Радиотехник тизимлар назарияси асослари

a) Of yulduzlar: O sinfga ( 0 6 - 0 7 ) mansub ko‘p bo'lmagan bimday qaynoq yulduzlar spektrida yutilish chiziqlar bilan birgalikda 11e II A/lhKh, N III XK9634, 4640, 4641 emission chiziqlari ko‘rinadi. Ayrim yulibsb chiziqlari nihoyatda kuchsiz yoki emission chiziq ustiga tushishi nalijnsida yo‘qolib ketgan.
b) Oqqushning P-siga o‘xshash yulduzlar. Bunday yulduzlar absolul yorqin (Mv= —7m—9m) yulduzlar hisoblanib, spektrining qisqa lo'lqinli tomonida absorbsion yo‘ldoshi (C') bor. Kuchli emission (C) cbiziq keng absorbsiya (A) sahnida ko‘rinadi. Emission chiziq (C) yulduzning kene, qaynoq qobiq qatlamida, keng absorbsiya A esa tez aylanayotgan fotosferasida, yo‘ldosh chiziq C' esa kuzatuvchi tomondagi qobiq qatlamda hosil bo'ladi

117

3.18-rasm. Qaynoq qobiq bilan o‘ralgan yulduzning tuzilishi (a) va uning spektral chizig‘i fotometrik profil ko‘rinishi (b).
(rasm 3.18). Yo‘ldosh C' binafsha tomon siljigan, demak, yulduzning qobig‘i kengaymoqda.


d) Be-yulduzlar. Spektrida vodorodning, ayrim hollarda Fe II ning emission chiziqlari ko'rinadigan B sinfga mansub 1000 dan ortiq yulduzlar Be-yulduzlar deb ataladi. 3.19-rasmda Mezonning 48-yulduzi spektrida H p (vodorod chizig‘i) chizig‘ining profili keltirilgan. Tutash spektr (punktir to‘g‘ri chiziq) sahnida Hp chiziq profilida intensivlikni o‘zgartirishi murakkab ko‘rinishga ega. Keng absorbsiya (A) ichida ingichga yutilish chizig'i ( C ') bilan kesilgan keng emission (C) chiziqni ko'rish mumkin. Yulduzning qaynoq qobiq qatlami (3.18-rasm) da hosil bo‘lgan keng emission chiziq (C)ni kesib turuvchi yutilish chizig‘i (C') uning kuzatuvchiga qaragan qobiq qatlami (C') da hosil bo‘ladi. Ingichka chiziq bilan kesilgan keng absorbsiya yulduzning tez aylanayotgan fotosferasida hosil bo‘ladi. Emission chiziq ichida ko‘rinadigan ingichka yutilish chizig‘ining intensivligi va o‘mi yoki u bu tomonga siljib turadi, natijada emission chiziqni qisqa to‘lqin (V) li va uzun to‘lqinli (R) li tashkil etuvchilarining nisbiy intensivligi o‘zgaradi. Bu hodisa yulduzdan modda otilib chiqilayotganligidan dalolat beradi, uning nostatsionarligini ko‘rsatadi.
Tez (-300 km /s) aylanayotgan yulduzdan otilib (-100 km /s) chiqayotgan qaynoq gaz undan uzilib chiqib, ekvator tekisligida aylana- digan yo'ldoshga aylanishi mumkin. Biroq bu qaynoq gaz soviydi va
118



nurlanishi so‘na boshlaydi va uni yorug1 va qaynoq yulduz yonida ko'rish qiyin.
Agar yorug' yulduzning to‘- silma qo ‘shaloq a ’zosi bo‘lsa, bunday qaynoq gaz halqani ko'rish mumkin.
Savrning RW-si (RW Tau) shunday yulduz bo‘lib chiqdi. U biri B9 ikkinchisi gKO sinfga
^{mansub yulduzlardan iborat to'silma} 3.19-rasm. Mezonning 48 ni spektrida Hp
qo'shaloqdir. B9 yulduz atrofida ^{chizig‘i profili.}
qaynoq gaz yo‘ldosh (halqa) ga
aylanadi. Xira gigant (gKO) yomg‘ yulduzni to‘la to‘sganda umumiy intensivlik 98%ga kamayadi va yulduz (gKO) spektrida qizil tomonga siljigan emission chiziq ko‘rinadi. Siljish (aylanish) miqdori 350 km /s tezlikka mos keladi. To‘silish tugashi oldidan spektrda yana emission chiziq ko'rinadi, endi u binafsha tomonga siljigan (—350 km/s). Bunday to‘la to‘siladigan yulduzlaming yarmidan ko'pida kuzatiladi.