Радиотехник тизимлар назарияси асослари

d) Sayyoralar hosil bo‘lish nazariyasining hozirgi ahvoli. Astroflzik tekshirishlarning ko'rsatishicha, yulduzlar, shu bilan birga Quyosh, yakka holda emas, balki ko‘plab, massasi 105 Quyosh massasiga teng bulutlar ichida hosil bo‘ladi. Galaktikaning aylanishida ishtirok etayotgan siqilayotgan massa katta aylanish momenti tufayli yuqori zichlikkacha siqila olmaydi. U alohida bo‘laklar (fragment)ga ajraladi (2.20-rasm) va aylanish momentining
bir qismi bu bo‘laklarning nisbiy harakatiga aylanadi. Bo‘laklarga ajralish betartib turbulent harakatlar, g‘alayonlantiruvchi kuchlar, zarb to ‘lqinlar ta’sirida juda murakkab tarzda ro‘y beradi. Tumanlikdagi magnit maydon kuch chiziqlari chuvalashib ketadi. Ammo massasi Quyoshnikidek, katta boshlang‘ich aylanish momentiga ega bo‘lmagan bo‘lakning rivojlanishi EHM da hisoblab chiqilishi mumkin. Aylanish momenti katta bo‘lakdan notur- g‘un halqa va bu yana bo‘linib qo‘shaloq yulduz hosil boiadi.
Siqilayotgan protoyulduz (yulduzsimon gaz shar) atrofida ichida yapoloq chang gardish (disk) boigan protosayyora belbog‘ shakllanadi. Uning ekvatorial sohasida aylanish m omentining intensiv ravishda qayta taqsimlanishi ro‘y berishi kerak. Diskga tushayotgan (akkretsiya) gazni effektiv turbulensiya holatida ortiqcha momentga ega modda qismlari tashqariga chiqarib yuborib aylanayotgan gaz-chang diskni hosil qiladi. Bu diskning o‘rta qismiga chang yig‘ila boshlaydi va chang zarralar bir-biriga yopishib ularning massasi orta boshlaydi, natijada yassi chang subdisk hosil bo'ladi. Keyinchalik subdiskni chang quyuqmalariga ajralishi ro‘y beradi va bu quyuqmalar asteroid singari zich jismga aylanadi. Bu oraliq jismlar va ularning bo'laklaridan sayyoralar hosil bo‘ladi. Sayyoralar soni protosayyora belbog‘ning boshlang‘ich massasiga bog‘liq. Yer tipidagi say- yoralar hosil bo'lishini qoniqarli tushuntiradigan bu model gigant sayyoralami tushuntirishda ma’lum qiyinchiliklarga uchraydi.
90


3-bob
YULDUZLAR FIZIKASI
3.1. Statsionar yulduzlar

Ko‘pchilik yulduzlar Quyosh singari tabiatga ega. Chunki ulaming spektri Quyoshnikiga o‘xshash qora (yutilish, absorbsion) chiziqlar bilan kesilgan tutash (uzluksiz) spektrdan iborat. Past dispersiyali spektrga bir qarashdan liosil bo‘lgan bu o‘xshashlik yuqori dispersiyalilarda yo‘qoladi.

Yulduzlar olami rang-barang, ular orasida aynan Quyoshga o'xshagan- lari ham bor. Biroq ko'pchilik yulduzlar spektrida chiziqlarini joylashishi va intensivligi bo‘yicha Quyoshdan farq qiladi, ayrimlarning spektrida yuqori ionlanish potensialiga ega bo'lgan kimyoviy element ionlari (H +, C++, 0 ++) chiziqlari ko‘rinsa, boshqalarinikida faqat vodorod atomi chiziqlari, uchinchi xillarinikida esa faqat past ionlanish potensialiga ega atom va molekulalar chiziqlari, tasmalari kuzatiladi.
Yuqorida ko‘rganimizdek, tutash spektr yulduz (Quyosh)ning fotosfera qatlamining pastki qismlarida, chiziqlar esa uning ustki nisbatan past temperaturaga ega qismlarida hosil bo‘lsa, yulduzlarning spektridagi rang- baranglik fotosferasidagi fizik sharoitning turlichaligi bilan bog‘Iiq degan xulosaga kelamiz. Spektri Quyoshnikiga o'xshash yulduzlar normal yoki statsionar yulduzlar deb ataladi. Bunday yulduzlarning yorug‘ligi deyarli (~0.1 %) o ‘zgarmaydi. Demak, ularning (T) temperaturasi va radiusi
(R) ham o ‘zgarmaydi, yulduzning ichki va tashqi qatlamlari termodinamik muvozanatda bo'ladi.
Ayrim yulduzlar spektrida keng emission (yorug1) chiziqlar, boshqala- rinikida yutilish chiziq bilan birgalikda uning yonida yoki ustida shu atomga tegishli emission chiziq ham kuzatiladi. Uchinchi turdagi yulduzlar yorug'ligi bilan birgalikda spektrini o‘zgartirib turadi. Bunday yulduzlar nostatsionar yulduzlar deyiladi. Ulami o‘rganishga o'tishdan oldin statsionar yulduzlaming fizik xususiyatlari bilan tanishib chiqamiz.