Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar Reja: 1. Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar 2. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlarning boshqa tiplari 3. Yulduzlarning pulsatsiyalanish nazariyasi 4. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar uchun davr – yorqinlik diagramasi

1. Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar. Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar yorqinligini bir tekis o’zgarishi bilan xarakterlanadi ( 2-Rasm ). Ko’pchilik hollarda aytish mumkinki, yorqinlikni o’zgarishi yulduzlarning pulsatsiyasi bilan bog’liq. Yulduz siqilganda uning o’lchamlari kamayadi, temperaturasi oshadi va yorqinligi oshadi, kengayishda esa aksincha yorqinligi kamayadi. Yorqinligini o’zgarish davri sutkaning bir necha ulushidan (RR Lira, δ-qalqon va katta itning β-si yulduzlari) o’nlab sutka (sefeidalar, RV savr yulduzlari) va yuzlab (Mira naxang (kit) yulduzi) sutkagacha bo’ladi. Ba’zi yulduzlar uchun yorqinlikni o’zgarish davri soat mexanizmi aniqligigacha ushlanadi. Pulsatsiyalanish natijasida ba’zi yulduzlarning radial o’lchami juda katta bo’lishi mumkin. Masalan, sefeidalarniki 2-3 quyosh radiusigacha o’zgarishi mumkin. Sefeidalar o’ta qizil gigant yulduzlaridir, RR Lira yulduzining radiusi (7,2±0,9)R ʘ bo’lsa, δ ser – (53±2)R ʘ ga tengdir. Rasm-2. CF Kassiopeya sefeidasining yorqinligini o’zgarish egri chizig’i. Absissa o’qida davr ulushidagi maksimumdan boshlab (faza) hisoblanuvchi vaqt ko’rsatilgan. Davr P=4,88 sutka, m V – vizual yulduz kattaligi

2. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlarni boshqa tiplari. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlarni boshqa tiplarini qiziqarlisi β Sefey (Katta itning β-si) ko’rinishidagi yulduzlar sanaladi. Bunday yulduzlar B spektral sinfidagi barvaqt gigant yulduzlariga taalluqlidir. Gersshprung-Rassel diagrammasida bunday yulduzlar guruhi asosiy ketma-ketlikdan o’ngda yuqorida joylashgan bo’ladi. Yorqinlik egriligi xarakteriga ko’ra bunday yulduzlar RR Lira o’zgaruvchan yulduzlarini eslatib, undan farqli ko’rinma yulduz kattaligini kichik o’zgarishlari 0,2 m bilan farq qiladi. O’zgarish davri 3 dan 6 soatgacha bo’lib, egriligini xarakteri bilan sefeidalarni eslatadi. Bunday yulduzlar nuriy tezliklarini o’zgarish chiziqlari ko’p hollarda faza, amplituda va forma jihatdan o’zgaruvchan bo’ladi. Yorqinligini to’g’ri o’zgaruvchan pulsatsiyalanuvchi yulduzlardan tashqari yana shunday yulduzlar guruhi ham mavjudki, ularni yarqirashi O’ZGARUVCHAN YULDUZLAR Tutiluvchi o’zgaruvchan yulduzlar Fizik o’zgaruvchan yulduzlar Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar Eruptiv o’zgaruvchan yulduzlar Rasm-1. O’zgaruvchan yulduzlar guruhlari

egriligi xarakteri o’zgarib turadi. Ularning orasidan RV savr yulduzlari ajralib turadi. Ularning yorqinligini o’zgarishida chuqur va kichik minimumlar takrorlanishi kuzatilib turadi. Bunday minimumlar amplitudasi 0,8 dan 3,5 yulduz kattaligicha bo’lib, davri 30 dan 150 kungacha bo’ladi. RV savr tipidagi yulduzlar F, G yoki K spektral sinflariga mansub bo’ladi. Ularning ko’pchiligining spektrlarida maksimumlar epoxasi yaqin davrlarida yorqin emission chiziqlar kuzatilsa, minimumlar epoxasi yaqinida titanning yutilish polosalari kuzatiladi. Bu shuni ko’rsatadiki, RV savr tipidagi yulduzlarni spektrlarida issiq yulduzlar sinfidagi va sovuq kechki yulduzlar belgilari kuzatiladi. RV savr tipidagi yulduzlar sefeidalar va boshqa pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar oralig’idagi zveno yulduzlaridir.  Sefey tipidagi yulduzlar M spektral sinfiga mansub bo’lgan yulduzlar bo’lib, ularga qizil noto’g’ri o’zgaruvchan yulduzlar deyiladi. Ular gohida yorqinligini kuchli noto’g’ri o’zgarishi bilan farq qiladi. Bunday o’zgarish bir necha 10 sutkadan bir necha 100 sutkaga teng vaqtda vujudga keladi. Gersshprung-Rassel diagrammasida yarimnot’g’ri o’zgaruvchan yulduzlari yaqinida M klassdagi yulduzlar joylashgan bo’lib, ularda yorqinligini takrorlanishini aniqlash mumkin emas (noto’g’ri o’zgaruvchan yulduzlar). Bunday yulduzlardan pastda shunday yulduzlar joylashgan bo’ladiki, ularning spektridagi emission chiziqlari yorqinligi katta vaqt intervali bilan (70 dan 1300 kungacha) katta chegarada (10 m gacha) tekis o’zgaradi. Bunday yulduzlarni vakili “omikron” (  ) yulduzlaridir. Shuning uchun barcha bunday sinf yulduzlariga katta davrli Mira Naxang (kit) tipidagi o’zgaruvchan yulduzlari deyiladi. Mira Naxang (kit) tipidagi o’zgaruvchan yulduzlarini spektrlarida hamma vaqt vodorod emission chiziqlari borligi kuzatiladi. Katta davrli o’zgaruvchan yulduzlarni davrini uzunligi o’rtachasi atrofida har ikki tomonga 10%-ga tebranadi.

Ko’rib chiqilgan pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlari davrini uzunligini oshib borishida bitta ketma-ketlikni hosil qiladi. Aniqlanishicha bunday ketma-ketlikdagi yulduzlarni ko’pchiligi quyidagi qiymatlarga ega bo’lgan davrlarga ega bo’ladi: 0,2 k - ga yaqin (RR Lira yulduzlar), 0,5 k va 5 k (Sefeidalar), 15 k (W Sunbula tipidagi yulduzlar), 100 k (yarim o’zgaruvchi yulduzlar) va 300 k (katta davrli o’zgaruvchi yulduzlar). Bunday yulduzlarni barchasi gigant yulduzlar guruhiga, ya’ni asosiy ketma-ketlikdan o’tgan yulduzlar guruhiga taalluqlidir. Gersshprung-Rassel diagrammasida o’zgaruvchan yulduzlarni o’rganishni ko’rsatishicha massasi yetarlicha bo’lgan yulduzlar diagrammadagi o’zgaruvchanlik polosasini kesib o’tib, ular o’zgaruvchanlik davrini boshidan o’tkazishi kerak. 3. PULSATSIYALANISH NAZARIYASI. Yuqoridagi fikirlardan pulsatiyalanuvchi yulduzlar to’g’risida umumiy xulosalar qilamiz. Biz o‘ndan ortiq almashinuvchi yulduzlar turlarini sanab o‘tdik va ularni pulsatsiyalanuvchi yulduzlar guruhiga kiritdik. Mazkur turlarning asosiy tasniflari keltirilgan 2.11-jadvalni taqdim etamiz. Tip Davrlarining chegaralari Spektral sinfi o’zgarishi Amplitudalar -dan -gacha -dan -gacha -dan -gacha Katta itning β si 0 d ,140 0 d ,2 85 BO ,5 B2,0 0m,02 0m,23 Qalqonning δ si 0,042 0,290 A5 F3 0,03 0,37 Tozi itlarning α si 0,580 18,497 B7 A3 0,01 0,18 Karlik sefeidlar 0,055 0,207 A2 F2 0,3 1,0 RR lira 0,270 0,9 A F 0,7 1,8 sefeidlar ning δ 3 50 F K 0,2 2,0