I – bob. Yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi

1.2. Yulduzlarni gravitetsion siqilish vaqti va ularni asosiy ketma-ketligiga tushishi.

Yulduzlarni gravitatsion siqilish vaqti ularning yashash vaqtidan ancha kichikdir. Bu vaqt ularning massasiga bog’liqdir. Yulduzlarning massasi qancha kata bo’lsa gravitatsion siqilish vaqti shuncha kichik bo’ladi. Massasi quyosh massasiga teng bo’lgan protoyyulduz taxminan 10 ⁸ yilda siqiladi. Yulduzlarning boshlang’ich siqilish vaqti juda tez o’tganligi tufayli bu stadiyadagi yulduzlarni kuzatish juda qiyin bo’ladi. Taxminiy farazlarga ko’ra T- buzoqch ko’rinishidagi noto’g’ri o’zgaruvchan yulduzi evolyutsiyaning boshlang’ich stadiyasidagi yulduzdir. NGC6530 galaktikasidagi yulduzlar to’dasi uchun yulduz kattaligi rang ko’rsatgich diagrammasini tahlilini ko’rsatishicha rang ko’rsatgichi (B-V)>0 bo’lgan yulduzlar asosan T-buzoqcha tipidagi yulduzlardan iboratdir. Bunday siqilgan yulduzlar guruhi asosiy ketma-ketlikdan o’ng tarafda joylashgan yulduzlardir.

1-rasm. NGC 2264 galaktikasidagi yulduzlar to’dalari taxminan 10⁷ yil oldin paydo bo’lgan yosh yulduzlardir. Bu yulduz to’dasida O-B sinflarga mansub bo’lgan massiv yulduzlar ancha vaqt oldin yulduzlar asosiy ketma-ketligiga tushgan yulduzlar bo’lsalar kichik massalilari hali gravitatsion kondensatsiya fazasini o’tkazayotgan yulduzlardir.



1-Rasm. NGC 2264 yosh yulduzlar to’dasi uchun Gersshprung – Rassel diagrammasi.

T – buzoqcha tipidagi yulduzlar hali ustuvor holatga yetmaganligi sababli ularning yorqinligini xususiy xarakteri shunga bog’liq bo’lsa kerak.

Bunday yulduzlar boshlang’ich diffuz materiya to’dalarini qoldiq tumanliklariga bog’liq bo’lsalar kerak.
Yulduzlar, yulduzlarni asosiy ketma-ketligiga joylashib uzoq vaqt davomida termoyadro reaksiyalar tufayli energiya nurlaydilar. Bu vaqt davomida ularni tashqi ko’rinishi deyarli o’zgarmaydi. Yulduzlarni asosiy ketma-ketlikdagi o’rni ularni massasi bilan aniqlanadi. Yulduzlarni asosiy ketma-ketligi pastda yorqin subkarlik ketma-ketligi joylashgan. Subkarlik yulduzlar asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlardan kimyoviy tarkibi turlichaligi bilan farq qiladi. Og’ir elementlar subkarliklarda bir necha o’n marotaba ko’pdir.
Termoyadroviy reaksiyalar natijasida sekinlik bilan vodorodni geliyga aylanishi yuz beradi, boshqacha qilib aytganda vodorodni yonishi vujudga keladi. Yulduzlarni asosiy ketma-ketlikda bo’lish vaqti termoyadroviy reaksiyalarni tezligiga, tezlik esa temperaturaga bog’liq bo’ladi.
Yulduz massasi qancha katta bo’lsa uning temperaturasi shuncha katta, natijada termoyadroviy reaksiyalar o’tish tezligi shuncha katta bo’ladi. Temperaturaning kattaligi, yulduzlarni tashkil etgan gaz bosimini yuqori va uning yuqori qatlamlarini muvozanatga saqlash uchun yetarli bo’lishiga olib keladi. Shuning uchun yuqori qatlamlari muvozanatda saqlash uchun nisbatan massiv yulduzlarda yadroviy reaksiyalar tezroq o’tib ularni asosiy ketma-ketlikda bo’lish vaqtini kamaytiradi, chunki energiya tezroq sarflanadi. Hisoblashlarni ko’rsatishicha B-O sinfidagi yulduzlar asosiy ketma-ketlikda 10 ⁷ yildan kamroq vaqt bo’lsa, Quyosh va undan keyingi spectral sinflarga mansub yulduzlarning asosiy ketma-ketlikda bo’lish davri 10 ¹⁰ yildan oshadi.
Yadroviy reaksiyalar yulduzlarni markaziy oblastlarida kechadi. Vodorodni yonishdan keyin konvektiv yadroni radiusi va massasi kamayadi.
Hisoblashlarni ko’rsatishicha bunda yulduz diagramma o’ng tomoniga qarab ko’chadi. Nisbatan massiv yulduzlar tezroq ko’chadi. Shuning uchun asosiy ketma-ketlikni yuqori oxiri sekinlik bilan o’nga qarab og’adi.