Umumiy astronomiya

§ 6.10. Yangi va o‘tayangi yulduzlar

Eruptiv o‘zgaruvchan yulduzlar-asosan mitti yulduzlar bo‘lib, ularning o‘zgaruvchanligi, vaqti-vaqti bilan qaytalanuvchi chaqnash ko‘rinishida bo‘ladi. Bunday chaqnashlar, mazkur yulduzlardan uloqtirilgan plazmaning uloqtirilishi (erupsisiya) bilan tushuntirilgani uchun ham ular eruptiv o‘zgaruvchan yulduzlar deb yuritiladi. Eruptiv o‘zgaruvchan yulduzlarning yarmidan ko‘pi Aravakash yulduz turkumining RW tipidagi yulduzlardir. Bunday tipdagi o‘zgaruvchan yulduzlarning ravshanligi shu qadar noto‘g‘ri o‘zgaradiki, natijada hech qanday qonuniyat bilan bu o‘zgarishni belgilab bo‘lmaydi. Aravakashning RW tipidagi ma’lum bir yulduz ravshanligi ba’zan juda tez (1 soatda 1 yulduz kattaligiga) o‘zgargani holda, ba’zan juda sekin (1 sutkada 0,1 yulduz kattaligiga) o‘zgaradi. Umuman bunday yulduzlarda ravshanlikning o‘zgarish amplitudasi 0,1 dan 3 yulduz kattaligigacha borishi mumkin. Bu xil fizik o‘zgaruvchan yulduzlarning ko‘pchiligi G‘ spektral sinfidagi yulduzlar bo‘lib, faqat ayrimlarigina V sinfidan M sinfigacha uchraydi.

O‘tayangi yulduzlar - eruptiv o‘zgaruvchi yulduzlar bo‘lib, yorqinligi keskin o‘zgaruvchi (chaqnovchi) yulduzlardir. Ularning chaqnashlari portlash hisobiga bo‘ladi. Portlash tufayli bunday yulduzlarning ravshanligi bir necha kun davomida o‘nlab million marta ortadi ya’ni yulduz kattaligi o‘nlab yulduz kattaligiga ortadi. Yulduz o‘z ravshanligining maksimumiga erishganda, o‘zi joylashgan Galaktika ravshanligiga, undan ham bir necha marta ko‘p ravshanlikka ega bo‘ladi va ravshanligining maksimumida, uning absolyut yulduz kattaligi -18 dan to –19 yulduz kattaligigacha etadi. o‘tayangi yulduzlar o‘z yorqinligining maksimumiga, portlash yuz bergandan keyin 2-3 hafta o‘tgach erishadi va so‘ngra bir necha oy davomida uning yorqinligi 25-30 marta kamayadi. Chaqnash davomida, o‘tayangi yulduzlar umumiy nurlanish energiyasi 10⁴⁸-10 ⁴⁹ erggacha etadi.

6.21-rasm. Yangi yulduz yorqinligining o’zgarishi	6.22-rasm

Ma’lum galaktikada o‘tayangi yulduzlarning chaqnashi, taxminan 100 yil ichida 1-2 martagina bo‘lishi mumkin. Tarixda bizning Galaktikamizda ham bir necha o‘tayangi yulduzlarning chaqnashi kuzatilgan. Bular ichida Savr yulduz turkumida 1054 yilda Xitoy astronomlari tomonidan kuzatilgani eng quvvatlilaridan hisoblanadi. Bu yulduzni, uning portlashdan so‘ng bir necha kun davomida kunduzi ham ko‘rishning iloji bo‘ldi. 1572 yili boshqa bir o‘tayangi yulduz Tixo Brage tomonidan Kassiopeya yulduz turkumida, 1604 yili esa, Kepler tomonidan Ilon Eltuvchi yulduz turkumida kuzatildi.

Garchi o‘tayangi yulduzlarning chaqnash mexanizmiga doir nazariya hali to‘la ishlab chiqilmagan bo‘lsa-da, hozircha yulduzlarning portlashi, ularni evolyusiyalarining oxirgi stadiyasida vujudga keladigan nomuvozanatlikning oqibati deb qaraladi. Chaqnash paytida bunday yulduzlar, 0,1  1,0 Quyosh massasiga teng o‘z moddasini 6000 km/s tezlik bilan yulduzlararo bo‘shliqqa uloqtiradi.

6.23-rasm. O’tayangi yulduzning portlashidan qoldiqlar

O‘tayangi yulduzlar ravshanliklarining vaqt bo‘yicha o‘zgarish xarakteri va spektriga ko‘ra ikki tipga bo‘linadi. o‘tayangi yulduz- larning I tipi, II tipiga nisbatan 5-10 marta ravshan bo‘lib, ravshanligining maksimumiga tez erishadi va bu davrda uning spektri tutash spektrga aylanadi. So‘ngra ko‘p o‘tmay uning spektrida keng nurlanish polosalari paydo bo‘ladi. o‘tayangi yulduzlarning II tipiga tegishli yulduzlarning spektrida vodorod, geliy, azot va boshqa elementlarning yutilish va nurlanish chiziqlari paydo bo‘ladi.

O‘tayangi yulduzlarning I tipi chaqnashdan so‘ng o‘z maksimumiga taxminan 15 sutkalarda erishib, bir necha kun maksimum holatda bo‘ladi, shundan so‘ng 20-30 kunda ravshanligi 2 - 3 yulduz kattaligiga kamayib, keyin ravshanligining kamayishi sekin-asta kechadi va sal kam bir yilda (300-350 kunda) dastlabki holatiga qaytadi. Jami bo‘lib 60 dan ortiq o‘tayangi yulduzlarning fotosuratlari olingan.

24-Ma’ruza. Somon Yo'li galaktikasi va uning ichki tuzilishi. Galaktikamiz tashkil etuvchilari va yulduzlar taqsimoti. Quyosh sistemasi harakati. Yulduzlarning tarqoq va sharsimon to'dalari.