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.