Ali sher navoi y nom I dagi sam arqand davlat uni versi teti fi zi ka fakulteti astronom I ya yo

Yangi yulduzlar. 
Har bir necha 10 yilda galaktikada shunday fenomen vujudga keladiki, uni 
yangi yulduz chaqnashi deb ataydilar. Oldin ko’rinmaydigan yulduz ko’rinadigan 
bo’lib qoladi. Masalan, 1054 yili shunday yangi yulduz kuzatilganki, uning 
yorqinligi Yang Veytening yozilishicha, oy yorqinligiga teng bo’lgan. 
Aniqlanishicha bu yangi yulduzni o’rnida hozirgi paytda Krabovid tumanligi hosil 
bo’lgan. U bizdan 6000 yorug’lik yili masofasida joylashgan. Turli yillarda olingan 
rasmlarni solishtirish ko’rsatadiki, bu tumanlik 1000km/s tezlik bilan 
kengayapti.Hozir aniqlanishicha, Krabovid tumanligi kuchli radio va kosmik nurlar 
manbaidir. Bu nurlanishlar yangi yulduz chaqnashida hosil bo’lgan elektronlarni, 
tumanlik magnit maydonida susayishi natijasida hosil bo’ladi. Bunday nurlanishga 
issiqlikmas yoki sinxrotron nurlanish deyiladi. Bundan tashqari Krabovid 
tumanligi rentgen nurlanishini kuchli manbai hisoblanadi. Boshqa portlashlar 
o’rnida ham, kengayuvchi radiomanbalar borligi aniqlangan. Masalan, bunday o’ta 
yangi yulduzning portlashi bizning galaktikamizga yaqin bo’lgan, katta Magelan 
tumanligida 1987 yilda qayd etilgan (1987A o’ta yangi yulduzi), u bizdan 160 
ming yorug’lik yili masofasida joylashgan. 1987A o’ta yangi yulduzi yer yuzidagi 
stansiyalar va yerning sun’iy yo’ldoshlarida o’rnatilgan stansiyalar yordamida ham 
qayd etilgan. 
O’ta yangi yulduzlarning yorqinligi juda katta bo’lib, 
43
10
3

erg/s ga yetadi. 
Ularning portlashi davomida nurlangan energiyasi 10
5
erg ga yetadi. O’ta yangi 

---

90 
yulduzlar bir necha oy davomida so’nsa ham, ularnig qoldiqlarini 100 lab yillar 
davomida kuzatish mumkindir. 
O’ta yangi yulduzlar spektrlarini o’zgarishiga ko’ra aniqlanishicha, ularning 
yorqinligining oshishi, uning fotosferasi yuzini oshishi hisobidan vujudga keladi. 
Uning yorqinligi eng katta bo’lganda, uning tashqi qavati undan ajralib kosmik 
fazoda ~1000 km/s tezlik bilan sochilib ketadi. O’ta yangi yulduzning markaziy 
qismi gravitasion kuch ta’sirida siqilib, pulsarga aylanadi. Temperaturasi nihoyat 
darajada katta bo’lgan, yorqinligi o’rta bo’lgan yulduzlargina o’ta yangi 
yulduzlardan portlab yarqiraydilar. Bu jihatdan Quyosh bunday portlashdan 
uzoqdir. Izlanishlarning ko’rsatilishicha, o’ta yangi yulduzning koinotda 
sochilayotgan tashqi qavati magnit maydoniga ega bo’lib, shuning uchun optik 
nurlar va radionurlar manbai hisoblanadi. Bunday nurlanishlarning qutblanganligi 
buni oxirigacha isbot etgan. Krabovid tumanligi va boshqa tumanliklarning 
qoldiqlari kosmik nurlar manbai hamdir. 
Faraz qilinadiki, yulduzning markaziy qismida vodorodni yonishi orqali 
o’tuvchi termoyadro reaksiyasi natijasida temperatura 
9
10
3

K ga yetadi va nisbatan 
og’ir elementlarni sintezi vujudga kelishi uchun sharoit yaratiladi. Shuning bilan 
termoyadro energiyasini manbai tug’iladi va gravitasion va yorug’likning bosim 
kuchi orasidagi muvozanat buziladi. Natijada yulduzning markaziy qismi 
gravitasion kuch ta’siri ostida siqilib, avval neytronli yulduzga, keyin pulsarga 
aylanadi. Bunday jarayonga gravitasion kollaps jarayoni deyiladi. Gravitasion 
kollaps jarayoni davomida bosimni oshishi bilan protonlar tomonidan elektronlarni 
yutish quyidagi reaksiyasi vujudga keladi: 
e
n
e
p





(2.2) 
Natijada temir marganesga aylanadi.
e
Mn
e
Fe





(2.3) 
Natijada yulduz muhitini markaziy qismida muhit neytronlardan iborat 
bo’lib, tashqi qobig’i temirdan iborat bo’ladi, ya’ni temirdan qilingan qobiq hosil 
bo’ladi. Neytronizasiya jarayoni davomiyligi 0,01-0,03 sekund bo’lgan kuchli 
neytrinoli dasta hamrohlik qiladi. Shuning uchun bunday neytrinolar dastasini qayd 
qilib, gravitasion kollapsning muhim xususiyatlarini o’rganish mumkindir. 
23 fevral 1987 yilda Magellan galaktikasida yuz bergan o’ta yangi yulduz 
yarqirashi davomida Alp tog’ida Baksan neytrinoli stansiyasida va Yaponiyadagi 
neytrinoli stansiyalarda bir vaqtli neytrinolar dastalari qayd etilgan. Agar 
neytrinolar noldan farqli massaga ega bo’lsa, u holda turli neytrinolarni qayd 
qilishda farq hosil bo’ladi. Shuning uchun ularning qayd qilish vaqtlarini farqiga 
ko’ra massalarini baholash mumkindir.