Fizika · Gravitatsiya va koinot · 1-kurs

Yulduzlar fizikasi

Quyosh yulduzlar orasida qanday o‘rin tutadi va u qanday tugaydi?

Vaziyat

Janubiy O‘zbekistondagi Maydanak tog‘ rasadxonasidan tunda osmonga qarang: yulduzlar turli rangda — Betelgeyze qizg‘ish, Rigel ko‘kish, Vega oppoq. Ba’zilari bir necha yorug‘lik yili, ba’zilari yuzlab yorug‘lik yili uzoqda; ba’zilari Quyoshdan yuz minglab marta yorqin, ba’zilari esa Yerdan unchalik katta emas. Shuncha xilma-xillikni bitta diagramma — Gershprung–Rassel diagrammasi tartibga soladi. Quyosh yulduzlar orasida qanday o‘rin tutadi va u qanday tugaydi?

Mavzu

Yulduzlar fizikasi va evolyutsiyasi. Gershprung–Rassel diagrammasi: Quyosh qayerda va u qanday tugaydi

Asosiy tushunchalar

Gershprung–Rassel diagrammasi
L = 4πR²σT⁴
Parallaks va kattaliklar

Formulalar

L = 4 π R^{2} σ T^{4}

Stefan–Bolsman qonuni: yorqinlik radius kvadratiga va harorat to‘rtinchi darajasiga proporsional. Quyosh: $L_{⊙} = 3,83 \cdot 10^{26}$ Vt.

λ_{m a x} = \frac{b}{T}, b = 2,898 \cdot 10^{- 3} m·K

Vin qonuni: issiq yulduz ko‘k, sovuq yulduz qizil.

d [pk] = \frac{1}{p [″]}, m - M = 5 \lg \frac{d}{10 pk}, m_{1} - m_{2} = - 2,5 \lg \frac{E_{1}}{E_{2}}

Parallaks bo‘yicha masofa (1 pk = 3,26 yorug‘lik yili), masofa moduli va Pogson formulasi.

M_{1} + M_{2} = \frac{a^{3}}{P^{2}} (a.b., yil, M_{⊙}), \frac{M_{1}}{M_{2}} = \frac{K_{2}}{K_{1}}

Qo‘shaloq yulduzlar massasi — Keplerning III qonunidan.

\frac{d P}{d r} = - \frac{G M (r) ρ (r)}{r^{2}}

Gidrostatik muvozanat: har bir qatlamda bosim kamayishi uning og‘irligini ushlab turadi.

Nazariya

Rang, harorat va spektral sinflar

Yulduz sirti qora jismga yaqin nurlanadi: Vin qonuniga ko‘ra 3 000 K li yulduz maksimumi infraqizilda (qizg‘ish ko‘rinadi), 25 000 K li — ultrabinafshada (ko‘kish). Spektrdagi yutilish chiziqlari ham haroratga bog‘liq, shuning uchun yulduzlar spektral sinflarga bo‘linadi: O B A F G K M (issiqdan sovuqqa). Quyosh — G2 sinf, 5 772 K. Har bir chiziq qaysi atomga tegishli ekani — «Atom tuzilishi va spektrlar» tajribasida.

Gershprung–Rassel diagrammasi

Gorizontal o‘qda harorat (issiq chapda), vertikalda yorqinlik. Yulduzlarning taxminan 90 %i bosh ketma-ketlikda — yadrosida vodorod yonayotgan yulduzlar; ularda massa hamma narsani belgilaydi: $L \propto M^{3,5}$ , shuning uchun yuqori chapda og‘ir, qisqa umrli O–B yulduzlar, pastki o‘ngda yengil, uzoq umrli qizil mittilar. Yuqori o‘ngda qizil gigantlar va o‘ta gigantlar (bir xil haroratda, lekin yuzlab marta katta), pastki chapda oq mittilar (issiq, lekin Yerdek kichik). Punktir chiziqlar — bir xil radius: $L \propto R^{2} T^{4}$ .

Masofa va yulduz kattaliklari

Yer orbitasi (1 a.b.) bazis bo‘lib xizmat qiladi: yarim yil farq bilan olingan suratlarda yaqin yulduz uzoqdagilar fonida siljiydi. Yillik parallaks $p$ = 1″ bo‘lgan masofa — 1 parsek = 206 265 a.b. = 3,26 yorug‘lik yili. Eng yaqin yulduz Proksima Sentavrning parallaksi atigi 0,768″ — shuning uchun parallaks birinchi marta faqat 1838-yilda (F. Bessel) o‘lchangan. Gaia kosmik teleskopi (2013–2025) qariyb 1,5 milliard yulduzning parallaksini o‘lchadi. Ko‘rinma kattalik $m$ — Yerdan qanday ko‘rinishi (Pogson: 5 kattalik = 100 marta), absolyut kattalik $M$ — 10 pk dan qanday ko‘rinardi. Fotometrik o‘lchashlar — «Yorug‘lik oqimi va yoritilganlik» tajribasida.

Yulduz ichida: muvozanat va energiya

Yulduz ulkan gaz shar: tortishish uni siqmoqchi, ichidagi issiq gaz bosimi esa kengaytirmoqchi. Gidrostatik muvozanatda ular teng. Markaz sharoitini taxminan baholash mumkin: $T_{c} \sim μ m_{H} G M / (k R)$ — Quyosh uchun 10⁷ K tartibida (standart Quyosh modeli: 15,7 mln K). Bunday haroratda protonlar itarishni yengib qo‘shiladi: p–p zanjiri $4^{1} H \to^{4} He + 2 e^{+} + 2 ν$ har bir geliy yadrosiga 26,7 MeV beradi (massaning 0,7 %i). Og‘irroq yulduzlarda CNO sikli ustun. Quyosh massasi bo‘yicha taxminan 74 % vodorod, 25 % geliy va 1–2 % og‘irroq elementlar; ichida yadro (energiya ishlab chiqariladi), nurlanish zonasi va konvektiv zona bor. Undan chiqayotgan neytrinolar Yerda o‘lchanadi.

Evolyutsiya: tug‘ilishdan o‘limgacha

Yulduzlar sovuq molekulyar bulutlarda tug‘iladi: bulut bo‘lagi siqilib protoyulduzga aylanadi. Bosh ketma-ketlikdagi umr ≈ 10 mlrd yil· ${(M / M_{⊙})}^{- 2,5}$ . Vodorod tugagach yulduz qizil gigantga aylanadi, yadroda geliy uglerod va kislorodga yonadi. ≈ 8 M☉ dan yengil yulduzlar qobig‘ini planetar tumanlik sifatida sochadi, yadrosi oq mitti bo‘lib qoladi (≤ 1,4 M☉ — Chandrasekar chegarasi). Og‘ir yulduzlarda yonish temirgacha boradi; temir yadro qulaydi — o‘ta yangi yulduz, qoldiq — neytron yulduz (pulsar) yoki qora tuynuk. Temirdan og‘ir elementlar neytron qamrash orqali hosil bo‘ladi: AGB yulduzlarda (s-jarayon), o‘ta yangi yulduzlar va neytron yulduzlar qo‘shilishida (r-jarayon); litiy, berilliy va borning bir qismini esa kosmik nurlar og‘ir yadrolarni parchalab hosil qiladi. Qo‘shilayotgan neytron yulduzlar va qora tuynuklar — gravitatsion to‘lqinlar manbai (birinchi marta 2015-yilda qayd etilgan). Bu elementlar keyin yangi yulduz va sayyoralarga kiradi; kengayayotgan koinot manzarasi — «Kengayayotgan koinot» tajribasida.

Qo‘shaloq va o‘zgaruvchan yulduzlar; model

Quyoshga o‘xshash yulduzlarning taxminan yarmi qo‘shaloq yoki karrali tizimlarda. Ularning orbitasi (a, P) va radial tezliklaridan (Dopler) massalar topiladi — bu massani to‘g‘ridan-to‘g‘ri o‘lchashning asosiy yo‘li. Orbita bizga qirrasi bilan ko‘rinsa (ko‘rish chizig‘i orbita tekisligiga yaqin yotsa), yulduzlar bir-birini to‘sadi — tutiluvchi o‘zgaruvchilar (Algol). Zich qo‘shaloq tizimlarda modda biridan ikkinchisiga oqadi; oq mitti sherigidan vodorod yig‘sa, sirtida termoyadro portlash bo‘ladi — yangi yulduz. Sefeidlar pulsatsiyalanadi; G. Livitt (1912) davr qancha uzun bo‘lsa, yorqinlik shuncha katta ekanini topdi — bu masofa o‘lchash «shkalasi». Eruptiv yulduzlar (masalan, chaqnaydigan qizil mittilar) to‘satdan yorqinlashadi. Model: treklar nashr etilgan hisoblarga taxminan mos; orbitalar doiraviy; disklar bir tekis yorug‘; chang yutilishi hisobga olinmagan; yulduz o‘lchamlari siqilgan masshtabda.

Bilasizmi?

Janubiy O‘zbekistondagi Maydanak tog‘ rasadxonasi taxminan 2 600 m balandlikda joylashgan. U yerda atmosfera juda tinch: yulduz tasvirining «titrashi» ko‘pincha 1″ dan kam — bu dunyodagi eng yaxshi astronomik joylardan biri.
Quyosh har soniyada taxminan 4 mln tonna massani energiyaga aylantiradi: $L_{⊙} / c^{2} \approx 4,3 \cdot 10^{9}$ kg/s. Shunga qaramay, 4,6 mlrd yil davomida u massasining atigi taxminan 0,03 %ini yo‘qotgan.

Tajribada nima bor

Tajriba hayotiy vaziyatdan boshlanadi: natijani taxmin qilasiz, boshqaruvlarni o‘zgartirib tajriba o‘tkazasiz va xulosa chiqarasiz. Ichida topshiriqlar, nazariya, test va ekskursiya bor — kamera o‘zi harakatlanib, eng muhim joylarni tushuntiradi.