Радиотехник тизимлар назарияси асослари

P - °’14 ,
1 7 sutka-
Bu formula mayatnikni tebranish formulasidan chiqarilgan, mayatnik
ipi uzunligi o ‘rniga R q o ‘yilgan va P = ^ - ligi hisobga olingan.
n
Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar G -R diagrammasida bosh ketma-ketligidan
yuqorisida chapdan o‘ngga tomon davri ortishi bilan ma’lum tartibda joylashadi (3.17-rasmga qarang). Sefeidlarda p = 105g/sm3, uni yuqoridagi formulaga qo'ysak R « 5 0 d, Liridlarda p = 102 g/sm 3; R « 1 .4 d (sutka); Kitning
M irasi uchun p = 10"7g/sm 3 va R= 1400 d sutka. Agar yulduzning pulsatsiyalanishi yuqoridagi formulani chiqarishda faraz qilingan oddiy mexanik tebranish bo‘lsa, u tez orada so‘nib qolishi kerak edi. Biroq bu
kuzatilmaydi, yulduz yuzlab-minglab yillardan buyon pulsatsiyalanib
116


kelmoqda. Demak, uni bunday tebranishni tiklab turadigan jarayon silntida ko‘rish va u avtotebranish ko'rinishga ega bo‘lishi kerak. Bunday hol yuqoi ida. sefeidlar misolida ko‘rilgan, yulduzning yuza qatlamida (0.01—0.02*K) m'y berayotgan geliyning ionlanish darajasi o‘zgarib turishi bilan bog‘lici bodislu mumkin: yulduzning bu qatlami kengayayotganda u yerda geliyni ionlanish darajasi pasayadi siqilayotganda esa ko‘tariladi. Sefeidlarda bu jarayon umq davriy turg‘un tebranish xususiyatga ega bo‘lsa, uzun davrli Savrning KV si, Kitning Mirasi va qisqa davrli Katta Itning (3-si singari yulduzlarda bu jarayon noturg‘un bo‘lib, u portlash va modda otilib chiqishlar bilan kecliaili Shuning uchun yulduz spektrida emission chiziqlar ko‘rinadi.
3.3.2. Spektrida yorug4 emission chiziqlar ko‘rinadigan yulduzlai
Ayrim yulduzlaming nostatsionarligi ulaming spektrida emission cliiziqlai ko‘rinishida namoyon bo‘ladi. Bunday chiziqlar yulduz atmosferasining jiula yuqori temperaturaga ega qaynoq qatlamlarida hosil bo‘ladi, ya'ni oplik yupqa va shuialanadigan qaynoq gaz qatlam hosil qiladi. Bu qatlam orqasida luiadi spektr beradigan zich va qaynoq soha yo‘q. Yuqorida biz ko'rib chiqqan statsionar yulduzlar spektri yutilish chiziqlar bilan kesilgan lulasli spektridan iborat edi. Tutash spektr yulduz fotosferasining paslki ziili va qaynoq qatlamlarida, yutilish chiziqlari esa uni yuqori siyrak va msbalau past temperaturadagi qatlamlarida hosil bo‘ladi. 0 va B sinlga mansub ynkluzlai spektrida emission chiziqlarning ko'rinishi atmosfcrasi yuqorida ko'rilgau statsionar yulduzlamikidan farq qilishini ko'miladi. Ayrim yuldnzlai spekliida emission chiziqlar bilan birgalikda yutilish (ahsorhsion) ebi/iqlan liain ko‘rinadi. Bir vaqtning o‘zida ham cmission, bam absoihsion bolalda ko‘rinadigan chiziq hosil qiladigan yulduz atmosleiasi iioslaisioiiai voki yulduzlaridan biri qaynoq 0 yoki B sinfga, ikkincbisi esa ( I yoki K s iii Iim mansub zich qo‘sha!oq bo‘lishi kerak. Buiulay qo'sbaloq imeq'iya Miiiui', asosiy qismi (98 %) yulduzdan chiqishi kerak, cbunki ko‘iilayolgau nostatsionar yulduzlar O yoki B sinfga mansubdir. Spektrida liain ennsMou, ham absorbsion chiziqlar ko‘rinadigan nostatsionar yulduzlarning ueb xib mavjud.