
ximiyaviy   tarkibiga   (chunki   oq   karlik   tarkibida   vodorod   mavjud   bo’lmay,
boshqa elementlarni massasi birligiga to’g’ri keluvchi elektronlar soni deyarli
doimiydir)   bog’liq   emas.   Bosimni   zichlikda   bir   qiymatli   bog’liqligi   tufayli,
nazariya ko’rsatadiki massa m radius R-ga bir qiymatli bog’liqlikdir. 
Oq karlik massasi qancha katta bo’lsa uning radiusi shuncha kichik bo’ladi.
Bundan   tashqari   oq   karlik   yulduzlar   massasini   yuqori   chegarasi   mavjud
bo’lishi   kerak   .   Massaning   bu   chegaradan   katta   bo’lishligi   yulduz
evolyutsiyasini ohirida gravitatsion Kollaps jarayoniga olib keladi. 
Oq karlik yulduzlarni massasini yuqori chegarasini mavjudligi Chandrosekar
tomonidan   1931   yili   hisoblangan   bo’lib   muhit   zichligini   oshishi   bilan
elektronlar tezligini oshib yorug’lik tezligiga tenglashishi bilan tushuntiriladi.
Natijada   yulduzni   ustuvor   holatda   ushlash   uchun   bosim   p   zichlik     p   bilan
yetarli bo’lmagan (p~p 4/3
) tezlik bilan oshadi. Muvozanatni ustuvorligi uchun bosimni   o’sishi   4/3   ko’rsatgichdagi   o’sishdan   kattaroq   bo’lishi   lozim.
Ustuvorlikni   yo’qotilishini   va     muhitni   neytronlashishini     umumiy   nisbiylik
nazariyasi bilan tushuntiriladi . 
Hozirgi zamon tasavvurotlariga ko’ra oq karlik yulduzlar, normal yulduzlarni
evolyutsiyasi   davomida   tashqi   qobig’ini   uloqtirishi   natijasida   qolgan
m<1,4m
ө   massali   qoldiq   yadroni   keyingi   evolyutsiyasida   hosil   bo’ladi.
Normal   yulduz   ichida   zich   yadroni   hosil   bo’lishi   termoyadroviy   yonish
muhitini   tamom   bo’lishi   bilan   bog’liqdir.   Tashqi   qobiqni   uloqtirib   hosil
bo’lgan,   termoyadroviy   energiyasi   deyarli   bo’lmagan   qoldiq   yadroni   yuza
temperaturasi   juda   yuqori   bo’ladi   va   sekinlik   bilan   sovib   oq   karlikka
aylanadi. Eng issiq oq karlik yulduzlarni yuzasini temperaturasi T¿7⋅10	4 k gat
eng bo’lsa eng sovuqlariniki T	
¿5⋅10	3 k  ga teng bo’ladi. Oq karlik yulduzlarni
nurlanish   energiyasini   manbai   yulduz   qaridagi   ionlarni   to’plagan
energiyasidir.   Oq   karlik   yulduzlarni   hosil   bo’lishi   bosqichida   va   sovishini
boshlang’ich   stadiyasida   neytronlarni   yo’qotishi   muhim   rol   o’ynaydi.   Yana
oq   karliklarni   sovish   nazariyasi   ularni   yorqinligini   yoshiga   bog’liqligini
ko’rsatib, umumiy holda kuzatish natijalarini tasdiqlaydi. Yorqinligi ~10 -3
 L
ө
bo’lganlarini   yoshi   ~10 9
  yilga     teng   bo’ladi.   Yorqinlikni   nihoyat   kichik
qiymatlarida   (<10 -4  
L
ө )   yulduz   ichida   kristallanish   jarayoni   o’tishi   lozim
bo’lib, bunday effektlarni kuzatish uchun tajriba aniqligi kamlik qiladi. 
Agar   oq   karlik   yulduz,   zich   qo’shaloq   yulduz   tarkibiga   kirsa,   uning
yorqinligini   asosiy   qismini,   yo’ldosh   yulduz   muhitini   akretsiyasi   natijasida
oqayotgan muhitni yuzidagi termoyadroviy reaksiyalar hosil qilishi mumkin.
Bunday   yonish   nostatsionar   xarakterga   ega   bo’lib,   yangi   yulduz
chaqnashlarini tushuntiradi. 
Hozirgi   vaqtda   bir   necha   yuz   oq   karliklarni   spektri   qayd   qilingan   bo’lib,
bunday spektrlar odatdagi yulduzlar spektrlaridan katta farq qialdi.  Oq   karlik   yulduzlarni   spektridagi   yutilish   chiziqlari   kuchli   kengaygan
bo’ladi.   Bundan   tashqari   chiziqlar   bir   necha   o’n   km/s-ga   mos   keluvchi
gravitatsion qizilga siljigan bo’ladi. Har ikki effekt nazariy aniqlangan massa
– radius munosabatni tekshirish imkonini beradi. Spektriga ko’ra aniqlangan
ximiyaviy   tarkibi   ham   odatdagidan   farq   qialdi.   Ko’pchilik   oq   karliklarni
atmosferasi   asosan   vodoroddan   tashkil   topgan   bo’lib   boshqa   elementlarni
ulushi   normal   yulduzlarnikiga   ko’ra   juda   kamdir.   Shu   bilan   birgalikda   oq
karlik   yulduzlar   tarkibida   vodorod   umuman   bo’lmasligi   kerak   aks   holda
vodorodni   yonishi   termoyadroviy   reaksiyasi   natijada   bunday   yulduzlar   tez
portlab  ketishi, ustuvor bo’lmasligi kerak edi. Boshqa oq karliklar yulduzlar
atmosferasi   tarkibida   asosiy   element   geliy   bo’lib,   vodorodni   ulushi   yuzlab
marotaba kamdir. Oq karlik yulduzlar atmosferasi, tarkibini farqi evolyutsiya
effektlari,   akretsiya   jarayoni   va   kuchli   gravitatsiya   maydonida   (oq   karlik
sirtiga   muhitni   erkin   tushish   tezlanishi   ~10 8
sm/s 2
  ga   teng)   muhitni
bo’laklarga bo’linishi bilan tushuntiriladi. 
O’nlab   oq   karliklarda   nurlanishni   kuchi   qutblanishi   yoki   bo’linishi
kuzatilgan.   Bundan   oq   karlik   yulduzlarni   magnit   maydoni   borligi   kelib
chiqadi.   Oq   karlik   yulduzlar   magnit   maydoni   kuchlanganligi   10 6
-10 8
  G-s
intervalida bo’ladi. 
Erdan   turib   qaraganda   osmon   gumbazga   o‘xshab,   havo   ochiq   vaqtlarda
kunduzi   zangori,   kechalari   qorong‘i   va   yulduzlarga   to‘la   bo‘lib   ko‘rinadi.
Mana   shu   yulduzlarga   to‘la   osmonda   yorqinligi,   rangi   va   kattaligi   jihatdan
turlicha   bo‘lgan   millionlab   yulduzlarni   uchratish   mumkin.   Ular   orasida
“o‘lik” yulduzlar alohida ahamiyat kasb etadi, chunki ularning ichki tuzilishi
odatdagi   yulduzlardan   alohida   farqlanadi.   “O‘lik”   yulduzlar   tushunchasiga
(kategoriyasiga) oq karliklar, neytron yulduzlar va qora o‘ralar kiradi. 
Oq   karliklarning   ochilishi   dastlab   to‘la   jumboq   bo‘lib,   faqat   ular   katta
zichlikka   egaligi   bilan   boshqa   yulduzlardan   farqlanar   edi.   Birinchi   ochilgan oq karlik Siriusning jufti, juda yorqin yulduz Sirius V hisoblanadi. 1914 yilda
astronomlar   Sirius   V   ga   tegishli   ma’lumotlarni   tahlil   qilib,   uning   massasini
0,75   –   0,95   quyosh   massasiga   tengligini,   yorqinligi   quyosh   yorug‘ligidan
sezilarli darajada pastligi va temperaturasi 8000 o
S ga yaqin, radiusi 18800 km
ekanligini aniqlashdi. 
Sirius   V   ga   o‘xshash   yana   bir   nechta   yulduz   ochilgandan   keyin     astronom
Artur   Eddington   koinotda   bunday   yulduzlar   ko‘p   uchraydi   va   oq   karliklar
katta zichlikdagi gazlardan tarkib topgan degan xulosaga keldi. 
1926   yilda   Enriko   Fermi   va   Pol   Dirak   o‘ta   katta   zichlik   sharoitida   gaz
holatini   yozib   oluvchi   nazariyani   ishlab   chiqishdi   (Fermi-Dirak   taqsimoti).
Undan   foydalanib,   astronom   Fauler   oq   karliklarning   turg‘un   holatini
tushuntirishga   muvaffaq   bo‘ldi.   Faulerning   fikricha,   katta   tezlikda,   oq
karliklar ichida (qa’rida) bosimi temperaturadan umuman bog‘liq bo‘lmagan
gaz tug‘ma holatda joylashadi. Bu gaz bosimiga qarshi bo‘lgan bosim kuchi
oq karliklarni turg‘un holatda ushlab turadi. 
Keyinchalik   oq   karliklarni   o‘rganishni   hind   olimi   CHandrasekar   davom
ettirdi.   U   1931   yilda   nashr   ettirgan   bir   ishida   “oq   karliklar   massasi   aniq
limitdan   yuqori   bo‘la   olmaydi,   bu   ularning   ximiyaviy   tarkibi   bilan   bog‘liq”
degan   muhim   fikrni   ilgari   surdi.   Bu   limit   1,4   Quyosh   massasidan   iborat
bo‘lib, olim sharafiga “CHandrasekar limiti” deb ataladigan bo‘ldi. 
Oq   karliklar   kichik   o‘lchamdagi   yulduzlardir.   Ularning   massasi   Quyosh
massasi   bilan   teng   bo‘lsa   ham,   o‘lchami   jihatidan   Er   tipidagi   planetalarga
o‘xshaydi.   Radiusi   taxminan   6000   km   ga   yaqin,   Quyosh   radiusining   1(100
qismini tashkil etadi. Oq karliklar massasi va o‘lchamlarini taqqoslashdan bir
xulosa chiqarish mumkin – ularning zichligi juda baland.  Oq karliklar katta zichligi tufayli “halokatli” yulduzlar qatoriga kiradi. Ularda
yadro   energiya   manbalari   yo‘q.   Vodorod   yongan   vaqtda   qobiqlarda   bosim
oshib,   yulduzlar   yuqori   qatlamining   kengayishi   sodir   bo‘ladi.
Konveksiyaning   tortishish   zonasi   rivojlanadi   va   yulduzlar   qizil   gigantga
aylanadi. YAdro yaqinida harorat yuqori, atmosfera sovuq bo‘ladi va buning
natijasida   u   yuqori   bosim   ostida   uzoqlashtirilib,   gazdan   tashkil   topgan
tumanlikka aylanadi.
YUlduzning   massasi   qancha   katta   bo‘lsa,   uning   ichidagi   temperatura   ham
shuncha   yuqori   va   vodorodning   yonib   geliyga   aylanishi   shuncha   tez   sodir
bo‘ladi. 
YUlduzning   markazidagi   vodorodning   yonib   tugashi   bilan   uning
evolyusiyasi   tezlashadi.   YUlduz   qizil   gigantga   aylanadi.   Qizil   gigantlarning
zich   va   qaynoq   yadrosida   geliydan   uglerod   hosil   bo‘lishi   reaksiyasi   yuz
beradi.   Geliy   zapasi   kamayishi   bilan   bunday   reaksiya   to‘xtay   boshlaydi.
YUlduz   siqila   borib   zich   oq   karlik   holatiga   o‘tadi.   Oq   karlik   sirti   katta
bo‘lmagani sababli uzoq davr nurlanib turishi mumkin. 
2.  Oq karliklar nazariyasi. Oq karliklarning fizikaviy parametrlari
Yulduzlarning shunday guruxlari borki ularning zichliklari juda katta bo’lib,
ular oq karliklar deb ataladi. Oq karliklar o’ziga xos xossalarga ega. Ularning
yana bir xarakterli tomoni ularning  markazidan temperaturani T=	μGM
AR
        (4.1)
formula   bilan   hisoblaganda   100   mln   gradusga   yaqin   chiqadi.   Ularning
massalari   oddiy   yulduzlarning   massalari   teng   bo’lib,   radiuslari   oddiy
yulduzlaridan   10   martalar   kichik,   A   –   universal   gaz   doimiysi,  	
μ   -   molyar
massa,   G   –   gravitasion   doimiylik,   M   –   yulduz   massasi.   Bunday
temperaturada   yulduzlardan   katta   miqdordagi   termoyadro   energiyasi   ajralib
chiqadi. Shu bilan birga oq karliklarrning yorqinligi massalari taxminan teng bo’lgan  oddiy   yulduzlarnikidan  ko’p   marta   kichik.   Yuqoridan   (4.1)   formula
oq karliklar temperaturasini aniqlash uchun tug’ri natija bermasligi mumkin.
Oq   karliklarni   tashkil   qilgan   yulduz   moddalari   ideal   gaz   qonunlariga
bo’ysunmagani   uchun   (4.1)   tenglamadan   topilgan   temperatura   haqiqatdan
uzoqroq bo’layotgandir. Oq karliklarni tashkil qilgan moddalarni qattiq yoki
suyuq   deb   aytish   qiyin,   chunki   ularning   sirtida   temperatura   100000,
markazida albatta bundan ham yuqori. Bundan tashqari zichliklari  10	7г
м3 ga
yaqin bo’lgan moddalarning tashqi elektron qobiqlari bir – biriga tegib turadi.
Oq   karliklarning   zichligi   tashqi   elekron   qobiqlari   tegib   turadigan
moddalarnikidan   10000   marta   katta   bo’lib   atomlari   orasidagi   masofa   bir
necha   10   marta   kichik.   Shu   sababli   oq   karliklarni   tashkil   qilgan   moddalar
atomlaridagi elektronlar yadrodan ajralgan holda bo’ladi bunday moddalarni
qattiq   yoki   suyuq   agregat   holatda   deb   bo’lmaydi,   chunki   qattaq   yoki   suyuq
holatda  bo’lgan moddalarning atomlari to’liq  saqlangan  bo’lib  o’zlariga xos
kimyoviy   xossaga   ega   bo’ladi.   Gaz   holatidagi   moddalarda   ularni   tashkil
qilgan   zarralar   bir   –   biridan   ancha   masofada   joylashgan   bo’lib,   bu   masofa
ularning o’lchamlaridan ancha katta bo’ladi, ikkinchi tomonidan gazni tashkil
qilgan zarralar qisqa to’qnashuvni hisobga olmaganda erkin harakatlanadi. 
Oq   karliklarni   tashkil   qilgan   moddalarda   yolong’och   yadrolar   erkin
harakatlana   olmaydi,   ular   xuddi   qattiq   jismlarnikiga   o’xshab   o’zlarining
yacheykalarida   tebranma   harakat   qiladi.   Odatda   oq   karliklarning   asosiy
hossalari ularni tashkil qilgan elektronlarga bog’liq bo’ladi. Shunday qilib oq
karliklarni   tashkil   qilgan   moddalar   alohida   harakatlanadigan   elekronlar   va
yolang’ochlangan   yadrodan   iborat   bo’lgan   gaz   bo’lib,   (odatda   kupchilik
yulduzlar ham shunday zarralardan iborat bo’ladi) ularning zichligi katta va
haddan   tashqari   yuuqori   bosimga   ega   bo’lganligi   sababli   oddiy   bo’lmagan
xossaga   ega.   Oq   karlikni   tashkil   qilgan   modda   yuqorida   aytganimizdek
subatom   zarrachalar:   elektronlar   va   yadrodan   iborat.   Bu   zarralar   oddiy atomlarda   joylashgandek   bo’lmasdan   bir   –   biriga   yaqin   joylashgan   bo’ladi.
Oq   karliklarning   o’lchami   taxminan   yerning   o’lchami   qadar   bo’lganligi
sababli   gravitasion   kuch   ta’siri   ostida   siqilish   kuzatilmaydi,   uning   massasi
quyosh   massasiga   tenglashadi.   Og’irlik   kuchi   yerdagiga   qaraganda   350000
marta   katta   bo’ladi.   Bu   vaqtda   yangi   yulduz   ham   paydo   bo’lishi   mumkin.
Boshqa   yulduzlardan   oq   karlikning   yuzasiga   meteoritlar   kelib   tushishi
natijasida uning yuzasidan yorqin yorug’lik – olov olish kuzatiladi, lekin bu
qisqa   vaqt   davom   yetadi.   Vaqt   o’tishi   bilan   oq   karliklarning   temperaturasi
pasayadi,   chunki   o’zining   energiyasini   nurlanish   orqali   chiqarib   qizil
yulduzga   aylanadi.   Keyinchalik   nurlanish   ham   sunadi   va   u   nur
tarqatmaydigan qora karlikka aylanadi. 
Shunday qilib oq karliklar zichligi katta, yorqinligi past, tashqi temperaturasi
katta,   o’lchami   yerniki   qadar,   massasi   quyosh   massasiga   yaqin   bo’lgan
yulduz hisoblanadi.
Oq   karliklar   moddasini   aynigan   elektron   gaz,   kvant   tabiatiga   ega   deb
hisoblab   oq   karliklarning   massasini,   zichlikgini   va   radiusini   hisoblaydigan
formuladar keltirib chiqarish mumkinσ
             (4.2)
ushbu   formuladagi   kattaliklarning   qiymatini   qo’yib   yuulduz   massasining
qiymatini hisoblab chiqish unchalik murakkab emas . 
Oq karliklarni tashkil qilgan aynigan elektron gazning bosimi, uning massasi
1,5
M	k   quyosh   massasidan   katta   bo’lganda,   uning   gravitasion   siqilishini
kompensasiyalab   tura   olmaydi.   Massaning   bunday   chegaralashnishi
Chandrosekar chegarasi nomi bilan yuuritiladi
 	
0,5	M	k<M	<1,4	M	k
ya’ni oq karlik massasi   M   yuqoridagi oraliqda bo’lishi kerak, bunday vaqtda
oq karliklar yadrosi uglerod va kisloroddan iborat bo’ladi.  Agar oq karlikning massasi  M	≺0,5	M	k   bo’lsa,   uning   yadrosi   geliydan   iborat   bo’ladi.   Oq
karliklarning zichligi uchun quydagi formulan bilan hisoblash mumkin	
ρ≈(
Pe
ℏ	)
3
m	p
       (4.3)
bu   yerda  
Pe   -elektronning   impul’si   bo’lib   elektron   harakat   tezligi   taxminan
yarim yorug’lik tezligiga teng bo’lsa, uning impul’si 	
Pe=	me⋅c
2
 bo’ladi, u holda.	
ρ=	m	p	
(
2ℏ
mec)
3=	6⋅10	6г
см	3
      (4.4)
Oq   karliklarning   radiusini   hisoblashda   uning   massasi   Chandrasekar   shartini
qanoatlantiradi   deb   hisoblasak   u   holda   oq   karliklarning   radiusini   quydagi
formula bilan hisoblash mumkin,	
R≈	(	
3
4π⋅
1.4M	k	
ρ	)
1
3≈	5⋅10	3км
        (4.5)
Oq  karliklar  asosan  oldin  olingan  issiqlik  energiyasi  hisobiga  xira  yorug’lik
tarqatadi.   Oq   karliklarda   kremniy,   oltingugurt   va   argon   gazi   yadrolari
uchraydi,   lekin   uning   markaziy   qismida   kislorod,   neon   va   magniylarning
yadrolari ko’proq uchraydi.

Oq k arlik y ulduzlar nazariy asi Reja: 1. Oq karlik yulduzlar 2. Oq karliklar nazariyasi. Oq karliklarning fizikaviy parametrlari

Oq karlik yulduzlar . Oq karliklar yulduzlarning m – massasi deyarli Quyosh massasi m ө -ga yaqin, Radiusi R Quyosh radiusi R ө -ning yuzdan bir qismiga teng bo’lgan obyektlardir. O’lchamini kichikligi tufayli muhitini zichligi katta ~10 6 gr/sm 3 chamasida bo’lib, bu normal yulduzlar muhitini zichligidan qarib million marotaba kattadir. Bunday katta zichliklarda, bosim aynigan elektronli gaz bosimi bilan aniqlanadi. Natijada Oq karlik yulduzlarga aynigan yulduzlar deb ham yuritiladi. Bunday yulduzlarni Oq karlik deb atalishi birinchi ochilgan Sirius B va Eridian B issiq yulduzlarni rangi Oq ekanligi bilan bog’liqdir. Keyinchalik nisbatan sovuq sariq va qizil karlik yulduzlar mavjudligi ham aniqlandi. Bunday yulduzlarni deyarli barchasi, yulduzlar evolyutsiyasini, oxirgi etaplarida hosil bo’lgan yulduzlardir. Galaktikalardagi yulduzlarning sonini 3-10%-ini tashkil etadi. Oq karlik yulduzlar gravitatsiya kuchi va aynigan holatda bo’lgan elektronli gaz bosim kuchi muvozanatda bo’lganligi sababli ustuvor holatda yashaydi. Aynigan elektronli gaz bosimi deyarli temperaturaga va muhit ximiyaviy tarkibiga (chunki oq karlik tarkibida vodorod mavjud bo’lmay, boshqa elementlarni massasi birligiga to’g’ri keluvchi elektronlar soni deyarli doimiydir) bog’liq emas. Bosimni zichlikda bir qiymatli bog’liqligi tufayli, nazariya ko’rsatadiki massa m radius R-ga bir qiymatli bog’liqlikdir. Oq karlik massasi qancha katta bo’lsa uning radiusi shuncha kichik bo’ladi. Bundan tashqari oq karlik yulduzlar massasini yuqori chegarasi mavjud bo’lishi kerak . Massaning bu chegaradan katta bo’lishligi yulduz evolyutsiyasini ohirida gravitatsion Kollaps jarayoniga olib keladi. Oq karlik yulduzlarni massasini yuqori chegarasini mavjudligi Chandrosekar tomonidan 1931 yili hisoblangan bo’lib muhit zichligini oshishi bilan elektronlar tezligini oshib yorug’lik tezligiga tenglashishi bilan tushuntiriladi. Natijada yulduzni ustuvor holatda ushlash uchun bosim p zichlik p bilan yetarli bo’lmagan (p~p 4/3 ) tezlik bilan oshadi. Muvozanatni ustuvorligi uchun

bosimni o’sishi 4/3 ko’rsatgichdagi o’sishdan kattaroq bo’lishi lozim. Ustuvorlikni yo’qotilishini va muhitni neytronlashishini umumiy nisbiylik nazariyasi bilan tushuntiriladi . Hozirgi zamon tasavvurotlariga ko’ra oq karlik yulduzlar, normal yulduzlarni evolyutsiyasi davomida tashqi qobig’ini uloqtirishi natijasida qolgan m<1,4m ө massali qoldiq yadroni keyingi evolyutsiyasida hosil bo’ladi. Normal yulduz ichida zich yadroni hosil bo’lishi termoyadroviy yonish muhitini tamom bo’lishi bilan bog’liqdir. Tashqi qobiqni uloqtirib hosil bo’lgan, termoyadroviy energiyasi deyarli bo’lmagan qoldiq yadroni yuza temperaturasi juda yuqori bo’ladi va sekinlik bilan sovib oq karlikka aylanadi. Eng issiq oq karlik yulduzlarni yuzasini temperaturasi T¿7⋅10 4 k gat eng bo’lsa eng sovuqlariniki T ¿5⋅10 3 k ga teng bo’ladi. Oq karlik yulduzlarni nurlanish energiyasini manbai yulduz qaridagi ionlarni to’plagan energiyasidir. Oq karlik yulduzlarni hosil bo’lishi bosqichida va sovishini boshlang’ich stadiyasida neytronlarni yo’qotishi muhim rol o’ynaydi. Yana oq karliklarni sovish nazariyasi ularni yorqinligini yoshiga bog’liqligini ko’rsatib, umumiy holda kuzatish natijalarini tasdiqlaydi. Yorqinligi ~10 -3 L ө bo’lganlarini yoshi ~10 9 yilga teng bo’ladi. Yorqinlikni nihoyat kichik qiymatlarida (<10 -4 L ө ) yulduz ichida kristallanish jarayoni o’tishi lozim bo’lib, bunday effektlarni kuzatish uchun tajriba aniqligi kamlik qiladi. Agar oq karlik yulduz, zich qo’shaloq yulduz tarkibiga kirsa, uning yorqinligini asosiy qismini, yo’ldosh yulduz muhitini akretsiyasi natijasida oqayotgan muhitni yuzidagi termoyadroviy reaksiyalar hosil qilishi mumkin. Bunday yonish nostatsionar xarakterga ega bo’lib, yangi yulduz chaqnashlarini tushuntiradi. Hozirgi vaqtda bir necha yuz oq karliklarni spektri qayd qilingan bo’lib, bunday spektrlar odatdagi yulduzlar spektrlaridan katta farq qialdi.

Oq karlik yulduzlarni spektridagi yutilish chiziqlari kuchli kengaygan bo’ladi. Bundan tashqari chiziqlar bir necha o’n km/s-ga mos keluvchi gravitatsion qizilga siljigan bo’ladi. Har ikki effekt nazariy aniqlangan massa – radius munosabatni tekshirish imkonini beradi. Spektriga ko’ra aniqlangan ximiyaviy tarkibi ham odatdagidan farq qialdi. Ko’pchilik oq karliklarni atmosferasi asosan vodoroddan tashkil topgan bo’lib boshqa elementlarni ulushi normal yulduzlarnikiga ko’ra juda kamdir. Shu bilan birgalikda oq karlik yulduzlar tarkibida vodorod umuman bo’lmasligi kerak aks holda vodorodni yonishi termoyadroviy reaksiyasi natijada bunday yulduzlar tez portlab ketishi, ustuvor bo’lmasligi kerak edi. Boshqa oq karliklar yulduzlar atmosferasi tarkibida asosiy element geliy bo’lib, vodorodni ulushi yuzlab marotaba kamdir. Oq karlik yulduzlar atmosferasi, tarkibini farqi evolyutsiya effektlari, akretsiya jarayoni va kuchli gravitatsiya maydonida (oq karlik sirtiga muhitni erkin tushish tezlanishi ~10 8 sm/s 2 ga teng) muhitni bo’laklarga bo’linishi bilan tushuntiriladi. O’nlab oq karliklarda nurlanishni kuchi qutblanishi yoki bo’linishi kuzatilgan. Bundan oq karlik yulduzlarni magnit maydoni borligi kelib chiqadi. Oq karlik yulduzlar magnit maydoni kuchlanganligi 10 6 -10 8 G-s intervalida bo’ladi. Erdan turib qaraganda osmon gumbazga o‘xshab, havo ochiq vaqtlarda kunduzi zangori, kechalari qorong‘i va yulduzlarga to‘la bo‘lib ko‘rinadi. Mana shu yulduzlarga to‘la osmonda yorqinligi, rangi va kattaligi jihatdan turlicha bo‘lgan millionlab yulduzlarni uchratish mumkin. Ular orasida “o‘lik” yulduzlar alohida ahamiyat kasb etadi, chunki ularning ichki tuzilishi odatdagi yulduzlardan alohida farqlanadi. “O‘lik” yulduzlar tushunchasiga (kategoriyasiga) oq karliklar, neytron yulduzlar va qora o‘ralar kiradi. Oq karliklarning ochilishi dastlab to‘la jumboq bo‘lib, faqat ular katta zichlikka egaligi bilan boshqa yulduzlardan farqlanar edi. Birinchi ochilgan

oq karlik Siriusning jufti, juda yorqin yulduz Sirius V hisoblanadi. 1914 yilda astronomlar Sirius V ga tegishli ma’lumotlarni tahlil qilib, uning massasini 0,75 – 0,95 quyosh massasiga tengligini, yorqinligi quyosh yorug‘ligidan sezilarli darajada pastligi va temperaturasi 8000 o S ga yaqin, radiusi 18800 km ekanligini aniqlashdi. Sirius V ga o‘xshash yana bir nechta yulduz ochilgandan keyin astronom Artur Eddington koinotda bunday yulduzlar ko‘p uchraydi va oq karliklar katta zichlikdagi gazlardan tarkib topgan degan xulosaga keldi. 1926 yilda Enriko Fermi va Pol Dirak o‘ta katta zichlik sharoitida gaz holatini yozib oluvchi nazariyani ishlab chiqishdi (Fermi-Dirak taqsimoti). Undan foydalanib, astronom Fauler oq karliklarning turg‘un holatini tushuntirishga muvaffaq bo‘ldi. Faulerning fikricha, katta tezlikda, oq karliklar ichida (qa’rida) bosimi temperaturadan umuman bog‘liq bo‘lmagan gaz tug‘ma holatda joylashadi. Bu gaz bosimiga qarshi bo‘lgan bosim kuchi oq karliklarni turg‘un holatda ushlab turadi. Keyinchalik oq karliklarni o‘rganishni hind olimi CHandrasekar davom ettirdi. U 1931 yilda nashr ettirgan bir ishida “oq karliklar massasi aniq limitdan yuqori bo‘la olmaydi, bu ularning ximiyaviy tarkibi bilan bog‘liq” degan muhim fikrni ilgari surdi. Bu limit 1,4 Quyosh massasidan iborat bo‘lib, olim sharafiga “CHandrasekar limiti” deb ataladigan bo‘ldi. Oq karliklar kichik o‘lchamdagi yulduzlardir. Ularning massasi Quyosh massasi bilan teng bo‘lsa ham, o‘lchami jihatidan Er tipidagi planetalarga o‘xshaydi. Radiusi taxminan 6000 km ga yaqin, Quyosh radiusining 1(100 qismini tashkil etadi. Oq karliklar massasi va o‘lchamlarini taqqoslashdan bir xulosa chiqarish mumkin – ularning zichligi juda baland.