Радиотехник тизимлар назарияси асослари

H _He (1—3)*107 ^{7*10'8 fotonlar @ 90%} He 2* 108 7* 1017 ^{fotonlar £ 10} S _Ne, ^{C, O}_Mg 1* 109 5* 1017 ^{neytrino < 1}
Ne ^{Na, 1.3* 109 1* 1017 neytrino < 1}
O ^{O, Mg} 1.8* 109 ^{5* 1017 neytrino < 1} Si ^{Si , Ca 3.4* 109 3.4* 1017 neytrino < 1}
Sc , Ni
Vodorodning yonishi o‘zak moddasining o ‘rtacha molekular massasini oshiradi, gidrostatik muvozanat uchun markazda bosim va temperatura ko‘ta- riladi, yorqinlik oshadi, qobiq tiniqlashadi. Katta miqdordagi energiya yo‘qotishini ta’minlash uchun o‘zak siqila boshlaydi, qobiq esa kengaya- boshlaydi. G -D diagrammada yulduz BKK dan o‘nga siljiydi. Massasi katta yulduzlar BKK ni birinchilar qatori tark etadi. TTt> = 15 lTt>0 yulduzlarni BKK da bo‘lish vaqti 10 mln yil, 11)) = 5 fU>0 larniki - 70 mln yil va HJ = 1 f(t>0 larniki 10 milliard yil.
d) yulduz evolutsiyasining oxirgi bosqichi. Massasi fft> > 5 fft>0 b o ‘lgan yulduzlarning markaziy qismlarida jadvalda ko‘rsatilgan barcha reaksiyalar ro‘y berishi mumkin. Temir o‘zakning hosil boTishi, ayrim hollarda undan ham oldin gidrostatik muvozanat yo‘qotilishiga olib kelishi mumkin va gravitatsion kollaps ro‘y beradi. Kollaps natijasida zichlik 1012 g/sm 3ga yetadi va modda neytrallashadi. Agar fft> < 2 ftt>0 boTsa, aynigan gaz va y = 5/3 da bosim va tortishish tenglashadi. Aks holda kollaps cheksiz va yulduz qora o‘raga aylanadi. Kollaps to‘xtatilganda neytron yulduz sirtida zarb toTqin ro‘y beradi va u tashqi tomon tarqaladi, qobiqni uloqtirib yuboradi (o‘tayangi yulduz).
131




4-bob
GALAKTIKANING TUZILISHI VA FIZIK KO‘RSATKICHLARI

4.1. Galaktikani tekshirishdan maqsad

Biz yuqorida yulduzlarning fizik ko‘rsatkichlari va ular orasidagi bog'lanishlar, yulduzlarning ichki tuzilishi va evolutsiyasi bilan tanishib chiqdik. Barcha yulduzlar, shu jumladan, Quyosh ham o'zidan atrof fazoga modda sochib turishini ko'rdik va yulduzlararo muhitdagi chang+gaz moddaning siqilishi natijasida yulduz hosil bo‘lishi mumkinligini, demak, yulduzlararo muhit bilan yulduz orasida o‘zaro ta’sir va bog'lanish borligiga e’tibor qaratdik. Ko'pchilik yulduzlarning fizik ko‘rsatkichlari qisqa (o‘nlab yillar) vaqt oraliqlarda deyarli o‘zgarmaydi, ayrimlariniki esa keskin o'zgaradi. Bunday yulduzlarni statsionar yulduzlar deb atadik. Ayrim yulduzlar qaynoq, boshqalari past temperaturada, ayrimlari faol, boshqalari sokin ekanligini bildik. Bunday rang-baranglik nima bilan bogiiq? Buning uchun yulduzni hosil qilgan manba tabiatini o'rganish, yulduzning Galaktikada egallagan o‘mini bilish zarur. Chunki yulduzlar Galaktikada hosil boiadi. Yulduzlar yakka holda emas, balki juft yoki karrali holda yoxud atrofida sayyoralar tizimi bilan hosil boiishini ko‘rdik. Bunday tizimlar yana ham katta tizim tarkibiga kirishi ayonlashib qoldi. Endi biz milliardlab yulduzlardan tashkil topgan ulkan tizimlarning tuzilishi va fizik ko‘rsatkichlarini o ‘rga- nishga o‘tamiz. Bu ishni biz yashayotgan yulduz tizimidan, Galaktikadan boshlaymiz. Awal Galaktikaning ko'rinishi, uni o‘rganish usullari bilan, keyin Galaktikaning tarkibi va unga kiradigan obyektlar tabiati, xususiyatlari, nihoyat uning tuzilishi, fizik ko'rsatkichlari, xususiyatlari bilan tanishib chiqamiz.