7-mavzu. Normal statsionar yulduzlar: fizik xarakteristikalari, spektral sinflari va gr diagrammasi

7-MAVZU. NORMAL STATSIONAR YULDUZLAR:FIZIK XARAKTERISTIKALARI, SPEKTRAL SINFLARI VA GR DIAGRAMMASI


1. Normal yulduzlar

Yulduzlar – Koinotda eng ko‘p tarqalgan va Koinotning 98 foiz massasini o‘zlariga jamlab olgan obyektlardir. Yulduzlarning asosiy xususiyatlarini ularning massasi, yorqinligi va radiuslari aniqlaydi.

Yulduzlar o‘zlarining turli-tumanliklari bilan ajralib turadilar. Ularning orasida umumiy xususiyatlarga ega bo‘lganlarini alohida gruppalarga ajratishimiz mumkin. Bunday ajratishlar barcha yulduzlarni o‘rganishimiz uchun qulaylik yaratadi. Ayniqsa ularni ichida yo‘ldoshlarga, pulsatsiya, chaqnashlarga va hakozolarga ega bo‘lganlari qiziqarlidir. Bunday yulduzlar ko‘pincha nostatsionar yulduzlar deb yuritiladi. Ularda bo‘lgan yoki bo‘layotgan hodisalarni o‘rganish, bizga Koinotning umumiy holatini tasavvur qilishimizga imkoniyat yaratadi. Yuqoridagi xusuyatlarga ega bo‘lmagan yulduzlar normal yulduzlar deyiladi. Tabiiyki biz yulduzlarni o‘rganishni normal yulduzlardan boshlaymiz.
Yulduzlar qadim zamonlardayoq o‘zlarining ko‘rinma ravshanligiga qarab yulduz kattaliklari bo‘yicha sinflarga bo‘lingan. Eng yorug‘ yulduzlar 1-kattalikdagi, keyingilari 2-kattalikdagi va hakozo deb atalgan. Oddiy ko‘zga ko‘rinadigan eng xira yulduzlar 6-kattalikdagi yulduzlardir. Keyinchalik bunday bo‘linish oddiy ko‘z bilan ko‘rib bo‘lmaydigan teleskopik yulduzlar sohasida ham davom ettirildi. Hozirgi zamon eng katta teleskoplar yordamida oddiy ko‘z bilan kuzatilganda 18-kattalikkacha bo‘lgan yulduzlarni, fotosuratga olganda 23-kattalikgacha bo‘lgan yulduzlarni ko‘rish mumkin. Yulduz kattaliklari m harfi bilan belgilanadi (masalan 15^m - bu 15-yulduz kattaligi).
Yulduzlarni kattaliklarga bo‘lish oldin ixtiyoriy hisoblangan bo‘lsada, u kishi ko‘zining nurlarni qabul qilishi bilan bog‘liq bo‘lgan aniq asosga ega. 1-kattalikdagi yulduzlar o‘rta hisobda 2-kattalikdagi yulduzlardan necha marta yorug‘ bo‘lsa, 2-kattalikdagi yulduzlar ham 3-kattalikdagi yulduzlardan shuncha marta yorug‘ va hokazo. Shuni hisobga olsak, ketma-ket kattalikdagi yulduzlarning ravshanligi geometrik progressiyani tashkil etadi. Ketma-ket turgan ikki sinf ravshanligining nisbati (ya’ni, progressiyaning maxraji) taxminan 2,5 ga teng. 1-kattalikdagi yulduzlarning ravshanligi 6-kattalikdagi yulduzlarning ravshanligidan deyarli 100 marta kattadir. Shuning uchun progressiya maxrajining kattaligi ga, bu sonning logarifmi esa 0,4 ga teng bo‘ladi. Bu yulduz kattaligidan ularning ravshanligiga o‘tishni juda osonlashtiradi. Masalan, yorug‘roq yulduzning kattaligi n, xiraroq yulduzniki m bo‘lsin (m>n); ular ravshanliklari I_n va I_m nisbati
(6.1)
Bu ifodani logarifmlasak va lg2,512=0,4 ekanligini e’tiborga olsak,
(6.2)
yoki
. (6.3)
Yulduzlarning ravshanligini yanada aniqroq baholash uchun oraliq bo‘limlar kiritilgan; bunda yulduz kattaliklari o‘nli kasr ko‘rinishidagi bo‘limlarga bo‘lingan. Eng yorug‘ yoritgichlar uchun manfiy sonlar ishlatiladi. Masalan, osmondagi eng yorug‘ yulduz Siriusning yulduz kattaligi ga teng. Shimoliy yarim sharning eng yorug‘ yulduzi Vega taxminan yulduz kattaligiga ega. Quyoshning yulduz kattaligi deb qabul qilingan (to‘linoyning yulduz kattaligi o‘rta hisobda ).
Yulduzning osmondagi vaziyati uning  va δ koordinatalari bilan aniqlanadi. Yulduzning asbob yordamida bevosita o‘lchangan koordinatalarini dastavval asbobning xatolaridan ozod qilish kerak; u vaqtda yulduzning kuzatilgan vaziyati hosil bo‘ladi. Topilgan koordinatalarni refraksiya va sutkalik aberratsiya ta’siridan ozod qilib yulduzning ko‘pinma koordinatalari deb ataluvchi koordinatalarini hosil etamiz; yulduzning ana shunday koor­dinatalar bilan aniqlanadigan vaziyati uning ko‘rinma o‘rni deyiladi.
Yulduzning ko‘rinma koordinatalari hamma vaqt ikki sababga ko‘ra o‘zgarib turadi: 1) aberratsiya tufayli yulduz yil davomida kichkina ellips chizadi; 2) pretsessiya va nutatsiya tufayli tug‘ri chiqishni hisob boshi bo‘lgan bahorgi tengkunlik nuqta va og‘ishlarni o‘lchashda asos qilib olingan ekvator hamma vaqt siljib turadi. Shuning uchun hisoblashlarda: a) yulduz koordina­talarini aberratsiya ta’siridan qutqaziladi (yulduzni aberratsion ellips markaziga o‘tkaziladi); va b) turli kunlarda aniqlangan yulduz koordinatalarini tengkunlik nuqtasi va Qutbning ma’lum bir vaziyatiga keltiriladi. Odatda bunday vaziyat sifatida kuzatish yilining boshi olinib, hisoblashni «yilning boshiga keltirish» deyiladi. Yulduzning ana shu usulda topilgan vaziyati yilning boshiga keltirilgan o‘rtacha o‘rni deyiladi. Ko‘pincha yulduzning turli vaqtlarda aniqlangan, ammo bir ma’lum yilning boshiga keltirilgan o‘rtacha koordinatalari vaqtga proporsional ravishda ham o‘zgaradi; bu shu yulduzning sezilarli darajada o‘ziga xos harakati borligidan dalolat beradi

2. Yulduzlarning spektral sinflari

Ma’lumki, yulduzlarning spektri, asosan yutilish spektri bo‘lib, faqat ayrimlarining spektridagina nurlanish (emission) chiziqlar kuzataladi. Yulduzlarning spektrini solishtirish, ularning spektrlari bo‘yicha sinflarga bo‘lishga asos beradi. Yulduzlarning spektridagi asosiy farq, asosan spektral chiziqlarning qanday elementlarga tegishliligi, ularning soni va intensivligi hamda mazkur spektrda energiyaning taqsimlanishi bilan belgilanadi.

Spektrlarda energiyaning taqsimlanishi va ma’lum atomlarning spektral chiziqlarining soni hamda intensivligi bilan bir-biriga o‘xshash yulduzlarni ayrim sinflarga bo‘lish, asrimizning boshlarida Garvard observatoriyasi xodimlari tomonidan boshlanib, hozirgi spektral sinflashtirishning asosini tashkil etadi. Onkirin yo‘l bilan yulduzlarning spektral sinflarda ma’lum ximik elementlarni chiziqlari ravshanligini bilgan holda, boshqa biriniki xiralashib borishi ma’lum ketma-ketlikda joylashtirish imkoni tug‘iladi. Bu esa, o‘z navbatida, bir biriga o‘xshash spektrlarni ma’lum spektral sinflarga birlashtirish imkonini beradi.