logo
  1. Bosh sahifa
  2. Referatlar
  3. Umumiy
  4. Yulduzlararo muhit va yulduzlarning shakillanishi

Yulduzlararo muhit va yulduzlarning shakillanishi

Yuklangan vaqt:

08.08.2023

Ko'chirishlar soni:

0

Hajmi:

2400.7607421875 KB
Ko'chirib olish
Y ulduzlararo muhit v a yulduzlarning shak illanishi Reja: 1. Yulduzlararo muhitda planitar tumanliklar, gaz va chang 2. Protoyulduzlar paydo bo’lishining nazariy asoslari 1. Yulduzlararo muhitda planitar tumanliklar, gaz va chang Spektrida emission (yorug') chiziqlar kuzatiladitgan tumanlik gaz tumanlik deb ataladi. Gaz tumanliklar o'zlaridan nurlanish chiqaradilar. Ularnig ikki xili mavjud: diffuz va planetar tumanlik. Diffuz tumanliklar odatda noto'g'ri shaklda bo'ladilar va ularning ko'ndalang kesmi birnecha parsekdan 150 parsekgacha bo'ladi. Bunday tumanliklarni 150 tasi qayd qilingan. Planetar tumanliklar elliptik yoki aylana gardish yoki halqa shaklga ega. Ularnig diametri 10-100 ming astronomik birlik oraliqda bo'ladi. Bunday planetar tumanliklarning 1100 da ortig'i topilgan va qayd qilingan. Yuqorida aytganimizdek Galaktikada ko'p (1000)l ab qora tumanliklar borligi aniqlangan, bu tumanliklar chang tumanlik deb ataladi. a) Planetar tumanliklar. Planetar tumanliklarning fotografik yorug'ligi 7 ¸ 13 m , uzoqligi 1.5 Kps gacha, diametri 0.05 ¸ 0.2 ps (burchakiy 10 ¸ 1000 ² ) massasi 0.05 ¸ 0.2 Quyosh massasi oralig'ida joylashadilar. Kamdan kam hollrni hisobga olmaganda, planetar tumanlik o'rtasida hamma vaqt qaynoq (OV) yulduz kuzatiladi. Ko'rinishidan tumanlikni nurlantiruvchi manba anashu qaynoq yulduz bo'ladi (Rasm 4.6 ). Yorug'lik nurlarida yulduz tumanlikdan 100 marta xira biroq ukuchli ultrabinafsha nurlanish sochadi va bu nurlanish tumanlikda yutiladi va yorug'lik nurlari sifatida qayta sochiladi. Tumanlikda yulduz nurlanishi qayta ishlanadi. Yulduzdan sochilayotgan yuqori energiyali ultrabinafsha kvantlar tumanlik atomlari va ionlarini uyg'ongan holatlarga o'tkazadi. Uyg'ongan holatlardan asosiy holatga qaytishda shu atomlar va ionlar yorug'lik nurlari diapazoni chastotalarida nurlanish chiqaradilar: bitta yuqori energiyali ultrabinafsha kvant ikkita yorug'lik kvanti hosil qiladi. Bu hodisa fluorestsentsiya deb ataladi. Planetar tumanliklar o'zagidagi yulduzlar o'ta qaynoq yulduzlardir. Planetar tumanliklarning temperaturasi 35 mingdan 100 ming K oraliqqa to'g'ri keladi, nurlanishning maksimumi l <1000 Å, ya'ni uzoq ultrabinafsha nurlanish diapazoniga to'g'ri keladi. Tumanlik o'zagidan sochilayotgan L C (Layman seriyasi kotinuumi) kvantlar ( l <912 Å) vodorod atomlarini uyg'ongan (n ³ 4) holatlarga o'tkazadi. Bu atomlar asosiy holatga to'ppa-t o'g'ri, 4 ® 1 singari, o'tmasdan balki 4 ® 2 va 2 ® 1 yoki 4 ® 3, 3 ® 2 ® 1 o'tishlarni bajaradi. Ma'lumki 3 ® 2 o'tish Balmer seriyasi birinchi chizig'ini beradi va uning to'lqin uzuligi l =6563 Å . Bu chiziq spektrning qizil qismiga to'g'ri keladi yoki 4 ® 2 o'tish balmer seriyasining ko'k chiziq ( l =4861 Å)n iberadi. Shunday qilib bitta L C kvant birnechta yorug'lik kvanti hosil qiladi. Bunday jaryonni muvozanatligiga asoslanib tumanlik o'zagining temperaturasi aniqlangan (Zanstra usuli). Masalan bunday usul bilan topilgan NGC 7293 o'zagining temperaturasi 100 ming Kga teng. Planetar tumanliklar spektrida vodorod va azot ionlarining Pauli prntsipi bo'yicha taqiqlangan chiziqlari [ OII ] 3727 Å, [ NII ] 6584 Å [ OIII ] 4959 Å va 5007 Å kuzatiladi. Ayrim planetar tumanliklarning emission chiziqli spektrida kuchsiz tutash spektr ham kuzatiladi. Uayniqsa Balmer seriyasi kontinuumida yaqqol kuzatiladi va ozod elektronni ikkinchi sathga rekombinatsiyasi bilan bog'liq. Rasm 1. Planetar tumanlik IC 418(a) va Dalv yulduz turkumidagi NGC 7293(radiusi bir parsekka etadi). Planetar tumanliklar massasi 0.1 ¸ 0.2 c c (Quyosh massasi) oraliqda bo'ladi va ular 14-40 km/s tezlik bilan kengaymoqdalar. Bu natija ular gigant yulduzni to'satdan portlashi va qobug' qatlamini kengayishi natijasida hosil bo'lgan degan xulosaga olib keladi. Ular o'ta yangi qoldig'i bo'la olmaydilar, chunki Galaktikada buncha o'ta yangi chaqnamagan. b) Diffuz tumanliklar Ko'pchilik diffuz tumanliklarning ko'ndalang kesimi 1 ¸ 25 ps (burchakiy kattaligi 10-100 ¢ ), uzoqligi < 1.5 Kps, massasi 0.1 ¸ 10 4 Quyosh massasi, o'rtacha elektron kontsentratsiyasi 20 ¸ 1000 sm -3 , ko'rinma yulduziy kattalgi 1 ¸ 10 m oraliqda joylashadi. Diffuz tumanliklar ham planetar tumanliklar singari ichidagi yoki yonidagi qaynoq yulduz nurlanishi hisobiga shu'lalanadilar. Planetar tumanliklar Galaktika tekisligidan chetda kuzatilsalar, diffuz tumanliklar kontsentratsiyasi unga tomon ortib boradi. Bu qaynoq yulduzlarni Galaktika tekisligi tomon kontsentratsiyasi ortaborishi bilan bog'liq. Ayrim diffuz tumanliklar tasodifan qaynoq yulduz yaqinida bo'lib qolganliklari tufayli ko'rinsalar boshqalari yulduz bilan «qarindosh»d irlar. Masalan mashhur Qisqichbaqasimon tumanlik o'tayangi yulduz chaqnashi natijasida hosil bo'lgan. Yoki Orion yulduz turkumidagi diffuz tumanlikning eng yorug' markaziy qismi yaqinida mashhur Orion trapetsiyasi deb ataladigan qaynoq yulduzlar guruhi joylashgan. Shunday yulduz va tumanlik assotsiatsiyalaridan yana bir mashhuri Yakkashox yulduz turkumida kuzatiladigan NGC 2237-38 tumanlikdir. Bu tumanlik ichida emission chiziqlarda nurlanadigan Oyulduzlar (O-assotsiatsiya) to'dasi NGC 2244 joylashgan (Rasm 4.7). Bu yulduzlar tumanlikni shu'lalantiradilar, ularning temperaturasi (15-25 mingK) planetar tumanlik o'zaginiki singari yuqori bo'lmaganligi uchun tumanlik moddasini uyg'onish darajasi past, spektrida [O II] l 3727 ko'zga tashlanib turadi. Tumanlik temperaturasi 10 4 Kga yaqin. Orion tumanligi Balmer kontinuumida intensiv tutash spektr ko'rsatadi. Bunday tumanliklar yorug' bo'lganligi uchun boshqa galaktikalarda ham kuzatiladi. Masalan Oltin Baliq (Tarantul) deb nomlangan tumanlik Katta Magellan Bulutiga tegishlidir. Uning ko'ndalang kesimi 400 ps, massasi 5 × 10 6 Quyosh massasi, elektron kontsentratsiya ~ 200 sm -3 . Bu tumanlikni birnecha qaynoq va massiv (100 Quyosh massasi) yulduzlar shu'lalantiradi. Tumanliklarda modda harakati ( ~ 10 km/s) uyurmalari kuzatiladi. Rasm 2. Yakkashox yulduz turkumida kuzatiladigan ichida tarqoq yulduz to'dasi NGC2244 joylashgan tumanlik NGC 2237-38 (pastda). Orion yulduz turkumida kuzatiladigan diffuz tumanlik (yuqorida): chapda –oq nurda, o'rtada –kabonat monooksidi nurida, o'ngda –uzoq infraqizil nurlarda (chang). v) Ionlangan vodorod (H II) sohalari Qaynoq yulduz (O6 - V2) o'z yaqinidagi yulduzlararo fazodagi gazni ionlantiradi va yulduz atrofida ionlangan vodorod H II soha hosil bo'ladi. Bu sohada modda to'la ionlangan, ya'ni asosan elektron va protonlardan tarkib topgan bo'ladi. HII sohaning kattaligi yulduzning temperaturasiga va yorqinligiga bog'liq. Jadvalda har xil spektral sinf, absolyut kattalik va temperaturadagi yulduzlar atrofida hosil bo'ladigan HII soha radiusi keltirilgan. HII zonani neytral vodorod soha (HI) o'rab turadi. Sp M V T * r, ps O6 B0 A0 -3,9 -3,1 -0,9 40 000 25 000 10 700 80 28 0,6 Ma'lumki HI l =21 sm da radionurlanish sochadi. Shuning uchun osmonning 21 sm da tuzilgan radiokartalarida H II soha ajralib ko'rinadi. g) Tumanliklarning ichki tuzilishi xususiyatlari Qaynoq yulduz atrofidagi qizdirilgan (5000 – 10000K) gaz bilan uni o'rab turuvchi sovuq (100K) gaz chegarasida murakkab modda harakati vujudga keladi va to'lqinlar hosil bo'ladi. Bular o'z navbatida chegarada notiniq modda quyuqmalari hosil bo'lishiga sabab bo'ladi. Bunday qora modda quyuqmalar yorug' diffuz tumanliklar ichida kuzatiladi. Misol tariqasida Ilon yulduz turkumidagi diffuz tumanlikda ko'rinadigan «fil tumshug'i»n i(Rasm 4.8) yoki yorug' tumanliklar sahnida kuzatiladigan kichik gardishcha shakldagi qora bulutsha (globula)l arni ko'rsatish mumkin. Globula gravitatsion siqilish darajasiga o'tgan modda quyuqmasi bo'lib undan yulduz hosil bo'ladi. Rasm 3. Ilon yulduz turkumida ko'rinadigan qaynoq yulduzlar to'dasi M16 bilan bog'liq gaz tumanlik. Fil tumshuqlari deb ataladigan neytral qora moddani o'rab turuvchi yorug' halqalarni ko'rish mumkin. Ko'pchilik tumanliklar radionurlanish sochadi. Bu nurlanish issiqlik tabiatga ega va qaynoq gazdagi elektronlarni ionlar maydonida tormozlanishi natijasida hosil bo'ladi. Radionurlanishi bo'yicha tumanliklar orasida Qisqichbaqasimon tumanlik ajralib turadi. Uning nurlanishi noissiqlik tabiatga ega. Uni relyativistik elektronlar hosil qiladi. Bu tumanlik amorf va tolasimon tashkil etuvchilardan iborat. Amorf modda tutash, tolasimon modda esa chiziqli spektr ko'rsatadi. Tumanlik ichida amorf modda tashqari qismlarida esa tolasimon modda asosiy etuvchiga aylanadi. Ayrim diffuz tumanliklarni noto'g'ri shaklga egaligi ularning nurlanishi yuqorida bayon etilgan planetar tumanliklarda kuzatiladigan jarayonlardan boshqacha emasmikan degan shubhani qoldiradi. g) Qora tumanliklar Somon Yo'li sahnida kuzatiladigan bunday tumanliklar chang modda quyunlari yoki bulutlari bilan bog'liq. Bunday chang quyunlari (masalan Janubiy But yaqinidagi «Kumir qop» nomli) yulduzlararo muhitda joylashganlar va orqalaridagi yulduzlar nurini o'tqazmaydilar, natijada Somon Yo'li sahnida qora bulut shakldagi tumanlik sifatida ko'rinadilar. Qora tumanlikning fizik ko'rsatqichlari, modda zichligi ( r ),massasi ( c )va ko'ndalang kesimi (d) uning ichida kuzatiladigan yulduzlar kontsentratsiyasini undan tashqaridagi kontsentratsiya bilan solishtirish natijasida baholanadi. Masalan «Kumir qop» ichida yulduzlar kontsentratsiyasi tashqarisidagidan uch marta kam. Demak uning optik qalinligi t =lg 3=1.1 va unda yorug'likni kuchsizlanish miqdori D m=1.08 t » 1.2 m . Agar chang zarralari ko'ndalang kesimi » 1 mkm deb hisoblasak bunday kuchsizlanishni zichligi r =2 × 10 -24 g/sm 3 , qalinligi d ~ 8 ps keladigan chang bulut beraoladi. Qora tumanliklarni uch xil turi mavjud. Ularning fizik ko'rsatqichlari jadvalda keltirilgan. Apg - fotografik nurlarda to'la yutish miqdori. Jadval Ko'mir qop singari qora bulutlar Orionda, Iloneltuvchining r va q yulduzlari yaqinida, Oqqush va boshqa yulduz turkumlarida kuzatiladi. Katta qora bulutlar Aqrab, Qavs, Oqqush, Savr, Orion va boshqa yana 8 ta yulduz turkumlarida kuzatiladi. Ularning kattaligi 10 ° x10 ° dan to 50 ° x20 ° gacha, massasi 100 ¸ 500 c c (Quyosh massasi), vizual nurlarda to'la yutish miqdori 1 ¸ 2 m yulduziy kattalik atrofida. Qora bulutlar noto'g'ri shaklga ega. Bulutlarda chang va gaz aralash holda bo'ladi shuning uchun alohida chang va gaz bulut bo'lmaydi va ularni ajratib, fizik ko'rsatqichlarini berib bo'lmaydi. Biroq o'rtacha gaz zichligini shunday chang zichligiga nisbati100» ча нг газ r r . Tumanlik turi d, ps Apg r , g/sm 3 c / c c Globula Kumir qop Katta bulut 0.5 8 40 1.5 m 1.5 m 1.4 m 5 × 10 -23 2 × 10 -24 5 × 10 -25 0.05 15 300 Bulutlar Galaktika tekisligida kuzatiladilar va 7 % fazoni egallaydilar. Ularning o'rtacha diametri 15 ps, ular orasidagi masofa 40 ps va qarash chizig'i bo'ylab 1 Kps masofaga 10 ga yaqin qora tumanlik to'g'ri keladi. Bitta bulutda yutilish miqdori vizual nurlarda o'rtacha 0.2 m . Galaktikada chang va gaz bulutlar shaklda kuzatilishi bilan bir qatorda ular tarqoq holda ham tarqalgan. Bunday tarqoq va bir jinsli holdagi chang va gaz yulduzlar yorug'ligini kuchsizlantiradi va ular spektrida gaz chiziqlari ko'rinadi. Galaktika tekisligi yaqinida bir kiloparsek masofaga to'g'ri keladigan vizual nurlarda yutilishning A V =2 m /Kps asosiy qismi (1.6 m l /Kps) bulutlar hissasiga qolgan qismi (0.4 m )e sa tarqoq changga to'g'ri keladi Rasm 4. Qavs yulduz turkumidagi qora tumanlik. Galaktikada tarqoq holdagi chang va gaz Gaz va chang tumanliklar Galaktika tekisligida maksimal kontsentratsiyaga ega va undan uzoqlashgan sari ular soni keskin kamaya boradi. b= ± 0.2 da ularning umumiy yuzasi 387 kv. gradusni tashkil etsa b= ± 20 °¸± 30 ° oraliqda 17 kv. gradusga teng. Biroq yulduzlar, ayniqsa galaktikalar, yorug'ligini kuchsizlantirishi Galaktika tekisligidan uzoqlashgan sari tez kamaymaydi. Galaktika qutbi yaqinida undan tashqaridagi galaktikalar yorug'ligi 0.5 m miqdorga kuchsizlangan. Demak Galaktikada gaz+chang bulutlar orasidagi fazo absolyut bo'shliq emas, balki utarqoq gaz va chang bilan to'ldirilgan. Bulutlar uchun balandlik shkalasi b =60 ps, tarqoq gaz va chang uchun esa 140 ps, ya'ni tarqoq holdagi gaz va chang kontsentratsiyasi Galaktika tekisligidan uzoqlashgan sari bulutlarnikiga qaraganda ikki marta sekin kamaya boradi. Shuni aytish kerakki tarqoq gaz va chang kontsentratsiyasi ham Galatika tekisligida maksimal qiymatga ega. Chang va gazning fizik xususiyatlari bilan tanishib chiqaylik. Yulduzlararo changda yorug'likni kuchsizlanishi. a) Chang zarralarida yorug'likni sochilishi. Qorong'i uyga eshik tirqishidan Quyosh nuri dastasi tushayotgan bo'lsin. Agar uyda ko'rpani qoqib chang ko'tarsak uy ichi yorug'lashib ketadi va polda nur dastasi hosil qilayotgan yorug' tasvirning yoritilganligi pasayadi. Buning sababi nur dastasidagi chang zarralarida (ular ko'rinib, uchib turadi) yorug'likni to'silishi va sochilishidir. Agar chang zarrasining ko'ndalang kesimi d unga tushayotgan nurning to'lqin uzunligi ( l )dan ancha katta bo'lsa, ya'ni d >> l , uholda zarra nurni to'sadi va aks qaytaradi. Bunda nur kvantlarining bir qismi zarrada yutilishi ham mumkin. Bu zarraning nur qaytarish qobiliyatiga bog'liq. Bunday katta zarralar uzoq uchib yuraolmaydilar va Erga qo'nadilar. Kichik zarralarda (d < l ) ham nurlanishni bir qismi yutiladi qolgan qismi esa sochiladi. Zarra kichik (d £ l ) bo'lganda undan aks kaytgan nurlar difraktsiyalanadi va keng yo'nalishda sochiladi. Yulduzlararo fazodagi chang ham yulduz nuri dastasiga shunday ta'sir ko'rsatadi. Yorug'likni chang zarralarida sochilishi murakkab jarayon. Ul   d2  parametrga bog'liq funktsiya (Q(  ))orqali ifodalanadi va Q(  )zarraning effektiv ko'ndalang kesimini belgilaydi. Yorug'likni har xil shakl va tabiatga ega zarralarda sochilishi nazariyasi yaxshi ishlab chiqilgan va uni sochilishi natijasida kuchsizlanishi to'lqin uzunligiga va zarralar kundalang kesimiga va shakliga bog'liq. Agar  ³ 1 bo'lsa, uholda har xil shakl va tabiatdagi zarralarda kuchsizlanishi bir xil bo'ladi va to'lqin uzunligiga dyarli bog'liq emas. Biroq  <1 bo'lganda kuchsizlanish darajasi zarraning shakli va tabiatiga va unga tushayotgan nurning to'lqin uzunligiga bog'liq bo'ladi. Ko'ndalang kesmi d<0.1 mkm dan kichik bo'lgan temir kukni va 1.0 2 »d mkm bo'lgan dielektrik zarralari yorug'likni effektiv sochadi. b) Yulduzlar yorug'ligini kuchsizlanishini to'lqin uzunligiga bog'liqligi Qanday shakl va tabiatdagi zarralarda yulduz yorug'ligi kuchsizlanishini bilish uchun kuchsizlanishni to'lqin uzunligi yoki spektr bo'yicha o'zgarishini tekshirish zarur. Bunday ish spektrofotometrik yoki kolorimetrik usul bilan bajarilishi mumkin. Birinchi usul ancha mashaqqatli ikkinchisi esa engil. Rasm 909da spektrofotometrik usul bilan olingan kuchsizlanish miqdori ( D m) bilan to'lqin uzunligi orasidagi bog'lanishi tasvirlangan. Bu bog'lanish ikkita bir xil spektral sinf (V)g aoid va osmonda yonma-yon ko'rinadign lekin bir ( e Persey) juda yaqin ikkinchisi ( x Persey) esa juda uzoqda joylashgan yulduzlar yorug'liklari (m) ayirmasi ( D m=m( x )-m( e ))ni spektrning har xil ( l )qismlarida o'lchashga asosan topilgan. Rasm 5. Ultrabinafsha nurlarda yorug'likni kuchsizlanishi. Ordinata o'qi bo'ylab D m=m(Perseyning x -i) - m(Perseyning e -i) , abtsissa o'qi bo'ylab to'lqin uzunligi qo'yilgan. Chap tomondagi egri 0.4 – 1 mkm uchun olingan natijani tasvirlaydi. Uzoqda joylashgan yulduzning nuri yaqindaginikiga qaraganda ko'p yo'l bosib o'tadi va ko'p chang zarralarida sochiladi, demak uning yorug'ligi ko'p miqdorga kuchsizlandi. Agar yulduzlarning temperaturasi bir xil bo'lsa ularning spektrida energiyani taqsimlanishi bir xil bo'lishi ( D m( l )=0)k erak. Biroq Rasm 4.11 dagi chizmadan ko'rish mumkin D m( l )murakkab bog'lanishga ega. O'rtacha kuchsizlanish miqdori to'lqin uzunligiga teskari propotsional ravishda ortib boradi ya'ni D m( l )=2 m - ( l 1 ) m . Biroq ultrabinafsha ( l< 2500Å) diapazonda bunday chiziqiy bog'lanishdan chetlashishlar kuzatiladi. Uzoq ultrabinafshada ( l< 1250 Å) chetlashish kuchli. Bu sochishda molekulaalarni ishtiroki bilan bog'liq. Rasmdagi bog'lanishga asoslanib yorug'likni kuchsizlantiruvchi zarralar ko'ndalang kesimi d ~ 0.1 mkm bo'lishi kerak degan xulosaga kelish mumkin, chunki l =0.6 mkm va  ~ 1. v) Yulduzlar yorug'ligining kuchsizlanishini qutblanganligi Zarra tabiati to'g'risidagi bilimlar kuchsilanish miqdorini ( D m( l ))qutblanganligidan olinishi mumkin. Uzoqda joylashgan yulduzlarning yorug'ligini qarash chizig'iga tik har xil (0 ° dan 360 ° gacha) yo'nalishlarda intensivligi har xil ekanligi aniqlanadi. Buning uchun fotometr oldiga qarash chizig'iga tik holda analizator o'rnatiladi va o'q atrofida aylantirib yulduzning yorug'ligi o'lchanadi. Uzoqdagi yorug'ligi kuchsizlangan yulduzlar ustida olib borilgan bunday o'lchashlar yulduzning nuri qutblanganligini ko'rsatadi, ya'ni yulduz nuri ma'lum ( g )yo'nalishda maksimal (I max ) va ( g +90 ° ) minimal (I min ) intensivlik ko'rsatdi va D mp = 2.5lgmin max I I farq o'lchandi. Yulduzlar yorug'ligini qutblanganligi D mp=0.2 m gacha etadi. Hozirgi paytdagi fotoelektrik fotometrlarning xatosi ± 0.005 m ekanligini hisobga olsak olingan natija realligiga ishonch hosil qilamiz. Shunday usul bilan ko'plab yorug'ligi kuchsizlangan yulduzlar tekshirildi va har safar D mp va g aniqlab borildi. O'lchash natijalarini tahlil qilish shuni ko'rsatdiki qutblanish simmetrik, sharsimon zarrachalarda ro'y bermasligi kerak. Qutblantiradigan zarralar ma'lum yo'nalishda bir-biriga parallel yo'naltirilgan uzunchoq zarra bo'lishlari kerak. Bunday parallel joylashgan zarralarni tartibga keltiruvchi kuch bo'lishi kerak. Agar zarralar cho'zinchoq metall zarralari, masalan niynasimon kristalik ferromagnit, bo'lsa uholda ularni Galaktika magnit maydoni tartibli joylashtiradi. Haqiqatdan Persey yulduz turkumidagi yulduzlar nurining qutblanish burchagi ( g )Somon Yo'li yo'nalishiga mos keladi. Demak niynasimon kristalik metal chang zarralarini Galaktika spiral englari Somon Yo'li bo'ylab yo'nalgan magnit maydon tartibli joylashtirgan. Buning uchun magnit maydon kuchlanganligi 10 -5 ersted bo'lsa etarlidir. Shunday qilib yulduzlar yorug'ligini kuchsizlantiradigan yulduzlararo muhitdagi chang ko'ndalang kesimi 0.1 mkm bo'lgan kristalik metal zarralardan iboratdir degan xulosaga kelamiz. g) Yulduzlar yorug'ligini kuchsizlanish darajasi va changning zichligi Quyoshdan r=1000 parsek uzoqlikdagi yulduzlarning yorug'ligi vizual nurlarda D m V =1.6 m miqdorga kuchsizlangan. D m V =-2.5lg 0 E E =2.5lge - t . t @ s n r-chang muhitni optik qalinligi, s =  d 2 - chang zarra yuzasi, n- kontsentratsiyasi, r- yulduzning uzoqligi. Yuqorida keltirilganlarga asoslanib s » 5 × 10 -9 sm -2 ekanligini topamiz va r=1000 ps ligi hisobga olinsa n = r m s D =10 -13 zarra/sm -3 . Agar zarralar yuqorida aytganimizdek metal kristallari bo'lsa uholda bitta bunday zarra massasi 3 4  3 2      d r =4.0 × 10 -7 gva Galaktikada tarqoq chang modda zichligi r g = 4 × 10 -25 g/sm 3 ekanligini topamiz. Chang zichligi qora tumanliklarda millionlab marta kuchli bo'ladi. Masalan “Kumir qop” tumanlikda n=0.2 × 10 -6 zarra/sm 3 va r» 2 × 10 -2 g/sm 3 ya'ni yulduzlararo fazodagidan 200 marta ko'p. Qora bulutlar zarralari massasi o'rtacha 10 -16 g. Demak qora bulutlar chang va gaz aralashmasidan iborat. d) Yulduz yorug'ligini kuchsizlanishini o'lchash va hisobga olish Quyosh Galaktika tekisligi yaqinida joylashgan va uning atrofida 1 Kps masofaga 4-5 ta chang bulut to'g'ri keladi. Demak har bir bulut 1 Kps dan uzoqda joylashgan yulduzlar nurini D m V =0.3 m miqdorga kuchsizlantiradi. Endi bu miqdorga Galaktika tekisligiga tik yo'nalishda tarqoq chang modda kuchsizlantirish miqdorini qo'shsak, vizual nurlarda 1 Kps masofada kuchsizlanish 2 m ga etishini topamiz. Fotografik nurlarda kuchsizlanish miqdori Apg=4 m ga etadi. Bu kuchsizlanishni to'lqin uzunligiga teskari proportsional o'zgarishi natijasidir. Natijada yulduz nuri tarkibida qisqa to'lqinli ( l < 0.5 mkm) havorang va binafsha nurlar ko'p miqdorga kuchsizlanadi va sariq va qizil nurlarni nisbiy hissasi ortadi, yulduz nuri sarg'ayadi yoki qizaradi, uning rang ko'rsatgichi (B-V) ortadi. Agar yulduzning spektral sinfiga ko'ra haqiqiy rang ko'rsatqichi (B-V) 0 bo'lsa uholda E B-V =(B-V)- (B-V) 0 uning rang ortiqligini belgilaydi. Rang ortiqligi E B-V bilan vizual nurlarda umumiy kuchsilanishi A V orasida quyidagi bog'lanish topilgan A V =3.2 E B-V . Kuzatishlardan (B-V) o'lchanadi, spektral sinfiga ko'ra (B-V) 0 aniqlanadi va A V topiladi. Yulduzning o'lchangan ko'rinma kattaligi m bo'lsa uning kuchsizlanish hisobga olingandan keyingi kattaligi 10000 rA mm V VV  va agar yulduzning uzoqligi (r) ma'lum bo'lsa uholda uning absalyut kattaligi 1000 lg5 5 r A r m M V V V     formula yordamida hisoblanadi. Misol uchun Oqqushning g -si yaqinida topilgan yulduz (VI Cyg12) V5 I a sinfga mansub, uning yorug'ligini o'lchashdan V-V=+3,01 m , U–V=+1.69 m va U=16.3 m aniqlandi. Normal V5 yulduzning V-V=-0,3 m , demak E B-V =3 m ,3 va A » 10 m ! , ya'ni yulduz yorug'ligi 10 birlikka kuchsizlangan. 2. Protoyulduzlar paydo bo’lishining nazariy asoslari. Yulduzlarning fizik xarakteristikalari, ichki tuzilishi va kimyoviy tarkiblarining vaqt bo'yicha o'zgarishi yulduzlar evolyutsiyasi yoki rivojlanish jarayonida o'zgarishi deb ataladi. Statsionar holatdagi yulduz gidrostatik (gravitatsion kuch ich M bosim kuchiga teng) va energetik (atrofga sochilayotgan nuriy energiyasi yulduz o'zagida ajralayotgan energiyaga teng) muvozanatdagi gaz (plazma) shardir. Yulduzning «tug'ilishi» atrof fazoga sochilayotgan energiyasini o'zining ichki energiya manbayi hisobiga to'ldirib turuvchi gidrostatik muvozanatdagi obyektning hosil bo'lishidir. Yulduzning «o'lishi» tiklanmaydigan muvozanatning buzilishi yoki lining halokatli holatda siqilishidir. Yulduz sirtidan energiya sochilishi Lining ichki qatlamlarini sovishiga, gravitatsion potensial energiyaning ajralib chiqishi unung siqilishi yoki yadro reaksiyalar hisobiga ro'y berishiga olib keladi. Sovish va gravitatsion siqilish, masalan, Quyoshning 10 million yil hozirgi kundagidek nurlanish sochib turishi uchun yetadi. Holbuki, Quyosh bilan birga hosil boigan Yerning yoshi 4.5 milliard yilga teng, demak, uning energiyasi siqilish energiyasi emas. Yulduzning evolutsiyasi boshidan oxirigacha kuzatib bo'lmaydigan juda uzoq davom etadigan jarayon. Shuning uchun, yulduz evolutsiyasini tekshirishda har xil massaga ega yulduzlarning ichki tuzilishi va kimyoviy tarkibining vaqt bo'yicha o'zgarishini namoyish etuvchi evolutsion modellarini tuzish usuli qo'llaniladi. Bu evolutsion modellar kuzatish natijalari, masalan, har xil evolutsiya bosqichidagi ko'plab yulduzlarning yorqinligi bilan temperaturasini bog'lovchi Gershprung-Ressel diagrammasi bilan solishtiriladi va bu yulduzning evolutsion ketma-ketlikda o'rnini aniqlashga yordam beradi. Bu usul yulduz to'dalari (tarqoq va sharsimon) uchun qo'llanilganda ay-niqsa yaxshi natija beradi. Chunki to'da a'zolari bir vaqtda bir xil kimyoviy tarkibdagi tumanlikdan hosil bo'lgan. Yulduzlarning evolutsion ketma-ketliklari ularning ichida massa, zichlik, temperatura va yorqinliklarning o'zgarishini ifodalovchi differensial tenglamalar (1.3—1.5) ni yechish natijasida topiladi. Bunda gazlarning holat tenglamasi, energiya ajralish qonunlari, ichki qatlamlarning notiniqligini hisoblash formulalari va bu qatlamlarning kimyoviy tarkibini vaqt bo'yicha o'zgarishi hisobga olinadi. a) yulduzlarning hosil boiishida gravitatsion siqilish bosqichi. Eng keng tarqalgan qarashga ko'ra yulduzlar yulduzlararo muhitdagi moddaning kondensatsiyalanishi natijasida hosil bo'ladi (4.13-rasmga qarang). Buning uchun yulduzlararo muhit ikki bosqichni o'tishi zarur: zich sovuq bulut va yuqoriroq temperaturadagi siyraklashgan muhit. Birinchi bosqich yulduzlararo muhitdagi magnit maydonda Reley-Teylor noturg'unligi tufayli ro'y bersa, ikkinchisiga zich bulut moddasini kosmik.va rentgen nurlar tomo-nidan ionlantirish natijasida ro'y bergan issiqlik noturg'unligi sabab bo'ladi. Haqiqatdan, massasi m=(10 5−10 6)mk ; ( mk — Quyosh massasi) ga teng), o'lchamlar 10 — 100 parsek, zarra konsentrasiyasi n=10 8m−3 bo'lgan chang+ gaz komplekslar kuzatiladi. Bunday komplekslar siqilishi uchun ulardagi zar-ralarning gravitatsion bog'Ianish energiyasi zarralarning issiqlik harakati, bulutning yaxlit holda aylanish energiyalari yig'indisidan katta bo'lishi kerak (Jins kriteriyasi). Agar faqat issiqlik energiyasi hisobga olinsa, Jins kriteriyasiga ko'ra hosil bo'lgan bulutning massasi quyidagicha bo'lishi kerak: m>mk≃150 T 23n −12mk (8.1) Bu yerda: T — kelvinlarda hisoblangan temperatura; n — bir sm 3 dagi zarra konsentratsiyasi. Gaz+chang bulutlar uchun hozirgi zamonda aniqlangan T va n larda ularning massasi m>10 3mk bo'lishi kerak. Jins kriteriyasiga ko'ra massasi hozir ma'lum bo'lgan oraliqdagi (0.01 — 100 mk ) yulduz hosil bo'lishi uchun siqilayotgan bulutda (dTdr )ad=+ γ−1γ mgKВ bo'lishi kerak. Bu gaz+chang bulutlarda kuzatilayotgandan 10 — 100 marta ko'p demakdir. Biroq bunday zarralar konsentratsiya bulut o'zagida bo'lishi mumkin. Demak, massiv bulutda ketma-ket ro'y beradigan bo'laklarga ajralish natijasida yulduz hosil bo'lishi mumkin. Bu yulduzlar to'da holda paydo bo'ladi, degan xulosa qilishga imkon beradi. Keyinchalik kollaps natijasida yulduzga aylanadigan obyekt (bulut bo'lagi) I protoyulduz deb ataladi. Bunda magnit maydonsiz va aylanmaydigan sferik I simmetrik protoyulduz bir necha bosqichlarni bosib o'tadi. Dastawal bir I jinsli va izotermik bulut o'zining issiqlik nurlanishi uchun tiniq va kollaps I energiya yo'qotadi. Chang-gaz zarralarining kinetik energiyasi hisobiga issiy-' boshlaydi va unda energiya issiqlik uzatuvchanlik natijasida tarqala boshlaydi va protoyulduzni tashqi chegarasidan issiqlik nurlanishi sifatida fazoga sochiladi (energiya yo'qotish). Bir jinsli bulutda bosim gradiyenti bo'lmaydi va siqilish erkin tushish sifatida boshlanadi. Siqilish boshlangandanoq bulutda tovush tezligida uning markaziga tomon tarqaladigan siyraklashish to'lqini hosil bo'ladi. Chunki kollaps zichlik yuqori joyda tez, natijada protoyulduz quyuq o'zakka va keng siyrak qobiqqa ajraladi. O'zakda zarra konsentratsiyasi 10 11sm −3 ga yetgach u o'zining infraqizil nurlanishi uchun notiniqlashadi. O'zakda ajralayotgan energiya uning sirtiga nuriy yo'l bilan chiqa boshlaydi. Temperatura adiabatik ko'tarila boshlaydi va bosim oshib, o'zak gidrostatik muvozanatga o'tadi. Qobiq moddasi o'zakka tushisbini davom ettiradi va o'zak chetida zarb to'lqini hosil bo'ladi. Bu paytda o'zak parametrlari proto yulduz massasiga bog'liqligi kam va uning massasi, radiusi, zichligi, tem-peraturasi quyidagicha bo'ladi: mo'=5⋅10 −3mk , ro'=100 Rk , ρ= 2⋅10 −2g sm 3 , T=200 K .(8.2) Qobiqdan o'zakka modda tushishi (akkretsiya) natijasida uning tempera- turasi 2000 K ga yetguncha adiabatik ko'tariladi. Temperatura 2000 K ga yetgach vodorod molekulalari parchalana boshlaydi va adiabata ko'satkichi 4/3 dan kamayadi. Bu holatda bosimning o'zgarishi gravitatsiya kuchlarini yengishga yetmaydi. O'zak yana siqiladi (kollaps) va uning parametrlari endi quyidagicha bo'ladi: mo'=5⋅10 −3mk , ro'=1Rk , ρ= 2⋅10 −2g sm 3 , T= 2⋅10 4K .(8.3) Qobiqdan o'zakka modda akkretsiyasi davom etadi, temperaturaning ko'tarilishi davom etadi. Endi o'zakda vodorodning ionlanishi bosh-lanadi va yuqoridagi o'zakning tuzilishi qayta ro'y beradi. O'zakni qobiq hisobiga kattalashuvi qobiqda modda tu-gaguncha davom etadi. Qobiq moddasining bir qismi yul-duzning nuriy bosimi ta'sirida fazoga tarqalib ketadi. O'zak va qobiqdan iborat yulduzlar IQ nur manbayi sifatida kuzatiladi. Qobiq optik yupqa bo'lgach protoyulduz yulduz maqomiga ega obyekt sifatida kuzatiladi. Ayrim massiv yulduzlarda qobiq o'zakda yadro reaksiyalari boshlanguncha qoladi. Protyulduz kollapsi 10 5−10 6 yil davom etadi. O'zak tomonidan yoritilayotgan qobiq qoldiqlari yulduz shamoli ta'sirida tezlatiladi. Bunday obyektlarga Xerbig — Axo obyektlari deb ataladi. Kam massali yulduzlar ko'rina boshlaganda ular Savrning T - si singari xususiyatlarga ega bo'ladi. 3.26-rasmda har xil massali protoyulduzlarning gidrostatik muvozanatdagi o'zaklarining G—R diagrammada evolutsion izi tasvirlangan. Gidrostatik muvozanatdagi kam massali yulduzlar o'zagidan energiya konveksiya yo'li bilan chiqadi. Massasi Quyoshnikining uchdan biridan ko'p yulduzlar o'zagida nuriy muvozanat qaror topadi. Massasi uch Quyosh massasidan ko'p yulduzlar o'zagida nuriy muvozanat tezda shakllanadi. 8.1 rasm Yadro reaksiyalari asosida yulduz evolutsiyasi Dastlabki yadro reaksiyalar taxminan million K temperaturada deyteriy, litiy va bor ishi bilan boshlanadi. Bu elementlarning dastlabki miqdori shu darajada kamki, ularning yonishi amalda protoyulduz siqilishini to'xtata olmaydi. Yulduz markazida temperatura ¿10 7K ga yetganda va vodorod yona boshlanganda uning gravitatsion siqilishi to'xtaydi. Chunki faqat vodorodni yonish energiyasi yulduz fazoga sochayotgan energiyani toidirib turish uchun yetarli. O'zagida vodorodning yonishi boshlangan bir jinsli yulduzlar G-D da dastlabki bosh ketma-ketlikni ( BKK) tashkil qiladi. Massiv yulduzlar BKK ga kam massalilarga qaraganda tezroq tushadi. BKK ga tushgandan boshlab yulduz evolutsiyasi yadrolarning yonishi asosida (yadroviy bosqichlar jadvalda keltirilgan) boradi. Yulduzlarning evolutsion izi 3.26-rasm tasvirlangan. Temperatura ¿18 ⋅10 6 bo'lganda proton-proton sikli, undan yuqori bo'lganda uglerod-azot sikli ( CNO) asosiy energiya manbayi bo'ladi. Eng massiv yulduzlarda massaning 50% konveksiyalanadi. Vodorodning to'la yonish vaqti massasi m≃1mk bir Quyosh massasiga teng yulduzlarda 1010 yil, m≃50 mk — yulduzlarda 3⋅10 6 yil. Jadvaldan ko'rinib turibdi, boshqa reaksiyalar hisobiga yulduzning yashash vaqti umumiy yashash vaqtining 10% dan oshmaydi. Shuning uchun G-D diagrammada ko'pchilik yulduzlar o'rni bosh ketma-ketlikdir (BKK ). Yulduz evolutsiyasining asosiy yadroviy bosqichlari Vodorodning yonishi o ' zak moddasining o ' rtacha molekular massasini oshiradi , gidrostatik muvozanat uchun markazda bosim va temperatura ko ' ta - riladi , yorqinlik oshadi , qobiq tiniqlashadi . Katta miqdordagi energiya yo ' qotishini ta ' minlash uchun o ' zak siqila boshlaydi , qobiq esa kengaya - boshlaydi . G - D diagrammada yulduz BKK dan o ' nga siljiydi . Massasi katta yulduzlar BKK ni birinchilar qatori tark etadi . m≃15 mk yulduzlarni BKK da bo ' lish vaqti 10 mln yil , P=−δEδV∫S¿¿ larniki - 70 mln yil va m≃1mk larniki 10 milliard yil . d) yulduz evolutsiyasining oxirgi bosqichi. Massasi m>5mk bo'lgan yulduzlarning markaziy qismlarida jadvalda ko'rsatilgan barcha reaksiyalar ro'y berishi mumkin. Temir o'zakning hosil bo'lishi, ayrim hollarda undan ham oldin gidrostatik muvozanat yo'qotilishiga olib kelishi mumkin va gravitatsion kollaps ro'y beradi. Kollaps natijasida zichlik 10 12g sm 3 ga yetadi va modda neytrallashadi. Agar m<2mk bo'lsa, aynigan gaz va y = 5/3 da bosim va tortishish tenglashadi. Aks holda kollaps cheksiz va yulduz qora o'raga aylanadi. Kollaps to'xtatilganda neytron yulduz sirtida zarb to'lqin ro'y beradi va u tashqi tomon tarqaladi, qobiqni uloqtirib yuboradi (o'tayangi yulduz).

Y ulduzlararo muhit v a yulduzlarning shak illanishi Reja: 1. Yulduzlararo muhitda planitar tumanliklar, gaz va chang 2. Protoyulduzlar paydo bo’lishining nazariy asoslari

1. Yulduzlararo muhitda planitar tumanliklar, gaz va chang Spektrida emission (yorug') chiziqlar kuzatiladitgan tumanlik gaz tumanlik deb ataladi. Gaz tumanliklar o'zlaridan nurlanish chiqaradilar. Ularnig ikki xili mavjud: diffuz va planetar tumanlik. Diffuz tumanliklar odatda noto'g'ri shaklda bo'ladilar va ularning ko'ndalang kesmi birnecha parsekdan 150 parsekgacha bo'ladi. Bunday tumanliklarni 150 tasi qayd qilingan. Planetar tumanliklar elliptik yoki aylana gardish yoki halqa shaklga ega. Ularnig diametri 10-100 ming astronomik birlik oraliqda bo'ladi. Bunday planetar tumanliklarning 1100 da ortig'i topilgan va qayd qilingan. Yuqorida aytganimizdek Galaktikada ko'p (1000)l ab qora tumanliklar borligi aniqlangan, bu tumanliklar chang tumanlik deb ataladi. a) Planetar tumanliklar. Planetar tumanliklarning fotografik yorug'ligi 7 ¸ 13 m , uzoqligi 1.5 Kps gacha, diametri 0.05 ¸ 0.2 ps (burchakiy 10 ¸ 1000 ² ) massasi 0.05 ¸ 0.2 Quyosh massasi oralig'ida joylashadilar. Kamdan kam hollrni hisobga olmaganda, planetar tumanlik o'rtasida hamma vaqt qaynoq (OV) yulduz kuzatiladi. Ko'rinishidan tumanlikni nurlantiruvchi manba anashu qaynoq yulduz bo'ladi (Rasm 4.6 ). Yorug'lik nurlarida yulduz tumanlikdan 100 marta xira biroq ukuchli ultrabinafsha nurlanish sochadi va bu nurlanish tumanlikda yutiladi va yorug'lik nurlari sifatida qayta sochiladi. Tumanlikda yulduz nurlanishi qayta ishlanadi. Yulduzdan sochilayotgan yuqori energiyali ultrabinafsha kvantlar tumanlik atomlari va ionlarini uyg'ongan holatlarga o'tkazadi. Uyg'ongan holatlardan asosiy holatga qaytishda shu atomlar va ionlar yorug'lik nurlari diapazoni chastotalarida nurlanish chiqaradilar: bitta yuqori energiyali ultrabinafsha kvant ikkita yorug'lik kvanti hosil qiladi. Bu hodisa fluorestsentsiya deb ataladi. Planetar tumanliklar o'zagidagi yulduzlar o'ta qaynoq yulduzlardir. Planetar tumanliklarning temperaturasi 35 mingdan 100 ming K oraliqqa to'g'ri keladi, nurlanishning maksimumi l <1000 Å, ya'ni uzoq ultrabinafsha

nurlanish diapazoniga to'g'ri keladi. Tumanlik o'zagidan sochilayotgan L C (Layman seriyasi kotinuumi) kvantlar ( l <912 Å) vodorod atomlarini uyg'ongan (n ³ 4) holatlarga o'tkazadi. Bu atomlar asosiy holatga to'ppa-t o'g'ri, 4 ® 1 singari, o'tmasdan balki 4 ® 2 va 2 ® 1 yoki 4 ® 3, 3 ® 2 ® 1 o'tishlarni bajaradi. Ma'lumki 3 ® 2 o'tish Balmer seriyasi birinchi chizig'ini beradi va uning to'lqin uzuligi l =6563 Å . Bu chiziq spektrning qizil qismiga to'g'ri keladi yoki 4 ® 2 o'tish balmer seriyasining ko'k chiziq ( l =4861 Å)n iberadi. Shunday qilib bitta L C kvant birnechta yorug'lik kvanti hosil qiladi. Bunday jaryonni muvozanatligiga asoslanib tumanlik o'zagining temperaturasi aniqlangan (Zanstra usuli). Masalan bunday usul bilan topilgan NGC 7293 o'zagining temperaturasi 100 ming Kga teng. Planetar tumanliklar spektrida vodorod va azot ionlarining Pauli prntsipi bo'yicha taqiqlangan chiziqlari [ OII ] 3727 Å, [ NII ] 6584 Å [ OIII ] 4959 Å va 5007 Å kuzatiladi. Ayrim planetar tumanliklarning emission chiziqli spektrida kuchsiz tutash spektr ham kuzatiladi. Uayniqsa Balmer seriyasi kontinuumida yaqqol kuzatiladi va ozod elektronni ikkinchi sathga rekombinatsiyasi bilan bog'liq. Rasm 1. Planetar tumanlik IC 418(a) va Dalv yulduz turkumidagi NGC 7293(radiusi bir parsekka etadi). Planetar tumanliklar massasi 0.1 ¸ 0.2 c c (Quyosh massasi) oraliqda bo'ladi va ular 14-40 km/s tezlik bilan kengaymoqdalar.

Bu natija ular gigant yulduzni to'satdan portlashi va qobug' qatlamini kengayishi natijasida hosil bo'lgan degan xulosaga olib keladi. Ular o'ta yangi qoldig'i bo'la olmaydilar, chunki Galaktikada buncha o'ta yangi chaqnamagan. b) Diffuz tumanliklar Ko'pchilik diffuz tumanliklarning ko'ndalang kesimi 1 ¸ 25 ps (burchakiy kattaligi 10-100 ¢ ), uzoqligi < 1.5 Kps, massasi 0.1 ¸ 10 4 Quyosh massasi, o'rtacha elektron kontsentratsiyasi 20 ¸ 1000 sm -3 , ko'rinma yulduziy kattalgi 1 ¸ 10 m oraliqda joylashadi. Diffuz tumanliklar ham planetar tumanliklar singari ichidagi yoki yonidagi qaynoq yulduz nurlanishi hisobiga shu'lalanadilar. Planetar tumanliklar Galaktika tekisligidan chetda kuzatilsalar, diffuz tumanliklar kontsentratsiyasi unga tomon ortib boradi. Bu qaynoq yulduzlarni Galaktika tekisligi tomon kontsentratsiyasi ortaborishi bilan bog'liq. Ayrim diffuz tumanliklar tasodifan qaynoq yulduz yaqinida bo'lib qolganliklari tufayli ko'rinsalar boshqalari yulduz bilan «qarindosh»d irlar. Masalan mashhur Qisqichbaqasimon tumanlik o'tayangi yulduz chaqnashi natijasida hosil bo'lgan. Yoki Orion yulduz turkumidagi diffuz tumanlikning eng yorug' markaziy qismi yaqinida mashhur Orion trapetsiyasi deb ataladigan qaynoq yulduzlar guruhi joylashgan. Shunday yulduz va tumanlik assotsiatsiyalaridan yana bir mashhuri Yakkashox yulduz turkumida kuzatiladigan NGC 2237-38 tumanlikdir. Bu tumanlik ichida emission chiziqlarda nurlanadigan Oyulduzlar (O-assotsiatsiya) to'dasi NGC 2244 joylashgan (Rasm 4.7). Bu yulduzlar tumanlikni shu'lalantiradilar, ularning temperaturasi (15-25 mingK) planetar tumanlik o'zaginiki singari yuqori bo'lmaganligi uchun tumanlik moddasini uyg'onish darajasi past, spektrida [O II] l 3727 ko'zga tashlanib turadi. Tumanlik temperaturasi 10 4 Kga yaqin. Orion tumanligi Balmer kontinuumida intensiv tutash spektr ko'rsatadi.

Bunday tumanliklar yorug' bo'lganligi uchun boshqa galaktikalarda ham kuzatiladi. Masalan Oltin Baliq (Tarantul) deb nomlangan tumanlik Katta Magellan Bulutiga tegishlidir. Uning ko'ndalang kesimi 400 ps, massasi 5 × 10 6 Quyosh massasi, elektron kontsentratsiya ~ 200 sm -3 . Bu tumanlikni birnecha qaynoq va massiv (100 Quyosh massasi) yulduzlar shu'lalantiradi. Tumanliklarda modda harakati ( ~ 10 km/s) uyurmalari kuzatiladi. Rasm 2. Yakkashox yulduz turkumida kuzatiladigan ichida tarqoq yulduz to'dasi NGC2244 joylashgan tumanlik NGC 2237-38 (pastda). Orion yulduz turkumida kuzatiladigan diffuz tumanlik (yuqorida): chapda –oq nurda, o'rtada –kabonat monooksidi nurida, o'ngda –uzoq infraqizil nurlarda (chang). v) Ionlangan vodorod (H II) sohalari

O'xshashlar

Yulduzlarning fizik tabiati
Yulduzlarning fizik parametrlari
Iqtisodiy islohotlar, xususiy mulkchilikning shakillanishi. O‘zbekistonda bozor munosabatlarining shakillanishi
GEOGRAFIYA TA’LIMI METODIKASINING ShAKILLANIShI VA RIVOJLANIShI TA’RIXI
ATROF-MUHIT IFLOSLANISHI TURLARI VA SHAKLLARI