I – bob. Yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi

1.8. Yulduzlarning massa yorqinlik diagrammasi

Yakka yulduzlarning massasi “massa-yorqinlik” bog’lanishiga ko’ra baholanadi.

Yulduzlarning “massa-yorqinlik” bog’lanishi esa vizual qo’shaloq yulduzlarni kuzatishga ko’ra aniqlanadi. Bunday xarakteristikalar orasidagi bog’lanish, ya’ni massa va yorqinlik orasidagi bog’lanish, yulduzlar energiyasi manbai termoyadro reaksiyalari ekanligi va yulduzni massasi qancha yuqori bo’lsa u shuncha ko’p, energiya yo’qotishi bilan tushuntiriladi. O’ta gigant yulduzlarni massasi Quyosh massasidan 10 dan 50 marotabagacha katta yulduzlarni asosiy ketma-ketligidagi yulduzlarni massasi ham turlicha 0,1 (eng kuchsiz qizil gigantlar) Quyosh massasidan 50 Quyosh massasigacha (issiq O spektral sinfidagi yulduzlar) bo’ladi. Lekin yulduzlarni o’lchami yanada turlichadir. Shuning uchun turli ketma-ketlikdagi yulduzlar muhitini zichligi kuchli turlichadir. Asosiy ketma-ketlik uchun u 0,011gr/sm³-dan (O - yulduzlar) to 70 g/sm³ (qizil karliklar) gacha bo’ladi. O’ta gigantlar muhitini zichligi 0,009 gr/sm³ – dan 5-10^-8 gr/sm³ – gacha bo’lib yer atmosferasi pastki qismini zichligidan 22 000 marotaba kichik bo’ladi.



4-rasm. Massa yorqinlik diagrammasi

Zich sharoitlarda va o’ta siyraklashgan holatda bitta temperaturada kimyoviy elementlarni atomlari turlicha nur chiqaradi yoki nur yutadi. Natijada gigant va O’ta gigantlarning spektrlaridagi ko’pchilik chiziqlar tor va keskin bo’lsa oq karliklarning spektrlarida chiziqlar kengroq chekkalari razmitiy bo’ladi. Bunday foydalinib spektral chiziqlarining ko’rinishiga ko’ra berilgan yulduz Gersshprung-Ressel diagrammasidagi qaysi ketma-ketlikka mansub ekanligini aniqlash mumkin, unga ko’ra yulduzning absolyut yulduz kattaligini hamda ko’rinma yulduz kattaligini topib ungacha bo’lgan yuqorida keltirilgan formulaga ko’ra masofani baholash mumkin. Masofani topishni bunday usuliga spektral parallaks usuli deb yuritiladi, trigonometrik usul bilan masofani toppish mumkin bo’lmaganda, trigonometrik parallaks usulidan foydalanadilar, lekin trigonometrik parallaks usulini aniqligi ancha pastdir.

Boshqa yulduzlardan farqli oq karliklar ichida muhit juda zichlashgan bo’lib, termoyadroviy reaksiya ketmaydi. Ularning qarib zich joylashgan geliy yadrosidan iborat bo’lib, evolyutsiyasini oldingi etaplarida, to’plangan energiyasini nurlaydi. Hisoblashlarni ko’rsatishicha milliard yillardan keyin bunday yulduzlarni energiya manbai tamom bo’lib ular umuman nurlanmaydigan bo’lib qoladi.
Qayd qilish kerakki, bunday katta o’tagigantlar ko’rinuvchan bo’lsa, karlik yulduzlar, tushunarliki oq karlik yulduzlar ko’rinmaydigan bo’ladi. Shuning uchun qayd qilish kerakki, Gersshprung – Ressel diagrammasini turli ketma-ketlikdagi yulduzlar sonini analiz qilish ko’rsatadiki bu diagrammadagi yulduzlar soni tabiatda mavjud bo’lgan yulduzlar sonidan kam bo’lib, koinotni yashirin massasi mavjuddir.
XULOSALAR
1. Yulduzlar qisiluvchi gaz va chang bulutidan kondensatsiyalanib protoyulduzga, keyin yulduzlarni asosiy ketma-ketligidan o’tib qizil gigant yoki o’ta gigant yulduzga aylanib umrini oxirida oq karlik, neytron yulduzi yoki qora tuynukga aylanadi.
2.Qizil gigant va o’ta gigant yulduzlar Gersshrung-rasel diagrammasini o’ng yuqori qismida joylashgan yulduzlardir.