M. Mamadazimov

MAVZU. 49-§. Yulduzning absolut kattaligi va uning yorqinligi bilan bog‘liqligi *

Yulduzlarning ko‘rinma yulduz kattaliklari ularning yorqinliklarini solish- tirishga imkon bermaydi. Chunki bir xil yorqinlikka ega bo‘lgan turli masofada yotuvchi ikki yulduzning ko‘rinma yulduz kattaliklari bir xil bo‘lmasligi ma’lum. Bu masalani hal etish uchun astronomlar barcha yulduzlarni bizdan bir xil masofaga keltirib, yulduz kattaliklarini aniqlashni va keyin shu asosda ularning haqiqiy yorqinliklarini solishtirishni maqsad qildilar. Bunday birlik si- fatida astronomlar 10 parsekli masofani oldilar. Yulduzlarning bizdan 10 parsek masofaga keltirilganda aniqlangan ko‘rinma yulduz kattaliklari ularning absolut yulduz kattaliklari deb ataladi va M harfi bilan belgilanadi. 10 parsekli standart bu masofa taxminan 2 ∙ 10⁶ astronomik birlikka teng bo‘lganidan, Quyoshni 10 parsek masofaga eltgandan keyingi intensivligi uning 1 a.b. masofada turgandagi

1

intensivligidan

(210⁶ )²

marta (ya’ni 4 ∙ 10¹²) kamayadi. Intensivlikning har

100 marta kamayishi ko‘rinma yulduz kattaligining 5 yulduz kattaligiga ortishiga to‘g‘ri kelishi e’tiborga olinsa, unda intensivlikning 4 ∙ 10¹² marta kamayishi yulduz kattaligining 31,5 marta ortishiga olib keladi. Binobarin, 10 pk masofaga

«eltilgan» Quyoshning ko‘rinma yulduz kattaligi –26,7 + 31,5 =+ 4,8 ni tashkil etar ekan. Boshqacha aytganda, Quyoshning absolut yulduz kattaligi M_ʘ = + 4,8 ga teng bo‘lar ekan, deb xulosa qilish mumkin.

Sentavr yulduz turkumidagi bizga eng yaqin joylashgan ravshan yulduzning (Proksima) ko‘rinma yulduz kattaligi m = 0 bo‘lib, Quyoshdan uzoqligi 1,3 pk. U

_ 10 _ ²


10 pk masofaga eltilganda, uning intensivligi _

= 8² = 64 marta kamayadi. Bu

1,3

yulduz kattaligining 4,5 marta ortishiga olib keladi. Demak, uning absolut yul- duz kattaligi M_p = 0 + 4,5 = + 4,5 bo‘ladi. Bundan ko‘rinishicha, biror yulduzning ko‘rinma yulduz kattaligi va ungacha bo‘lgan masofa parseklarda ma’lum bo‘lsa, uning absolut yulduz kattaligini oson aniqlash mumkin ekan. Buning uchun astronomlar ushbu maxsus hisoblash formulasini ham aniqlashgan:

M = m + 5 – 5 lg r,

bu yerda r – yulduzgacha parseklarda ifodalangan masofa.

Agar Quyosh va ixtiyoriy yulduz absolut yulduz kattaliklarida (M_ʘ va M_*) berilgan bo‘lsa, u holda ularning yorqinliklari nisbatining logarifmi ushbu ifodadan topiladi:


 *
lg ^{ L* }  0, 4(M  M ) .

^ L_ ^

Yulduzlarning yorqinliklarini o‘rganishdan, ularning yorqinliklari 0,0001 Qu- yosh yorqinligidan to bir necha o‘n ming Quyosh yorqinligigacha chegarada o‘zgarishi ma’lum bo‘ladi.

Juda katta yorqinlikka ega bo‘lgan yulduzlar ichida gigantlar va o‘tagigantlar deb ataluvchi yulduzlar alohida o‘rin tutadi. Gigantlarning asosiy qismi nisbatan past sirt temperaturasiga (3,4 ∙ 10³ K) ega bo‘lib, qizil rangda bo‘lganidan ularga qizil gigantlar deb nom berilgan. Aldebaran (Savr yulduz turkumining eng yorug‘ yulduzi), Arktur (Ho‘kizboqar yulduz turkumining eng ravshan yulduzi) kabi yulduzlar gigantlarning mashhur vakillaridan hisoblanadi.

O‘tagigantlar esa yorqinliklari Quyoshnikidan o‘n ming martalab ortiq bo‘lgan yulduzlar bo‘lib, ularning rangi turlichadir. Ko‘k rangdagi o‘tagigantlarga misol qilib Rigelni (arabcha «Rij al-Javzo»ning buzilgan talaffuzi – «Pahlavonning oyog‘i» – Orion yulduz turkumining betasi); qizil o‘tagigantlarga – Antaresni (Aqrab yulduz turkumidagi eng ravshan yulduz), Betelgeyzeni (arabcha «Ibt al- Javzo»ning buzilgan talaffuzi – «Pahlavonning o‘ng yelkasi» – Orionning eng ravshan yulduzi) keltirish mumkin.

Turli yorqinlikdagi yulduzlarning spektrlari ham bir-birlaridan biroz farq qiladi. Shu tufayli, ba’zan spektrdagi turli atomlarning chiziqlariga ko‘ra yulduzning yorqinligini baholash mumkin. Shu yo‘l bilan yorqinliklari aniqlangan yulduzlarning ko‘rinma yulduz kattaliklari yordamida ulargacha masofalarni ham

aniqlash mumkin bo‘ladi. Yulduzlargacha masofalarni aniqlashning bu metodi, yuqorida eslatilganidek, spektral parallaks metodi deb yuritiladi.

Spektral parallaks metodining trigonometrik metodlardan afzalligi shundaki, spektral parallaks juda katta masofada yotgan va spektrlarini olish imkoni bo‘lgan barcha yoritgichlarning ham masofalarini aniqlashga imkon beradi.