1-mavzu. Interferometrlar. Ko'p nurli interferensiya. 2-mavzu. Difraksion panjaraning spektral xaraktiristikalari

8-MAVZU: Yulduzlarning paydo bo'lishi va evolyusiyasi. Oq karliklar neytron yulduzlar va qora tuynuklar.
Bizni o'rab olgan tabiat turli kimyoviy elementlardan tashkil topgan va bunday elementlar tabiy sharoitda qanday hosil bo'lgan degan savol kelib chiqishi tabiiydir. Hozirgi zamon tasavvurlariga ko'ra, Quyosh sistemasidagi kimyoviy elementlar, yulduzlar evolyutsiyasi jarayonida hosil bo'lgandir. Hozirgi zamon baholashlariga ko'ra taxminan 300 mlrd yulduzlardan tashkil topgan bo'lib, koinot paydo bo'lganidan 10-20 mlrd yil o'tgan, hozirgi vaqtda ham yulduzlarni tug'ilishi davom etyapti. Yulduzlar gravitatsiya kuchlari ta'siri ostida gigant molekulyar bulutlardan kondensatsiyalanadi. Molekulyar" termini gaz asosan molekulyar formadagi muhitdan iborat bo'lganligini bildiradi Molekulyar bulutlarda bo'lgan muhit massasi galaktikalarni massasini asosiy qismini tashkil etadi. Bunday gazli bulut-birlamchi muhit eng ko'p vodorod yadrolaridan tashkil topgan bo'lib unga kichik miqdorda yulduzlar epoxosigacha nukleosintez jarayonida hosil bo'lgan geliy yadrolari qo'shilgandir.Orion katta tumanligini bunday bulutga misol qilib ko'rsatishimiz mumkin. Gigant molekulyar bulutlarning alohida birjinslimaslaridan yulduzlar paydo bo'ladi. Bunday birjinslimaslar alohida nom kompakt zonalar bilan nomlanadi. Bunday kompakt zonalarni o'lchami bir necha yorug'lik oyiga teng bo'lib unda, vodorod molekulalari zichligi 9x10' molekula/sm', temperaturasi -10'K bo'ladi. Kompakt zonalarni qisilishi ichki qismini kollapsidan ya'ni zonaning markaziga muhitni erkin tushishdan boshlanadi. Gravitatsion kuch atomlarini shunday vaqinlashtiradiki, g'ujumni o'lchami kichik, zichligi esa katta bo'ladi. Tortilish markaziga tushayotib molekulalar energiyaga ega bo'lib, o'zaro ta'sir natijasida avval alohida atomlarga bo'linadi. Gravitatsion siqish g'ujumni temperaturasini ko'taradi Energiva, vodorod atomini uyg'otish energiyasidan katta bo'lganda, o'zaro ta'sir natijasida uyg'ongan vodorod atomlari paydo bo'ladi. Sekinlik bilan kollaps oblasti zonaning periferik sohalariga ko'chib butun zonani egallaydi. Anashunday yulduz hosil bo'lish jarayoni boshlanadi. Vodorod atomlari uyg'ongan holatdan asosiy holatga o'tayotib vodorod atomi uchun xarakterli bo'lgan spektral chiziqlarga mos yorug'lik nurlaydi Obyekt yorug'lik chiqaruvchi bo'lib qoladi. Yulduzlar diametrining xarakterli o'lchami bir necha yorug'lik sekundi tartibida bo'lib, zona ko'ndalang kesimini -10 qismiga teng bo'ladi. Kompakt zonaning markazida 100 ming yildan 1min yilgacha bo'lgan xarakterli vaqt davomida tahminan quyosh massasiga teng bo'lgan muhit massasi to'planadi. Keyingi siqilish natijasida temperatura yana oshib, muhit ionizatsion holatga o'tgandan keyin muhitni evolyutsiyasida yangi etapni hosil qildi. Nurlanish bir necha tartibda oshadi. Bunday nurlanish endi vodorod nurlanishidan iborat bo'lmasdan, ionlashgan muhitda harakatlanuvchi erkin elektronlarni uzluksiz nurlanishidan iborat bo'ladi. Kollapslanuvchi bulut markazida hosil bo'luvchi muhit g'ujumiga protoyulduz deyiladi. Kompyuter yordamida modellashtirish protoyulduzni hosil bo'lishi tasvirini yaratish imkonini beradi. Protoyulduz yuziga tushuvchigaz (bu hodisaga akretsiya hodisasi deyiladi)zarbali front hosil qilib, gazni-10 K-gacha qizishiga olib keladi. Protoyulduz yuziga tushayotgan gaz tushish tezligini, spektr chiziqlari Dopler siljishidan foydalanib topish uchun qo'shimcha analiz talab etiladi. Muhitni akretsiyasi tufayli yulduz massasi 0,1 Quyosh massasiga taxminan teng bo'lganda, yulduz massasidagi temperatura 1 mln K ga yetadi va protoyulduz hayotida termoyadro reaksiyasini yangi etapi boshlanadi. Bunday termoyadro reaksiyalari statsionar holatda bo'lgan, Quyoshga o'xshagan yulduzlarda kechuvchi termoyadro reaksiyalaridan yetarlicha farq qiladi. Gap shundaki Quyoshda kechuvchi sintez reaksivasi H+H2H+e+.
Nisbatan yuqori 10 min K temperaturani talab qiladi. Protoyulduz markazida esa temperatura Imln K chamasida bo'ladi. Bunday temperaturada effektiv ravishda deyteriy (d-H) yaqinlashish reaksiyasi kechadi. H+H He+n+Q Deyteriy xuddi shunday 'He koinot evolyutsiyasining yulduzlar paydo bo'lishi etapigacha davr mobaynida hosil bo'ladi va protoyulduz tarkibida deyteriy miqdori protonlarni miqdorini 10 qismini tashkil qiladi. Shunday bo'lishiga qaramasdan deyteriyni bu miqdori protoyulduz markazida effektiv energiya manbaini hosil bo'lishi uchun yetarli bo'ladi.Protoyulduz muhitining tiniq bo'lmasligi konvektiv gaz oqimini hosil bo'lishiga olib keladi Gazning issiq puflagichlari yulduz markazidan yuziga tomon ko'chsa, sovuq gaz oqimi sirtidan markaziga ko'chib, qo'shimcha deyteriy miqdorini yetkazadi. Yonishning keying etaplarida deyteriy protoyulduzning perifersiyasiga ko'chadi, natijada protoyulduzning kengayishi yuz beradi Massasi Quyosh massasiga teng bo'lan protoyulduz radiusi Quyosh radiusidan taxminan besh marotaba katta bo'ladi. og karlik yulduzlar, neytron yulduzlar (pulsarlar), qora o'ralar va ularning xarakteristikalari Nazariy hisob kitoblarni ko'rsatishicha yulduzlarning massasi 1,5m (me-quyosh massasi) massadan kichik bo'lganda, ularning evolyutsiyasi jarayonida gravitatsion siqilish "Oq-karlik" deb ataluvchi yulduzlargacha davom etadi. bunda yulduzlarning muhitini zichligi 107 g/sm3, temperaturasi 104K-ga tengdir. Bunday 71 yuqori temperaturada muhit atomlari to'la ionlashgan holatga o'tib, shuning uchun yulduz ichida muhit atomi yadrolari elektronlar gazi ichida joylashgan bo'ladi. Bunday gazga aynigan elektronlar gazi deyiladi. Bunday gazni bosimi yulduzni keyingi gravitatsion siqilishi jarayoniga qarshilik qilib uni to'xtatadi. Aynigan gazning bosimini mavjudligi Pauli prinsipidan kelib chiqadi.
Pauli pirinsipi, har bir elektronning fazoda egallaydigan hajmini minimal qiymatini belgilaydi. Oq karliklarda tashqi bosim elektronlar bu minimal hajmini kamaytirishga qodir bo'lmaydi, chunki barcha elektronlar minimal hajmini egallangan bo'ladi. Oq karlik yuylduzlarda aynigan elektronlar gazi ichki bosimi, gravitatsion qisilish bosimini muvozanatlangan bo'ladi. Bunday yulduzlarning yorqinligi Quyosh yorqinligini 10-2+10-4 qismiga teng bo'lib, nurlanishi unda oldingi siqilish jarayonida to'plangan issiqlik energiyasi hisobida vujudga keladi. Yulduzlar tarkibida Si, S va Ar atom yadrolarini nisbattan ko'pligi bunday yulduzlar Oq karlik yulduzlar ekanligidan darak beradi, bunday yulduzlar evolyutsiya jarayonini oxirgi to'rtinchi etapini o'tkazmaganligi sababli ularda og'ir elementlar yadrolari deyarli bo'lmaydi. Oq karlik yulduzlarning markaziy qismi asosan O, Ne va Mg elementlaridan tashkil topgan bo'ladi
2. Neytron yulduzlar va ularning xarakteristikalari Hisob kitoblarning ko'rsatichicha massasi M-25MO bo'lgan yulduzning o'ta yangi portlashida undan massasi -1,6MO bo'lgan neytronli yadro (yulduz) qoladi. Massasi M-1,4MO bo'lgan va o'ta yangi portlash stadiyasiga yetmagan yulduzlarda ham aynigan elektronli gazning bosimi gravitatsion kuchlarni muvozanatlay olmaydi, shuning uchun yulduz yadro zichligi holatigacha siqiladi. Bunday gravitatsion kollaps mexanizmi o'ta yangi portlashda qolgan yadroyulduzni siqilishi kabi bo'ladi. Yulduz ichida bosim va temperatura shu darajada katta bo'ladiki natijada elektronlar va protonlar bir-birini ichiga kirib ketadi va quyidagi p+en+9e-reaksiyasi natijasida neytrinolar tashlab yuborilgandan keyin, neytronlar qoladi. Bunday neytronlar elektronlarga ko'ra yana kichik fazoviy hajmini egallagan bo'ladi. Natijada neytronli yulduz hosil bo'ladi. Bunday neytronli yulduzning xarakterli radiusi 10-18 km-ga teng bo'ladi. Qandaydir ma'noda neytronli yulduz gigant atom yadrosidan iborat bo'ladi. Neytronli yulduzlarda yadro materiyasining bosimi gravitatsion kuchlarning keyingi bosimini muvozanatlaydi. Bu holatdagi bosim ham aynigan gaz bosimi bo'lib, oq karlik holatidagi gaz bosimidan, yuqoriroq zichlikli gaz bosimidir. Bunday bosim 3,2MO massasigacha siqilish kuchini ushlash imkoniyatiga egadir. Kollaps momentida hosil bo'lgan neytrinolar tezda yulduzni tashlab chiqib ketib uni tezlik bilan sovitadi, nazariy hisob kitoblarni ko'rsatishicha 100 s vaqt davomida 1011K bo'lgan yulduz temperaturasi 109K gacha pasayadi keyinchalik sovish tempi biroz kamayadi. Lekin u astronomik masshtabdan ancha yuqoridir. 109K dan 108 K-gacha sovish 100 yilda amalgam oshsa 106 K-gacha sovish bir million yilda o'tadi. Neytron yulduzlarni optik usul bilan kuzatish nihoyat 72 darajada qiyindir, chunki bunday yulduzlarni o'lchami kichik, temperaturasi pastdir. 1967 yili kembridj universiteti xodimlari davriy ravishda elektromagnit nurlanuvchi kosmik manbalar-pulsarlarni qayd etdilar. Bunday manbalarni ko'pchiligini impulslari 3,3 10 4,3s2-+- intervalida joylashgandir. Hozirgi zamon tasavvurlariga ko'ra pulsarlar massasi 1-3MO ga, diametri 10-20 km bo'lgan, aylanuvchi neytron yulduzlaridan iboratdir. Faqatgina neytron yulduzlarigina bunday aylanishda buzilmasdan o'zining formasini saqlab qoladi