2. Oq karlik yulduzlar va ularning xarakteristikalari Neytron yulduzlar va ularning xarakteristikalari

YULDUZLARNING PAYDO BO’LISHI VA EVOLYUTSIYASI. OQ KARLIKLAR, NEYTRON YULDUZLAR VA QORA TUYNUKLAR


Reja:
1. Yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi jarayonini o’rganish
2. Oq karlik yulduzlar va ularning xarakteristikalari
3. Neytron yulduzlar va ularning xarakteristikalari
4. Qora tuynuklar va ularning xarakteritikalari.
5. Xulosa
6. Foydalanilgan adabiyotlar
Yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi jarayonini o’rganish.
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 9x10⁴ molekula/sm³, temperaturasi ~10⁴K bo’ladi. Kompakt zonalarni qisilishi ichki qismini kollapsidan ya’ni zonaning markaziga muhitni erkin tushishdan boshlanadi. Gravitatsion kuch atomlarini shunday yaqinlashtiradiki, 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.Energiya, 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^-6 qismiga teng bo’ladi. Kompakt zonaning markazida 100 ming yildan 1mln 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~10⁶K-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 reaksiyasi
¹H+¹H→²H+e⁺+_{ }e
Nisbatan yuqori ~ 10 mln K temperaturani talab qiladi. Protoyulduz markazida esa temperatura 1mln K chamasida bo’ladi. Bunday temperaturada effektiv ravishda deyteriy (d=²H) yaqinlashish reaksiyasi kechadi.
²H+²H→³He+n+Q
Deyteriy xuddi shunday ⁴He koinot evolyutsiyasining yulduzlar paydo bo’lishi etapigacha davr mobaynida hosil bo’ladi va protoyulduz tarkibida deyteriy miqdori protonlarni miqdorini 10^-5 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.