O’zbekiston Respublikasi Oliy va o’rta maxsus ta’lim vazirligi Islom Karimov nomidagi Toshkent Davlat Texnika universititeti Olmaliq filiali

qiymatning o'zgarishini anglatadi X bir soniyada. Biz yulduzning yoshini asosiy ketma-ketlikda "o'tirgan" paytdan boshlab o'tgan vaqt davri, ya'ni uning ichki qismida yadroli vodorod reaktsiyalari boshlanishi deb belgilashimiz mumkin. Agar yorug'lik va o'rtacha vodorod miqdori evolyutsion ketma-ketlikning turli a'zolari uchun ma'lum bo'lsa X, keyin (12.1) tenglamadan yulduzning ma'lum bir modelining uning evolyutsion ketma-ketligida yoshini topish qiyin emas. Oliy matematikaning asoslarini biladigan har bir kishi oddiy differentsial tenglama bo'lgan (12.1) tenglamadan yulduz yoshini tushunadi.integral sifatida belgilanganVaqt oralig'ini sarhisob qilish 12, biz aniq vaqt oralig'ini olamiz Yulduz evolyutsiyasi boshidan o'tgan. Aynan shu holat (12.2) formula bilan ifodalanadi.

Shakl. 12.1 nisbatan ulkan yulduzlar uchun nazariy hisoblangan evolyutsiya yo'llarini ko'rsatadi. Ular o'zlarining evolyutsiyasini asosiy ketma-ketlikning pastki chetidan boshlashadi. Vodorod yonib ketganda, bunday yulduzlar izlari bo'ylab umumiy yo'nalishda harakat qilishadi bo'ylab uning chegaralaridan tashqariga chiqmasdan (ya'ni, uning kengligi ichida qolmasdan) asosiy ketma-ketlik. Asosiy ketma-ketlikda yulduzlar borligi bilan bog'liq bo'lgan evolyutsiyaning ushbu bosqichi eng uzoq davom etadi. Bunday yulduzning yadrosidagi vodorod miqdori 1% ga yaqinlashganda, evolyutsiya tezligi tezlashadi. Vodorod "yoqilg'isi" ning keskin kamaygan tarkibi bilan energiya chiqarilishini kerakli darajada ushlab turish uchun yadro haroratini "kompensatsiya" sifatida oshirish kerak. Va bu erda, boshqa ko'plab holatlarda bo'lgani kabi, yulduz o'zi ham uning tuzilishini tartibga soladi (6-§ ga qarang). Asosiy haroratning oshishi bilan erishiladi siqilish umuman yulduzlar. Shu sababli evolyutsion izlar keskin chapga buriladi, ya'ni yulduz yuzasining harorati ko'tariladi. Ammo yaqin orada yulduzning qisqarishi to'xtaydi, chunki uning yadrosidagi barcha vodorod yonib ketadi. Ammo yadroviy reaktsiyalarning yangi maydoni "ochiladi" - allaqachon "o'lik" (juda issiq bo'lsa ham) yadro atrofida ingichka qobiq. Yulduzning keyingi evolyutsiyasi bilan ushbu konvert yulduz markazidan tobora uzoqlashib boradi va shu bilan "kuygan" geliy yadrosining massasini oshiradi. Shu bilan birga, ushbu yadroni siqish jarayoni va uning isishi sodir bo'ladi. Ammo, bu holda, bunday yulduzning tashqi qatlamlari tez va juda kuchli shishishni boshlaydi. Bu shuni anglatadiki, ozgina o'zgaruvchan oqim bilan sirt harorati sezilarli darajada pasayadi. Uning evolyutsion yo'li keskin o'ngga buriladi va yulduz qizil supergigantning barcha xususiyatlariga ega bo'ladi. Siqilish to'xtaganidan keyin yulduz bu holatga juda tez yaqinlashgani uchun, Hertzsprung-Rassel diagrammasida asosiy ketma-ketlik va gigantlar va supergigantlar bo'lagi orasidagi bo'shliqni to'ldiradigan yulduzlar deyarli yo'q. Bu ochiq klasterlar uchun qurilgan bunday diagrammalarda aniq ko'rinadi (1.8-rasmga qarang). Qizil supergigantlarning keyingi taqdiri hali ham yaxshi tushunilmagan. Ushbu muhim masalaga keyingi bobda qaytamiz. Yadro yuz millionlab kelvin tartibida juda yuqori haroratgacha qizdirilishi mumkin. Bunday haroratda geliyning uch karrali reaktsiyasi "yonadi" (8-§ ga qarang). Ushbu reaktsiya paytida chiqarilgan energiya yadroning keyingi siqilishini to'xtatadi. Shundan so'ng yadro biroz kengayadi va yulduz radiusi kamayadi. Yulduz qiziydi va Hertzsprung-Rassel diagrammasida chapga siljiydi.