I – bob. Yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi

1-jadval. Yulduzlarni spektral klassifikatsiyasi

Simvol	Spektrdagi xarakterli chiziqlar	Shu tipdagi yulduzlar	Temperature	Rang	Yulduzlarni rang ko’rsatgichi (Bm-M)
O	Ionlashgan geliy ko’p marotaba ionlashgan kislorod va azot	Orion	30 000	Ko’kimtir oq	-0,40
B	Geliy neytral ionlashgan kislorod va azot	Spinka	20 000	Ko’kimtir oq	-0,30
A	Vodorod chiziqlarining intensivligi eng yuqori	Vega, Sirius	10 000	Oq	0, 00
F	Ionlashgan metallar: kalsiy, magniy va boshq.	Protsion	8000	Sariqroq	+0,30
G	Neytral metallar: natriy, magniy, temir va boshq.	Kapella quyosh	6000	Sariq	+0,60
K	Neytral metallar va kuchsiz titan oksidini chiziqlari	Arktur, polluks	4000	Jigarrang	+1, 10
M	Titan oksidini kuchli chiziqlari	Antares – Betelgeyze	3000	Qizil	+2,0

Jadvalda yana yulduzlarni asosiy rang ko’rsatgichi (B-V) - ning o’rtacha qiymati ko’rsatilgandir. Qayd qilish kerakki barcha yulduzlar asosan vodoroddan tashkil topgan (boshqa kimyoviy elementlar anchagina kam), shuning uchun yulduzlarning spektrlarida vodorodni yutilish chiziqlari mavjud bo’lib, bunday chiziqlarning intensivligi temperaturaga bog’liq va turli yulduzlar uchun turlicha bo’ladi. Tablitsada ular bo’yicha yulduzlar klassifikatsiyalangan intensivligi yuqori bo’lgan yutilish chiziqlari keltirilgan.

Garvard universiteti astronomlari shunday klassifikatsiyalash usulidan foydalanib 1924 yilgacha 400 ming yulduzlarni klassifikatsiyalangan bo’lsa, hozirgacha klassifikatsiyalangan yulduzlar soni milliondan oshgan. Yulduzlarni kimyoviy tarkibi taxminan bir xil bo’lsa ham nima uchun ularni spektrlari turlicha bo’ladi degan savol tug’iladi. Gap shundaki 3000 K - ga teng temperatura atrofida molekulyar bog’lanishlar mavjud bo’lib yulduzlarni atmosferasi spektrida yutilish chiziqlarini hosil qiladi.
Bunday unikal yulduzlarga ularni birinchi marotaba qayd qilib o’rgangan olimlar nomi bilan Balf-Raye yulduzlari deyiladi. Bunday yulduzlarni spektridagi yorqin chiziqlarni borligi ularni atmosferasidagi temperaturasi juda yuqori hatto 60 000 gradus kelvinga yetishini ko’rsatadi. Bolf-Raye yulduzlarning tarkibida geliy miqdori vodorod miqdoridan ko’p bo’ladi.
Ba’zi yulduzlarni katta masshtabli spektrogrammasida yulduzlarni o’z o’qi atrofida aylanishi tufayli spektral chiziqlarni uncha katta bo’lmagan kengayishi kuzatiladi. Yorug’lik yulduz yuzining barcha qismlaridan kelayotgan bo’lib, chegaraviy kuzatuvchilardan uzoqlashayotgan va yaqinlashayotgan qismidan ham yorug’lik kelayotganligi sababli spektral chiziqlar Dopler effekti tufayli kengaygan bo’ladi. Bunday chiziqlarni kengligini yarmi yulduzni chiziqli aylanish tezligini topish imkonini beradi.

bunda - spektral chiziqni o’rtasiga tog’ri keluvchi to’lqin uzunlik.
Yulduzlarni ekvatorial sohalarini chiziqli tezligi kilometr sekunddan 100 km/s-gacha bo’lib chiqdi. Tez aylanuvchi yulduzlardan biri Persey yulduzi bo’lib uning yorqinligi 4,06^m ga teng radiusi Quyosh radiusidan 3 marotaba, yorqinligi Quyosh yorqinligidan 65 marotaba kattadir. Ekvatorial sohasini aylanish tezligi 500 km/s - ga yaqindir, Quyoshniki esa 2 km/s - ga tengdir. Aniqlanishicha O-F sinflariga mansub yulduzlar, G-M sinfiga mansub bo’lgan yulduzlarga ko’ra tezroq aylanadi. G-M sinfidagi yulduzlarni aylanish tezligi o’n kilometr sekund yoki undan ham past bo’ladi.
Yulduzlarni katta tezlik bilan, aylanishi ularning yuzidan muhitni oqib chiqib ketishiga olib keladi va bu O va B sinflaridagi yulduzlar uchun kuzatilgan.