logo
  1. Bosh sahifa
  2. Referatlar
  3. Umumiy
  4. Yulduzlarning fizik tabiati

Yulduzlarning fizik tabiati

Yuklangan vaqt:

08.08.2023

Ko'chirishlar soni:

0

Hajmi:

465.7978515625 KB
Ko'chirib olish
Yulduzlarning fizik tabiati Reja: 1. Yulduzgacha bo’lgan masofa va yillik parallax 2. Yulduzlarning yorqinligi va absolyut yulduz kattaligi 3. Yulduzlarni spektral klassifikasiyasi 4. Yulduz radiusi Yulduzgacha bo’lgan masofa va yillik parallaks Kopernik yulduzgacha bo’lgan masofani hisoblash mumkin degan yedi. U agarda yulduzni yillik siljishi parallaktik siljishini o’lchash mumkin bo’lsa, bu parallaktik siljish Yerni Quyosh atrofida aylanishi bilan bog’liq bo’ladi (rasm 21). Lekin Kopernik davrida oddiy teleskoplar ham yo’q yedi, oddiy ko’z bilan yulduzlarni parallaktik siljishini qayd qilish qiyin yedi. Shuning uchun ham Kopernik yulduzlar yerdan quyoshga nisbatan 1000 marotaba uzoqroqdir degan xulosaga kelgan yedi. Yulduzlarning parallaktik siljishini aniqlash borasidagi birinchi urinishlarni ingliz astronomi Dj. Bratleyem boshlagan. 1725 yil dekabrdan 1726 yil dekabrgacha Drakon (2.4 m ) yulduzning zenit masofasini sistematik tarzda kulminasiya momentida o’lchagan, lekin Btatleyemga yulduz parallaktik siljishini aniqlash imkoni bo’lmadi. 100 yildan so’ng, 1835-1837 yillarda bu masalani dunyoda birinchi bo’lib rus olimi V. Ya. Struve hal qila oldi. 2 yil davomida Struve Vega yorug’ yulduzni burchak masofasini o’lchadi va uni aniqladi hamda parallaktik siljishini aniqladi. Shu asosda uni quyoshdan Vega yulduzigacha bo’lgan masofasini aniqladi. Yulduzning parallaktik siljishini o’lchash qiyin bo’lsa ham uni masofasini o’lchashda fundamental to’g’ri usul hisoblanadi. Yulduzgacha bo’lgan masofani hisoblash uchun Yerning Quyoshgacha bo’lgan o’rtacha masofasi asos qilib olinadi. Yulduzning yarim parallaktik siljishi yillik parallaks deyiladi va π harfi bilan belgilanadi. Yulduzning yillik parallaksi bu yeng katta burchak ostida Yer orbitasi yarim o’qining ko’rinishidir. Unda yulduzgacha bo’lgan masofa:r= a0 sin π Расм – 21. Юлдузларни параллактик силжиши Yulduz yikllik parallaksi juda kichik va sekund birliklarida baholanadi. Shuning uchun burchaklarning sinusi radianlarda ifodalanadigan burchaklar bilan almashtiriladi, ya’ni sin π=π/20626 { 5''¿ , bunda r=20626 { 5''a0 π ¿ (6.1) Bu yerda a 0 =1 a. b, π-yoyning sekundlarda ifodalanishi. Struve Vega yulduzining yillik parallaksi π=0,12 { 5''¿ ( π -ning hozirgi qiymati π=0,12 { 3''¿ ) va bundan uning Yerga nisbatan masofasi r=20626 { 5''⋅1a.b. 0,12 { 5'' ¿=1650000 a.b.¿ ga tengligini aniqladi. Masalan, eng yorug’ yulduz Tolimanning ( α Sentavr) yillik parallaksi π=0,75 { 0''¿ , ya’ni uning masofasi r=20626 { 5''⋅1a.b. 0,75 { 0'' ¿=275000 a.b.¿ Juda yaqin yulduz yo’q. Demak, Yerdan Quyoshgacha bo’lgan masofa ( a0=1a.b. ) juda yaqin yulduzgacha bo’lgan masofadan ham kichikdir. Parsek – shunday masofaki, bundan yer orbitasini katta yarim o’qi 1’’ burchak ostida ko’rinadi. 1 a.b. = 149 600 000 km 1 yorug’lik yili = 9,46·10 12 km 1 Pk = 3,26 yorug’lik yili Yorug’lik yili – yorug’likni bir yil davomida bosib o’tgan masofasi. Yulduzgacha bo’lgan masofani o’lchash uchun parsek (parallaks so’zidan olingan- sekundda o’lchanadi) dan foydalaniladi: 1 Pk = 206265 a.b. Unda r= 1 π (6.2) π - yoyning sekunda ifodalangan qiymati. Yillik palallaks va (6.2) formula asosida masofa parsekda o’lchanadi, keyin yorug’lik yiliga aylantiriladi. Qachonki yuqorida aytilgan «Gipparkos» kosmik observatoriyasi yer oldi orbitasiga chiqarilsa, u vaqtda 64000 yulduz parallaksini o’lchash (9’’ aniqlikgacha) mumkin bo’lsa va bu aniqlik to 0,002’’ qiymatgacha aniq o’lchash mumkin. Yulduzlarning yorqinligi va absolyut yulduz kattaligi Yulduz kattaligini o’lchash uchun yulduzlarni Yerga nisbatan turli masofada joylashganligini e’tiborga olib, yulduz kattaligini aniq hisoblash uchun yulduzni ma’lum yoki standart masofada deb hisoblash uchun standart masofa r0=10 Пc ga teng masofa qabul qilingan. Hisoblash oddiylashtirilib, oddiy fizikasini hosil qilish uchun r0=10 Пc dan foydalaniladi. 10 Пc masofada bo’lgan yulduz kattaligiga absolyut yulduz kattaligi (M) deyiladi ( r -parsekda ifodalandi). Agar E−r masofadan Yergacha yulduz nurlanishi ko’rinarli yulduz kattaligi m tufayli o’lchangan. E0 - r0=10 Пс masofada yulduz nurlanishi M absolyut yulduz kattaligi orqali aniqlanadi. Pogson formulasiga asosan lg E E0 =0,4 (M − m) Fizika qonunlaridan ma’lumki, kuzatuvchigacha barcha nurlanish masofa kvadratiga teskari proporsionaldir: E E0 = r02 r2 yoki lg E E0 =2lg r0−2lg r . Bundan 0,4 (M − m)=2lg r0− 2lg r ni hosil qilamiz. Bu tenglikni 0,4 ga bo’lib va lg r0= lg 10 =1 ni e’tiborga olib, quyoidagini hosil qilamiz: M = m+5− 5lg r (6.3) r - parsekda ifodalangan. (3) formuladagi r o’rniga yillik parallaks π (6.2) dan M = m+5+5lg π (6.4) π - yoyni sekunddagi ifodasi. (6.3) va (6.4) dan M hisoblanadi. Modul masofasi – ko’rinarli yulduz kattaligi – absolyut yulduz kattaligi. M – obyekt spektri Bilan bog’liq bo’ladi: lg r=0,2 (m− M )+1 (6.5) Misol. Quyoshning absolyut kattaligini aniqlash. Bunda ko’rinarli vizual yulduz kattaligi mϑ=−26 ,78 m e’tiborga olingan. Ma’lumki Yer – Quyosh orasidagi masofa r=a0=1a.b. M = m+5− 5lg r formula masofa parsekda berilsin (1Пк =206265 a.b.) . Unda Quyoshgacha bo’lgan masofa r= 1 206265 Пк , demak r= 1 π ga asosan Quyoshning yillik paralaksi π=20626 { 5''=1радиан ¿ . M = m+5+5lg π ni e’tiborga olib M ϑ= mϑ+5+5lg π=−26 ,78 +5+5lg 206265 =−21 ,78 −5⋅5,314 =+ 4,79 m Shunday qilib, 10 Pk masofada Quyosh kuchsiz yulduzday, ya’ni 5 chi yulduz kattaligiday ko’rinadi. Bunday kuchsiz yulduzlar ko’p hollarda butun fazo bo’ylab tarqalgan bo’ladi va ular orasida Quyosh qorong’u kechada yo’qolganday bo’ladi. Absolyut yulduz kattaligi yulduz yorqinligini, ya’ni ularni nurlanish quvvatini hisoblash imkoniyatini beradi. Quyoshga nisbatan taqozo qilganda. Yulduz nurlanishini quvvatini I orqali, Quyosh nurlanish quvvatini IΘ orqali ifodalaydi. Yulduz yorqinligini L=I:IΘ (6.6) Orqali ifodalaymiz va Pogson formulasidan foydalanib lg L=0,4 (M Θ− M ) (6.7) Bunda M Θ - Quyoshning absolyut yulduz kattaligi, yulduz kattaliklari sistemasida absolyut yulduz kattaligi M topilgan. Agar yulduzni nurlanish quvvatini vattdagi ifodasini bilmoqchi bo’lsak, unda (6.6) formula asosida topilgan yulduz yarqillashini Quyoshni nurlanish quvvatiga ko’paytirish kerak. Qutb yulduzi va Indeysa yulduzi ε ni ko’rinarli yaltirashini va Quyosh yorqinligini taqqoslaymiz. Quyoshni ko’rinarli yulduz kattaligi mΘ=−26 ,78'' , absolyut yulduz kattaligi M Θ=+ 4,7 9'' Yulduzlarni taqqoslash: 1. Qutb yulduzi (indeks 1) Ko’rinarli yulduz kattaligi m1=2,14 m Yillik parallaks π1=0,00 { 5''¿ Quyosh va yulduz yorqinligini taqqoslash: lg (EΘ:E1)=0,4 (m1− mΘ)=0,4 (2,14 +26 ,78 )=11 ,568 va EΘ E1 =370 ⋅10 9 , ya’ni Quyosh yulduzga nisbatan 370 mlrd. marotiba yorug’. Quyosh yorqinligi va yulduz yorqinligini taqqoslash Yulduzni absolyut yulduz kattaligi M 1= m1+5+5lg π1=2,14 +5+5lg 0,005 =7,14 −5⋅2,30 =− 4,36 m ; lg L1=0,4 (M Θ− M 1)=0,4 (4,79 +4,36 )= 3,66 va yorqinlik L1= 4570 , ya’ni yulduz Quyoshga nisbatan 4570 marotiba kuchli nurlanadi. 2. ε Indeysa yulduzi (indeks 2) m2=4,73 m π2=0,28 { 5''¿ lg (EΘ:E2)= 0,4 (m2− mΘ)=0,4 (4,73 +26 ,78 )=12 ,604 va EΘ E2 =4,02⋅10 12 , ya’ni Quyosh yulduzga nisbatan 4 billion marotiba yorug’dir. M 2= m2+5+5lg π2= 4,73 +5+5lg 0,285 =9,73 −5⋅0,545 =7,00 m; lg L2= 0,4 (M Θ− M 2)= 0,4 (4,79 −7,00 )=− 0,884 =−1,116 va L2=0,13 , ya’ni haqiqatan ham yulduz Quyoshga nisbatan 8 marotiba kuchsiz nurlanadi. Bu yulduzlarni yaltirashi (ravshanligi yoki yoritilishi) nisbati lg (E1:E2)= 0,4 (m2− m1)= 0,4 (4,73 −2,14 )=1,036 va E1 E2 =11 , ya’ni qutb yulduzi Indeysa yulduziga nisbatan 11 marotiba yorug’roqdir. Yulduzlarni yorqinligini nisbati lg L1 L2 = 0,4 (M 2− M 1)=0,4 (7,00 +4,36 )= 4,544 va L1 L2 =35000 , ya’ni haqiqatan ham qutb yulduzi Indeysa yulduziga nisbatan 35 ming marotiba yorug’roqdir. Yulduzlar yorqinligini katta farqini birinchi marotiba 1905 yil daniyalik olim, astronom E. Gersshprung asoslangan. Yulduz yorqinligi nafaqat yulduz o’lchami, balki uni fotosferasini temperaturasiga bog’liq bo’ladi. Yulduzlarni spektral klassifikasiyasi Fotografiya usulini astronomiyaga kirib kelishi natijasida yulduzlarni spektrlarini hosil qilishda keng qo’llanila boshlandi. Kembridjdagi (AQSh) Garvard observatoriyasini direktorii E.Pikering birinchi marotiba obyektiv oldi prizmani qo’lladi va 1886 yil observatoriya xodimlari 8 m yorug’roq bo’lgan 10350 yulduz spektrini fotoplastinkaga tushurdilar. Juda yorug’ yulduz spektrlari spektrografda fotoplastinkaga tushurildi. Hosil qilingan spektrogramma spektr xarakterlarini detal birma-bir tushirishga asos bo’ldi. Spektrlarni o’rganish asosida yulduz spektrlari yutilish spektrlariga taaluqli ekanligi aniqlandi, lekin ular bir- biridan farq qiladi. Yuir yulduz spektrida vodorod chizig’i yaqqol ko’rinadi, boshqa yulduz spektrida geliy chizig’i, uchinchisida esa metallarni kuch chizig’i, shu bilan birga bu chiziqlarni intensivligi ham har xil. Hosil qilingan spektrlarni bir-biriga o’xshash xususiyatlarini e’tiborga olib guruhlar bo’yicha yulduz spektrlarini klassifikasiyasini tuzish zaruriyati paydo bo’ldi. Bunda har xil kimyoviy elementlarni yutilish chiziqlarini intensivligi e’tiborga olindi. Hosil bo’lgan yulduz spektrini klassifikasiyasi emperik ko’rinishda bo’ldi. Cpektr sinflari lotin alfavitidagi harflar bilan belgilanadi va tartib bilan joylashgan bo’ladi. A - intensiv vodorod chiziqlari, V - intensiv geliy chiziqlari, S - kuchsizlangan (sustlashgan) vodorod chiziqlari.O− B− A− F−G− K− M . O - havorang, yuqori temperaturali issiq yulduz, M- qizil rang, temperaturasi past, sovuq yulduz. Qolgan yulduzlar xarakteristikalariga qarab, O-M orasida joylashgan bo’ladi. Yulduzlarga spektral klassifikasiyasi 1- jadval keltirilgan. Sim- vol Spektr chiziqlari xarakteristikasi Yulduzlar turi Tempera tura , K Rang Yulduz rang ko’rsatgichi (B-V), m O Ionizasion geliy, λ Orion 30000 Havorang-oq -0,40 ko’p karali ionizasion kislorod va azot V Neytral geliy, ionizasion kislorod va azot Spika 20000 Havorang-oq -0,30 A Eng ko’p intensivlikli vodorod chizig’i Vega, Sirius 10000 Oq 0,00 F Ionizasion metallar: kalsiy, magniy va boshqalar. Prosion 8000 Sariq +0,30 G Neytral metallar: natriy, magniy, temir va boshqalar Kapella, Quyosh 6000 Sariq +0,60 K Neytral metallar va kuchsiz titan oksidining chiziqlari Arktur, Polluks 4000 To’q qizil +1,10 M Titan oksidining kuchli chiziqlari Antares, Betelgeyze 3000 Qizil +2,0 Bu klassifikasiyaga asosan Garvard observatoriyasini astronomlari 1924 yil 400 ming yulduz spektrlarini klassifikasiya qildilar. Hozirda 500 mingta yulduz spektri o’rganilgan. Yulduz radiuslari Yulduzlarning chiziqli radiuslarini hisoblashda ularni burchak diametrlarini o’lchash kerak. 1920-1930 yillarda amerika fiziklari A.Maykelson va F.Piz lar 9 ta yulduzning burchak diametrini o’lchadilar. Bunda diametri 2,5 metr bo’lgan ulkan teleskop – reflektorlardan foydalanildi. Ular teleskopga qo’shimcha tekis ko’zguni ulab juda kichik o’lchamli yorug’lik manbalarini burchakli diametrlarini o’lchadilar. 1967 yil Narabri (Avstraliya) observatoriyasida Braun va Tuissa interferometri ishga tushirildi. Interferometr diametri 6,6 m bo’lgan 2 ta sferik ko’zgudan iborat. Interferometr 2,5 m dan kuchsiz bo’lmagan yulduz burchak diametrini o’lchaydi. 10 yil ichida 50 yulduzni burchak diametri o’lchangan (Θ=0,0007 { 2''¿ ). Masofa r , burchak diametri Θ bo’lsa, yulduzni chiziqli radiusi (Rasm-22): R= rsin Θ 2 bunda Θ -yoy sekundlarida o’lchanadi, ya’ni R= 1 2r Θ 206265 bunda 206265 – bir radiandagi sekundlar soni, r – parsekda ifodalangan yulduzgacha bo’lgan masofa. 1 Pk=206265 a.b. , 1 a.b.=1,496·10 8 km ni e’tiborga olib, km da ifodalangan yulduz radiusini aniqlash mumkin: R= 1 2 Θ 206265 ⋅206265 ⋅1,496 ⋅10 8r=7,48 ⋅10 7Θr (6.8) Yulduzlarni chiziqli o’lchamini Quyosh radiusi ( RΘ ) orqali ifodalash uchun (6.8) formulani o’ng qismini RΘ=6,96 ⋅10 5км ga bo’lib, r – ni yulduzni yillik parallaksi ( π ) orqali ifodalab R=107 ,5Θ π (6.9) Θ - yoyning sekundlardagi ifodalangan qiymati. Расм-22. Бурчак диаметри (Ө) га қараб юлдуз радиусини ( R) ҳисоблаш.Юлдуз Ердаги кузатувчи Yulduz radiuslarini ma’lum burchak diametrlari asosida hisoblashda yoritilganligi va temperaturasi Stefan-Bolsman qonuni asosida aniqlanadi. Unda qizigan jism quvvati absolyut temperaturani 4 darajasiga teng, ya’nii= σ⋅T4 bu yerda, σ - proporsionallik koeffisiyenti, T – absolyut temperatura. Yulduzlar Quyoshday 4πR 2 sferik sirtdan nurlanadi. Shuning uchun yulduz nurlanish quvvati I=4πR 2i=4πR 2σ⋅T4 , Quyosh uchun IΘ= 4πR Θ2iΘ=4πR Θ2σ⋅TΘ4 bunda RΘ,TΘ - Quyosh radiusi va absolyut temperaturasi. Birinchi tenglikni ikkinchisiga bo’lib va L= I:IΘ formulani e’tiborga olib, Quyosh va yulduz yorqinliklarini Quyosh radiusi orqali ifodalanadi: L= R2 ( T TΘ) 4 bundan yulduz radiusi R= √L:( T TΘ) 2 (6.10) Yulduz rangi ko’rsatgichidan foydalanamiz. Agar rang ko’rsatgichi (B-V) dan foydalansak, unda R=0,72 (B−V)− 0,2 M V+0,51 bu yerda, M V – yulduzning asolyut yulduz kattaligi, V – fotoelektrik yulduz kattaligi. Qo’shaloq yulduzlar va yulduz massasini aniqlash Optik priborlarda yulduzlarning qo’shaloq xususiyatlari qayd qilinganyulduzlarga vizual - qo’shaloq yulduzlar deyiladi. Ularni tashkil etuvchilariga – komponentalari deyiladi. Qo’shaloq yulduzlarga misol qilib, Drakon ν , Lira – β , misar yulduzlarini ko’rsatish mumkin. Masalan: Misarning birinchi komponentasi ( ζ 1 ) 2,4 m yorqinlikga ega, boshqasi sust yorqinlikga ega ( ζ 2 ) 4,0 m . Qurollanmagan ko’z bilan Misar yorqinligini 2,2 m yulduz kattaligi bilan baholanadi. Vizual-qo’shaloq yulduz yarqillashini Ye 1 ni aniqlaymiz. Ye 1 yarqillashni birinchi komponentasi m 1 yulduz kattaligi bilan baholanadi. Ye 2 yarqillashni ikkinchi komponentasi m 2 yulduz kattaligi bilan baholanadi. Pogson formulasiga asosanIg E1 E2 = 0,4 (m2− m1) E1 E2 = n , bundan E1=nE 2 . Ko’z yarqillashni yig’indisini qabul qiladi: E= E1+E2= (n+1)E2 Buni yulduz kattaligi m bilan baholab, lg E E2 == lg (n+1)=0,4 (m2− m) Bundan m= m2−2,5 lg (n+1) (6.11) Ko’zning qabul qiluvchanlik qobiliyati 2'=12 { 0''¿ . Qo’shaloq yulduzlarni juda yorqin komponentalari Yerga yaqinroq, kuchsiz yulduzlarga nisbatan V.Gershel 1821 yil 806 qo’shaloq yulduzni ochdi va tekshirdi. Astronom Dj.Gershel otasini ishini davom ettirib 1833 yil 3347 qo’shaloq yulduzni ochdi. Pulkovo observatoriyasida V.Ya.Struve 8700 qo’shaloq yulduzlarni ochdi. V.Ya.Struve V.Gershelga nisbatan qo’shaloq yulduzlar orasida ko’pgina fizik juftliklar mavjud bo’lishi kerak, ularni komponentalari fazoda bir-biriga yaqin va o’zaro tortish xususiyati bilan bog’liq, ulardan bittasi ikkinchisini atrofida aylanadi. Qo’shaloq yulduzlar orasida shunday komponentalari mavjudki, ular fazoda bir-biridan uzoqroqda bir yo’nalishda harakatlanadi. Bunday yulduzlarni optik qo’shaloq yulduzlar deyiladi. Bunday yulduzlar guruhiga fazoda yaqin joylashgan yulduzlar kiradi. Vizual qo’shaloq yulduzlarni ko’pchiligi fizik qo’shaloq yulduzlar guruhiga kiradi. Ularni komponentalari Quyoshga nisbatan bir xil masofada bo’ladi, ular o’zaro tortish xususiyatiga ega va umumiy massa markazlari atrofida aylanadi. Ko’pgina hollarda fizik qo’shaloq yulduzlarni binarli yulduzlar (binarius - qo’shaloq) yoki binar sistemalari deyiladi. Binar yulduzlarga Misar, Andromeda, Lebed, Delfin va boshqalari kiradi. Fizik qo’shaloq yulduz komponentalari ko’pgina hollarda turlicha ranga ega. Masalan: β Lebed – sariq va havorang, α Gonchix Psov – sariq, qizil rang, γ Andromeda – to’q qizil, havorang, γ Delfin – sariq, yashil. Misarning ikkala komponentasi ham oq rang. Qo’shaloq yulduz kattaliklarini aylanish davri 3 yildan bir necha ming yilgacha qo’shaloq yulduz kattaliklarini massasi 0,05 dan 80 Quyosh massasiga teng. Tabiatda karrali (3,4 va n komponentalari) qo’shaloq yulduzlar ham mavjud. Komponentasi 10 dan ortiq bo’lgan yulduzlar ham mavjud. Hozir 70000 dan ortiq vizual – qo’shaloq va karrali yulduzlar o’rganilgan. Yulduz xarakteristikalarini o’zaro bog’lanishi 1905 yil E.Gers щ prung yulduz yorqinliklari orasidagi farqni aniqladi. Past yorqinlikli yulduz – Karlik, yuqori yorqinlikli yulduz – Gigant. G. Ressel 1913 yil katta sondagi yulduzlarni spektri va yorqinligini taqqosladi va ular orasida bog’lanish borligini aniqladi. Bunday yulduz xarakteristikalari orasidagi bog’lanish Gers щ prung – Ressel nomi bilan ataluvchi diagrammada keltirilgan (rasm-23). Birlamchi yulduz massasi «massa-yorqinlik» bog’lanish orqali aniqlangan. Bu vizual – qo’shaloq yulduzlarni o’rganish asosida (Rasm-24) massa va yorqinlik yulduz xarakteristikalari orasidagi bog’lanish. Yulduzlardagi energiya manbai bu termoyadro reaksiyasini natijasidir. Shuning uchun ham yulduz massasi qancha katta bo’lsa, shuncha ko’p energiya Расм – 23. Герцщпрунг – Рессел диаграммаси nurlantiradi (chiqaradi). O’ta gigant yulduzlarni massani Quyosh massasida 10-50 marotiba katta. Neytron yulduzlar, pulsarlar va qora tuynuklar Landau L.D. ma’lum sharoitda juda katta massali yulduz tufayli yuzaga kelgan tashqi bosim ta’siri ostida yulduz ichki qatlamlarida atomlar buzilgan bo’lishini nazariy aytdi. Bunda atom yadrosi tarkibidagi protonlar va neytronlar bir-biriga shunday yaqinlashadiki natijada zarrachaning zichligi juda katta miqdorda oshib ketadi va 2·10 17 kg/m 3 yoki 2·10 11 kg/sm 3 gacha oshib boradi. Protonlar buzilgan atomlardan erkin elektronlarni tortib oladi va neytronga aylanadi. Natijada kichik o’lchamli o’ta zich neytron yulduzi hosil bo’ladi. Faraz qilaylik kutilmaganda Quyosh neytron yulduziga aylanganda uning radiusi qanday bo’lishini ko’ramiz. Harakat miqdorini saqlanish qonunidan foydalanib, taxminiyga asoslangan hisoblashni o’tkazamiz. Bunda aylanayotgan jismni massasida uning radiusini aylanish tezligiga ko’paytmasi o’zgarmas kattalikdir. Agar aylanayotgan jism radiusi bir necha marotiba kamaysa, unda aylanish tezligi shuncha marotiba oshadi. Quyoshning hozirgi radiusi RΘ=7⋅10 5км va uning o’rtacha modda zichligi ρΘ=1,4 г/см 3 ga teng deb qabul qilamiz. Quyosh moddasining zichligi Quyosh massasining o’zgarmas holatida M Θ ko’rsatadigan qiymati ρ= 2⋅10 11кг /см 3= 2⋅10 14 г/см 3 ga teng bo’lsin. Bunda Quyosh siqilishi kerak va uning radiusi ancha kamayadi. Bunda Quyosh massasini o’zgarmasligini e’tiborga olib, unda M Θ= 4 3πR Θ3ρΘ= 4 3πR 3ρРасм – 24. Юлдуз ёрқинлигини унинг массаси билан боғланиши Bundan R= RΘ√ ρΘ ρ = 7⋅10 5км ⋅ √ 1,4 2⋅10 14≈ 14 км ga teng. Harakat miqdorini saqlanish qonuniga asosan Quyoshning aylanish tezligi tez oshishi kerak. Hozir RΘ=7⋅10 5км qiymatida Quyosh ekvatori ϑ0= 2км /с va chmziqli tezlik 25 sutkaga teng aylanish davri bilan aylanishi kerak. Neytron yulduzi holatigacha siqilganda yuqorida keltirilgan qonuniyatlar asosida Rϑ= RΘϑ0 Bunda aylanish chiziqli tezligi ϑ= RΘϑ0 R = 7⋅10 5км ⋅2км /с 14 км =10 5км /с qiymatgacha oshishi kerak. Aylanish davri esa P= 2πR ϑ = 2⋅3,14⋅14 км 10 5км /с =0,001 с Demak, neytron yulduzining radiusi 20-30 km bilan o’lchanadi va uning aylanish davri sekundlar va sekundlari o’ndan bir qismigacha o’lchanishi kerak. Astronomlar ancha vaqtgacha o’ta zich neytron yulduzlarini borligiga ishonmagan edi. Lekin 1967 yil bu yulduz turkumi tez pulsirlangan radionurlanishlarga ega bo’lgan yulduz turkumidagi obyektlar ko’rinishida ochilgan edi va pulsarlar deb nomlandi. 1967 yil Kembridj (Angliya) universitetini astronomlari o’rtacha o’lchamli yangi radioteleskopni ishga tushirishdi. 1967 yil prof.E.Xyuisha rahbarligida radioteleskopda ishlayotgan talaba Dj.Bell juda qiziq radiomanbani aniqladiki, uning nurlanish intensivligi 1,3373 s davr bilan qaytarilganligi aniqlandi. U Lisichka yulduz turkumida edi. Pulsarlar impulsi sun’iy emasligi tasdiqlangan. 1971 yil boshida 60 pulsar, hozirda 400 ga yaqin pulsarlar qayd qilingan. Ularni hammasi yulduz turkumidagi fazoviy jismlardir. Ularning pulsasiya davri 0,001 dan 4,80 sekundgacha bo’ladi (Rasm-64). Pulsarlar PSR harflar bilan va ularni to’g’ri ko’ra oladigan son orqali ifodalanadi. Birinchi pulsar PSR 1919, bunda to’g’ri ko’rinadigan burchak ostidagi qiymati bo’lib, bunda 19 soat va 19 minut . Pulsarlarni optik va rentgen nurlanishlari ularni radionurlanish davri bilan tebranadi. Pulsarlar tez aylanadigan neytron yulduzlari bo’lib, kuchli magnit maydoniga ega bo’lib, sirtida elektromagnit nurlanishlari mavjud bo’ladi. Tabiatda ekzotik obyektlar, qora tuynuklar mavjud bo’lib uni Laplas, ya’ni ulkan katta fazoviy jismni tashlab ketish va umuman ajralib ketish, uni sirtida ikkinchi kosmik tezlikni yaratish kerak. Bu tezlikϑП=√ 2GM R (6.12) G – gravitasion doimiylik, M – fazoviy jism massasi, R – uning radiusi. Yer sirtida ϑП=11 ,2 км /с va Quyosh sirtida ϑП=618 км /с ga teng. Foydalanilgan adabiyotlar 1. A. V. Loktin, V. A. Marsakov Leksii po zvyozdnoy astronomii, Ural MGU. 2009, 280 bet 2. Nuritdinov S. A. Galaktik astronomiya kursi. Ma’ruzalar matni, O’z MU 2000 3. T. B. Borkova, V. A. Marsakov Izbrann’ye zadachi po zvezdnoy astronomii, Rostov – na donu, 2008 4. Efremov Yu. N. Ochagi zvezdo obrazovaniya v galaktikax. M.: Nauka, 1989 5. J. Binney, M.Merrifield Galaktik astronom, Princeton University Press, 1998 6. J. Binney, Scott Tremeine Galaktik Dynamics: Second edition,Princeton University Press, 2008 7. Galakticheskaya astronomiya (N. Ya.Sotnikova, kurs leksiy) http;//www.astro. spbu. Ru/staff/nsot/ Teaching/galast/galast.html 8. www.astronet .ru/db/boobks/ 9. M. N. Dagayev Astrofizika, 1988

Yulduzlarning fizik tabiati Reja: 1. Yulduzgacha bo’lgan masofa va yillik parallax 2. Yulduzlarning yorqinligi va absolyut yulduz kattaligi 3. Yulduzlarni spektral klassifikasiyasi 4. Yulduz radiusi

Yulduzgacha bo’lgan masofa va yillik parallaks Kopernik yulduzgacha bo’lgan masofani hisoblash mumkin degan yedi. U agarda yulduzni yillik siljishi parallaktik siljishini o’lchash mumkin bo’lsa, bu parallaktik siljish Yerni Quyosh atrofida aylanishi bilan bog’liq bo’ladi (rasm 21). Lekin Kopernik davrida oddiy teleskoplar ham yo’q yedi, oddiy ko’z bilan yulduzlarni parallaktik siljishini qayd qilish qiyin yedi. Shuning uchun ham Kopernik yulduzlar yerdan quyoshga nisbatan 1000 marotaba uzoqroqdir degan xulosaga kelgan yedi. Yulduzlarning parallaktik siljishini aniqlash borasidagi birinchi urinishlarni ingliz astronomi Dj. Bratleyem boshlagan. 1725 yil dekabrdan 1726 yil dekabrgacha Drakon (2.4 m ) yulduzning zenit masofasini sistematik tarzda kulminasiya momentida o’lchagan, lekin Btatleyemga yulduz parallaktik siljishini aniqlash imkoni bo’lmadi. 100 yildan so’ng, 1835-1837 yillarda bu masalani dunyoda birinchi bo’lib rus olimi V. Ya. Struve hal qila oldi. 2 yil davomida Struve Vega yorug’ yulduzni burchak masofasini o’lchadi va uni aniqladi hamda parallaktik siljishini aniqladi. Shu asosda uni quyoshdan Vega yulduzigacha bo’lgan masofasini aniqladi. Yulduzning parallaktik siljishini o’lchash qiyin bo’lsa ham uni masofasini o’lchashda fundamental to’g’ri usul hisoblanadi. Yulduzgacha bo’lgan masofani hisoblash uchun Yerning Quyoshgacha bo’lgan o’rtacha masofasi asos qilib olinadi. Yulduzning yarim parallaktik siljishi yillik parallaks deyiladi va π harfi bilan belgilanadi. Yulduzning yillik parallaksi bu yeng katta burchak ostida Yer orbitasi yarim o’qining ko’rinishidir. Unda yulduzgacha bo’lgan masofa:r= a0 sin π Расм – 21. Юлдузларни параллактик силжиши

Yulduz yikllik parallaksi juda kichik va sekund birliklarida baholanadi. Shuning uchun burchaklarning sinusi radianlarda ifodalanadigan burchaklar bilan almashtiriladi, ya’ni sin π=π/20626 { 5''¿ , bunda r=20626 { 5''a0 π ¿ (6.1) Bu yerda a 0 =1 a. b, π-yoyning sekundlarda ifodalanishi. Struve Vega yulduzining yillik parallaksi π=0,12 { 5''¿ ( π -ning hozirgi qiymati π=0,12 { 3''¿ ) va bundan uning Yerga nisbatan masofasi r=20626 { 5''⋅1a.b. 0,12 { 5'' ¿=1650000 a.b.¿ ga tengligini aniqladi. Masalan, eng yorug’ yulduz Tolimanning ( α Sentavr) yillik parallaksi π=0,75 { 0''¿ , ya’ni uning masofasi r=20626 { 5''⋅1a.b. 0,75 { 0'' ¿=275000 a.b.¿ Juda yaqin yulduz yo’q. Demak, Yerdan Quyoshgacha bo’lgan masofa ( a0=1a.b. ) juda yaqin yulduzgacha bo’lgan masofadan ham kichikdir. Parsek – shunday masofaki, bundan yer orbitasini katta yarim o’qi 1’’ burchak ostida ko’rinadi. 1 a.b. = 149 600 000 km 1 yorug’lik yili = 9,46·10 12 km 1 Pk = 3,26 yorug’lik yili Yorug’lik yili – yorug’likni bir yil davomida bosib o’tgan masofasi. Yulduzgacha bo’lgan masofani o’lchash uchun parsek (parallaks so’zidan olingan- sekundda o’lchanadi) dan foydalaniladi: 1 Pk = 206265 a.b. Unda r= 1 π (6.2) π - yoyning sekunda ifodalangan qiymati. Yillik palallaks va (6.2) formula asosida masofa parsekda o’lchanadi, keyin yorug’lik yiliga aylantiriladi. Qachonki yuqorida aytilgan «Gipparkos» kosmik observatoriyasi yer oldi orbitasiga

chiqarilsa, u vaqtda 64000 yulduz parallaksini o’lchash (9’’ aniqlikgacha) mumkin bo’lsa va bu aniqlik to 0,002’’ qiymatgacha aniq o’lchash mumkin. Yulduzlarning yorqinligi va absolyut yulduz kattaligi Yulduz kattaligini o’lchash uchun yulduzlarni Yerga nisbatan turli masofada joylashganligini e’tiborga olib, yulduz kattaligini aniq hisoblash uchun yulduzni ma’lum yoki standart masofada deb hisoblash uchun standart masofa r0=10 Пc ga teng masofa qabul qilingan. Hisoblash oddiylashtirilib, oddiy fizikasini hosil qilish uchun r0=10 Пc dan foydalaniladi. 10 Пc masofada bo’lgan yulduz kattaligiga absolyut yulduz kattaligi (M) deyiladi ( r -parsekda ifodalandi). Agar E−r masofadan Yergacha yulduz nurlanishi ko’rinarli yulduz kattaligi m tufayli o’lchangan. E0 - r0=10 Пс masofada yulduz nurlanishi M absolyut yulduz kattaligi orqali aniqlanadi. Pogson formulasiga asosan lg E E0 =0,4 (M − m) Fizika qonunlaridan ma’lumki, kuzatuvchigacha barcha nurlanish masofa kvadratiga teskari proporsionaldir: E E0 = r02 r2 yoki lg E E0 =2lg r0−2lg r . Bundan 0,4 (M − m)=2lg r0− 2lg r ni hosil qilamiz. Bu tenglikni 0,4 ga bo’lib va lg r0= lg 10 =1 ni e’tiborga olib, quyoidagini hosil qilamiz: M = m+5− 5lg r (6.3) r - parsekda ifodalangan. (3) formuladagi r o’rniga yillik parallaks π (6.2) dan M = m+5+5lg π (6.4) π - yoyni sekunddagi ifodasi. (6.3) va (6.4) dan M hisoblanadi. Modul masofasi – ko’rinarli yulduz kattaligi – absolyut yulduz kattaligi. M – obyekt spektri Bilan bog’liq bo’ladi: lg r=0,2 (m− M )+1 (6.5)

Misol. Quyoshning absolyut kattaligini aniqlash. Bunda ko’rinarli vizual yulduz kattaligi mϑ=−26 ,78 m e’tiborga olingan. Ma’lumki Yer – Quyosh orasidagi masofa r=a0=1a.b. M = m+5− 5lg r formula masofa parsekda berilsin (1Пк =206265 a.b.) . Unda Quyoshgacha bo’lgan masofa r= 1 206265 Пк , demak r= 1 π ga asosan Quyoshning yillik paralaksi π=20626 { 5''=1радиан ¿ . M = m+5+5lg π ni e’tiborga olib M ϑ= mϑ+5+5lg π=−26 ,78 +5+5lg 206265 =−21 ,78 −5⋅5,314 =+ 4,79 m Shunday qilib, 10 Pk masofada Quyosh kuchsiz yulduzday, ya’ni 5 chi yulduz kattaligiday ko’rinadi. Bunday kuchsiz yulduzlar ko’p hollarda butun fazo bo’ylab tarqalgan bo’ladi va ular orasida Quyosh qorong’u kechada yo’qolganday bo’ladi. Absolyut yulduz kattaligi yulduz yorqinligini, ya’ni ularni nurlanish quvvatini hisoblash imkoniyatini beradi. Quyoshga nisbatan taqozo qilganda. Yulduz nurlanishini quvvatini I orqali, Quyosh nurlanish quvvatini IΘ orqali ifodalaydi. Yulduz yorqinligini L=I:IΘ (6.6) Orqali ifodalaymiz va Pogson formulasidan foydalanib lg L=0,4 (M Θ− M ) (6.7) Bunda M Θ - Quyoshning absolyut yulduz kattaligi, yulduz kattaliklari sistemasida absolyut yulduz kattaligi M topilgan. Agar yulduzni nurlanish quvvatini vattdagi ifodasini bilmoqchi bo’lsak, unda (6.6) formula asosida topilgan yulduz yarqillashini Quyoshni nurlanish quvvatiga ko’paytirish kerak. Qutb yulduzi va Indeysa yulduzi ε ni ko’rinarli yaltirashini va Quyosh yorqinligini taqqoslaymiz. Quyoshni ko’rinarli yulduz kattaligi mΘ=−26 ,78'' , absolyut yulduz kattaligi M Θ=+ 4,7 9'' Yulduzlarni taqqoslash: 1. Qutb yulduzi (indeks 1) Ko’rinarli yulduz kattaligi m1=2,14 m

O'xshashlar

Yulduzlarning fizik parametrlari
Quyosh sistemasidagi kichik jismlarning fizik tabiati
TILNING IJTIMOIY TABIATI
Yulduzlararo muhit va yulduzlarning shakillanishi
Sayyoralarning fizik xususiyatlari