logo
  1. Bosh sahifa
  2. Referatlar
  3. Umumiy
  4. To’siluvchan yulduzlar

To’siluvchan yulduzlar

Yuklangan vaqt:

08.08.2023

Ko'chirishlar soni:

0

Hajmi:

366.00390625 KB
Ko'chirib olish
To’siluvchan yulduzlar Reja: 1. Qo’shaloq yulduzlar. 2. To’siluvchan qo’shaloq yulduzlarning turlari va evolyutsiya jarayoni 3. To’siluvchan qo’shaloq yulduzlarning tadqiq etish usullari 1. Qo’shaloq yulduzlar. Osmonda gohida ikkita yoki bir necha yulduzlar bir biriga juda yaqin joylashgan bo‘lib ko‘rinadi . Teleskop yordamida kuzatilgandagina qo‘ shaloqligi bilinadigan juda ko‘p yulduzlar topilgan; ular bir-birlariga juda yaqin turgan ikkita yulduzdan iborat bo‘lib, oddiy ko‘zga ular qo‘shilib, bitta yulduzday ko‘rinadi. Bunday qo‘shaloq yulduzlardan ba’zilaridagi yaqinlik faqat ko‘rinma bo‘lib, haqiqatan esa bu yulduzlardan biri ikkinchisining orqasida juda uzoqda joylashgan bo‘ladi. Bunday yulduzlar optik qo‘ shaloq yulduzlar deyiladi; ular juda kamdir. Qolganlarining hammasi esa fizik qo‘ shaloq yulduzlar bo‘lib, ular o‘zaro tortishish kuchi bilan bog‘langan va biri ikkinchisining atrofida aylanadigan ikkita juda yaqin “Quyosh”lardir. Qo‘shaloqlik tabiati gohida fotometrik usulda (to‘siluvchan qo‘shaloq yulduzlar) yoki spektroskopik usulda (spektral qo‘shaloq yulduzlar) aniqlanishi mumkin. Qo‘shaloqlikni tashkil etuvchi yulduzlardan birining ikkinchisi atrofidagi yo‘li hamma vaqt ellips bo‘ladi. Yo‘ldosh yulduzning shu ellips bo‘yicha qiladigan harakat tezligi Keplerning ikkinchi qonuniga bo‘ysunsada, lekin tashqi ko‘rinishda, birinchi qonun saqlanmaydi: bosh yulduz ellipsning fokusida bo‘lmaydi. Bosh yulduzning ikkinchi yulduz orbitasi fokusida bo‘lmasligiga sabab, bizga ko‘rinayotgan yulduz harakatining ellipsi fazoda yo‘ldosh yulduz chizayotgan haqiqiy ellips bo‘lmay, balki uning erdagi kuzatuvchining ko‘rish nuriga tik tekislikdagi proeksiyasidan iborat bo‘lishidir. Qo‘shaloq yulduzlarning orbita elementlarini aniqlash uchun yo‘ldosh yulduz S 2 ning bosh yulduz S 1 atrofidagi orbitasini qaraylik (2-rasm). 2-rasm. Qo‘shaloq yulduz orbita elementlari. U a=a 1 +a 2 katta yarim o‘qli ellipsdan iborat, bu erda a 1 va a 2 har bir yulduzning massalar markazi atrofida aylanishidan hosil bo‘lgan ellipslarning katta yarim o‘qlari. Bosh yulduz bu ellipsning fokusida joylashadi. Yo‘ldosh yulduzning orbita bo‘ylab bosh yulduzga eng yaqin kelgan nuqtasi periastr (P), eng uzoq nuqtasi apoastr (A) deyiladi. Ikkala komponenta ham massalarning umumiy markazi atrofida harakatlanadi va ularning har biri bu markaz atrofida ellips chizadilar. Ularning orbitalarini aniqlashda dastlab kuzatishdan olingan ma’lumotlar bo‘yicha ko‘rinma ellips yasaladi, so‘ngra shu ellipsdan haqiqiy ellipsga o‘tiladi va sayyora orbita elementlariga xos orbita elementlari hisoblanadi: 1) aylanish davri R (yillarda); 2) yo‘ldoshning periastrdan, ya’ni bosh yulduzga yaqin nuqtasidan o‘tish vaqti t 0 ; 3) ekssentrisitet e; 4) katta yarim o‘q a (yoy sekundlarida); 5) orbitaning og‘maligi i, ya’ni orbita tekisligi bilan ko‘rish nuriga tik tekislik (bu tekislik ko‘rinma tekislik deyiladi) orasidagi burchak; 6) periastrning tugundan burchakli masofasi ω . Bu burchak haqiqiy orbita tekisligida tugundan boshlab yo‘ldosh harakati yo‘nalishi bo‘ylab hisoblanadi va bu element ellips katta o‘qining orbita tekisligidagi vaziyatini ko‘rsatadi; 7) tugunning pozitsion burchagi r, ya’ni orbita tekisligi bilan ko‘rinma tekislik kesishgan chiziq vaziyatini aniqlovchi burchak. Agar qo‘shaloq yulduzning parallaksi ma’lum bo‘lsa, Keplerning umumlashtirilgan uchinchi qonuni uning massasini aniqlashga imkon beradi. a - bosh yulduz atrofidagi yo‘ldosh orbitasining chiziqli birliklarda ifodalangan katta yarim o‘qi, R – aylanish davri, m 1 va m 2 – komponentalar massalari, a 1 – Er orbitasining katta yarim o‘qi (astronomik birlikda), T – Erning aylanish davri (yillarda), M va m – Quyosh va Erning massalari bo‘lsin. U holdaa1 3 T 2(M +m ) = a3 P2(m1+m 2) . Agar a 1 =1, T=1, m=0 deb olsak, qo‘shaloq sistema bilan Quyosh massalarining quyidagi nisbati hosil bo‘ladi: m 1+m 2 M = a3 P 2 . Agar yulduzning yillik parallaksi π ma’lum bo‘lsa, a ni hisoblash mumkin: a= a1 π . Buni yuqoridagi formulaga qo‘ysak: m 1+m 2 M = a3 π3 P 2 . Bu formula qo‘shaloq yulduzlarning massalarini topishga imkon beradi. Qo‘shaloq yulduzlar sistemalaridagi harakat bizning plane ta sistemamiz harakatidan shu bilan farq qiladiki, ikkala komponenta massalari ko‘pincha deyarli teng yoki bir-biridan kam farqlanadi. SHunga ko‘ra atrofida ikkala kom ponenta aylanayotgan massalar markazi ham ko‘pincha bosh yulduzdan tashqarida yotadi. Bundan tashqari, qo‘shaloq yulduzlar komponentalarining elliptik orbitalari planetalar orbitalariga qaraganda ancha cho‘ziq bo‘ladi. Qo‘shaloq yulduzning Quyoshdan uzoqligini o‘ lchash imkoniyati bo‘lgan ba’zi hollarda orbitaning haqiqiy kattaligini va yulduzlar massalarini hisoblash mumkin. Masalan, Sirius ikkita - bittasi juda yorug‘ va ikkinchisi juda xira yulduzdan iborat; ular orasidagi o‘rtacha masofa taxminan Quyoshdan Urangacha bo‘lgan masofaga teng. Sirius yo‘ldoshining massasi Quyosh massasiga teng. Siriusning massasi esa Quyosh massasidan 2,4 marta ortiq. Ikkala jism sistema massalarining umumiy markazi atrofida 50 yilga teng bo‘lgan davr bilan aylanadi. Bu markaz Siriusga yaqin, ya’ni undan taxminan Quyosh bilan YUpiter oraligiga teng masofada yotadi. Orbitasining ekssentrisiteti juda katta. Ikkala kom ponenta ham bir-biriga o‘xshash ellipslar chizadi, faqat yo‘ldoshning chizgan ellipsi 2,4 marta katta. Bu yo‘ldoshning kashf etilish tarixi juda ajoyibdir. 1844 yilda Bessel ikkita yorug‘ yulduz - Sirius va Protsion (Kichik Itning  si) koordinatalarining davriy o‘zgarishini sezgan. Bundan u har ikkala yulduz ham qandaydir bir tortishish mar kazi atrofida aylanayotir, degan xulosaga kelgan va ularning anchagina katta massali, juda yaqin hamda xira yo‘ldoshlari bo‘lishligini oldindan aytib bergan. SHundan keyingina Siriusning yo‘ldoshini 1862 yilda amerikalik Klark o‘zi qurgan teleskoplardan birini sinovdan o‘tkazayotgan vaqtda kashf etgan. 1896 yilda Protsionning yo‘ldoshi ham kashf etilgan. Qo‘shaloq yulduzlardan tashqari, uchlik, to‘rtlik va hokazo yulduzlar, ya’ni karrali yulduzlar ham uchraydi. Karrali yulduzlarning ko‘pi quyidagi xarakterli tuzilishga ega: ikkita yaqin yulduz va bitta uzoq yo‘ldosh, oralaridagi masofa ancha katta bo‘lib, yulduzlari bir-biriga yaqin joylashgan ikkita qo‘shaloq yulduz va hokazo. Bunday sistemalarda ularni tashkil etuvchi yulduzlarning harakati Kepler qonunlari bo‘yicha bo‘ladigan elliptik harakatdan kam farq qiladi. Biroq boshqa tipdagi karrali sistemalar ham mavjud. Bunday sistemalarga Orion Trapetsiyasi deb ataluvchi Orion θ si yaxshi misol bo‘la oladi. Kichik teleskop yordamida ham bu 4,5-kattalikdagi yulduz eng katta tomoni 20" bo‘lgan trapetsiya shaklida joylashgan to‘rtta yulduzga ajralishini ko‘rish mumkin. Bunday sistemalarda tashkil etuvchilar orasidagi hamma masofalar bir xil bo‘ladi. SHuning uchun bunday sistemalardagi harakat Kepler harakatidan keskin farq qiladi. Juda ko‘p yulduzlarning spektrida spektral chiziqlarning ikkiga ajralib ko‘rinish yoki tebranish hollari bo‘ladi. Agarda bu yulduzlar to‘siluvchan yulduzlar bo‘lsa, unda chiziqlarning tebranishi uning ravshanlik chizig‘idagi o‘zgarishlar bilan bir xilda yuz beradi. Bu paytdagi minimumda yulduzning harakati ko‘rish nuriga tik, o‘rtacha vaziyatidan og‘ishi nolga teng bo‘ladi. Boshqa hollarda spektral chiziqlarning ajralishi ikala yulduzning spektrining ko‘rinishiga bog‘liq. a) faqat bitta komponentaning spektri kuzatiladigan qo‘shaloq yulduzni ko‘z oldimizga keltiraylik. Bu komponenta ko‘rish nuri o‘tadigan (ya’ni, biz turgan) tekislikdagi orbita bo‘ylab, sistema massalari markazi atrofida aylanayotgan bo‘lsin. Yulduz aylanishning birinchi yarim davri ichida bizga yaqinlashsa, ikkinchi yarim davri ichida uzoqlashadi. Doppler effektiga muvofiq, birinchi holda yulduzning spektral chiziqlari spektrning binafsha tomoniga, ikkinchi holda esa qizil tomoniga siljiydi. Orbitaning yulduz to‘g‘ri biz tomonga yoki bizdan to‘g‘ri qarama-qarshi tomonga qarab harakat qilgan nuqtalarida chiziqlarning siljishi eng katta bo‘ladi. CHiziqlarning bunday davriy siljishini o‘ lchab, yulduzning orbitaning turli nuqtalaridagi tezligini aniqlash, so‘ngra orbitani ham hisoblash mumkin. b) bu ishni ikki komponentaning bir-biri ustiga tushgan spektrlarini ko‘rish mumkin bo‘lgan holda bajarish yana ham qulaydir. Komponentalardan biri bizga yaqinlashayotgan vaqtda, ikkinchisi uzoqlashadi; birinchisining chiziqlari binafsha tomonga, ikkinchisining chiziqlari esa qizil tomonga siljiydi. SHunday qilib, agar ikala komponentaning spektri bir xil bo‘l sa, yulduzning spektridagi chiziqlar davriy ikkiga bo‘linadi . Bunday ikkiga bo‘linishning kattaligini o‘lchash ikkala komponentaning ko‘rish nuri bo‘yicha tezliklarini aniqlashga va ularning orbitalarini hisoblashga imkon beradi. Har bir holdagi nuriy tezlik chizig‘ining grafigi 3-rasmda keltirilgan. Nuriy tezlik chizig‘ining shakli uning ikkita parametriga: orbita ekssentrisitetiga va periastrdan uzoqligiga bog‘liq. Agarda yulduzlarning qo‘shalokligi spektral analiz yordamida aniqlangan bo‘lsa, bunday yulduzlar spektral-qo‘shaloq yulduzlar deyiladi. Bunday yulduzlarni faqat orbitasi og‘maligi 90 0 dan juda katta farq qilgandagina aniqlash mumkin. 3-rasm. Spektral-qo‘shaloq yulduz orbitasini baholash va nuriy tezlik chizig‘ining qo‘shaloqlik shakliga bog‘liqligi. Spektral - qo ‘ shaloq yulduzlarning orbitasini oddiy qo ‘ shaloq yulduzlarnikiday mukammal aniqlab bo ‘ lmaydi . Faqat quyidagi kattaliklarnigina: 1) davr R ni; 2) periastrdan o‘tish payti t 0 ni; 3) ekssentristet e ni; 4) periastrning tugundan uzoqligini to‘la aniqlash mumkin. Katta yarim o‘q a va orbita tekisligining og‘maligi i ni alohida-alohida aniqlab bo‘lmaydi; yarim o‘qning ko‘rish nuriga proeksiyasi asin i esa kilometrlarda aniqlanadi. Ω elementini mutlaqo aniqlab bo‘lmaydi, chunki u ko‘rish nuri bo‘yicha tezlikka hech qanday ta’sir ko‘rsatmaydi. Yulduz massasini ham aniqlab bo‘lmaydi, ammo massalar funksiyasi deb ataladigan funksiyani, ya’ni asosan komponentalar mas salari nisbatini topish mumkin; ikkala komponentaning spektral chiziqlari ma’lum bo‘lgan yulduzlar uchun bu funksiyalar quyidagicha ifodalanadi:f1= m1sin 3i , f2= m2sin 3i . Bitta komponentaning spektri ma’lum bo‘lgan yulduzlar uchun massalar funksiyasi ancha murakkab ko‘rinishda bo‘ladi. Hozirgacha kashf etilgan vizual-qo‘shaloq yulduzlar soni 10 mingga yaqin. Ammo ko‘p qo‘shaloq yulduzlarning orbital harakati juda sekin bo‘lganidan, faqat 2000 tasining orbital harakati ishonchli aniqlangan va bulardan 500 tasining orbita elementlari hisoblab chiqarilgan. Bularning orasida davri bir necha yildan bir necha ming yilgacha bo‘lganlari uchraydi. Eng qisqa aylanish davriga ega bo‘lgan vizual-qo‘shaloq yulduzning davri 1,59 yilga teng; eng uzun davrlarni esa bir necha yuz ming yillarga teng. Hozir 1800 ga yaqin spektral-qo‘shaloq yulduzlar ma’lum bo‘lib, ulardan taxminan 600 tasining orbitasi hisoblangan. Eng qisqa davrga ega bo‘lgan spektral-qo‘shaloq yulduzning davri 4,7 soatga, eng uzun davr esa 60 yilga teng. O‘rta hisobda, kuzatilayotgan har to‘rt yulduzdan bittasi qo‘shaloqdir. Quyoshga yaqin bo‘lgan (5 ps dan kam masofadagi) 42 ta yulduzdan 28 tasi (Quyoshni ham qo‘shib hisoblaganda) yakka, sakkiztasi qo‘shaloq, ikkitasi uchlik va to‘rttasi ko‘rinmas yo‘ldoshli yulduzlardir. SHunday qilib, qo‘shaloq va umuman karrali sistemalar yulduzlar olamida juda ko‘p uchraydigan hodisa ekan. Katta Ayiq dumining o‘rtasidagi yulduz (Katta Ayiqning ε si, yoki Mitsar) juda ajoyibdir. U vizual-uchlik yulduzdir: oddiy ko‘z bilan qaralgandayoq uning yonida 11' masofada turgan ancha xira yulduz - Alkorni ko‘rish mumkin. Bu yulduz Mitsar bilan fizik bog‘liqdir. Kichik teleskopdan qaralganda Mitsarning o‘zi komponentalari oralig‘i 14" bo‘lgan qo‘shaloq yulduzligi ko‘rinadi; u - kashf etilgan teleskopik qo‘shaloq yulduzlardan eng birinchisidir. Mitsarning yorug‘roq komponentasi spektral qo‘shaloq yulduz bo‘lib, spektral chiziqlarning ikkiga ajralishi birinchi marta shu yulduzda sezilgan (1890 yilda). Keyinchalik, Mitsarning ikkinchi komponentasi - Alkor ham spektral-qo‘shaloq yulduzligi, demak, bu sistema kamida oltilik sistema ekanligi ma’lum bo‘lgan. 2. To‘siluvchan qo‘shaloq yulduzlarning turlari va evalyutsiya jarayonlari Umuman olganda, keng juftliklar uchun mavjud bo‘lgan tabaqalashtirish tizimlari komponentalar G – R diagrammasida egallagan vaziyatlari va ularning turli birikmalariga asoslanadi. Tig‘iz qo‘shaloq juftliklarda esa, tabaqalashtirish ko‘proq belgilar asosida amalga oshirilishi mumkin, ularning ichida eng ahamiyatlisi – komponentalarning nisbiy yaqinligidir. Biri – biriga juda yaqin joylashgan mittilar juftligini, masalan, davri juda qisqa, ya’ni bir necha soat bo‘lgan hamda ravshanligi uzluksiz o‘zgarib turuvchi Katta Ayiq W sini ( W Ursae Majoris) olaylik. Ularda tutulish bilan bog‘liq o‘zgarishlaridan tashqari komponentalarining tasviriy tekislikka proektsiyalanadigan yuzalari ham uzluksiz o‘zgarib turadi, chunki komponentalar biri-biriga cho‘zilgan va bu cho‘zilganlikni orbitadagi harakatlaridan qat’iy nazar saqlab qoladilar. Undan tashqari, Katta Ayiqning W si yulduzlardagi ikkala komponenta o‘lchamlari va fizik xossalari bo‘yicha deyarli tengdir, shuning uchun bosh va ikkilamchi minimumlardagi chuqurliklar kam farqlanadi. Katta Ayiqning W si turdagi Yulduzlar kechki spektral sinflarga mansub va ularda quyidagi bog‘lanish kuzatilmoqda: Yulduz qanchalik ertangi spektral sinfga mansub bo‘lsa, uning davri shunchalik katta bo‘ladi, bunda spektral sinfi juda ertangi, masalan, A yoki B bo‘lsa, ravshanlik egri chizig‘i Algollar turiga yaqinlashib, davrlari bir sutkadan oshadi, endi bu yulduzlar Lyr  turidagi yulduzlardir [3]. Katta Ayiqning W si va Lyr  turidagi yulduzlar uchun komponentalarining biri-biriga juda yaqinligi xos. Boshqa teng sharoitlarda orbitalarining o‘lchamlari qanchalik kichik bo‘lsa, shu orbita bo‘ylab harakatlanish davrlari ham shuncha kichik bo‘lishini inobatga olsak, ravshanki, muayyan o‘lchamdagi yulduzlar uchun eng kichik davr komponentalarining sirtlari biri-biriga teginib, to‘liq kontakt bo‘lgunga qadar yaqinlashuvi bilan belgilanadi. Lyr  sistemadagi nisbatan massiv va yirikroq ertangi yulduzlarda extimol bo‘lishi mumkin eng kichik davr P >1 d sohada yotadi [2]. Umumlashtirib aytish mumkinki, qo‘shaloq sistemadagi komponentalar Rosh qobig‘ini to‘ldirish darajasiga ko‘ra quyidagi turlarga taqsimlanadi: 1) Ajralgan qo‘shaloq sistemalar. Ikkala y ulduz Rosh bo‘shlig‘ini to‘ldirmaydilar. Ushbu turga barcha vizual qo‘shaloq Yulduzlar va keng spektroskopik juftliklar (masalan, dastlabki kataklizmik o‘zgaruvchilar), qo‘shaloq radiopulsarlar, qo‘shaloq ok karliklar kiradi. 2) Y a rim ajralgan qo‘shaloq sistemalar. Ulardan biri Rosh qobig‘ini to‘ldirgan. Bularga orbital davri bir necha kun bo‘lgan Algol turidagi tutuluvchan o‘zgaruvchan Yulduzlar, davri ber necha soat bo‘lgan kataklizmik o‘zgaruvchanlar, rentgen qo‘shaloqlar (massiv va kichik massali, ammo Ve-Yulduz + neytron y ulduz juftliklar bundan mustasno), orbital davri bir necha yil bo‘lgan ayrim simbiotik y ulduzlar kiradi. Ikkinchi komponentaga massalar ko‘chishi sodir etilayotganligi sababli yarim ajralgan qo‘shaloq sistemalar ayniqsa turli-tumanligini namoyon etadi. 3) Kontaktli qo‘shaloq sistemalar. Ikkala y ulduz o‘zlarining Rosh qobiqlarini to‘ldirgan. Bu turga Katta Ayiqning W y ulduzi va unga o‘xshash (orbital davri sutkadan kichik bo‘lgan bosh ketma-ketlikdagi kichik massali) Yulduzlar kiradi. Komponentalarini nisbiy o‘lchamlariga ko‘ra uchta sinfga taqsimlab tabaqalashtirishning ushbu tizimi o‘z ichiga ma’lum bo‘lgan tig‘iz juftliklarning 90% ni qamrab olgan. Fizik nuqtai nazaridan o‘zaro ta’sirlashuvchi qo‘shaloqlarni sinflashtirishda ulardagi komponentalarining evolyutsion bosqichlariga binoan tabaqalashtirish asosli bo‘lishi mumkin, chunki bosh ketma-ketlikdagi ikkita y ulduzdan iborat dastavval ajralgan sistema evolyutsiya jarayonida turli fazalarni bosib o‘tadi. Shunday qilib, qo‘shaloq sistemaning evolyutsiyasi undagi har bir komponentaning evolyutsion fazasi hamda orbital parametrlariga (katta yarim o‘qi a yoki davri R va orbitaning ekstsentrisiteti e ga bog‘liq bo‘lib qoladi. Orbita parametrlarini va sistema paydo bo‘lgandagi komponentalarining massalarini bilgan holda sistemaning evolyutsiyasiga doir nazariy hisob-kitob vaqt bo‘yicha yuritiladi va TQT ning kuzatilayotgan xossalari bilan taqqoslanadi. Biz oldingi mavzuda qo‘shaloq yulduzlarning paydo o‘lishiga oid nazariya va ularning tahlilini olib borgan edik. E’tibor bergab bo‘lsangiz u yerda qo‘shaloq yulduzlarning paydo bo‘lishi tizim a’zolari orasidagi masofadan kelib chiqib tushuntirishga harakat qilingan. Endi esa TO‘Q yulduzning turlarga sinflashtirishida va keying evolyutsiyasini tushuntirishda ham ularning orasidagi masofa va tizim a’zolarining boshlang‘ch massalariga bog‘liqligini ko‘rishimiz mumkin. Qo‘shaloq yulduzlar evolyutsiyasi o‘rganilayotganda ular katta, o‘rta va kichik massali qo‘shaloq yulduzlarga taqsimlanadi. O‘z navbatida, aytilgan har bir guruhidagi qo‘shaloq yulduzlarning evolyutsiyasi komponentalar orasidagi masofaga va ular massalari orasidagi nisbatga bog‘liqdir. Bu jihatda eng qiziqarli tig‘iz qo‘shaloq yulduzlardir. Ikkinchi komponetaning ta’sirida qo‘shaloq yulduzdagi evolyutsiya jarayoni sezilarli darajada o‘zgaruvchan holda evolyutsiyalanadi. Dastlabki bosqichda katta va o‘rtacha massali y ulduzlarga ega qo‘shaloq sistemalarning evolyutsiyasi yagona stsenariy bo‘yicha rivojlanib boradi. Jami massasi 15 Quyosh massasidan oshadigan y ulduzlarning evolyutsiyasini Volf-Raye yulduzi, ya’ni qobig‘ida vodorod deyarli yo‘q bo‘lgan yulduzlarda temir o‘zak hosil bo‘lishi bilan yulduz nostabil bo‘lib qoladi. Elementlarning sintezi to‘xtaydi, chunki endi u energiya ajralib chiqishiga emas, balki energiya yutilishiga olib keladi. Endi ortiqcha harorat va zichlik engil yadrolarning sintezi reaktsiyalariga olib keladi, bu portlovchi xarakterga ega. Bunda hosil bo‘lgan urinma to‘lqin y ulduz moddasining ma’lum qismini otib yuboradi, qolgan qismidan esa, neytron y ulduz shakllanadi. Agar y ulduzning massasi Quyosh massasidan 3,2 marta katta bo‘lsa, gravitatsion maydon shunchalik kuchli bo‘ladiki, endi bu siqilishga xatto neytronlar ham dosh berolmaydi. O‘zakning kollapslanishi yanada davom etishi yulduzni minimal hajmga keltirib, qora o‘raga aylantirishi mumkin. Agar m>3,2m bo’lsa, ajdodlari massiv komponentalari bo‘lgan o‘tayangi yulduzlarning chaqnashlari paydo bo‘ladi. Aynan ana shu chaqnashlar energiyani yutuvchi yadroviy reaktsiyalar yuzaga kelishiga, binobarin, o‘zakning shiddat bilan kollapslanishiga ham mas’uldir. Portlashdan so‘ng sistema parchalanmaydi, ammo taxminan 100 km/s tezlikni oladi. Evolyutsiyasining ushbu bosqichida qo‘shaloq sistema rentgencha massiv qo‘shaloq sistema sifatida ko‘rinmasada, u o‘zini katta fazoviy tezlikka ega “qochib ketayotgan” OB– y ulduz sifatida namoyon etadi. Y a droviy yonilg‘i yonib tugagandan so‘ng ikkinchi y ulduz ham o‘tayangi kabi portlaydi. Bunda parchalanish muqarrar, chunki endi nisbatan massasi kattaroq Yulduz portlaydi (massalar ko‘chishi tufayli ikkilamchi yulduz birinchi komponentani moddasini akkretsiyalashi orqali massasini orttirgan), natijada biri-biridan uzoqlashib ketayotgan ikkita yulduz hosil bo‘ladi. Agar o‘tayangining portlashi asimmetrik holda sodir etilgan bo‘lsa, sistema parchalanmay, ikkita relyativistik yulduzga ega ob’ektga aylanadi. Bular tezligi 800 km/s gacha etuvchi juda katta xususiy harakatlarga ega yakka va qo‘shaloq radiopulsarlar bo‘lishi mumkin. Birinchi modda almashinuv bosqichida birlamchi komponenta moddasining deyarli 60% ni yo‘qotib, ikkinchi komponenta mos ravishda shunchaga o‘z massasini orttirishi va birinchi yulduzga nisbatan massasi kattaroq bo‘lib qolishi mumkin. Evolyutsiyaning bu stsenariysida ikkilamchi komponenta tezroq rivojlanib, vodorod qatlamli manbada yonishi bosqichidadayoq qobiqni otib yuborishi mumkin. Shunday tarzda bosh ketma-ketlikdagi yulduz bilan Volf-Raye yulduzidan iborat sistema hosil bo‘ladi, bunda birlamchi yulduz massiv bo‘lmagan bosh ketma-ketlikdagi yulduz kabi evolyutsiyalanib boradi. Agar komponentalar qo‘shilmay qolsa, rentgen yulduzlarga mansub yarimayri sistema hosil bo‘lishi mumkin. O‘rtacha massalarga ega tig‘iz qo‘shaloq sistemalarda ham ancha qiziqarli jarayonlar bo‘lib o‘tadi. Eng katta komponenta M 1 ni massasi 1,5 dan 10 Quyosh massasigacha oralig‘ida yotgan yulduzning evolyutsiyasining dastlabki etaplari huddi katta massali qo‘shaloq tizimlarniki kabi bo‘ladi. Dastlabki modda almashinuvi birinchi komponentada aynigan geliyli o‘zak paydo bo‘lish bosqichida sodir etilayotgan bo‘lsa evolyutsiyaning umuman boshqacha varianti kelib chiqadi. Bunday yulduzli juftlikning evolyutsiyasi kompakt geliyli (yoki boshqa og‘ir elementlardan) mitti va birlamchi komponentasi moddasidan akkretsiyalangan tez aylanuvchi disk bilan o‘rangan bosh ketma-ketlikdagi yulduzdan tarkib topgan juftlik hosil qilish bilan tugaydi. Undan so‘ng ikkinchi komponeta kengaya boshlaydigan moment keladi. Bunda eng keng sistemalarda, ya’ni, katta yarim o‘q a ning katta qiymatlarida u Rosh qobig‘igacha etmasligi mumkin. Shunday qilib, simbiotik yulduzlarga xos sistema, ya’ni, moddasini yulduzli shamol tufayli yo‘qotayotgan qizil o‘ta gigant va tashlab yuborilgan modda qoldiqlari bilan o‘ralgan oq mitti kelib chiqadi. Agar akkretsiya hisobiga oq mittining massasi Chandrasekar chegarasidan (1,44 Quyosh massasi) o‘tib ketsa, unda oq mitti kollapslanib, I turdagi o‘tayangi y ulduz kabi portlaydi. Bunda sistema parchalanmasligi mumkin va oq mitti o‘rnida neytron y ulduz hosil bo‘ladi. Evolyutsiyaning ushbu bosqichida neytron y ulduzga y ulduz shamol i akkretsiyalanishi hisobiga rentgen nurlanish manbai paydo bo‘ladi. Keyinchalik o‘tagigant qobig‘ini yo‘qotib evolyutsiyalanadi, nihoyat, uzun davrli qo‘shaloq pulsar hosil bo‘ladi. Kichik massali qo‘shaloq y ulduzlarning evolyutsiyasi davom etishi ham birlamchi komponenta yoki ikkala y ulduz rivojlanishining qaysi bosqichida Rosh bo‘shlig‘ini to‘ldirishiga, ya’ni, vodorod yonishi o‘zakda davom etmoqdami yoki geliyli yoki uglerod-kislorodli o‘zak paydo bo‘lganmi, ana shularga bog‘liq bo‘lib qoladi. Shuningdek, dastlabki massasi M 1<1,5 Quyosh va a<10 R⊗ bo‘lgan qo‘shaloq yulduzlarning evolyutsiyasiga magnitli yulduz shamoli ulkan ta’sir ko‘rsatadi, u kichik massali yulduzlarning aylanishini tormozlash hisobiga orbital burchak momenti yo‘qolishi komponentalarning yaqinlashishiga olib keladi mumkin. Shunday qilib, kichik massali tig‘iz qo‘shaloq yulduzlar evolyutsiyasi natijasida ular yopishib qolishi va tez aylanuvchi yakka yulduzlarni yoki a= 6−10 R⊗ bo‘lgan taqdirda Katta Ayiqning W turidagi kontaktli sistemalarni va qisqa davrli Algol turidagi yari ayri sistemalarni hosil qilishi mumkin. Katta Ayiqning W turidagi qo‘shaloq y ulduzlar uchun quyidagi stsenariyni ko‘rsatish mumkin. Bosh ketma-ketlikdagi y ulduz Rosh bo‘shlig‘ini to‘ldiradi va moddasining bir qismi qo‘shni y ulduzga o‘tadi. Bu esa, ikkinchi komponentaning evolyutsion jarayonini tezlashtiradi va u ham, o‘z navbatida Rosh bo‘shlig‘ini to‘ldiradi. Natijada davri 5 – 10 soat oralig‘idagi qisqa davrli Katta Ayiqning W turidagi sistemalar kelib chiqadi. Bunday sistemalarning komponentalari o‘z Rosh bo‘shliqlarini to‘ldirib ulgurishgan va ikkala o‘zak aylanuvchi umumiy qobiqqa o‘ralgan bo’ladi. Ushbu evolyutsiya davomida massasi kichikroq ikkilamchi y ulduz butun massasini evolyutsiyalanib ulgurgan birlamchi komponentaga berib, tez aylanuvchi yakka qizil gigantni hosil qilishi mumkin. Evolyutsiyaning keyingi davomi komponentalar orasidagi masofa va ikkinchi komponentaning dastlabki massasiga bog‘liq bo‘lib qoladi, bu esa, Rosh bo‘shlig‘ining o‘lchamini belgilab beradi. Agar berilgan modda (massa) evolyutsiya davomida Rosh bo‘shlig‘ini to‘ldirish uchun etarli bo‘lmasa, u evolyutsiyalanadi, ammo oqibatda o‘zagining kimyoviy tarkibi M 2 ni dastlabki massasiga bog‘liq bo‘lgan mitti kelib chiqadi. S h unday qilib, oq mittilardan tashkil topgan sistema paydo bo‘ladi. Ammo bunda shunday variant ham mavjudki, unda massalar almashinuvi ikkinchi komponentaning evolyutsiyasini tezlashtiradi va u Rosh bo‘shlig‘ini to‘ldiradi. S h uningdek, y ulduz o‘z Rosh bo‘shlig‘ini qizil gigant hisobiga emas, balki gravitatsion to‘lqinlar hamda magnitli y ulduz shamoli hisobiga burchak momenti va energiyani yo‘qotishi tufayli komponentalar orasidagi masofa kichrayishi sababli to‘ldirishi mumkin. S h u bosqichdan boshlab ikkinchi y ulduzdan birinchisiga modda qayta oqib o‘tishi boshlanadi. Modda oqib o‘tishi massasi kichikroq komponentadan massasi kattarog‘iga – oq mittiga sodir etilayotganligi sababli ularning orasidagi masofa, binobarin, Rosh bo‘shlig‘ining o‘lchami ham sekin-astalik bilan kattalashib boradi. Evolyutsiyaning ushbu bosqichi eng qiziqarlidir, chunki bunday sistemalarda bir qator noyob effektlar kuzatiladi. Akkretsiyalovchi aynigan mitti va o‘z Rosh bo‘shlig‘ini to‘ldirish bosqichidagi bosh ketma-ketlikdagi y ulduzdan tashkil topgan bunday tig‘iz qo‘shaloq sistemalar kataklizmik qo‘shaloqlarni hosil qiladi. 3. To‘siluvchan qo‘shaloq yulduzlarni tadqiq qilish usullari Ikkala y ulduz bitta ob’ekt bo‘lib ko‘rinadigan tig‘iz qo‘shaloq sistemalardagi juftlikning orbita tekisligi ko‘rish nur bilan kichik burchakni tashkil etgan taqdirda ular haqida qo‘shimcha ma’lumotni qo‘lga kiritish imkoni tug‘iladi. U holda bitta y ulduz ikkinchisini to‘sib o‘tishini kuzatish mumkin, bundan esa, qo‘shaloq sistemadagi komponentalarining o‘z o‘qi atrofida aylanish davrini topish va hisoblab chiqish imkoni paydo bo‘ladi [1]. Undan tashqari, ushbu tutilishlarda y ulduzning ravshanligi kamayadi, so‘ng esa, avvalgi ravshanligi tiklanadi. Yulduz ravshanligi vaqt davomida bog‘lanish diagrammasi tuzilsa, undan orbita parametrlari va yulduzlarning diametrlarini aniqlash imkoni tug‘iladi (1.4 – rasm ). 1.4-rasm. To‘liq tutilish va i = 90 da butun davr ichida komponentalari egallagan vaziyatiga nisbatan ravshanlikning vaqt bo‘yicha o‘zgarishi Agar orbita qiyaligi (aylanish o‘qi va ko‘rish nuri orasidagi burchak) i = 90  bo‘lsa, unda tutilishning to‘liq ( d ) va qisman (  ) fazalarining davomiyligidan R 1 va R 2 lar topiladi. Tutilishning davomiyligi  komponentalar radiuslarining yig‘indisiga bog‘liq va u burchak i qanchalik 90  ga yaqin bo‘lsa, shunchalik katta bo‘ladi. Tutilishdagi to‘liq fazasi davomiyligi d komponentalari radiuslarining ayirmalariga bog‘liq. 1.5-rasm. Diskni chetga qorayishini inobatga olgan holda tutuluvchan yulduz uchun asosiy va ikkilamchi tutilishlar uchun ravshanlik egri chiziqlari kesmalari Komponentalar doiraviy orbita bo‘ylab harakatlanganda tutilish shartlari yarim davr ichida takrorlanib turadi, bunda birinchi holda yulduzlardan kattasi, ikkinchi holda kichigi to‘siladi, aynan bu narsa bosh va ikkilamchi minimumlardagi chuqurliklarning farqlarini belgilab beradi. Bunda mos keluvchi fazalarda mutloq to‘siladigan maydon bir xil, ammo, umuman olganda, sirtiy yorqinlik har xil bo‘ladi (1.5 – rasm). 1.6-rasm. Ravshanlik egri chiziqlar shakllari qo‘shaloq yulduzlarning o‘lchami va yorituvchanliklariga bog‘lanishi Shunday qilib, ravshanlik egri chiziqlaridan tutuluvchan-qo‘shaloq yulduzlar parametrlariga doir qandaydir ma’lumotlarni qo‘lga kiritish mumkin, ana shu ravshanlik egri chizig‘i ko‘rinishiga ko‘ra bu turdagi yulduzlar tabaqalashtiriladi (1.6 – rasm). To‘liq tutilishda (1.6a –rasm) sistemaning ravshanligi qandaydir vaqt oralig‘ida o‘zining eng kichik qiymatini saqlab turadi. Ammo shunday qo‘shaloq yulduzlar mavjudki, ularda ikkinchi komponenta o‘ta xira bo‘lganligi sababli ikkilamchi minimum (yorqin komponenta xirani to‘sganda) deyarli kuzatilmaydi. Ayrim hollarda ikkala komponenta deyarli teng ravshanlik va o‘lchamlarga ega Algol turidagi yulduzlar uchrab turadi. U holda bosh va ikkilamchi minimumlar deyarli bir xil chuqurlikga ega bo‘ladi. Doiraviy orbitada ravshanlik egri chizig‘i simmetrik, ya’ni, bosh va ikkilamchi minimumlari orasida, shuningdek, keyingi ikkilamchi va bosh minimumlar orasidagi vaqt intervallari bir xil va aylanish davrining yarmisiga teng bo‘ladi. 1.6a - rasmda o‘lchamari bir – biridan katta farq qiluvchi va tizim a’zolari orasidagi masofa ham katta bo‘lganligi uchun yulduzlar ravshanlikning ma’lum bir qiymatda uzoq vaqt saqlanib qoladi. Ushbu turdagi ravshanlik chizig‘i asosan Algol tipidagi TO‘Q yulduzlarga mos keladi. Tizim a’zolarining o‘lcham jihatidan bir – biridan katta faqr qilmaydigan, lekin yulduzlarning yorituvchanliklari farqi katta bo‘ladigan TO‘Q yulduzlarning ravshanlik egri chizig‘i 1.6c – rasmda ko‘rsatilgan bo‘lib, ular Liraning β tipidagi xos hisoblanadi. Ushbu siflashtirshga muvofiq eng qisqa davrli va eng tabiyati murakkab yuduzlar bular Katta Ayiqning W si tipidagi TO‘Q yulduzlar bo‘lib, unga mos ravchanlik egri chizig‘i 1.6d – rasmda ko‘rsatilgan. Katta Ayiqning W si tipidagi TO‘Q yulduzlarning ravshanlik egri chizig‘i vaqt davomida muntazam o‘zgarib turdi. Tizim a’zolarining o‘lchamlari va yorituvchanliklari bir – biridan kam faqrlanganliklari va ularning orasidagi masofaning ham kichikligi sababli umumiy yorituvchanliklari juda kichik farq bilan muntaza o‘zgarib boradi. Tizim a’zolari bir-biriga juda yaqin bo‘lganligidan ular bir-birining gravitatsiya kuchlari ta’sirida orbita tekisligi bo‘ylab simmetrik cho‘ziladi. Shuningdek yulduzlarning o‘z o‘qi atrofidagi aylanishi, natijasida ularning qutblariga nisbatan siqilishi hodisasi ham mavjud. TO‘Q yulduzlarning tabiyatidagi bunday o‘zgarishlar ularning ravshanlik egri chizig‘iqlarini nazariy usullardagi tadqiqotiga jiddiy o‘zgarishlar kiritishni talab qiladi. Keling endi ushbu effektlar haqida batafsil to‘qtalib o‘taylik. Barcha qo‘shaloq yulduzlar massalarning umumiy markazi atrofida aylanadilar, ammo bu sistemalarning orbitalari barchasi doiraviy deb bo‘lmaydi, ayrimlarida orbitalar ancha cho‘zinchoq, ular kesishib o‘tuvchi ellipslar shaklida bo‘ladi (1.7 – rasm ). Agar orbita elliptik shaklda bo‘lsa, bosh va ikkilamchi minimumlar nosimmetrik joylashadi (1.6d - rasm). 1.7-rasm. Qo‘shaloq sistema komponentalarining massalar markaziga nisbatan orbitalari TO‘ T ning orbitasi va hatto o‘zlari ham ellipti k shaklda bo‘lishi mumkin. Aynan ushbu holat ularning tabiyatidagi eng murakkab hodisalardan biri hisoblanadi. Ko‘rinma yulduziy disklar markazda nisbatan yorqinroq va chetga qorayib boradi. Shuning uchun sirtiy yorqinligi kattaroq komponenta to‘silganda unga mos keluvchi minimum chuqurroq bo‘ladi. Komponentalarining nisbiy o‘lchamlari va nisbiy yorituvchanliklari farqlari qanchalik katta bo‘lsa, diskning chetiga qorayish effekti ravshanlik egri chiziqlarida shunchalik sezilarli akslanadi. 1.5 – rasmda tutuluvchan yulduzning ikkita minimumi tasvirlangan. Birinchi holda katta komponenta oldinda, ikkinchisida – kichigi oldinda. Undan tashqari, diskning chetiga qorayish effekti mavjudligi xalqali tutilishga xos nisbatan ingichka minimumli o‘zgarishni kiritadi. Shunday qilib, diskning chetiga qorayishini faqatgina o‘ta aniq kuzatuvlardagina aniqlash mumkin. So‘ngi yillardagi tadqiqotlardan ushbu effect yulduzlarning effektiv temperatursiga bog‘liq ravishda o‘zgarishini hisobga olib yulduzlarning temperaturalariga mos ravishda chetiga qorayish effektining qiymatlari berilgan maxsus jadvallar tuzilgan. Jumladan 1993 –yildagi van Hamm mualifigidagi Chetiga qorayish effektining qiymatlari keltirilgan maqolasini misol qilib keltirsh mumkin[20]. TO‘T larda bosh va yo‘ldosh yulduzlar yorqinliklari deyarli bir xil, asosiy xususiyati esa, ikkala yulduz shakli sharsimon emas, balki nisbiy o‘lchamlari juda katta bo‘lganligi tufayli o‘zaro tortishish kuchi ta’sirida kuchli deformatsiyalangan. Shuningdek o‘z o‘qi atrofida aylanishi natijasida yakka yulduz qutblari tomonidan ezilgan bo‘ladi. TO‘T larda komponentalari shakli qo‘shimcha deformatsiyalanadi. Yulduzlar ularni birlashtirib turuvchi chiziq bo‘ylab cho‘ziladi. Orbital harakati tufayli yulduz kuzatuvchiga goh bir yoni, goh boshqa yoni bilan o‘giriladi, bu esa, ravshanlikning o‘zgarishiga olib keladi. Qo‘shaloq sistemalardagi yulduzlar shakli cho‘zilganlik darajasiga ko‘ra ravshanlikning o‘zgarishi effekti ellipsoidallik effekti deb nomlanadi. Tortishish kuchlari ta’siri ostida komponentalar cho‘zilganligida ravshanlik o‘zgarishi 1.6-rasm (c, d) da keltirilgan. Aytib o‘tish joizki, ellipsoidal komponentalarga ega TQT komponentalari biri-birini to‘smagan holda ham ravshanlik o‘zgarishini namoyon etadilar. Bunda qo‘shaloq yulduzning ravshanlik o‘zgarishi yulduziy kattalikning bir necha o‘ndan bir ulushidan oshmaydi. Ko‘rib chiqilgan effektlardan tashqari ravshanlik o‘zgarishi xarakteriga jiddiy ta’sir etuvchi boshqa effektlar ham mavjud, ulardan akslanish effektini misol qilib ko‘rsatish lozim. Ma’lumki, barcha sayyoralar eng yaqin yulduzdan kelgan nurlanishning akslanishidan yog‘dulanadilar. Yaqin joylashgan qo‘shaloq yulduzlarda “akslanish effekti” kuzatiladi. Ulardagi komponentalarining nurlanishlari biri – biriga o‘girilgan tomonlariga o‘zaro ta’sir etadi, ya’ni, birinchi yulduzning nurlanishi ikkinchisining qobig‘ini qizitadi, mos ravishda ikkinchining harorati, binobarin, yorqinligi ham ortadi. Tizimning kuzatilish fazasiga mos ravishda ham yorqinligi, ham komponentalarining qo‘shimcha yoritilgan ko‘rinma sohalarining maydonlari o‘zgarib turadi (1.8 – rasm). 1.8-rasm. Turli fazalarda qo‘shaloq sistema komponentalarining maksimal yorituvchanlik maydonlari o‘zgarishi Odatda tutuluvchan-o‘zgaruvchan yulduzlar bir vaqtning o‘zida spektral-qo‘shaloq yulduzlardir ham, shuning uchun nuriy tezliklar egri chizig‘ini tuzgan holda komponentalarining orbital tezliklari, aylanish davrlari kabi parametrlarini aniqlash qiyinchilik tug‘dirmaydi. Undan tashqari, nuriy tezliklar egri chizig‘ining shakliga ko‘ra qo‘shaloq yulduz komponentalari harakatiga doir ma’lumot olish mumkin. Doiraviy orbitadagi yulduzlar uchun nuriy tezliklar egri chizig‘i sinusoidal shaklga ega, shuning uchun sinusoidal shakldan chetlashishlariga ko‘ra orbitaning ekstsentrisitetini aniqlanadi. 1.9a – rasmda orbital tekislik kuzatuvchiga nisbatan turli burchakga burilganda va turli qiymatli ekstsentrisitetlarida qo‘shaloq yulduzlar uchun nuriy tezliklar egri chiziqlari tasvirlangan, 1.9b – rasmda esa, ularga mos keluvchi ravshanlik egri chiziqlari keltirilgan. yuqorida aytib o‘tilganidek, elliptik orbitada bosh va ikkilamchi minimumlar biri biridan yarim davr P/2 bilan emas, balki vaqt oralig‘i T2−T1 bilan ajratilgandir, bunda farqlanish ekstsentrisitet e hamda orbita vaziyatiga bog‘liq bo‘ladi. 1.7 – rasmda yorqinligi kichik, ammo massiv yulduz atrofida aylanayotgan yorqin va kichik massali yulduzning e=0,5 dagi nisbiy orbitasi tasvirlangan. Shunday qilib, tutuluvchan qo‘shaloq yulduzning ravshanlik egri chizig‘i yorqinlikning davriy (davr ichida bir yoki ikki marta) kamayishini ko‘rsatadi, minimumlar orasida esa, yorqinlik yoki o‘zgarmas, yoki uzluksiz o‘zgarib turadi. a) b) 1.9-rasm. a) Orbital tekislikning kuzatuvchiga turli burchak ostida burilgandagi nuriy tezliklar egri chiziqlarib) Tutuluvchan qo‘shaloq sistemalarda e = 0,5 hol uchun nuriy tezliklar ravshanlik egri chiziqlari o‘zaro mosligi. Davri o‘zgarib turuvchi tutuluvchan o‘zgaruvchan yulduzlardagi bu o‘zgarishlarni to‘rt turga bo’linadi, ya’ni, davriy, sakrab, noto‘g‘ri va asriy o‘zgarishlarga taqsimlash mumkin. Davrni aniqlash uchun minimumlar momentlari orasidagi vaqt ayirmasini ular orasida o‘tgan tsikllarga (aylanish davrlarga) taqsimlanadi. Davrni eng katta aniqlikda topish uchun vaqt bo‘yicha imkon qadar uzoqlashgan ravshanlik momentlaridan foydalanish maqsadga muvofiqdir. Shunday qilib, sistemaning davri o‘zgarmas bo‘lsa, minimumlar momentlari quyidagi formulaga bo‘ysunadi:M E= M 0+ P⋅E (1.1) bu erda M 0 – minimumning boshlang‘ich momenti (“boshlang‘ich epoxa”), P -o‘zgaruvchanlik davri, E – butun son (minimum M E ning tartib raqami). Ushbu formula chiziqiy efemerida deb nomlanib, kuzatilgan minimumlarni ifodalash hamda kelajakda kuzatilishi mumkin bo‘lgan minimumlarni bashorat etish uchun ishlatiladi. Hisoblangan minimumlar momentlari C (calculated) deb, kuzatilganlari O (observed) deb, ularning ayirmalari esa, O – C harflari bilan belgilanadi. Davr o‘zgarish – o‘zgarmasligini aniqlash uchun “O – C” grafigi tuziladi, buning uchun gorizontal o‘q bo‘ylab E ning qiymatlari, vertikal o‘q bo‘ylab esa, “O – C” qiymatlari joylashtiriladi. Davr o‘zgarmas bo‘lsa, grafikdagi barcha nuqtalar kichik tasodifiy chetlashishlari bilan gorizontal o‘qqa yaqin joylashadi. Agar davr to‘g‘ri, ammo boshlang‘ich epoxa kichik aniqlikga ega bo‘lsa, gorizontal chiziq o‘qdan pastda yoki yuqorida joylashadi. Agar davr o‘zgarmas, ammo kichik aniqlikda topilgan bo‘lsa, nuqtalar qiya chiziq bo‘ylab joylashadilar. Nuqtalar qandaydir egri chiziq bo‘ylab joylashishi davrning silliq o‘zgarib borishidan darak beradi. Davrning keskin, sakrab o‘zgarishida grafikda to‘g‘ri chiziqlarning kesmalari paydo bo‘ladi. a) b) 1.10 – rasm . Nisbiy elliptik orbitada bosh va ikkilamchi minimumlarning joylashuvidagi assimetriya Davrlar o‘zgarishining fizik sabablari turlichadir. Masalan, davrning davriy o‘zgarishiga dinamik sabablar, ya’ni, tig‘iz qo‘shaloq sistemadagi komponentalarining massalarning umumiy markazi atrofida elliptik orbitalar bo‘ylab harakatlanishi bo‘lishi mumkin, bu orbitalar o‘zining tekisligida orbital aylanish yo‘nalishida sekin-astalik bilan siljib boradi. Orbitalar elliptik bo‘lganligi tufayli ravshanlikning bosh va ikkilamchi minimumlari nosimmetrik joylashadi. Hisob-kitoblarni osonlashtirish uchun qo‘shaloq sistemaning nisbiy elliptik orbitasi tuziladi, bunda ellips fokusiga nisbatan massiv komponenta joylashtiriladi. Apoastr va periastr chiziqlarini birlashtiruvchi chiziq apsid chizig‘i deb nomlanadi (1.10 –rasm). Qo‘shaloq sistemaning komponentalari eng kichik masofada (periastrda) joylashganda sferik-simmetrik massalar elliptik harakati holdagiga qaraganda ularga maksimal ko‘tarilish hamda qo‘shimcha tortishish kuchlari ta’sir etadi. Apoastrda ushbu effekt minimal kuzatilsada, u nisbiy orbitaning “burilishiga” yoki apsid chizig‘ining aylanish yo‘nalishi tomon burilishiga olib keladi. Bunda ekstsentrisitet qanchalik katta bo‘lsa, ushbu effekt shunchalik kuchli namoyon bo‘ladi, ya’ni, nisbiy orbita yulduzlar harakati tomon jadalroq buriladi. Agar yulduzlar qat’iy sferik-simmetrik bo‘lsa, orbita ham qat’iy elliptik (Keplerning birinchi qonuni), apsid chizig‘i esa doimiy yo‘nalishga ega bo‘lardi. Ezilganlik effektidan tashqari, perigeliyning qo‘shimcha relyativistik harakati mavjud, u fazo-vaqt egrilanishiga bog‘liq va umumiy nisbiylik nazariyasi doirasida tushuntiriladi. Ellipsning burilishiga muvofiq bosh va ikkilamchi minimumlar boshlanishlari orasidagi asimmetriya kattaligi o‘zgaradi. Bu jarayon 1.10 - rasmda tasvirlangan. Undan tashqari, O – C ning davriy o‘zgarishlari tutuluvchan juftlik uch karrali yulduz sistemasi tarkibidaligida ham sodir etiladi. Odatda uchinchi yulduz tutuluvchan juftlikdan kattaroq masofada joylashgan bo‘ladi, shuning uchun TQT uzun davrli orbita bo‘ylab uch karrali sistemaning massalar umumiy markazi atrofida harakatlanadi. Kuzatuvchi va tutuluvchan juftlik orasidagi masofa davriy o‘zgarib turadi, yorug‘likning tezligi esa, chekli bo‘lganligi sababli O – C da qoldiqlarning davriy o‘zgarishlari yuzaga keladi. Uchinchi tur – davrning noto‘g‘ri o‘zgarishlarini – ko‘p sonli sakrashlardan iborat bo‘lgan O – C grafigining irregulyarligi bilan bayon etiladi. Bunday ko‘p sonli sakrashsimon o‘zgarishlarining paydo bo‘lishiga, extimol, qo‘shaloq sistema komponentalari ichida o‘zaro modda almashinuvi yoki yulduzlarning birida protuberanets otilishi bo‘lishi mumkin. Davrning irregulyar o‘zgarishlariga, shuningdek, yulduzlardan xatto birining fizik o‘zgaruvchanligi bilan bog‘liq faza minimumlarining o‘zgarishlarini yoki uning xolxolligini hamda nostatsionar akkretsion tuzilmalarini kiritish mumkin. Shunday qilib, ravshanlik o‘zgarishi egri chizig‘ini tahlil qilgan holda: 1. komponentalarining orbita bo‘ylab aylanish davrini, u ikkita ketma-ket o‘tgan bosh minimumlari orasidagi vaqt oralig‘iga teng; 2. bosh minimumdagi ravshanlik o‘zgarishining amplitudasi  m ni, binobarin, komponentalarining nisbiy yorituvchanliklari L 1 va L 2 ni:L1+L2 L2 = 2,512 Δm . (1.2) L1+L2=1 deb olgan holda, bundan L1=1− L2 lg L2=−0,4 Δm , (1.3) 3. komponentalarining nisbiy radiuslari va qo‘shaloq sistemadagi yulduzlarning boshqa ko‘pgina tasniflarini aniqlash mumkin. Ravshanlik egri chizig‘i ko‘pgina fotometrik kuzatuvlardan, bitta davrga keltirgan holda tuziladi. Undan so‘ng, fotometrik orbita elementlarini olish uchun ravshanlik egri chizig‘ining tahlili o‘tkaziladi. Ular spektral orbita elementlariga mos tushmaydi. Ravshanlik egri chizig‘idan katta yarim o‘q yoki tugunning qiymati topilmaydi, e va ω lar juda murakkab tarzda topiladi, ammo, nisbiy orbita katta yarim o‘qi a ulushlarida ifodalangan komponentalarning o‘lchamlari r 1 va r 2 , sistemaning to‘liq yorituvchanligi ulushlaridagi komponentalarning nisbiy yorituvchanliklari L 1 va L 2 hamda qiyalik burchagi i aniqlanadi. Tutulishning davomiyligi D komponentalarning radiuslari yig‘indisi r 1 + r 2 ga bog‘liq va u burchak i = 90 ° ga qanchalik yaqin bo‘lsa, shunchalik davomli bo‘ladi. Tutulishdagi to‘liq faza davomiyligi d esa, aksincha, radiuslarning ayirmalariga bog‘liqdir. Doiraviy orbitada tutulishning barcha shartlari yarim davr oralab takrorlanadi, farqi – bir safar yulduzlarning kattasi, keyingi safar – kichigi to‘siladi. Bu esa, bosh va ikkilamchi minimumlardagi chuqurliklarining turliligini belgilaydi – mos keluvchi, ya’ni, yarim davrga farqlanuvchi fazalarida to‘siladigan yuza bir xil, ammo umumiy holda yorqinlik har xil bo‘ladi. Ravshanki, kattaroq sirtiy yorqinligidagi komponenta to‘silganda minimum chuqurroq bo‘ladi. Ikkala disk bir xil yorqin bo‘lsin. Ular radiuslarining nisbati ( k < 1), tutulishdan tashqari holdagi sistemaning summar ravshanligi 1 ga teng, minimumlarda esa, mos ravishda λ 1 va λ 2 bo‘lsin. Aniqrog‘i, λ 1 katta yulduz kichik yulduz oldida joylashgandagi minimumga mos kelayotgan bo‘lsin. Minimumdagi fotometrik fazani α 0 orqali belgilaylik. Bu esa, kichik yulduz yuzasi ulushlarida ifodalangan eng katta to‘silgan maydondir. Ushbu momentda sistemadagi intensivlik yo‘qolishi 1 – λ 1 bo‘lganligi sababli kichik yulduzning yorituvchanligi L2=(1−λ1) α0 (1.4) bo‘ladi. Yarim davrdan so‘ng xuddi shu α 0 fazada tutilayotgan katta yulduzning to‘silgan yuzasi k 2 α 0 , binobarin, L2=(1−λ1) k2α0 (1.5) bo‘ladi. Ammo, L 1 + L 2 = 1, shuning uchun α0= 1− λ1+ 1− λ2 k2 (1.6) To‘liq tutilishda (bunda minimumlardan biri eng kichik qiymatga erishadi) α 0 = 1. Bunda (1.6) ifoda bizga radiuslar nisbatini beradi: k2= 1− λ2 λ1 (1.7) Disk chetiga qorayishiga kelsak, bu erda ancha murakkabroq. U holda k 2 o‘rniga qandaydir etarlicha murakkab funktsiya Q ( k 2 , α 0 , u ) dan foydalaniladi, ushbu funktsiya uchun maxsus jadvallar tuzilgan [ ]. Fotometrik qo‘shaloq yulduzning orbitasi elliptik shaklda bo‘lganda, bosh va ikkilamchi minimumlar o‘zaro yarim davr P /2 bilan emas, balki undan farqlanuvchi T 2 – T 1 vaqt oralig‘i bilan ajratilgandir. Bu farq ekstsentrisitetga hamda periastrdan tugungacha bo‘lgan masofa  orqali tasniflanuvchi orbita joylashuviga bog‘liqdir:(T2− T1 P 2) π P = ecos ω (cos ec 2i+1) (1.8) Xira yulduz atrofidagi yorqin komponentaning nisbiy orbitasini olib ko‘raylik. Komponenta I ning yuqori va quyi spektroskopik qo‘shilishlaridagi vaziyatlarini E va F orqali belgilaylik. Nuriy tezliklar egri chizig‘ida ularga o‘rtacha ordinata orqali o‘tkazilgan to‘g‘ri chiziq bilan egri chiziq kesishgan nuqtalar, ya’ni, eng katta va eng kichik tezliklar o‘rtasi mos keladi. E va F nuqtalarning C va D nuqtalardan farqi unchalik katta emas hamda ekstsentrisitet e vektorini tashkil etuvchisi h = e cos  ga bog‘liqdir. (1.8) formulaga binoan ikkita ketma-ket kelgan bosh minimumlar orasidagi ikkilamchi minimumning chetlashishi ham unga bog‘langandir. Xatto katta ekstsentrisitetlarda ham ravshanlik minimumlari momentlari spektroskopik qo‘shilishlar momentlariga deyarli mos tushadi. Ekstsentrisitetning ikkinchi tashkil etuvchisi g = e sin  minimumning davomiyligi D ga ta’sir etadi. Masalan, e = 0,5 va  = 90 ° da, ya’ni, g = 0,5 da, komponenta A apoastrda sekin harakatlanayotganda sodir etilgan ikkilamchi minimum periastr P da bo‘lganligiga nisbatan uch barobar davomiyroq bo‘ladi. Aynan ana shu fotometrik farqi orqali tashkil etuvchisi g aniqlanadi. Unga mos keluvchi formula ( i = 90 ° hol uchun) quyidagichadir: D2 D1 = 1+g 1− g (1.9) (1.8) yordamida aniqlangan h tashkil etuvchisi bilan birgalikda e va  larni alohida-alohida topishga imkon beradi. Osmon mexanikasida ko‘rsatilganidek, tig‘iz qo‘shaloq sistemada komponentalarning o‘zaro ta’sir etuvchi deformatsiyalari tufayli apsid, ya’ni, periastr-apoastr chizig‘ining aylanishi sodir etilishi shart. S h uning uchun vaqt o‘tishi bilan ravshanlik egri chizig‘i o‘zgarib boradi. Keyingi evolyutsiya tufayli ikkilamchi minimum ikkita bosh minimumlar orasidan chap tomon siljishiga olib keladi. Bunday o‘zgarishlar haqiqatdan ham apsid chizig‘ining aylanish davri nisbatan kichik bo‘lgan to’siluvchan qo’shaloqlarda kuzatiladi. Izoh: qisqartma so’zlar. To‘siluvchan - o‘zgaruvchan qo‘shaloq - TO‘Q Tig‘iz qo‘shaloq tizim – TQT

To’siluvchan yulduzlar Reja: 1. Qo’shaloq yulduzlar. 2. To’siluvchan qo’shaloq yulduzlarning turlari va evolyutsiya jarayoni 3. To’siluvchan qo’shaloq yulduzlarning tadqiq etish usullari

1. Qo’shaloq yulduzlar. Osmonda gohida ikkita yoki bir necha yulduzlar bir biriga juda yaqin joylashgan bo‘lib ko‘rinadi . Teleskop yordamida kuzatilgandagina qo‘ shaloqligi bilinadigan juda ko‘p yulduzlar topilgan; ular bir-birlariga juda yaqin turgan ikkita yulduzdan iborat bo‘lib, oddiy ko‘zga ular qo‘shilib, bitta yulduzday ko‘rinadi. Bunday qo‘shaloq yulduzlardan ba’zilaridagi yaqinlik faqat ko‘rinma bo‘lib, haqiqatan esa bu yulduzlardan biri ikkinchisining orqasida juda uzoqda joylashgan bo‘ladi. Bunday yulduzlar optik qo‘ shaloq yulduzlar deyiladi; ular juda kamdir. Qolganlarining hammasi esa fizik qo‘ shaloq yulduzlar bo‘lib, ular o‘zaro tortishish kuchi bilan bog‘langan va biri ikkinchisining atrofida aylanadigan ikkita juda yaqin “Quyosh”lardir. Qo‘shaloqlik tabiati gohida fotometrik usulda (to‘siluvchan qo‘shaloq yulduzlar) yoki spektroskopik usulda (spektral qo‘shaloq yulduzlar) aniqlanishi mumkin. Qo‘shaloqlikni tashkil etuvchi yulduzlardan birining ikkinchisi atrofidagi yo‘li hamma vaqt ellips bo‘ladi. Yo‘ldosh yulduzning shu ellips bo‘yicha qiladigan harakat tezligi Keplerning ikkinchi qonuniga bo‘ysunsada, lekin tashqi ko‘rinishda, birinchi qonun saqlanmaydi: bosh yulduz ellipsning fokusida bo‘lmaydi. Bosh yulduzning ikkinchi yulduz orbitasi fokusida bo‘lmasligiga sabab, bizga ko‘rinayotgan yulduz harakatining ellipsi fazoda yo‘ldosh yulduz chizayotgan haqiqiy ellips bo‘lmay, balki uning erdagi kuzatuvchining ko‘rish nuriga tik tekislikdagi proeksiyasidan iborat bo‘lishidir. Qo‘shaloq yulduzlarning orbita elementlarini aniqlash uchun yo‘ldosh yulduz S 2 ning bosh yulduz S 1 atrofidagi orbitasini qaraylik (2-rasm).

2-rasm. Qo‘shaloq yulduz orbita elementlari. U a=a 1 +a 2 katta yarim o‘qli ellipsdan iborat, bu erda a 1 va a 2 har bir yulduzning massalar markazi atrofida aylanishidan hosil bo‘lgan ellipslarning katta yarim o‘qlari. Bosh yulduz bu ellipsning fokusida joylashadi. Yo‘ldosh yulduzning orbita bo‘ylab bosh yulduzga eng yaqin kelgan nuqtasi periastr (P), eng uzoq nuqtasi apoastr (A) deyiladi. Ikkala komponenta ham massalarning umumiy markazi atrofida harakatlanadi va ularning har biri bu markaz atrofida ellips chizadilar. Ularning orbitalarini aniqlashda dastlab kuzatishdan olingan ma’lumotlar bo‘yicha ko‘rinma ellips yasaladi, so‘ngra shu ellipsdan haqiqiy ellipsga o‘tiladi va sayyora orbita elementlariga xos orbita elementlari hisoblanadi: 1) aylanish davri R (yillarda); 2) yo‘ldoshning periastrdan, ya’ni bosh yulduzga yaqin nuqtasidan o‘tish vaqti t 0 ; 3) ekssentrisitet e; 4) katta yarim o‘q a (yoy sekundlarida); 5) orbitaning og‘maligi i, ya’ni orbita tekisligi bilan ko‘rish nuriga tik tekislik (bu tekislik ko‘rinma tekislik deyiladi) orasidagi burchak; 6) periastrning tugundan burchakli masofasi ω . Bu burchak haqiqiy orbita tekisligida tugundan boshlab yo‘ldosh harakati yo‘nalishi bo‘ylab hisoblanadi va bu element ellips katta o‘qining orbita tekisligidagi vaziyatini ko‘rsatadi; 7) tugunning

pozitsion burchagi r, ya’ni orbita tekisligi bilan ko‘rinma tekislik kesishgan chiziq vaziyatini aniqlovchi burchak. Agar qo‘shaloq yulduzning parallaksi ma’lum bo‘lsa, Keplerning umumlashtirilgan uchinchi qonuni uning massasini aniqlashga imkon beradi. a - bosh yulduz atrofidagi yo‘ldosh orbitasining chiziqli birliklarda ifodalangan katta yarim o‘qi, R – aylanish davri, m 1 va m 2 – komponentalar massalari, a 1 – Er orbitasining katta yarim o‘qi (astronomik birlikda), T – Erning aylanish davri (yillarda), M va m – Quyosh va Erning massalari bo‘lsin. U holdaa1 3 T 2(M +m ) = a3 P2(m1+m 2) . Agar a 1 =1, T=1, m=0 deb olsak, qo‘shaloq sistema bilan Quyosh massalarining quyidagi nisbati hosil bo‘ladi: m 1+m 2 M = a3 P 2 . Agar yulduzning yillik parallaksi π ma’lum bo‘lsa, a ni hisoblash mumkin: a= a1 π . Buni yuqoridagi formulaga qo‘ysak: m 1+m 2 M = a3 π3 P 2 . Bu formula qo‘shaloq yulduzlarning massalarini topishga imkon beradi. Qo‘shaloq yulduzlar sistemalaridagi harakat bizning plane ta sistemamiz harakatidan shu bilan farq qiladiki, ikkala komponenta massalari ko‘pincha deyarli teng yoki bir-biridan kam farqlanadi. SHunga ko‘ra atrofida ikkala kom ponenta aylanayotgan massalar markazi ham ko‘pincha bosh yulduzdan tashqarida yotadi. Bundan tashqari, qo‘shaloq yulduzlar komponentalarining elliptik orbitalari planetalar orbitalariga qaraganda ancha cho‘ziq bo‘ladi.

Qo‘shaloq yulduzning Quyoshdan uzoqligini o‘ lchash imkoniyati bo‘lgan ba’zi hollarda orbitaning haqiqiy kattaligini va yulduzlar massalarini hisoblash mumkin. Masalan, Sirius ikkita - bittasi juda yorug‘ va ikkinchisi juda xira yulduzdan iborat; ular orasidagi o‘rtacha masofa taxminan Quyoshdan Urangacha bo‘lgan masofaga teng. Sirius yo‘ldoshining massasi Quyosh massasiga teng. Siriusning massasi esa Quyosh massasidan 2,4 marta ortiq. Ikkala jism sistema massalarining umumiy markazi atrofida 50 yilga teng bo‘lgan davr bilan aylanadi. Bu markaz Siriusga yaqin, ya’ni undan taxminan Quyosh bilan YUpiter oraligiga teng masofada yotadi. Orbitasining ekssentrisiteti juda katta. Ikkala kom ponenta ham bir-biriga o‘xshash ellipslar chizadi, faqat yo‘ldoshning chizgan ellipsi 2,4 marta katta. Bu yo‘ldoshning kashf etilish tarixi juda ajoyibdir. 1844 yilda Bessel ikkita yorug‘ yulduz - Sirius va Protsion (Kichik Itning  si) koordinatalarining davriy o‘zgarishini sezgan. Bundan u har ikkala yulduz ham qandaydir bir tortishish mar kazi atrofida aylanayotir, degan xulosaga kelgan va ularning anchagina katta massali, juda yaqin hamda xira yo‘ldoshlari bo‘lishligini oldindan aytib bergan. SHundan keyingina Siriusning yo‘ldoshini 1862 yilda amerikalik Klark o‘zi qurgan teleskoplardan birini sinovdan o‘tkazayotgan vaqtda kashf etgan. 1896 yilda Protsionning yo‘ldoshi ham kashf etilgan. Qo‘shaloq yulduzlardan tashqari, uchlik, to‘rtlik va hokazo yulduzlar, ya’ni karrali yulduzlar ham uchraydi. Karrali yulduzlarning ko‘pi quyidagi xarakterli tuzilishga ega: ikkita yaqin yulduz va bitta uzoq yo‘ldosh, oralaridagi masofa ancha katta bo‘lib, yulduzlari bir-biriga yaqin joylashgan ikkita qo‘shaloq yulduz va hokazo. Bunday sistemalarda ularni tashkil etuvchi yulduzlarning harakati Kepler qonunlari bo‘yicha bo‘ladigan elliptik harakatdan kam farq qiladi. Biroq boshqa tipdagi karrali sistemalar ham mavjud. Bunday sistemalarga Orion Trapetsiyasi deb ataluvchi Orion θ si yaxshi misol bo‘la oladi. Kichik teleskop yordamida ham bu 4,5-kattalikdagi

O'xshashlar

Eruptiv yulduzlar
O’zgaruvchan yulduzlar
Pulsatsiyalanuvchi o’zgaruvchan yulduzlar
Oq karlik yulduzlar nazariyasi
Yulduzlarning fizik parametrlari