O’zgaruvchan yulduzlar Reja: O’zgaruvchan yulduzlar Tutuluvchi o’zgaruvchan yulduzlar O’zgaruvchan yulduzlar fizikasi 1

O’zgaruvchan yulduzlar Qorong’u kechada β Persey yulduzini kuzatganda uning ko’rinarli yorqinligini qo’shni α , β Kassiopei yulduzlari bilan taqqoslaganda, bu yulduz yorqinligini (yarqillashini) o’zgaruvchanligini kuzatish mumkin. Bu yulduzlar β Persey yulduzi yorqinligi kuchli bo’lsa ham kuchsiz kassiopeiday emas. Demak, Persey (keyinrok Algol deb nomlangan) yulduzning yorqinligi avvaldan ma’lum edi. Hamma yulduzlar yorug’ligi birday ko’rinsa ham ba’zilarniki past-baland bo’lib o’zgarib turadi. Yulduz yorqinligini o’zgarishi faqatgina Algolda emas, balki Kito yulduzlarda ham uchratish mumkin. Persey yulduzining o’zgarishi 1669 yil G. Montanari tomonidan aniqlangan: 1784 yil β Lira va β Sefeya. Hozirgi vaqtda 28400 o’zgaruvchan yulduzlar aniqlangan. O’zgaruvchan yulduzlarning hosil bo’lishiga ikkita sabab: 1) Yulduzlarni o’zaro tutulishi; 2) Yulduzlar qobig’ida yuz beradigan jarayonlar. Shunga asosan o’zgaruvchan yulduzlar yulduz tutulishi bilan nomlangan o’zgaruvchan yulduzlar va fizik o’zgaruvchan yulduzlar guruhlarga bo’linadi. Shunga asosan yulduz tutulishi bilan nomlangan o’zgaruvchan yulduzlar (rasm 65) va fizik o’zgaruvchan yulduzlar bilan nomlangan o’zgaruvchan yulduzlar (rasm 68) asosan yulduzlarni yorqinligi va o’xshashligi bilan xarakterlanadi. Bunda yulduz massalari temperatura va yulduz kattaliklari bilan ifodalanadi. Tutuluvchi o’zgaruvchan yulduzlar Tutuluvchi o’zgaruvchan yulduzlarni ko’pincha qo’shaloq tutuluvchi yulduzlar yoki spektral qo’shaloq yulduzlar deyiladi. Ular o’zgarmas yorqinlikga ega. O’zgaruvchan yulduzlarni ko’rinarli yorqinligini vaqt 2

birligidagi o’zgarishi rasm-65 da «Yorqinlik egri chizig’i» orqali ko’rsatilgan. Ko’rinishi o’zgaruvchan yulduzlarni shakli, o’lchami, massasi, yorqinligi o’zgaruvchan yulduz komponentlarini o’zaro joylashgan masofalariga bog’liq bo’ladi. O’zgaruvchan yulduzlarni «Yorqinlik egri chizig’i» uchta holat bilan bog’liq bo’ladi: 1) Algol ( β Persey) o’zgaruvchan yulduz tegishli bo’lgan «yorqinlik egri chizig’i» rasm-65 da ko’rsatilgan. O’zgaruvchan yulduz tutilishini ikkita komponentalaridan biri oq rang, temperaturasi 9000-11000°K yoki sariq rang temperaturasi 5000-8000°K. Tutilish yo’q, yorqinligi o’zgarmas. Yorqinlikni bir xil minimumlarini aniq vaqt birligida hosil bo’lishiga o’zgaruvchan yulduz davri deyiladi. Bu davr komponentlarini aylanish davriga teng. Algol tipidagi har xil yulduzlar uchun o’zgarish davri har xil bo’lib, 0,2-10000 sutka atrofida bo’ladi. Rasmdagi yorqinlik egri chiziq shaklida yorqinlikdan komponentlarni radiusi va yorqinligini hisoblash mumkin. Ma’lumki tutiluvchi qo’shaloq yulduzlarning ikkala komponentlari kuzatuvchi orqali uchta tekislikda harakatlanadi va yulduz spektridagi chiziqlarni eng ko’p siljishiga qarab har bir komponenti uchun chiziqli va tezliklar aniqlanadi. Bular asosida a 1 , a 2 komponentlarigacha bo’lgan masofalar aniqlanadi: va R – komponentalar aylanish davrlari, kuzatiladigan o’zgaruvchan yulduzlar davriga teng. O’zgaruvchan yulduzlar fizikasi O’zgaruvchan yulduzlarni yaltirashini o’zgarishi yulduzlar qobig’ida kuzatiladigan fizik jarayonlarni o’zgarishi bilan bog’liq. Hozirgi sharoitda 40 ko’rinishdan ko’proq bo’lgan fizik o’zgaruvchan yulduzlar aniqlangan bo’lib, ularni uchta asosiy guruhlarga birlashtirish mumkin: 3

1) pulsirlangan o’zgaruvchan yulduzlar 2) portlovchi o’zgaruvchan yulduzlar 3) eruptik o’zgaruvchan yulduzlar Pulsasiyali o’zgaruvchan yulduzlarda yorqinlik, ularni siqilishi va kengayishi hisobidan o’zgaradi. Yulduzni siqilishida fotosfera o’lchami birqancha kamayadi, lekin uning temperaturasi oshadi. Natijada yulduzning yorqinligi va yaltirashi oshadi. Kengayishda yorqinlik va temperatura kamayadi. Ma’lum vaqt birligida o’zgaruvchan yulduzlarni siqilishi va kengayishi ma’lum davrlar bilan bo’ladi, ba’zilari yorqinligi va o’lchami tartibsiz ko’rinishda yuz beradi (Rasm-68). Sefeid yulduzi – pulsasiyalanuvchi o’zgaruvchi yulduzlarga misol bo’ladi. Bu yulduz massalari Quyosh massasidan 8-12 marotiba ham ko’proq. Radiuslari 60-150 maarotiba ko’p. Yorqinlikni maksimum holatida yulduz temperaturasi 7000°K gacha ko’tariladi. Minimum holatida esa 5500°K gacha pasayadi. Agar Sefeid absolyut yulduz kattaligining yorqinligini maksimum holatida M max , minimum holatida M min desak unda o’rtacha absolyut kattaligi Sefeid yulduzi uchun yulduz massasiga bog’liq ravishda yorqinlikni oshishi bilan pulsasiya davri oshadi, ya’ni juda passiv yulduzlarning pulsasiyasi sekinroq bo’ladi. Bu qonuniyat quyidagi ko’rinishga ega: (7.1) R – sutkada ifodalangan pulsasiya davri. Kuzatuvlar natijasida Sefeid yulduzini o’zgarish davrini va yorqinlik chegarasini o’zgarishini aniqlab (1) formula asosida o’rtacha absolyut yulduz kattaligida aniqlash mumkin ( ) va o’rtacha yorqinlikni bilib ( 4

), dan Sefeidgacha bo’lgan masofani aniqlash mumkin. Hamma Sefeid yulduzlari Somon yo’liga va unga yaqin joylashgan. Pulsasiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlarni davri yulduzning mayatnik tebranishi bilan bog’liq. U vaqtda tebranish davrini baholash uchun Gyuygens formulasidan foydalanamiz (Matematik mayatnik tebranish davri): , bunda - yulduz radiusi. Yulduz sirtida gravitasion tezlanish bu yerda - yulduz massasi, - gravitasion doimiylik. Yulduzning pulsasiya davri: (7.2) Agar yulduz hajmi bo’lsa, yulduz massasi o’rtacha zichligi , yulduz massasi . Bu ifodani (2) ga qo’yib quyidagini topamiz: - o’zgarmas kattalik. Demak yulduzning o’rtacha pulsasiya davri yulduz moddasini o’rtacha zichligiga bog’liq ekan. Ba’zan ba’zi yulduz qobiqlarida katta quvvatli portlash kuzatiladi, natijada yulduz parchalanadi. Portlash vaqtida yulduz yorqinligi va ravshanligi (o’ta yangi yulduzlarni hosil bo’lishi) 10-100 million marotiba oshadi va juda yorqin bo’ladi. O’ta yangi yulduz portlashi juda oz 1000 yilda bir marta kuzatilgan. Oxirgi 5 ta o’ta yangi yulduz portlashi 1006, 1054, 1572, 1604 va 1667 yillarda kuzatilgan. O’ta yangi yulduz portlashi juda oz uchraydi. O’ta yangi yulduzlarni portlashini 5