YULDUZLAR

YULDUZLAR — Quyosh singari yorugʻlik sochuvchi osmon jismlari; asosan, qaynoq plazmadan tarkib topgan, Gravitatsiya (tortishish) kuchlari taʼsirida gazchang muhiti (asosan, vodorod va geliy) dan hosil boʻladi. Yulduzlar markazida yuqori zichlik va yuqori t-ra (chamasi 10—12 mln. K) vujudga kelganda elementlarining sintezlanish termoyadro reaksiyasi sodir boʻladi (q. Termoyadro reaksiyalari). Quyosh Yerdan taxm. 150 mln. km uzoqda, Galaktikamizdagi Yulduzlar esa unga qaraganda ming, hatto million marta uzoqda joylashgan. Eng yaqin yulduzlargacha boʻlgan masofa Yerdan Quyoshgacha boʻlgan masofadan 66 ming barobar katta. Quyosh Yerga yaqin boʻlgani uchun yulduzlardan katta boʻlib koʻrinadi. Yorugʻlik Quyoshdan Yerga 8,3 min. da, bizgacha eng yaqin boʻlgan Sentavrning a sidan yorugʻlik 4 yilu 3 oyda yetib keladi. Shuning uchun Yulduzlar bizga (katta teleskoplarda ham) hamma vaqt yorugʻ nuqta boʻlib koʻrinadi. Teleskopsiz osmon sferasida koʻpi bilan olti ming, kichik teleskopda bir necha oʻn ming, katta teleskopda esa bir necha yuz mln. Yulduzlarni koʻrish mumkin. Bizning Galaktikamizda hammasi boʻlib taxm. 120 mlrd. Yulduzlar bor. Yu. ni oʻrganish insonlarning moddiy hayot ehtiyoji (kalendar tuzish, aniq vaqtni belgilash, sayohat vaqtida Yulduzlarga qarab yoʻnalishni aniqlash va boshqalar) taqozo qilgan. Qadimdayoq yulduzli osmon burjlar, turkumlarga boʻlingan. Aristotel davri (mil. av. 4-asr) dan boshlab bir necha yuz yillar davomida Yulduzlarning bir-biriga nisbatan osmonda egallagan oʻrni oʻzgarmas, ular osmonga «qadab qoʻyilgan», deb hisoblangan. Shuning uchun qadimiy zamonlarda kishilar yulduzli osmonni oʻzgarmas deb hisoblab, Yulduzlarning osmon sferasida egallagan oʻrnini aniklaganlar va Yulduzlar jadvallarini tuzganlar (mas, Gipparx, mil. av. 2-asr, Ulugʻbek, 15-asr). Bu jadvallar yordamida vaqt, joyning geografik koordinatalari aniqlangan. Xira Yulduzlar jadvallari ham tuzilgan va ular koʻpgina amaliy masalalarni hal etishda qoʻllanilmoqda. Bundan ming yil avval arab astronomlari yorugʻligini oʻzgartirib turuvchi yulduzni topganlar va unga Algol (shayton koʻzi) deb nom berganlar. Hozir bunday Yulduzlar juda koʻp topilgan (q. Oʻzgaruvchan yulduzlar). 16-asr oxirida italiyalik astronom J. Bruno Yu. ni ham Quyosh singari uzoqsa joylashgan jismlar deb tushuntirgan. 1595-yilda nemis astronomi I. Fabritsius birinchi marta oʻzgaruvchan Yulduzlarni, 1650-yilda italiyalik olim J. Richcholi koʻshaloq Yulduzlarni, 1718-yilda ingliz astronomi E. Galley 3 ta Yulduzlarning oʻziga xos harakatini, 18-asr oʻrtalarida M. V. Lomonosov, nemis olimi I. Kant, ingliz astronomlari T. Rayt hamda V. Gershel va boshqalar Kuyosh sistemasipk kashf etdilar.

19-asrning 2-yarmida Yulduzlarni tekshirishga avval spektroskopiya, keyinchalik fotografiya qoʻllanila boshlandi. 20-asr boshlaridan fizika fani yutuqlaridan foydalanib, Yulduzlarning fizik tabiatini oʻrganishga va evolyutsion qonunlarini tadqiq qilishga kirishildi.

Yulduzlarning asosiy koʻrsatkichlari ularning massalari, radiuslari va yorqinligi hisoblanadi. Yulduzlar ravshanligi, yorqinligi va rangi boʻyicha bir-biridan ancha farq qiladi. Mas, faqat katta teleskoplardagina kuzatiladigan eng xira Yulduzlar oddiy koʻzga koʻrinadigan eng yorugʻ Yulduzlardan mlrd. marta kam yoritadi. Yulduzlarning rangi ularning spektrlarini taqqoslaganda yaqqol namoyon boʻladi. Yulduzlar spektrlariga koʻra spektral sinflarga ajratilgan. Bunday sinflarga ajratishning asosi Yulduzlarning trasidir. Maʼlumki, Yulduzlar sochayotgan nur energiyasi ularning atmosferasi orqali tarqaladi. Demak, Yulduzlar spektrini tekshirishdan ularning atmosferasi toʻgʻrisida fizikaviy va kimyoviy maʼlumotlar olinadi. Mas, Yulduzlar spektriga koʻra ular atmosferasining trasi, gaz bosimi, kimyoviy tarkibi bir-biridan keskin farq qilmaydi. Bu kattaliklar koʻpincha Quyosh parametrlariga nisbatan ifodalanadi. Yulduzlar olami turlituman boʻlib, baʼzilari hajm jihatdan Quyoshga nisbatan mln. marta katta va yorqin (gigant yulduzlar); koʻpgina Yulduzlar oʻlchami va yorqinligi jihatdan Quyoshga nisbatan ancha kichik (karlik Yu.) boʻladi. Zichligi jihatidan siyraklashgan va oʻta zich Yulduzlar mavjud. Bir qator gigant Yulduzlarning oʻrtacha zichligi suv zichligiga nisbatan yuz ming marta kichik, boshqalariniki (mas, oq karliklarniki) yuz ming marta katta. Baʼzi Yulduzlar kuchli chaqnashi natijasida tashqi qobigʻidagi maʼlum massasini tashlab yuborib yorqinligini davriy oʻzgartirib turadi va ular oʻzgaruvchan yulduzlar deb ataladi. Yangi yulduzlart esa yorqinlik tezda ortib boradi. Shu bilan birga kichikroq Yulduzlar bir necha sutka kattalashib, undan gaz qobigʻi ajraladi va kengayishni davom ettirib fazoga yoyiladi. Soʻngra yana kichikroq oʻlchamga qisqaradi. Chaqnash paytida koʻproq oʻzgaradigan oʻta yangi Yulduzlar ham bor. Yulduzlarning spektrlarini oʻrganish ularning atmosferasidagi kimyoviy tarkibini aniqlashga imkon beradi. Yulduzlar ham Quyosh singari Yerdagi mavjud kimyoviy elementlardan tarkib topgan. Yulduzlarda vodorod (ogʻirligiga nisbatan taxm. 70%) va geliy (taxm. 25%) koʻproq, qolgan elementlar (kislorod, azot, temir, uglerod, neon) taxm. Yerdagidek uchraydi. Yulduzlar koʻpincha umumiy ogʻirlik markazi atrofida aylanuvchi juft boʻlib joylashadi; bular qoʻshaloq yulduzlar deb ataladi. Uchlamchi va karrali sistemada harakatlanadigan Yulduzlar ham uchraydi (q. Karrali yulduzlar). Yu. ning spektral sinflari va yorqinliklari orasida bogʻlanish boʻlib, bu Gershprung — Ressel diagrammasi deb ataladi. Bu diagrammada Yulduzlar yorqinliklariga koʻra maʼlum guruhlarga ajratiladi. Bir xil spektral sinflar (yoki bir xil tra) dagi Yulduzlar: Massalari bir xil boʻlgan yulduzlarning oʻlchamlari turlicha boʻlishi mumkin (Kuyoshning kizil gigantga, oqkarlikning Quyoshga nisbatan oʻlchamlari va h. k. koʻrsatilgan). Yulduzlar yorqinliklarining turlicha boʻlishi ularning radiuslari farq qilishini qoʻrsatadi.

Yulduzlarning massasi faqat qoʻshaloq Yulduzlar dagina bevosita topiladi. Yakka Yulduzlarning massasi esa ularning mutlaq yorqinligi yoki boshqa xossalari asosida chamalanadi. Qoʻshaloq Yulduzlardan birining ikkinchisi atrofida aylanish davri va ular orasidagi masofa kuzatish natijasida aniqlanib, osmon me~ xanikasi qonunlari asosida bu Yulduzlarning massasi hisoblanadi. Statistik analizdan Yulduzlarning massalari va yorqinliklari orasida bogʻlanish mavjud ekanligi maʼlum. Bu bogʻlanish «massa — yorqinlik» diagrammasi bilan ifodalanadi. Yakka Yulduzlarning massalari ularning yorqinligiga koʻra shu diagramma yordamida topiladi. Yulduzlarning ichki tuzilishini bevosita kuzatishdan aniqlab boʻlmaydi. Uning massasi, radiusi va yorqinligiga qoʻra Yulduzlar ichki tuzilish modeli nazariy yaratiladi. Yulduzlarning t-rasi sirtida bir necha ming gradus, ichida bir necha oʻn mln. gradusgacha boʻlishi mumkin. Bunday trada modda faqat ionlashgan atomlar holatidagina boʻladi. Shuning uchun Yulduzlarning ichki tuzilishi modelini yasashda ideal gazlar nazariyasidan keng foydalaniladi.

Yulduzlarning Galaktikada harakatlanishi natijasida vaqt oʻtishi bilan oʻzaro joylashishi (oʻrni) sekin-asta oʻzgaradi. Fazoda Yulduzlar juda katta Yulduzlar sistemasi — galaktikatl hosil qiladi. Bizning Galaktikamiz tarkibiga (Quyoshga taalluqli boʻlgan) 100 mlrd. dan ortiq Yulduzlar kiradi. Galaktikalarning tuzilishini oʻrganish shuni koʻrsatadiki, bunda koʻpgina Yulduzlar yulduzlar toʻdasi, yulduz assotsiatsiyalari va boshqalar hosil qilib guruhlanadi. Yulduzlar bir-birini toʻldiruvchi ikkita yoʻnalishda oʻrganiladi. Yulduz astronomiyasida Yulduzlar biror xususiyati bilan tavsiflanuvchi obyekt sifatida qaralib, ularning harakati, galaktika va toʻdalarda taqsimlanishi, turli statik qonunlari oʻrganiladi. Astrofizikada Yulduzlarda sodir boʻladigan fizik jarayonlar, ularning tuzilishi, evolyutsiyasi, nurlanishi oʻrganiladi.

Yulduzlar energiyasining asosiy manbai yengil yadrolardan ogʻir yadrolar paydo boʻladigan termoyadro reaksiyasidir. Energiyaning ajralishi va uzatilishi nazariyasi asosida Yulduzlarning ichki tuzilishi va tabiati haqida fikr yuritiladi. Yulduzlarda vodorodning geliyga aylanishi tufayli Yulduzlar gazining molekulyar ogʻirligi ortib, yadro siqiladi, t-ra yanada koʻtariladi, yadro atrofidagi gaz esa kengayadi. Bu gaz fazoga tarqalib ketishi natijasida Yulduzlar oq mitti Yulduzlar boʻlib qoladi. Baʼzi massiv Yu. yadrosi shu darajada siqilishi mumkinki, natijada ularning radiusi taxm. 10 km cha boʻlib, neytron Yu. ga aylanadi. Bunday Yulduzlar, asosan, radionurlanishda kuzatiladi va pulsarlar deb ataladi. Ular oʻta yangi yulduz hosilasi mahsulidir. Koʻpchilik Yulduzlar ikki, uch va undan koʻp sonli boʻlib, ular oʻzaro dinamik bogʻliq sistemalarni hosil qiladi. Oʻzbekistonda Yulduzlar Oʻzbekiston FA Astronomiya instituti va Oʻzbekiston milliy un-ti astronomlari tomonidan oʻrganilmoqda (yana q. Astronomiya).

Karomat Mirtojiyeva.


Lotin alifbosida maqola: YULDUZLAR haqida to'liq ma'lumot kategoriyasi: Y harfi fikringiz bo'lsa izohda qoldiring va do'stlaringiz bilan ulashing biz bundan minatdor bo'lamiz bizni kuzatishni davom eting (u kim, bu nima, qanaqa ?, tushunchasi, degan savolarga javob topishingiz mumkin)



YER
QUYOSH
TOSHKENT
OY
TERMOYADRO REAKSIYALARI


Добавить комментарий