Радиотехник тизимлар назарияси асослари

. • v. ..
_t v\*v •
3.25-rasm. Qisqichbaqasimon tumanlik (o‘ngda) va uning ichida kuzatiladigan pulsarning intensivligi o ‘zgarish chizigi (chapda).

SN chaqnagan vaqtda unung atrofida gaz tumanlik hosil bo‘lib, SN 1054 o‘mida Qisqichbaqasimon tumanlik sifatida ko‘rinadi. SN 1054 va SN 1572 (Kassiopeya) o ‘rnida hozirgi kunda kuchli radionurlanish manbalari (Tau A va Cas A) joylashgan. Qisqichbaqasimon tumanlik ichida 16m kattalikdagi qo‘shaloq yulduz joylashgan. Yulduzlardan biri quyi spektral sinfga mansub, ikkinchisi esa juda qaynoq, kuchli ultrabinafsha rang ortiqlikka ega yulduz. Qaynoq yulduz radio va rentgen diapazonlarda impulslar tariqa- sida nurlanish sochadi. Impulslar oralig‘i davri — 0.033 sek.

Bu neytron yulduz boiib, o‘q atrofida tez aylanishi (sekundiga 33 marta) natijasida pulsar sifatida ko‘rinadi. N P 0532 raqam bilan ro‘yxatga olingan bu pulsarning davri sistematik ravishda ortib bormoqda (aylanish tezligi kamaymoqda): 2500-yilda 2.7 marta. Bunday sekinlashuv energiyani 1038 erg/s ga kamayishini ko‘rsatadi (3.25-rasm).


3.4. Yulduzlar evolutsiyasi


Yulduzlarning fizik xarakteristikalari, ichki tuzilishi va kimyoviy tarkiblarining vaqt bo‘yicha o‘zgarishi yulduzlar evolyutsiyasi yoki rivojlanish jarayonida o'zgarishi deb ataladi. Statsionar holatdagi yulduz gidrostatik (gravitatsion kuch ichki bosim kuchiga teng) va energetik (atrofga sochilayotgan nuriy energiyasi yulduz o‘zagida ajralayotgan energiyaga teng) muvozanatdagi
127



gaz (plazma) shardir. Yulduzning «tug‘ilishi» atrof fazoga sochilayotgan energiyasini o ‘zining ichki energiya manbayi hisobiga toidirib turuvchi gidrostatik muvozanatdagi obyektning hosil boiishidir. Yulduzning «oiishi» tiklanmaydigan muvozanatning buzilishi yoki uning halokatli holatda siqilishidir.
Yulduz sirtidan energiya sochilishi uning ichki qatlamlarini sovishiga, gravitatsion potensial energiyaning ajralib chiqishi unung siqilishi yoki yadro reaksiyalar hisobiga ro‘y berishiga olib keladi. Sovish va gravitatsion siqilish, masalan, Quyoshning 10 million yil hozirgi kundagidek nurlanish sochib turishi uchun yetadi. Holbuki, Quyosh bilan birga hosil bo‘lgan Yerning yoshi 4.5 milliard yilga teng, demak, uning energiyasi siqilish energiyasi emas.
Yulduzning evolutsiyasi boshidan oxirigacha kuzatib bo'lmaydigan juda uzoq davom etadigan jarayon. Shuning uchun, yulduz evolutsiyasini tekshirishda har xil massaga ega yulduzlarning ichki tuzilishi va kimyoviy tarkibining vaqt bo'yicha o‘zgarishini namoyish etuvchi evolutsion modellarini tuzish usuli qoMlaniladi. Bu evolutsion modellar kuzatish natijalari, masalan, har xil evolutsiya bosqichidagi ko'plab yulduzlarning yorqinligi bilan tem- peraturasini bogMovchi Gershprung-Ressel diagrammasi bilan solishtiriladi va bu yulduzning evolutsion ketma-ketlikda o‘mini aniqlashga yordam beradi. Bu usul yulduz to'dalari (tarqoq va sharsimon) uchun qo‘llanilganda ay- niqsa yaxshi natija beradi. Chunki to ‘da a'zolari bir vaqtda bir xil kimyoviy tarkibdagi tumanlikdan hosil bo'lgan.
Yulduzlaming evolutsion ketma-ketliklari ularning ichida massa, zichlik, tem peratura va yorqinliklarning o'zgarishini ifodalovchi differensial tenglamalar (1.3—1.5) ni yechish natijasida topiladi. Bunda gazlarning holat tenglamasi, energiya ajralish qonunlari, ichki qatlamlarning notiniqligini hisoblash formulalari va bu qatlamlarning kimyoviy tarkibini vaqt bo‘yicha o'zgarishi hisobga olinadi.