Yulduzlarning fizik parametrlari Reja: 1. Yulduzlarning uzoqligi va yorqinligi . 2. Yulduzlarning temperaturasi. 3. Yulduzlarning radiusini aniqlash. 4. Yulduzlar massasi. 5. Spektr yorqinlik diogrammasi. 6. Massa – yorqinlik diogrammasi.

Yulduzlarning uzoqligi va yorqinligi Yulduzlar quyosh singari plazma shardir. Biroq biz ularni yuza qatlamlarini quyosh singari gardish shaklida ko’ra olmaymiz. Bunga sabab ular bizdan juda uzoqda loylashgan. Eng katta teleskoplar ham yulduzlarni yuza qatlamlarini ko’rish va tekshirish imkonini bera olmaydi. Eng yaqin yulduz Sentavrning XCN - si ( α Cen) bo’lib, uning yillik paralaksi π=0''.751 ga teng. Yani yillik paralaks 1'' dan oshmaydi. Paralaksi 1'' gat eng bo’lgan masofa (r) ni bir parsek ( Pk ) deb qabul qilingan. Yulduzlarning fizik ko’rsatgichlari ularning yorug’ligini bir xil masofaga keltirib, o’zaro solishtirish yo’li bilan o’rganiladi. Bunday masofa sifatida r=10 Pk masofa qabul qilingan va 10 Pk uzoqlikdagi yulduzlarning yorug’ligi absolyut yulduz kattaligi (M) deb qabul qilingan. U xolda ixtiyoriy r Pk uzoqligi, m ko’rinma yulduziy kattalikka ega bo’lgan yulduzning absolyut kattaligi quyidagicha ifodalanadi: M = m+5− 5*lg r (1.1) Yulduzlar olamida eng ko’p yorug’lik kuchiga ega yulduzning (yulduzlar jadvalidagi raqami HD93129 ) absolyut kattaligi U=−3(53−1)Q=−2Q va uning yorug’ligi L=3,2 ⋅10 6Lk ya’ni quyoshnikidan 3,2 mln marta ko’p. eng kam yorug’lik kuniga ega yulduzniki M b=20 m bo’lsa, uning yorug’ligi quyoshnikidan mnl marta kam, ya’ni L=10 −6Lk . Biroq bunday eng ko’p va eng kam yorug’likka ega yulduzlar nihoyatda kam. Agar uning ko’p uchraydigan yulduzlarniki M b=14 m demak, ular quyoshga qaraganda 5 ming marta kam yorqinlikka ega. Shunday qilib eng ko’p va eng kam yorug’lik kuchiga ega yulduzlarning yorqinlik nisbati 10 12 dan oshadi. Agar yulduz absolyut qora jism singari nurlanish sochadi deb hisoblasak, u holda uning yorqinligi L=4πR 2ε= 4πR 2⋅σ Te b . Bu yerda, R – yulduzning radiusi; σ - Stefan- Bolsman doimiysi; ε - yulduz sirtining yuza

birligidan chiqayotgan quvvati; Te−ε quvvatga ega absolyut qora jismning temperaturasi yorqinlik L temperaturasining to’rtinchi va yulduz radiusining kvadratiga proporsional miqdordir. Yulduzlarning temperaturasi Yulduzlarning nurlanishi uning atmosfera qatlamlaridan chiqadi va nurlanishni o’lchashga asoslab topilgan temperaturasi ana shu atmosfara qatlamlarining temperaturasi bo’ladi. Yulduzlar temperaturasini o’lchashning bir necha usullari mavjud bo’lib, ular yulduz spektrida energiyaning taqsimlanishini va yulduz chiziqlari intensivligini yoki to’la energiyani o’lchashga asoslangan. Yulduz temperaturasini o’lchashning bir necha usullari mavjud. Shu usullardan bir nechtasiga to’xtatib o’taman. 1. To’la energiyani o’lchash yo’li bilan T ni hisoblash. 2. Spektrida energiyaning taqsimlanishi (bilan) o’lchash yo’li bilan T ni aniqlash. 3. V ni siljish qonuni asosan hisoblash. 4. Rang ko’rsatgichiga asosan T ni hisoblash. 5. Spektral chiziqlar intensivligini o’lchash yo’li bilan T ni aniqlash. Bu usullarning 3 va 4 larini ko’rib chiqaylik. Vinn siljish qonuni yoritgich spektrida energiya maksimumining to’lqin uzunligi bilan temperature (Te) orasidagi bog’lanishni ifodalaydi va undan foydalanib Tp=0,29 λmak K ni topamiz, bu yerda, λmak - spektrda intensivlik Iλ(T) maksimumi to’g’ri keladigan to’lqin uzunlik, sm larda. Bu usulni qizil yuldzlarga qo’llash mumkin. Te – rang temperaturasi. Agar yulduzlarning yorug’ligi uning spektrini ikki qismga o’lchangan bo’lsa, u holda temperature quyidagi formula yordamida hisoblab topiladi: Tp=7920 (B−V )+0,m72 (1.2)

Bunday usul ham rang temperaturasini beradi. Yulduzlar radiusini aniqlash Yulduzlar radiusini o’lchashning ikki xil usuli qo’laniladi: bevosita o’lchashga asoslangan va o‘lchangan boshqa ko’rsatgichlarga asoslangan bevosita usul. 1. Bevosita usul yulduz interferometri yordamida yulduzning burchak diametrik (θ ) ni o’lchashga asoslangan. Bu usul bilan 100 ga yaqin yulduzning θ si o’lchangan. Unda ko’ra eng katta θ=0,''056 ga teng va u kitning 0 si (0 Cet) ga tegishli. Hozirgi zamon o’lchash texnikasining holati Δθ ≈±0'',0003 bo’lgani uchun θ>0,''0003 yulduzlarning burchak diametrini o’lchash mumkin. Bunday yulduzlar soni 100 ga yaqin ekan 2. Yulduz temperaturasi T ni o’lchanganda uning R ni hisoblash usuli. Agar yulduzning tempetaturasi va uzoqligi o’lchangan bo’lsa, u holda m k formuladan lg R=8,47 − 0,2 M b− 2lg Te topiladi yoki rang ko’rsatgichi (B-V) va vzual rangda (V) absolyut kattaligi Mv o’lchangan bo’lsa lg R=0,72 (B−V)−0,2 M v+0,51 topiladi. Yulduzlar massasi Yulduzlar massasi uning asosiy fizik ko’rsatgichlaridan biri bo’lib, qo’shaloq yulduzlarga Keplerning umumlashtirilgan III qonuni qo’llash yo’li bilan aniqlanadi. Ma’lumki ko’pchilik yulduzlar juflikdan tashkil etadi. Yoki ular atrofida sayyoralar aylanadi. Qo’shaloq yulduzlar asosida 1) vzual qo’shaloq saliq; 2) spectral qo’shaloq; 3) to’silma qo’shaloq mavjud. Vizual qo’shaloqlarda koordinatalarini uzoq vaqt yil davomida o’lchab berish natijasida bir yulduzning ikkinchi ikkinchi yulduz atrofida aylanish orbitaisi o’rganiladi va orbita elementlar, aylanish davri (P) orbita katta yarim o’qi (

a1) topiladi va bu qo’shaloq uchun Keplerning chinchi qonuni quyidagicha yoziladi; P'2(m1−m2) a3 = 4π2 G (1.3) Bunda: ¿18⋅106 - yulduzning massasi , G – gravitatsion doimiylik. m1+m2= a3 P2 (1.4) “Spektr – yorqinlik” diagrammasi Yulduzlarning yorqinligi (L) uning to’la nurlanish energiyasi belgilaydi va u yulduzning temperaturasi (T) va radiusi bog’liq funksiya bilan ifodlanadi L= f(TeR) . Ikkinchi tomondan har bir spektral sinfda mansub yulduzlar ma’lum effektiv temperaturaga ega, ya’ni spekral sinf bilan effektiv temperaturasi orasida ma’lum funksional bog’lanish mavjud Te=ϕ(Sp) . Bu bog’lanish yuqoridagi munosabatda qo’ysak L= f(ϕ(Sp)R) yorqinlik (L) bilan spektral sinf orasidagi bog’lanishni topamiz. Bunday rog’lanish spektral yorqinlik diogrammasi deb ataladi va un yulduzning yorqinligi uning spektral sinfida ( Sp ) va radiusi (R) ga bog’liqligini ko’rsatadi. Ma’lumki, yorqinlik bilan absolyut kattalik oraisdagi logarifmik bog’lanish M 1− M 2= 2,5 lg (L2 L1) (1.5) mavjud, amalda L o’rniga M qo’llaniladi. Yulduzlar diagrammasi yettita (1 – rasm) yorqinlik sinfiga ajraladi. Diagrammaning yuqori qismida chapdan o’nggacha gorizontal nuqtalar ketma – ketligi sifatida o’tadigan (I) yulduzlar joylashadi. Ular ikkiga bo’linadi, Ia - yorug’ o’ta gigantlar (M =−8m) , I0 - normal o’ta gigantlar (M =−4m,5 ). Ulardan pastroqda (M =−2,m5) yorug’ gigantlar joylashadi; diagrammada III bilan gigant yulduzlar o’rni (M =+ 1,m0) belgilangan; IV – sungigantlar bosh ketma – ketlik yulduzlar i dan ikki yulduz kattalikka yuqorida va subkarliklar (VI) shuncha pastda unga