|
m „ - -------
v v 1000
va agar yulduzning uzoqligi (r) m aium boisa, u holda uning kattaligi
Av r
M v - rn^ + 5 - 5 lgr —
1000
lormula yordamida hisoblanadi.
Misol uchun y Oqqush yaqinida topilgan yulduz (VI Cygl2) B5 Ia sinfga mansub, uning yorugiigini oichab, B -V = + 3,0l m, U-B=+ 1.69m va E!=l6.3maniqlandi. Normal B5 yulduzning B-V=-0,3m, demak EBv=3m,3 va A= 10m! ya’ni yulduz yorugiigi 10 birlikka kuchsizlangan.
4.4.2. Yulduzlararo gaz
Yuqorida ko‘rganimizdek, quyosh va yulduzlardan atrof fazoga uzluksiz ravishda gaz sochilib turadi. Demak, yulduzlararo muhit absolut bo‘shliq boimay, m aium darajada gaz bilan toidirilgan. Endi Galaktikadagi tarqoq gazning tabiatini ko‘rib chiqamiz, uning konsentratsiyasini aniqlaymiz, lizik holatini o‘rganamiz va nihoyat uning o‘rni va mohiyatiga to‘xtalamiz.
a) Yulduzlararo gazning spektral chiziqlari. Yuqorida biz quyosh spektrida Yer atmosferasi molekulalari (H 20 , C 20 )ga tegishli molekular chiziqlar borligini, bu chiziqlar Quyosh nurlarini Yer atmosferasida yutilishi natijasida ro‘y berishini ko‘rgan edik. Yulduzlar spektrida ham shunday chiziqlar bormi degan savol tug‘iladi. Umuman olganda bo‘lishi kerak, biroq ulaming intensivligi juda kam bo‘lganligi uchun biz ularni ko‘raolmaymiz. Chunki yulduzlardan kelayotgan nurlanish oqimi Quyoshnikiga qaraganda juda kuchsiz, shuning uchun ular Quyosh spektridagidek yaqqol ko‘rinmaydi;
147
ikkinchidan, ular yulduz spektridagi chiziqlar bilan ustma-ust tushishi natijasida ajralmaydi; uchinchidan, chiziqning intensivligi uni hosil qilgan atomlar soniga bog‘liq. Yulduz nuri bizga yetib kelguncha ulkan masofani bosib o‘tadi va u bunday uzoq safari davomida ko‘plab yulduzlararo gaz atomlari bilan to‘qnashadi va ularda yutilishi mumkin. Biroq bizni bu hollarda ham sayyoralar spektrini o‘rganishda to ‘qnash kelgan qiyinchilik kutadi. Ya’ni yulduzlararo gaz chizig‘i yulduz chizig‘i bilan ustma-ust tushadi. Ularni bir-biridan ajratadigan hodisa doppler effektidir.
Agar yulduz qarash chizig‘i bo‘ylab harakat qilayotgan bo'lsa, uning chizig‘i siljiydi va gaznikidan ajraladi. Shunday hodisani 1904-yilda I. Gartman kuzatgan. Spektral qo‘shaloq yulduz 8 Orion (8 Ori) spektrida Ca II A 3934 chizig‘i davriy ravishda ikkiga ajralar va yana bitta chiziqqa aylanar edi. Ikkiga ajralganda chiziqlardan biri ingichka tim qora va spektrda o‘mini o ‘zgartirmaydi, ikkinchisi esa keng va o ‘rnini o'zgartirardi. Ya’ni davriy ravishda ingichka chiziq dam chap tomonda, dam uning o‘ng tomonida ko'rinar edi. Bu hodisani shunday tushuntirdi: ingichka chiziqni yulduzlararo muhitdagi Ca II hosil qiladi, keng chiziq esa yulduz atmosferasida hosil bo‘ladi. Yulduz orbita bo‘ylab boshqa yulduz atrofida aylanma harakatda bo‘lganligi uchun uning chizig‘i doppler effekti tufayli siljiydi. Shundan keyin yulduzlararo gazga tegishli ko'plab chiziqlar kashf etildi. Ularning optik diapazondagilari 4.4-jadvalda keltirilgan.
Jadvalda ayrim chiziqlarning ekvivalent kengligi (W) ham keltirilgan. Eslatamiz W-chiziqning kengligi va qoraligi bilan bog‘liq ko‘rsatkich chiziqda yutilgan energiyani xarakterlaydi. Ma’lumki, spektral chiziqning intensivligi (W — unga proporsional) uni hosil qilishda ishtirok etayotgan atomlar soniga va o‘tish ehtimoliga bog'liq. Yuqorida keltirilgan chiziqlarning ko‘pchiligi ko'rsatilgan atom yoki ionning asosiy energetik holatidan bosh- lanadigan rezonans chiziqlardir. Yulduzlararo muhitda temperatura ~10 K atrofida bo‘lganligi uchun har bir ko‘rsatilgan atom yoki ionlarning ko‘pchilik qismi eng past energiyali asosiy holatda boiadi. Ikkinchidan, chiziqlari jadvalda keltirilgan atom va ionlarning uyg‘onish potensiali past (bir necha elektron volt) boigani uchun yetarli darajada intensivlikka ega. Yulduzlararo muhitda vodorod atomlari ko‘p boisa, yutilish chiziqlari orasida unga tegishlisi boimaydi. Bunga sabab birinchidan vodorodning rezonans chizigi spektrning uzoq ultrabinafsha qismida (A 1216) joylashgan, ikkinchisidan, H-ni uyg'ongan holatga o‘tkazish uchun katta temperatura yoki kuchli yuqori (hv > 10 eB) energiyali kvantlar oqimi zarur. Bu ikkala shart ham optik diapazonda bajarilmaydi.
Biroq qaynoq yulduzlar (O, B) atrofidagi ionlangan vodorod (H II) sohada Balmer seriyasi chiziqlari (H Hn H ) kuzatiladi. Yulduzlararo muhitdagi vodorodga tegishli chiziq radiopazonda kuzatiladi.
Do'stlaringiz bilan baham: |
