logo

Yulduzlarning fizik tabiati

Загружено в:

08.08.2023

Скачано:

0

Размер:

465.7978515625 KB
Yulduzlarning fizik tabiati
Reja:
1. Yulduzgacha bo’lgan masofa va yillik parallax
2. Yulduzlarning yorqinligi va absolyut yulduz kattaligi
3. Yulduzlarni spektral klassifikasiyasi
4. Yulduz radiusi
   Yulduzgacha bo’lgan masofa va yillik parallaks
Kopernik   yulduzgacha   bo’lgan   masofani   hisoblash   mumkin   degan   yedi.   U
agarda   yulduzni   yillik   siljishi   parallaktik   siljishini   o’lchash   mumkin   bo’lsa,   bu
parallaktik   siljish   Yerni   Quyosh   atrofida   aylanishi
bilan   bog’liq   bo’ladi   (rasm   21).   Lekin   Kopernik
davrida oddiy teleskoplar ham  yo’q yedi, oddiy ko’z
bilan   yulduzlarni   parallaktik   siljishini   qayd   qilish
qiyin   yedi.   Shuning   uchun   ham   Kopernik   yulduzlar
yerdan quyoshga nisbatan 1000 marotaba uzoqroqdir
degan xulosaga kelgan yedi. 
Yulduzlarning   parallaktik   siljishini   aniqlash
borasidagi   birinchi   urinishlarni   ingliz   astronomi   Dj.
Bratleyem   boshlagan.   1725   yil   dekabrdan   1726   yil
dekabrgacha   Drakon   (2.4 m
)   yulduzning   zenit
masofasini   sistematik   tarzda   kulminasiya   momentida
o’lchagan,   lekin   Btatleyemga   yulduz   parallaktik
siljishini   aniqlash   imkoni   bo’lmadi.   100   yildan   so’ng,   1835-1837   yillarda   bu
masalani   dunyoda   birinchi   bo’lib   rus   olimi   V.   Ya.   Struve   hal   qila   oldi.   2   yil
davomida   Struve     Vega   yorug’   yulduzni   burchak   masofasini   o’lchadi   va   uni
aniqladi   hamda   parallaktik   siljishini   aniqladi.   Shu   asosda   uni   quyoshdan   Vega
yulduzigacha bo’lgan masofasini aniqladi. 
Yulduzning   parallaktik   siljishini   o’lchash   qiyin   bo’lsa   ham   uni   masofasini
o’lchashda   fundamental   to’g’ri   usul   hisoblanadi.   Yulduzgacha   bo’lgan   masofani
hisoblash   uchun   Yerning   Quyoshgacha   bo’lgan   o’rtacha   masofasi   asos   qilib
olinadi.   Yulduzning   yarim   parallaktik   siljishi   yillik   parallaks   deyiladi   va   π   harfi
bilan  belgilanadi.   Yulduzning   yillik   parallaksi   bu  yeng   katta  burchak   ostida     Yer
orbitasi yarim o’qining ko’rinishidir. Unda yulduzgacha bo’lgan masofa:r=	a0	
sin	π Расм – 21. Юлдузларни 
параллактик силжиши Yulduz   yikllik   parallaksi   juda   kichik   va   sekund   birliklarida   baholanadi.   Shuning
uchun   burchaklarning   sinusi   radianlarda   ifodalanadigan   burchaklar   bilan
almashtiriladi, ya’ni sin	π=π/20626 {	5''¿ , bunda 	
r=20626 {	5''a0	
π	¿
               (6.1)
Bu yerda a
0 =1 a. b, π-yoyning sekundlarda ifodalanishi.
Struve Vega yulduzining yillik parallaksi  	
π=0,12 {	5''¿  (	π -ning hozirgi qiymati	
π=0,12 {	3''¿
) va bundan uning Yerga nisbatan masofasi	
r=20626 {	5''⋅1a.b.	
0,12 {	5''	¿=1650000	a.b.¿
ga tengligini aniqladi. Masalan, eng yorug’ yulduz Tolimanning ( α   Sentavr) yillik
parallaksi 	
π=0,75 {	0''¿ , ya’ni uning masofasi	
r=20626 {	5''⋅1a.b.	
0,75 {	0''	¿=275000	a.b.¿
Juda yaqin yulduz yo’q. Demak, Yerdan Quyoshgacha bo’lgan masofa (	
a0=1a.b. )
juda yaqin yulduzgacha bo’lgan masofadan ham kichikdir.
Parsek   –   shunday   masofaki,   bundan   yer   orbitasini   katta   yarim   o’qi   1’’
burchak ostida ko’rinadi.
1 a.b. = 149   600   000 km
1 yorug’lik yili = 9,46·10 12
 km
1 Pk = 3,26 yorug’lik yili
Yorug’lik yili – yorug’likni bir yil davomida bosib o’tgan masofasi.
Yulduzgacha bo’lgan masofani o’lchash uchun parsek (parallaks so’zidan olingan-
sekundda o’lchanadi) dan foydalaniladi:
1 Pk = 206265 a.b. Unda	
r=	1
π
                 (6.2)	
π
 - yoyning sekunda ifodalangan qiymati. Yillik palallaks va (6.2) formula asosida
masofa   parsekda   o’lchanadi,   keyin   yorug’lik   yiliga   aylantiriladi.   Qachonki
yuqorida   aytilgan   «Gipparkos»   kosmik   observatoriyasi   yer   oldi   orbitasiga chiqarilsa, u vaqtda 64000 yulduz parallaksini o’lchash (9’’ aniqlikgacha) mumkin
bo’lsa va bu aniqlik to 0,002’’ qiymatgacha aniq o’lchash mumkin.
  Yulduzlarning yorqinligi va absolyut yulduz kattaligi
Yulduz kattaligini o’lchash uchun yulduzlarni Yerga nisbatan turli masofada
joylashganligini   e’tiborga   olib,   yulduz   kattaligini   aniq   hisoblash   uchun   yulduzni
ma’lum yoki standart masofada deb hisoblash uchun standart masofa  r0=10	Пc   ga
teng masofa qabul qilingan. Hisoblash oddiylashtirilib, oddiy fizikasini hosil qilish
uchun  	
r0=10	Пc dan   foydalaniladi.  	10	Пc masofada   bo’lgan   yulduz   kattaligiga
absolyut   yulduz   kattaligi   (M)   deyiladi   (	
r -parsekda   ifodalandi).   Agar  	E−r
masofadan   Yergacha   yulduz   nurlanishi   ko’rinarli   yulduz   kattaligi  	
m   tufayli
o’lchangan. 	
E0  - 	r0=10	Пс  masofada yulduz nurlanishi M absolyut yulduz kattaligi
orqali aniqlanadi. Pogson formulasiga asosan	
lg	E
E0
=0,4	(M	−	m)
Fizika   qonunlaridan   ma’lumki,   kuzatuvchigacha   barcha   nurlanish   masofa
kvadratiga teskari proporsionaldir:	
E
E0
=	r02
r2
        yoki      	lg	E
E0
=2lg	r0−2lg	r .   Bundan  	0,4	(M	−	m)=2lg	r0−	2lg	r   ni   hosil
qilamiz.  Bu  tenglikni  0,4  ga  bo’lib  va  	
lg	r0=	lg	10	=1 ni   e’tiborga  olib,  quyoidagini
hosil qilamiz:	
M	=	m+5−	5lg	r
         (6.3)	
r
 - parsekda ifodalangan. (3) formuladagi 	r o’rniga yillik parallaks 	π  (6.2) dan	
M	=	m+5+5lg	π
         (6.4)	
π
 - yoyni sekunddagi ifodasi. (6.3) va (6.4) dan M hisoblanadi. Modul masofasi –
ko’rinarli   yulduz   kattaligi   –   absolyut   yulduz   kattaligi.   M   –   obyekt   spektri   Bilan
bog’liq bo’ladi:	
lg	r=0,2	(m−	M	)+1
       (6.5) Misol.   Quyoshning   absolyut   kattaligini   aniqlash.   Bunda   ko’rinarli   vizual   yulduz
kattaligi mϑ=−26	,78	m  e’tiborga olingan. Ma’lumki Yer – Quyosh orasidagi masofa	
r=a0=1a.b.
 	M	=	m+5−	5lg	r   formula   masofa   parsekda   berilsin  	(1Пк	=206265	a.b.) .
Unda   Quyoshgacha   bo’lgan   masofa  	
r=	1	
206265	Пк ,   demak  	r=	1
π ga   asosan
Quyoshning yillik paralaksi 	
π=20626 {	5''=1радиан	¿ .	
M	=	m+5+5lg	π
 ni e’tiborga olib	
M	ϑ=	mϑ+5+5lg	π=−26	,78	+5+5lg	206265	=−21	,78	−5⋅5,314	=+	4,79	m
Shunday   qilib,   10   Pk   masofada   Quyosh   kuchsiz   yulduzday,   ya’ni   5   chi   yulduz
kattaligiday ko’rinadi. Bunday kuchsiz yulduzlar ko’p hollarda butun fazo bo’ylab
tarqalgan bo’ladi va ular orasida Quyosh qorong’u kechada yo’qolganday bo’ladi.
Absolyut   yulduz   kattaligi   yulduz   yorqinligini,   ya’ni   ularni   nurlanish
quvvatini   hisoblash   imkoniyatini   beradi.   Quyoshga   nisbatan   taqozo   qilganda.
Yulduz   nurlanishini   quvvatini   I   orqali,   Quyosh   nurlanish   quvvatini  
IΘ   orqali
ifodalaydi. Yulduz yorqinligini 	
L=I:IΘ
                   (6.6) 
Orqali ifodalaymiz va Pogson formulasidan foydalanib	
lg	L=0,4	(M	Θ−	M	)
    (6.7)
Bunda  	
M	Θ - Quyoshning absolyut yulduz kattaligi, yulduz kattaliklari sistemasida
absolyut   yulduz   kattaligi   M   topilgan.   Agar   yulduzni   nurlanish   quvvatini   vattdagi
ifodasini   bilmoqchi   bo’lsak,   unda   (6.6)   formula   asosida   topilgan   yulduz
yarqillashini Quyoshni nurlanish quvvatiga ko’paytirish kerak.
Qutb   yulduzi   va   Indeysa   yulduzi  	
ε   ni   ko’rinarli   yaltirashini   va   Quyosh
yorqinligini   taqqoslaymiz.   Quyoshni   ko’rinarli   yulduz   kattaligi  	
mΘ=−26	,78'' ,
absolyut yulduz kattaligi 	
M	Θ=+	4,7	9''
Yulduzlarni taqqoslash:
1. Qutb yulduzi (indeks 1)
Ko’rinarli yulduz kattaligi 	
m1=2,14	m Yillik parallaks π1=0,00 {	5''¿
Quyosh va yulduz yorqinligini taqqoslash: 	
lg	(EΘ:E1)=0,4	(m1−	mΘ)=0,4	(2,14	+26	,78	)=11	,568
  va  	
EΘ
E1
=370	⋅10	9 ,   ya’ni   Quyosh
yulduzga nisbatan 370 mlrd. marotiba yorug’. 
Quyosh yorqinligi va yulduz yorqinligini taqqoslash
Yulduzni absolyut yulduz kattaligi	
M	1=	m1+5+5lg	π1=2,14	+5+5lg	0,005	=7,14	−5⋅2,30	=−	4,36	m
;	
lg	L1=0,4	(M	Θ−	M	1)=0,4	(4,79	+4,36	)=	3,66
  va   yorqinlik  	L1=	4570 ,   ya’ni   yulduz
Quyoshga nisbatan 4570 marotiba kuchli nurlanadi.
2. 	
ε  Indeysa yulduzi (indeks 2)	
m2=4,73	m	
π2=0,28 {	5''¿	
lg	(EΘ:E2)=	0,4	(m2−	mΘ)=0,4	(4,73	+26	,78	)=12	,604
  va  	
EΘ
E2
=4,02⋅10	12 ,   ya’ni   Quyosh
yulduzga nisbatan 4 billion marotiba yorug’dir.	
M	2=	m2+5+5lg	π2=	4,73	+5+5lg	0,285	=9,73	−5⋅0,545	=7,00	m;	
lg	L2=	0,4	(M	Θ−	M	2)=	0,4	(4,79	−7,00	)=−	0,884	=−1,116
  va  	L2=0,13 ,   ya’ni   haqiqatan
ham yulduz Quyoshga nisbatan 8 marotiba kuchsiz nurlanadi. 
Bu yulduzlarni yaltirashi (ravshanligi yoki yoritilishi) nisbati	
lg	(E1:E2)=	0,4	(m2−	m1)=	0,4	(4,73	−2,14	)=1,036
    va    	
E1
E2
=11 ,   ya’ni   qutb   yulduzi
Indeysa   yulduziga   nisbatan   11   marotiba   yorug’roqdir.   Yulduzlarni   yorqinligini
nisbati  	
lg	
L1
L2
=	0,4	(M	2−	M	1)=0,4	(7,00	+4,36	)=	4,544     va   	
L1
L2
=35000 ,  ya’ni  haqiqatan
ham qutb yulduzi Indeysa yulduziga nisbatan 35 ming marotiba yorug’roqdir.
Yulduzlar   yorqinligini   katta   farqini   birinchi   marotiba   1905   yil   daniyalik
olim,   astronom   E.   Gersshprung   asoslangan.   Yulduz   yorqinligi   nafaqat   yulduz
o’lchami, balki uni fotosferasini temperaturasiga bog’liq bo’ladi.   Yulduzlarni spektral klassifikasiyasi
Fotografiya   usulini   astronomiyaga   kirib   kelishi   natijasida   yulduzlarni
spektrlarini   hosil   qilishda   keng   qo’llanila   boshlandi.   Kembridjdagi   (AQSh)
Garvard   observatoriyasini   direktorii   E.Pikering   birinchi   marotiba   obyektiv   oldi
prizmani qo’lladi va 1886 yil observatoriya xodimlari 8 m
 yorug’roq bo’lgan 10350
yulduz   spektrini   fotoplastinkaga   tushurdilar.   Juda   yorug’   yulduz   spektrlari
spektrografda   fotoplastinkaga   tushurildi.   Hosil   qilingan   spektrogramma   spektr
xarakterlarini detal birma-bir tushirishga asos bo’ldi. Spektrlarni o’rganish asosida
yulduz   spektrlari   yutilish   spektrlariga   taaluqli   ekanligi   aniqlandi,   lekin   ular   bir-
biridan   farq   qiladi.   Yuir   yulduz   spektrida   vodorod   chizig’i   yaqqol   ko’rinadi,
boshqa   yulduz   spektrida  geliy   chizig’i,   uchinchisida   esa   metallarni   kuch  chizig’i,
shu   bilan   birga   bu   chiziqlarni   intensivligi   ham   har   xil.   Hosil   qilingan   spektrlarni
bir-biriga   o’xshash   xususiyatlarini   e’tiborga   olib   guruhlar   bo’yicha   yulduz
spektrlarini   klassifikasiyasini   tuzish   zaruriyati   paydo   bo’ldi.   Bunda   har   xil
kimyoviy   elementlarni   yutilish   chiziqlarini   intensivligi   e’tiborga   olindi.   Hosil
bo’lgan yulduz spektrini klassifikasiyasi emperik ko’rinishda bo’ldi.
Cpektr   sinflari   lotin   alfavitidagi   harflar   bilan   belgilanadi   va   tartib   bilan
joylashgan bo’ladi. A - intensiv vodorod chiziqlari, V - intensiv geliy chiziqlari, S -
kuchsizlangan (sustlashgan) vodorod chiziqlari.O−	B−	A−	F−G−	K−	M	.
O - havorang, yuqori temperaturali issiq yulduz, M- qizil rang, temperaturasi past,
sovuq   yulduz.   Qolgan   yulduzlar   xarakteristikalariga   qarab,   O-M   orasida
joylashgan bo’ladi.
Yulduzlarga spektral klassifikasiyasi 1- jadval keltirilgan.
Sim-
vol Spektr chiziqlari 
xarakteristikasi Yulduzlar turi Tempera
tura ,  K Rang Yulduz
rang
ko’rsatgichi
(B-V), m
O Ionizasion geliy,  λ Orion 30000 Havorang-oq -0,40 ko’p karali 
ionizasion kislorod 
va azot
V Neytral geliy, 
ionizasion kislorod 
va azot Spika 20000 Havorang-oq -0,30
A Eng ko’p 
intensivlikli 
vodorod chizig’i Vega, Sirius 10000 Oq 0,00
F Ionizasion metallar: 
kalsiy, magniy va 
boshqalar. Prosion 8000 Sariq +0,30
G Neytral metallar: 
natriy, magniy, 
temir va boshqalar Kapella, Quyosh 6000 Sariq +0,60
K Neytral metallar va 
kuchsiz titan 
oksidining 
chiziqlari Arktur, Polluks 4000 To’q qizil +1,10
M Titan   oksidining
kuchli chiziqlari Antares,
Betelgeyze 3000 Qizil +2,0
Bu klassifikasiyaga asosan Garvard observatoriyasini  astronomlari 1924 yil
400   ming   yulduz   spektrlarini   klassifikasiya   qildilar.   Hozirda   500   mingta   yulduz
spektri o’rganilgan.
  Yulduz radiuslari
Yulduzlarning chiziqli  radiuslarini  hisoblashda  ularni  burchak diametrlarini
o’lchash kerak. 1920-1930 yillarda amerika fiziklari A.Maykelson va F.Piz lar 9 ta
yulduzning burchak diametrini o’lchadilar. Bunda diametri 2,5 metr bo’lgan ulkan
teleskop – reflektorlardan foydalanildi. Ular teleskopga qo’shimcha tekis ko’zguni ulab   juda   kichik   o’lchamli   yorug’lik
manbalarini   burchakli   diametrlarini
o’lchadilar.
1967   yil   Narabri   (Avstraliya)
observatoriyasida   Braun   va   Tuissa
interferometri   ishga   tushirildi.
Interferometr   diametri   6,6   m   bo’lgan   2   ta
sferik ko’zgudan iborat. Interferometr 2,5 m
dan   kuchsiz   bo’lmagan   yulduz   burchak
diametrini   o’lchaydi.   10   yil   ichida   50
yulduzni   burchak   diametri   o’lchangan   (Θ=0,0007 {	2''¿
).
Masofa   r ,   burchak   diametri  	
Θ   bo’lsa,
yulduzni chiziqli radiusi (Rasm-22):	
R=	rsin	Θ
2
bunda  	
Θ -yoy   sekundlarida   o’lchanadi,
ya’ni	
R=	1
2r	Θ	
206265
bunda   206265   –   bir   radiandagi   sekundlar   soni,   r   –   parsekda   ifodalangan
yulduzgacha bo’lgan masofa.   1 Pk=206265 a.b. ,   1 a.b.=1,496·10 8
  km   ni e’tiborga
olib, km da ifodalangan yulduz radiusini aniqlash mumkin:	
R=	1
2	
Θ	
206265	⋅206265	⋅1,496	⋅10	8r=7,48	⋅10	7Θr
(6.8)
Yulduzlarni   chiziqli   o’lchamini  Quyosh   radiusi   (	
RΘ )  orqali   ifodalash  uchun  (6.8)
formulani o’ng qismini  	
RΘ=6,96	⋅10	5км   ga bo’lib,   r   – ni yulduzni yillik parallaksi
( π ) orqali ifodalab
                             	
R=107	,5Θ
π                               (6.9)	
Θ
 - yoyning sekundlardagi ifodalangan qiymati. Расм-22. Бурчак диаметри (Ө) га қараб 
юлдуз радиусини ( R) ҳисоблаш.Юлдуз 
Ердаги кузатувчи Yulduz   radiuslarini   ma’lum   burchak   diametrlari   asosida   hisoblashda
yoritilganligi   va   temperaturasi   Stefan-Bolsman   qonuni   asosida   aniqlanadi.   Unda
qizigan jism quvvati absolyut temperaturani 4 darajasiga teng, ya’nii=	σ⋅T4
bu yerda, 	
σ - proporsionallik koeffisiyenti,  T  – absolyut temperatura.
Yulduzlar   Quyoshday  	
4πR	2 sferik   sirtdan   nurlanadi.   Shuning   uchun   yulduz
nurlanish quvvati 	
I=4πR	2i=4πR	2σ⋅T4
, Quyosh uchun 	IΘ=	4πR	Θ2iΘ=4πR	Θ2σ⋅TΘ4
bunda  	
RΘ,TΘ   -   Quyosh   radiusi   va   absolyut   temperaturasi.   Birinchi   tenglikni
ikkinchisiga   bo’lib   va  	
L=	I:IΘ   formulani   e’tiborga   olib,   Quyosh   va   yulduz
yorqinliklarini Quyosh radiusi orqali ifodalanadi:	
L=	R2
(
T
TΘ)
4
bundan yulduz radiusi
                    	
R=	√L:(
T
TΘ)
2            (6.10)
Yulduz   rangi   ko’rsatgichidan   foydalanamiz.   Agar   rang   ko’rsatgichi   (B-V)
dan foydalansak, unda	
R=0,72	(B−V)−	0,2	M	V+0,51
bu   yerda,   M
V   –   yulduzning   asolyut   yulduz   kattaligi,   V   –   fotoelektrik   yulduz
kattaligi. 
  Qo’shaloq yulduzlar va yulduz massasini aniqlash
Optik   priborlarda   yulduzlarning   qo’shaloq   xususiyatlari   qayd
qilinganyulduzlarga   vizual   -   qo’shaloq   yulduzlar   deyiladi.   Ularni   tashkil
etuvchilariga   –   komponentalari   deyiladi.   Qo’shaloq   yulduzlarga   misol   qilib,
Drakon   ν ,   Lira   –   β ,   misar   yulduzlarini   ko’rsatish   mumkin.   Masalan:   Misarning
birinchi komponentasi ( ζ
1 ) 2,4 m
 yorqinlikga ega, boshqasi sust yorqinlikga ega ( ζ
2 )
4,0 m
.   Qurollanmagan   ko’z   bilan   Misar   yorqinligini   2,2 m
  yulduz   kattaligi   bilan
baholanadi. Vizual-qo’shaloq   yulduz   yarqillashini   Ye
1   ni   aniqlaymiz.   Ye
1   yarqillashni
birinchi   komponentasi   m
1   yulduz   kattaligi   bilan   baholanadi.   Ye
2   yarqillashni
ikkinchi komponentasi m
2  yulduz kattaligi bilan baholanadi. 
Pogson formulasiga asosanIg	
E1
E2
=	0,4	(m2−	m1)	
E1
E2
=	n
, bundan 	E1=nE	2 . Ko’z yarqillashni yig’indisini qabul qiladi:	
E=	E1+E2=	(n+1)E2
Buni yulduz kattaligi m bilan baholab,	
lg	E
E2
==	lg	(n+1)=0,4	(m2−	m)
Bundan                                       	
m=	m2−2,5	lg	(n+1)                  (6.11)
Ko’zning qabul qiluvchanlik qobiliyati 	
2'=12 {	0''¿ . 
Qo’shaloq yulduzlarni juda yorqin komponentalari Yerga yaqinroq, kuchsiz
yulduzlarga   nisbatan   V.Gershel   1821   yil   806   qo’shaloq   yulduzni   ochdi   va
tekshirdi.   Astronom   Dj.Gershel   otasini   ishini   davom   ettirib   1833   yil   3347
qo’shaloq yulduzni ochdi.
Pulkovo   observatoriyasida   V.Ya.Struve   8700   qo’shaloq   yulduzlarni   ochdi.
V.Ya.Struve   V.Gershelga   nisbatan   qo’shaloq   yulduzlar   orasida   ko’pgina   fizik
juftliklar  mavjud bo’lishi  kerak, ularni  komponentalari  fazoda bir-biriga  yaqin va
o’zaro   tortish   xususiyati   bilan   bog’liq,   ulardan   bittasi   ikkinchisini   atrofida
aylanadi.   Qo’shaloq   yulduzlar   orasida   shunday   komponentalari   mavjudki,   ular
fazoda   bir-biridan   uzoqroqda   bir   yo’nalishda   harakatlanadi.   Bunday   yulduzlarni
optik   qo’shaloq   yulduzlar   deyiladi.   Bunday   yulduzlar   guruhiga   fazoda     yaqin
joylashgan yulduzlar kiradi.
Vizual qo’shaloq yulduzlarni ko’pchiligi fizik qo’shaloq yulduzlar guruhiga
kiradi.   Ularni   komponentalari   Quyoshga   nisbatan   bir   xil   masofada   bo’ladi,   ular
o’zaro tortish xususiyatiga ega va umumiy massa markazlari atrofida aylanadi.
Ko’pgina   hollarda   fizik   qo’shaloq   yulduzlarni   binarli   yulduzlar   (binarius   -
qo’shaloq)   yoki   binar   sistemalari   deyiladi.   Binar   yulduzlarga   Misar,   Andromeda, Lebed,   Delfin   va   boshqalari   kiradi.   Fizik   qo’shaloq   yulduz   komponentalari
ko’pgina   hollarda   turlicha   ranga   ega.   Masalan:   β   Lebed   –   sariq   va   havorang,
α  Gonchix Psov – sariq, qizil rang,  γ  Andromeda – to’q qizil, havorang,  γ  Delfin –
sariq, yashil. Misarning ikkala komponentasi ham oq rang. 
Qo’shaloq   yulduz   kattaliklarini   aylanish   davri   3   yildan   bir   necha   ming
yilgacha   qo’shaloq   yulduz   kattaliklarini   massasi   0,05   dan   80   Quyosh   massasiga
teng. Tabiatda karrali (3,4 va n komponentalari) qo’shaloq yulduzlar ham mavjud.
Komponentasi 10 dan ortiq bo’lgan yulduzlar ham mavjud. Hozir 70000 dan ortiq
vizual – qo’shaloq va karrali yulduzlar o’rganilgan.
  Yulduz xarakteristikalarini o’zaro bog’lanishi
1905   yil   E.Gers щ prung   yulduz   yorqinliklari   orasidagi   farqni   aniqladi.   Past
yorqinlikli yulduz – Karlik, yuqori yorqinlikli yulduz – Gigant. G. Ressel 1913 yil
katta   sondagi   yulduzlarni   spektri   va   yorqinligini   taqqosladi   va   ular   orasida
bog’lanish borligini aniqladi. Bunday yulduz xarakteristikalari orasidagi bog’lanish Gers щ prung – Ressel
nomi bilan ataluvchi diagrammada keltirilgan (rasm-23). Birlamchi yulduz massasi
«massa-yorqinlik» bog’lanish orqali aniqlangan. Bu vizual – qo’shaloq yulduzlarni
o’rganish asosida (Rasm-24) massa va yorqinlik yulduz xarakteristikalari orasidagi
bog’lanish. Yulduzlardagi energiya manbai bu termoyadro reaksiyasini natijasidir.
Shuning uchun ham yulduz massasi qancha katta bo’lsa, shuncha ko’p energiya  Расм – 23. Герцщпрунг – Рессел диаграммаси   nurlantiradi (chiqaradi). O’ta gigant yulduzlarni massani  Quyosh massasida
10-50 marotiba katta.
  Neytron yulduzlar, pulsarlar va qora
tuynuklar
Landau   L.D.   ma’lum   sharoitda   juda   katta
massali   yulduz   tufayli   yuzaga   kelgan   tashqi
bosim   ta’siri   ostida   yulduz   ichki   qatlamlarida
atomlar   buzilgan  bo’lishini   nazariy aytdi.  Bunda
atom   yadrosi   tarkibidagi   protonlar   va   neytronlar
bir-biriga   shunday   yaqinlashadiki   natijada
zarrachaning   zichligi   juda   katta   miqdorda   oshib
ketadi   va   2·10 17
  kg/m 3
  yoki   2·10 11
  kg/sm 3
  gacha   oshib   boradi.   Protonlar   buzilgan
atomlardan erkin elektronlarni tortib oladi va neytronga aylanadi. Natijada kichik
o’lchamli o’ta zich neytron yulduzi hosil bo’ladi.
Faraz   qilaylik   kutilmaganda   Quyosh   neytron   yulduziga   aylanganda   uning
radiusi   qanday   bo’lishini   ko’ramiz.   Harakat   miqdorini   saqlanish   qonunidan
foydalanib,   taxminiyga   asoslangan   hisoblashni   o’tkazamiz.   Bunda   aylanayotgan
jismni   massasida   uning   radiusini   aylanish   tezligiga   ko’paytmasi   o’zgarmas
kattalikdir.   Agar   aylanayotgan   jism   radiusi   bir   necha   marotiba   kamaysa,   unda
aylanish tezligi shuncha marotiba oshadi. Quyoshning hozirgi radiusi RΘ=7⋅10	5км
va uning o’rtacha modda zichligi 	
ρΘ=1,4	г/см	3  ga teng deb qabul qilamiz. Quyosh
moddasining   zichligi   Quyosh   massasining   o’zgarmas   holatida  	
M	Θ   ko’rsatadigan
qiymati  	
ρ=	2⋅10	11кг	/см	3=	2⋅10	14	г/см	3   ga   teng   bo’lsin.   Bunda   Quyosh   siqilishi
kerak va uning radiusi ancha kamayadi. Bunda Quyosh massasini o’zgarmasligini
e’tiborga olib, unda 	
M	Θ=	4
3πR	Θ3ρΘ=	4
3πR	3ρРасм – 24. Юлдуз ёрқинлигини унинг 
массаси билан боғланиши Bundan R=	RΘ√	
ρΘ
ρ	=	7⋅10	5км	⋅
√	
1,4
2⋅10	14≈	14	км  ga teng.
Harakat   miqdorini   saqlanish   qonuniga   asosan   Quyoshning   aylanish   tezligi
tez   oshishi   kerak.   Hozir  	
RΘ=7⋅10	5км   qiymatida   Quyosh   ekvatori  	ϑ0=	2км	/с   va
chmziqli   tezlik   25   sutkaga   teng   aylanish   davri   bilan   aylanishi   kerak.   Neytron
yulduzi holatigacha siqilganda yuqorida keltirilgan qonuniyatlar asosida	
Rϑ=	RΘϑ0
Bunda aylanish chiziqli tezligi 	
ϑ=	
RΘϑ0	
R	=	7⋅10	5км	⋅2км	/с	
14	км	=10	5км	/с
qiymatgacha oshishi kerak. Aylanish davri esa 	
P=	2πR
ϑ	=	2⋅3,14⋅14	км	
10	5км	/с	
=0,001	с
Demak, neytron yulduzining radiusi 20-30 km bilan o’lchanadi va uning aylanish
davri sekundlar va sekundlari o’ndan bir qismigacha o’lchanishi kerak.
Astronomlar   ancha   vaqtgacha   o’ta   zich   neytron   yulduzlarini   borligiga
ishonmagan   edi.   Lekin   1967   yil   bu   yulduz   turkumi   tez   pulsirlangan
radionurlanishlarga   ega   bo’lgan   yulduz   turkumidagi   obyektlar   ko’rinishida
ochilgan edi va pulsarlar deb nomlandi. 1967 yil Kembridj (Angliya) universitetini
astronomlari   o’rtacha   o’lchamli   yangi   radioteleskopni   ishga   tushirishdi.   1967   yil
prof.E.Xyuisha  rahbarligida   radioteleskopda  ishlayotgan   talaba  Dj.Bell  juda  qiziq
radiomanbani   aniqladiki,   uning   nurlanish   intensivligi   1,3373   s   davr   bilan
qaytarilganligi aniqlandi. U Lisichka yulduz turkumida edi.
Pulsarlar   impulsi   sun’iy  emasligi   tasdiqlangan.   1971   yil   boshida   60   pulsar,
hozirda 400 ga yaqin pulsarlar qayd qilingan. Ularni hammasi yulduz turkumidagi
fazoviy   jismlardir.   Ularning   pulsasiya   davri   0,001   dan   4,80   sekundgacha   bo’ladi
(Rasm-64). Pulsarlar  PSR harflar  bilan va ularni  to’g’ri ko’ra oladigan son orqali
ifodalanadi. Birinchi pulsar PSR 1919, bunda to’g’ri ko’rinadigan burchak ostidagi
qiymati   bo’lib,   bunda   19 soat    
va   19 minut
.   Pulsarlarni   optik   va   rentgen   nurlanishlari
ularni   radionurlanish   davri   bilan   tebranadi.   Pulsarlar   tez   aylanadigan   neytron yulduzlari   bo’lib,   kuchli   magnit   maydoniga   ega   bo’lib,   sirtida   elektromagnit
nurlanishlari mavjud bo’ladi.
Tabiatda  ekzotik obyektlar, qora tuynuklar  mavjud bo’lib uni  Laplas, ya’ni
ulkan   katta   fazoviy   jismni   tashlab   ketish   va   umuman   ajralib   ketish,   uni   sirtida
ikkinchi kosmik tezlikni yaratish kerak. Bu tezlikϑП=√
2GM
R
           (6.12)
G  – gravitasion doimiylik,  M  – fazoviy jism massasi,  R  – uning radiusi.  Yer sirtida	
ϑП=11	,2	км	/с
va Quyosh sirtida 	ϑП=618	км	/с ga teng. Foydalanilgan adabiyotlar
1. A.   V.   Loktin,   V.   A.   Marsakov   Leksii   po   zvyozdnoy   astronomii,   Ural   MGU.
2009, 280 bet
2. Nuritdinov S. A. Galaktik astronomiya kursi. Ma’ruzalar matni, O’z MU 2000
3. T.   B.   Borkova,   V.   A.   Marsakov   Izbrann’ye   zadachi   po   zvezdnoy   astronomii,
Rostov – na donu, 2008
4. Efremov Yu. N. Ochagi zvezdo obrazovaniya v galaktikax. M.: Nauka, 1989
5. J. Binney, M.Merrifield Galaktik astronom, Princeton University Press, 1998
6. J.   Binney,   Scott   Tremeine     Galaktik   Dynamics:   Second   edition,Princeton
University Press, 2008
7. Galakticheskaya astronomiya (N. Ya.Sotnikova, kurs leksiy) http;//www.astro.
spbu. Ru/staff/nsot/ Teaching/galast/galast.html
8. www.astronet    .ru/db/boobks/
9. M. N. Dagayev Astrofizika, 1988

Yulduzlarning fizik tabiati Reja: 1. Yulduzgacha bo’lgan masofa va yillik parallax 2. Yulduzlarning yorqinligi va absolyut yulduz kattaligi 3. Yulduzlarni spektral klassifikasiyasi 4. Yulduz radiusi

Yulduzgacha bo’lgan masofa va yillik parallaks Kopernik yulduzgacha bo’lgan masofani hisoblash mumkin degan yedi. U agarda yulduzni yillik siljishi parallaktik siljishini o’lchash mumkin bo’lsa, bu parallaktik siljish Yerni Quyosh atrofida aylanishi bilan bog’liq bo’ladi (rasm 21). Lekin Kopernik davrida oddiy teleskoplar ham yo’q yedi, oddiy ko’z bilan yulduzlarni parallaktik siljishini qayd qilish qiyin yedi. Shuning uchun ham Kopernik yulduzlar yerdan quyoshga nisbatan 1000 marotaba uzoqroqdir degan xulosaga kelgan yedi. Yulduzlarning parallaktik siljishini aniqlash borasidagi birinchi urinishlarni ingliz astronomi Dj. Bratleyem boshlagan. 1725 yil dekabrdan 1726 yil dekabrgacha Drakon (2.4 m ) yulduzning zenit masofasini sistematik tarzda kulminasiya momentida o’lchagan, lekin Btatleyemga yulduz parallaktik siljishini aniqlash imkoni bo’lmadi. 100 yildan so’ng, 1835-1837 yillarda bu masalani dunyoda birinchi bo’lib rus olimi V. Ya. Struve hal qila oldi. 2 yil davomida Struve Vega yorug’ yulduzni burchak masofasini o’lchadi va uni aniqladi hamda parallaktik siljishini aniqladi. Shu asosda uni quyoshdan Vega yulduzigacha bo’lgan masofasini aniqladi. Yulduzning parallaktik siljishini o’lchash qiyin bo’lsa ham uni masofasini o’lchashda fundamental to’g’ri usul hisoblanadi. Yulduzgacha bo’lgan masofani hisoblash uchun Yerning Quyoshgacha bo’lgan o’rtacha masofasi asos qilib olinadi. Yulduzning yarim parallaktik siljishi yillik parallaks deyiladi va π harfi bilan belgilanadi. Yulduzning yillik parallaksi bu yeng katta burchak ostida Yer orbitasi yarim o’qining ko’rinishidir. Unda yulduzgacha bo’lgan masofa:r= a0 sin π Расм – 21. Юлдузларни параллактик силжиши

Yulduz yikllik parallaksi juda kichik va sekund birliklarida baholanadi. Shuning uchun burchaklarning sinusi radianlarda ifodalanadigan burchaklar bilan almashtiriladi, ya’ni sin π=π/20626 { 5''¿ , bunda r=20626 { 5''a0 π ¿ (6.1) Bu yerda a 0 =1 a. b, π-yoyning sekundlarda ifodalanishi. Struve Vega yulduzining yillik parallaksi π=0,12 { 5''¿ ( π -ning hozirgi qiymati π=0,12 { 3''¿ ) va bundan uning Yerga nisbatan masofasi r=20626 { 5''⋅1a.b. 0,12 { 5'' ¿=1650000 a.b.¿ ga tengligini aniqladi. Masalan, eng yorug’ yulduz Tolimanning ( α Sentavr) yillik parallaksi π=0,75 { 0''¿ , ya’ni uning masofasi r=20626 { 5''⋅1a.b. 0,75 { 0'' ¿=275000 a.b.¿ Juda yaqin yulduz yo’q. Demak, Yerdan Quyoshgacha bo’lgan masofa ( a0=1a.b. ) juda yaqin yulduzgacha bo’lgan masofadan ham kichikdir. Parsek – shunday masofaki, bundan yer orbitasini katta yarim o’qi 1’’ burchak ostida ko’rinadi. 1 a.b. = 149 600 000 km 1 yorug’lik yili = 9,46·10 12 km 1 Pk = 3,26 yorug’lik yili Yorug’lik yili – yorug’likni bir yil davomida bosib o’tgan masofasi. Yulduzgacha bo’lgan masofani o’lchash uchun parsek (parallaks so’zidan olingan- sekundda o’lchanadi) dan foydalaniladi: 1 Pk = 206265 a.b. Unda r= 1 π (6.2) π - yoyning sekunda ifodalangan qiymati. Yillik palallaks va (6.2) formula asosida masofa parsekda o’lchanadi, keyin yorug’lik yiliga aylantiriladi. Qachonki yuqorida aytilgan «Gipparkos» kosmik observatoriyasi yer oldi orbitasiga

chiqarilsa, u vaqtda 64000 yulduz parallaksini o’lchash (9’’ aniqlikgacha) mumkin bo’lsa va bu aniqlik to 0,002’’ qiymatgacha aniq o’lchash mumkin. Yulduzlarning yorqinligi va absolyut yulduz kattaligi Yulduz kattaligini o’lchash uchun yulduzlarni Yerga nisbatan turli masofada joylashganligini e’tiborga olib, yulduz kattaligini aniq hisoblash uchun yulduzni ma’lum yoki standart masofada deb hisoblash uchun standart masofa r0=10 Пc ga teng masofa qabul qilingan. Hisoblash oddiylashtirilib, oddiy fizikasini hosil qilish uchun r0=10 Пc dan foydalaniladi. 10 Пc masofada bo’lgan yulduz kattaligiga absolyut yulduz kattaligi (M) deyiladi ( r -parsekda ifodalandi). Agar E−r masofadan Yergacha yulduz nurlanishi ko’rinarli yulduz kattaligi m tufayli o’lchangan. E0 - r0=10 Пс masofada yulduz nurlanishi M absolyut yulduz kattaligi orqali aniqlanadi. Pogson formulasiga asosan lg E E0 =0,4 (M − m) Fizika qonunlaridan ma’lumki, kuzatuvchigacha barcha nurlanish masofa kvadratiga teskari proporsionaldir: E E0 = r02 r2 yoki lg E E0 =2lg r0−2lg r . Bundan 0,4 (M − m)=2lg r0− 2lg r ni hosil qilamiz. Bu tenglikni 0,4 ga bo’lib va lg r0= lg 10 =1 ni e’tiborga olib, quyoidagini hosil qilamiz: M = m+5− 5lg r (6.3) r - parsekda ifodalangan. (3) formuladagi r o’rniga yillik parallaks π (6.2) dan M = m+5+5lg π (6.4) π - yoyni sekunddagi ifodasi. (6.3) va (6.4) dan M hisoblanadi. Modul masofasi – ko’rinarli yulduz kattaligi – absolyut yulduz kattaligi. M – obyekt spektri Bilan bog’liq bo’ladi: lg r=0,2 (m− M )+1 (6.5)

Misol. Quyoshning absolyut kattaligini aniqlash. Bunda ko’rinarli vizual yulduz kattaligi mϑ=−26 ,78 m e’tiborga olingan. Ma’lumki Yer – Quyosh orasidagi masofa r=a0=1a.b. M = m+5− 5lg r formula masofa parsekda berilsin (1Пк =206265 a.b.) . Unda Quyoshgacha bo’lgan masofa r= 1 206265 Пк , demak r= 1 π ga asosan Quyoshning yillik paralaksi π=20626 { 5''=1радиан ¿ . M = m+5+5lg π ni e’tiborga olib M ϑ= mϑ+5+5lg π=−26 ,78 +5+5lg 206265 =−21 ,78 −5⋅5,314 =+ 4,79 m Shunday qilib, 10 Pk masofada Quyosh kuchsiz yulduzday, ya’ni 5 chi yulduz kattaligiday ko’rinadi. Bunday kuchsiz yulduzlar ko’p hollarda butun fazo bo’ylab tarqalgan bo’ladi va ular orasida Quyosh qorong’u kechada yo’qolganday bo’ladi. Absolyut yulduz kattaligi yulduz yorqinligini, ya’ni ularni nurlanish quvvatini hisoblash imkoniyatini beradi. Quyoshga nisbatan taqozo qilganda. Yulduz nurlanishini quvvatini I orqali, Quyosh nurlanish quvvatini IΘ orqali ifodalaydi. Yulduz yorqinligini L=I:IΘ (6.6) Orqali ifodalaymiz va Pogson formulasidan foydalanib lg L=0,4 (M Θ− M ) (6.7) Bunda M Θ - Quyoshning absolyut yulduz kattaligi, yulduz kattaliklari sistemasida absolyut yulduz kattaligi M topilgan. Agar yulduzni nurlanish quvvatini vattdagi ifodasini bilmoqchi bo’lsak, unda (6.6) formula asosida topilgan yulduz yarqillashini Quyoshni nurlanish quvvatiga ko’paytirish kerak. Qutb yulduzi va Indeysa yulduzi ε ni ko’rinarli yaltirashini va Quyosh yorqinligini taqqoslaymiz. Quyoshni ko’rinarli yulduz kattaligi mΘ=−26 ,78'' , absolyut yulduz kattaligi M Θ=+ 4,7 9'' Yulduzlarni taqqoslash: 1. Qutb yulduzi (indeks 1) Ko’rinarli yulduz kattaligi m1=2,14 m