M. Mamadazimov

MAVZU. 55-§. Yulduzlar evolutsiyasi. Neytron yulduzlar va «qora o‘ralar» *

Ko‘pchilik astronomlarning fikricha, yulduzlar (hatto galaktikalar ham) juda yirik massali gaz bulutining siqilishi (kondensatsiyalanishi) va aylanishi natijasida paydo bo‘ladi. Faraz qilaylik, sovuq gaz-chang buluti ma’lum sabablarga ko‘ra siqilayotgan bo‘lsin. Tortishish kuchlari ta’sirida siqilayotgan gaz buluti sekin-asta sharsimon holatni olishga intiladi. Bunday siqilish natijasida bulutning zichligi va temperaturasi ortib borib, u kelgusida «protoyulduz» (yulduz shakllanishining boshlang‘ich holati)ga aylanadi. Bunda uning sirt temperaturasi ortishi bois, u infraqizil diapazonda nurlana boshlaydi. Protoyulduzning markazida temperatura taxminan 10⁷ °C ga erishgach, u yerda termoyadro sintezi reaksiyasi boshlanadi. Shu vaqtdan boshlab gaz bosimining ichki kuchlari yulduz tashqi qismlarining tortishish kuchi bilan tenglashgani bois, yulduzning siqilish jarayoni to‘xtaydi. Yulduzning massasi qancha katta bo‘lsa, unda muvozanat holati shuncha yuqori temperaturada ro‘y beradi. Shu bois katta massali yulduzlarning yorqinliklari ham shunga mos ravishda katta bo‘ladi.

Yulduzlarda siqilish bosqichi uning markaziy qismida vodorodning bir tekis

«yonishi» bilan kechadigan statsionar holatga aylanadi. Aynan shunday holatda yulduzlar spektr-yorqinlik diagrammasining «bosh ketma-ketligi»dan joy olgan bo‘ladi. Yulduzlarning bosh ketma-ketlikda bo‘lish vaqti ularning massalariga bog‘liq. Katta miqdordagi nurlanish energiyasini tarqatayotgan massiv yulduzlar o‘z evolutsiyasi davrini tez o‘tab, statsionar holatda bir necha million yilgina bo‘lsa, Quyoshdek massali yulduzlar bu holatda 10¹⁰ yildan kam bo‘lmaydi.

Yulduzlar markazida bor vodorod geliyga aylanib bo‘lgach, u yerda geliyli yadro paydo bo‘ladi. Endi vodorod geliyga yulduzning markaziy qismida emas, balki uning yadrosiga yopishgan sirtida aylana boshlaydi. Bu paytda geliyli yadro ichida energiya manbayi so‘ngan bo‘lib, u sekin-asta qayta siqilishni boshlaydi va buning hisobiga qattiq qiziydi. Uning temperaturasi 15 · 10⁶ °C ga erishgach, geliy endi uglerodga aylanadi. Natijada uning yorqinligi hamda o‘lchami orta boradi va oddiy yulduz sekin-asta gigant yoxud o‘tagigant yulduzga aylanadi. Bilamizki, bunday yulduzlar spektr-yorqinlik diagrammasida alohida o‘rin egallaydi.

Binobarin, yulduzlar hayotining oxirgi bosqichi, ularning butun evolutsiyasi kabi massalarining «qo‘lida» bo‘lib, Quyoshimiz rusumida yulduzlar (massasi 1,2 Quyosh massasidan katta bo‘lmaganlari) sekin-asta kengayib, oxir-oqibatda yulduz yadrosini tashlab ketadi. So‘ngra u aylanayotgan qizil gigant yulduz o‘rnida kichik, qaynoq oq mitti yulduz qoladi. Yulduzlar dunyosi bunday oq mitti yulduzlarga boy. Bundan ko‘rinadiki, ko‘p-

chilik yulduzlar oq mittiga aylangach, bora-bora sovib, o‘chib qoladi.

Biroq yulduz massasining ma’lum qiy- matidan boshlab, yadrodagi gaz bosimi gravitatsiya kuchlariga bas kelolmay uz- luksiz siqila boshlaydi, boshqacha aytgan- da, kollaps (halokatli siqilish) hodisasi ro‘y beradi. Yulduz massasi taxminan

2–3 Quyosh massasicha bo‘lganda, u kol- lapsdan qochib qutulolmaydi.

Bunday yulduz navbatdagi siqilishi oqibatida neytron yulduzga aylanishi natijasida vujudga kelgan «neytron gaz»

Oq mitti

yulduz

Neytron

yulduz

Neytron

yulduz yoki qora o‘ra

bosimi gravitatsiya kuchlariga bas kela olganligi tufayli, u siqilishdan to‘xtaydi. Bu o‘rinda yana shuni aytish joizki, yulduz qoldiq massasining siqilishi tufayli neytron yulduz o‘z-o‘zidan vujudga kelmay, u yadroviy portlashni (o‘tayangi yulduz ko‘rinishida) «boshidan kechirishi» lozim bo‘ladi. Bunday portlash tufayli modda neytronlar holatiga o‘tkazilib, barcha mavjud yadroviy energiya undan ajralib chiqadi (100-rasmga qarang).

Bordi-yu yulduzning massasi 2–3 Quyosh massasidan katta bo‘lsa, u holda

«neytron gaz»ning bosimi ham gravitatsiya kuchlariga bas kela olmay, yulduz

uzluksiz siqilishda davom etadi. Siqilayotgan yulduzning radiusi ^2GM ga

_c2

yetganda (bu yerda c – yorug‘lik tezligi), uning uchun parabolik tezlik yorug‘lik tezligidan katta bo‘ladi. Boshqacha aytganda, endi hech narsa, hatto nurlanish kvanti ham yulduzni tark eta olmaydi, binobarin, yulduz endi ko‘rinmaydi. Nazariy jihatdan qaralganda, bo‘lishi mumkin bo‘lgan bunday faraziy yulduz

«ko‘rinishi» qora o‘ra deb ataladi.

Bunday nom unga o‘zidan tashqariga hech qanday nurlanishni ham chiqara olmaydigan darajadagi tortish kuchiga egaligi uchun berilgan.

Agar «qora o‘ra» qo‘shaloq yulduzlarni tashkil etuvchilaridan biri bo‘lsa, unda u yonidagi normal yulduzning moddasini tinimsiz «so‘rish» xususiyatiga ega bo‘- ladi. Aynan shunday hududda kuchli rentgen diapazonida vujudga kelgan nurla- nishni maxsus rentgen teleskoplarda qayd qilish orqali «qora o‘ra»ning qorasini ko‘rish mumkin bo‘ladi.