Eruptiv yulduzlar Reja: 1. Eruptiv yulduzlar: yangi va o’ta yangi yulduzlar. 2. Planitar tumanliklarni hosil bo’lishi.

Eruptiv yulduzlar: yangi va o’ta yangi yulduzlar Fizik o‘zgaruvchan yulduzlarning yuqorida bayon etilgan turlaridan tashqari yana kechki spektral sinflarga tegishli juda ko‘p o‘zgaruvchan gigant yulduzlar mavjud . Bu yulduzlar ravshanligining o‘zgarishi qat’iy davriylikka ega bo‘lmasada, ularning ravshanlik o‘zgarishida ma’lum tartibni sezish mumkin. Bunday o‘zgaruvchan yulduzlar q isman tartibli o‘ zgaruvchan yulduzlar deyiladi. Ularning davriyligi juda yaqqol ko‘rinmasada, bu yulduz - lardan deyarli har birining biror o‘rtacha davri bo‘ladi. O‘z ravshanligini hech qanday davriyliksiz o‘zgartadigan yulduzlar tartibsiz o‘ zgaruvchan yulduzlar yoki eruptiv yulduzlar deyiladi. Tartibsiz o‘zgaruvchan yulduzlarga, masalan, Aravakashning RW yulduzi tipidagi o‘zgaruvchan yulduzlar kiradi. Ularning spektral sinflari ancha keng chegarada (O dan M gacha) joylashgan; odatda, ularning spektrlarida vodorod va boshqa elementlarning nurlanish chiziqlari yorug‘ ko‘rinadi. Bunday o‘zgaruvchan yulduzlar uchun ravshanlikning ba’zan tez o‘zgarishi va bu o‘zgarishning vaqti-vaqti bilan deyarli davriy holatga o‘tib turishi xarakterlidir. Aravakash ning RW si tipidagi o‘zgaruvchan yulduzlardan ko‘pchiligi kar lik yulduzlardir. Odatda ular fazoda chang va gaz tumanliklari bilan bog‘langan gruppalar shaklida uchraydi . Spektral sinfi G bo‘lgan bu tipdagi o‘zgaruvchanlarni ko‘pincha Savrning T si tipidagi o‘zgaruvchanlar ham deyiladi; shu munosabat bilan Aravakashning RW si tipidagi o‘garuvchan yulduzlar gruppasi T assotsiatsiyalari degan nom olgan. Ahyon-ahyonda osmonda charaqlab nur sochuvchi yulduzlar ko‘rinadi; ular ba’zan juda ravshan bo‘ladi. Bunday yulduz hamma vaqt to‘satdan paydo bo‘lib, 1-2 kunda ravshanligi maksimumga etadi va so‘ngra ravshanligi oldin tez, so‘ngra sekin-sekin xiralasha boshlaydi. Bunday yulduzlar yangi yulduzlar deb yuritiladi. XX asrda bizning Galaktikamizda quyidagi yulduz turkumlarida: 1901 yili Persey, 1918 yili Burgut, 1925 yili Rassom va 1934

yili Gerkules yangi yulduzlar kuzatilgan. Hozirgi kunda bu yulduzlarning haqiqatan yangi emasligini isbotlangan . Eski fotosuratlarda yangi yulduzni deyarli har doim juda xira yulduz ko‘rinishida topish mumkin. YAngi yulduz hodisasi yulduzning ravshanligi bir necha kun, hatto bir necha soatlar ichida to‘satdan bir necha ming marta ortib ketishidan iborat. Hozirgacha ravshanlikning ortishini biron marta ham eng boshidan boshlab kuzatishga muvaffaq bo‘lingan emas . CHunki yangi yulduz odatda ravshanligi maksimumga etib, xiralasha boshlagandagina ko‘rinadi. Ravshanlikning xiralashishi uning ortishiga qaraganda juda sekin, birmuncha tartibsiz charaqlashlar bilan o‘tadi, lekin yulduz bir necha yillardan keyin o‘zining dastlabki ravshanligiga qaytadi. Masalan, Burgutning 1918 yildagi «Yangi» yulduzi o‘nlab yillar davomida 11 m kattalikka ega bo‘lib, 1918 yili 5 va 8 iyun o‘rtasida u +11 m d an -1 m gacha ravshanlashgan, ya’ni 60 000 marta yorug‘lashib ketgan. Keyin ravshanlik tez xiralasha boshlagan: yulduz 1 iyulda 4 m ga, noyabrda 6 m ga etgan; 1923 yilga kelib u o‘zining boshlang‘ich ravshanligi 11 m ga qaytgan va hozirgi vaqtda ham taxminan shunday ko‘rinishda. YAngi yulduzlarni o‘rganish, ularning maksimumdagi absolyut kattaligi 7 m ga etishini (ya’ni yangi yulduzlar maksimumda Quyoshdan 60-100 ming marta yorug‘ bo‘lishini) ko‘rsatadi. YAngi yul duzlar ravshanligi o‘zgarishining amplitudasi (minimumdan-maksimumgacha) o‘rta hisobda 11 m ga teng. Bu - yangi yulduz charaqlaganda o‘z ravshanligini 20-30 ming marta oshirishini ko‘rsatadi. YAngi yulduzlarning spektrlari juda murakkab va o‘zgaruvchandir. Boshlang‘ich bosqichda ba’zi elementlar, asosan vodorod chiziqlari spektrning binafsha tomoniga ancha siljigan bo‘la di. Bu esa massalarning yulduzdan kuzatuvchi tomon nihoyatda katta 1000 km/sek dan 2000 km/sek gacha tezlik bilan harakatlanayotganidan dalolat beradi. Haqiqatan,

yulduzdan gaz massalari har tomonga tarqaladi. SHunday qilib, yulduzning atrofida radiusi sekundiga 1000-2000 km ga ortib boradigan gaz q obiq yoki tumanlik hosil bo‘ladi. YUlduzning ravshanligi xiralasha borgan sari uning spektri, o‘zining yorug‘ chiziqlari bilan xarakterlanadigan gaz tumanliklar spektriga juda o‘xshab ketadi. Bir necha yildan so‘ng tumanlik chiziqlari xiralashadi va Volf-Raye tipidagi yulduz spektri paydo bo‘ladi.yangi yulduzning 1918 yilgi charaqlashi vaqtida 1700 km/sek ga yaqin tezlikda (spektral ma’lumotlarga asosan) otilib chiqqan va taxminan shu tezlik bilan harakatini davom ettirgan vodo rod massalaridan tashkil topgan. Yangi yulduzlarning charaqlashi yulduzning to‘satdan bir necha ming marta kengayib ketishining oqibatidir. Yangi yulduz dia metri maksimumda Mars orbitasi diametridan ham ortib ke tadi. Yulduzning nur sochayotgan sirti o‘n ming martalab ortadi va bu yulduz ravshanligining to‘satdan ortishiga sabab bo‘ladi. Yulduzning kengayish protsessi juda tez (bir necha kun ichida) o‘tadi. Kengayib borayotgan gaz qobiq maksimumga etganda yul duzdan ajraladi va undan sekundiga qariyib bir necha yuzlab kilometr tezlikda uzoqlasha boshlaydi. Qobiq tarqalgan sari yulduzning ko‘rinma ravshanligi xiralashadi va u asta-sekin avvalgi ravshanligiga qaytadi. Chiqarib tashlangan qobiqning massasi Quyosh massasining taxminan 1/10000 qismiga teng. Yangi yulduzlarning o‘z massalari hozircha ma’lum bo‘lmasa-da, ular Quyosh massasidan ko‘p farq qilmaydi deyish mumkin. Yangi yulduzlarning charaqlash vaqtida keskin kattalashish sababi hozircha aniq emas. Lekin nazariy hisoblashlarga muvofiq, yangi yul duz charaqlashi yulduzning sirt qatlamlaridagi portlashlar natijasida sodir bo‘ladi: bunga sabab atom reaksiyalaridir deyish mumkin. Bunday charaqlash faqat ma’lum tipdagi yulduzlardagina yuz beradi. Yulduzlarning ko‘pchiligi, jumladan, Quyosh ham, yangilar kabi charaqlay oladigan yulduzlar qatoriga kirmaydi. Ba’zi “charaqlaydigan” yulduzlarning maksimumdagi abso lyut ravshanligi -

11 m -18 m ga etadi, ya’ni tarqatayotgan energiyasi miqdoriga ko‘ra ular Quyoshga o‘xshash yulduzlardan milliardtasining energiyasiga tenglashadi. Bunday yulduzlar “o‘ta yangi yulduzlar” deyiladi. O‘ta yangi yulduzlar charaqlagan joyda katta tumanliklar paydo bo‘ladi va bu tumanliklar radionurlanishning kuchli manbalariga aylanadi. Masalan, 1054 yili Savr yulduz turkumidagi o‘ta yangi yulduzning charaqlagan joyida, o‘zining tashqi shakliga ko‘ra Qisqichbaqasimon deb atalgan tumanlik paydo bo‘lgan (6-rasm). Xitoy solnomalarida yozilishiga qaraganda bu yulduz ravshanligi maksimumda Veneradan ham or tib ketgan, hatto u kunduzi ham ko‘rinib turgan. Bizning yulduz sistemamiz - Galaktikada bu yulduzdan boshqa o‘ta yangi yul duzlar 369, 1572 va 1604 yillarda charaqlagan. 6-rasm. Qisqichbaqasimon tumanlik. Ravshanligining charaqlashi vaqti-vaqti bilan takrorlanib turadigan va charaqlashi yangi yulduz charaqlashiga o‘xshab ketadigan o‘zgaruvchan yulduzlar ham ma’lum. Bunday yulduzlar yangisimon degan nom olgan. Ular «haqiqiy» yangilardan ravshanlik o‘zgarishi amplitudasining kichikligi (bir necha yulduz kattaligi) bilan farqlanadi.