P habibullaev

Si1*  va  boshqa  yadrolar  paydo  bo'ladi.  Bu  reaksiyalar  bir  necha  ming 
yilcha davom etdi.
4. Birlamchi yulduzlarda temperatura  T~3- KPA'va bundan ortiq bo‘!ganda 
S i yadrosi yona boshlaydi va natijada yadro reaksiyalari tufayii,  eng katta 
bog‘ianish energiyasiga ega bo'lgan Ni va Fe gacha yadrolar paydo bo'ladi. 
Shu bilan yulduzlardagi termoyadro reaksiyalarida og'ir yadrolarning paydo 
bo'lishi tugaydi.  Keyingi og‘ir elementiar paydo bo‘lishi uchun v-protsess 
(slow  —  sekin)  sodir  bo‘lishi  zarur;  ya’ni  neytronni  yadro  ushlashi, 
so‘ng p  - yemirilishiga duchor bo‘lishi  kerak.  Neytronlar oqimi  (dastasi) 
esa  massasi  M>2M()  bo‘lgan  massiv  yulduzlardagi
C 2 + C 2  - * M g 23+ n ;O '6 + O '6  -> 53l + « 
yadro  reaksiyalari  tufayli  yuz  beradi.  Natijada  s-protsess  borishi  uchun 
imkon  tug‘iladi.
s-prosessda  Z   yadro  tomonidan  neytronlarning  ikki  ketma-ket 
ushlanishi  uchun  ketgan  vaqt,  hosil  bo‘lgan Zyadroning p  —  yemirilishi 
vaqtidan katta bo‘ladi, ya’ni yadro neytronni ushlagandan (zabt etgandan) 
keyin p  —  yemirilishga ulguradi va  natijada Z + 1  yadro  hosil  bo‘ladi.  s — 
protsessining  sodir  bo'lishi  uchun  bir  sekundda  1015-1016  ta  neytronlar 
oqimi kerak.  Bu holda tabiatda uchraydigan og‘ir elementlarning olinishi 
uchun  bir  necha  ming  yil  zarur  bo'ladi.
s-protsessda  B iш   gacha  bo'lgan  og'ir  yadrolar  olinishida  mumkin. 
Lekin  undan  og'irroq yadrolar  olinishi  mumkin  emas,  chunki  ularning 
yashash vaqti davomida p -  yemirilishi bilan birga yadrodan proton ajralib 
chiqish  reaksiyasi  sodir  bo'ladi,  bunday  yadrolar  navbatdagi  ikkinchi 
neytronni zabt  etgunga qadar parchalanib ketadi.  Demak,  B PW dan og'ir 
yadrolarning  tabiatda  uchrashini  tushuntirish  uchun  boshqa  protsesslar 
zarurligi taqoza etiladi.
Yadro tomonidan ко ‘p neytronlarni ketma-ket ushlab olinish vaqti, hosil 
bo ‘Igan yadro yashash vaqtidan kichik bo ‘Igan protsesslarni r-protsessi (rapid- 
tez)   deyiladi.  B P 09  dan  og'ir  yadrolar  olinishi  uchun  r-protsess  ishtiroki 
zarur  bo'ladi.  Bu   r-protsess  esa  sekundiga  1027-1040  ta  neytronlar  oqimi
99

---

bo'iishini  taqozo  etadi.  Neytronlarning  bunday  katta  oqimi  o‘ta  yangi 
yulduzlar portlashida, galaktika yadrosi portlashida hosil bo'lishi  mumkin. 
Bu oqimlar (ya’ni r-protsesslar) 0,1  sekunddan bir  necha o‘n sekundgacha 
boMgan  qisqa muddatda sodir boMadi.
Shunday qilib, s-protsess bir necha ming yil, /-protsess bir necha daqiqa 
davom  etadi  va  natijada  har  xil  ogMr  yadrolar  hosil  boMadi.  Keyin  esa, 
milliard  yillar davom etadigan  yulduzlardagi  nukleosintez  Olamda  har xil 
kimyoviy elementlarning paydo boMishiga, shuningdek,  hamma organik va 
noorganik moddalarning, jumladan,  hayotning paydo boMishiga oiib keladi.
4-§.  Yulduz  holatiari
Moddariing yuqori temperaturali yuqori bosimi ( katta zichlikli) holatlari 
yulduzlarda namoyon boMadi.Yulduzlarning tipikvakili  Quyosh dir. Quyosh 
asosan  vodorod  va  geliydan  iborat  plazmadir.  Bunday  yulduzni  shar 
shaklidagi vodoroddan iborat plazma deb, unga ideal gaz holat tenglamasini 
qoMlab,  uning  markazidagi  bosim  va  temperautrani  baholash  mumkin.
Yulduzlar uchun  kuzatiladigan  kattaiiklar uning  massasi  M va  radiusi 
R ekanligini  nazarda tutib,  bosim  uchun  oMchamlik  nuqtai  nazardan
[p ] =  [ с ] ' И М
tenglik  o'rinli  boMganidan,  quyidagi
(j\ ! ’
P - -- r - 
( 1)
R
munosabat  osonlikcha  olinadi.  ( 1)  asosida  Quyosh  markazidagi  bosimni 
baholash  mumkin  (M r„  =  2 -  10’°  kg,  R4  ~  7-  10s  m):
~  1,1-  \0"П а  -  iO'1'  atm 
( 2)
Gravitatsiya  kuchi  tufayli  siqiiish  natijasida  yulduz  markazida  hosil 
boMgan  bosim  P(\),  statsionar  vuiduziar  uchun  issiqlik  tufayli  xaotik 
harakat  natijasida  hosil  boMgan gazning  bosimi  Pt ga teng boMadi