Mamadmusa mamadazimov
Download 320.92 Kb. Pdf ko'rish
|
|
211 tem ir « m eh m o n » n in g o g ‘irlig i 60 to n n a n i ta sh k il q ila d i. O lim S.Gordonning aniqlashicha, meteorit Yer atmosferasiga kirishdan oldin 100 tonnani tashkil qilgan! Yuqorida eslatilganidek, meteoritlarning aholi yashaydigan punktlarga tushish ehtimoli juda kam. Butun insoniyat tarixida meteoritlardan 15 tasigina kishilar yashaydigan tomlarga tushganligi aniq qayd qilingan. Shundan to ‘rt holidagina kishilar yengil jarohatlangan, xolos. Savol va topshiriqlar 1. Quyosh sistem asida harakatlanayotgan mayda osmon jismlariga qanday jismlar kiradi? 2. Mayda sayyoralar (asteroidlar) va ularning orbitalari haqida ma’lumot bering. 3. Yerga vaqti-vaqti bilan yaqinlashib turadigan asteroidlardan qaysilarini bilasiz? 4. Kometalar qanday osmon jismlari? 5. Meteorlar haqiqatdan ham uchar yulduzlarmi? 6. Bolidlar qanday hodisa? 7. Meteoritlar haqida nimalami bilasiz? 212 JXBOB. YULDUZLAR l- § . Yulduzlarning asosiy xarakteristikasi Yulduzlar - koinotda eng keng tarqalgan obyektlar bo‘lib, barcha k o sm ik o b y ek tlarn in g q ariy b 98% ga y aq in m o dd asini o ‘zla rid a m ujassam lashtirgan. G archi yulduzlar b ir qarashda bir-biriga ju d a o ‘xshashdek tuyulsa-da, aslida fizik tabiatlariga (temperaturasi, rangi, massasi, zichligi va boshqa param etrlariga) k o ‘ra bir-birlaridan keskin farq qiladi. Shuning uchun tabiatlari jihatidan bir-biriga o ‘xshash b o ‘lgan yulduzlarni topib, ularni sinflarga ajratgan holda o ‘rganish yaxshi natija beradi. Bu masalada ayniqsa, fizik o'zgaruvchi, chaqnovchi yulduzlarni alohida o'rganish, quvvatli va ju d a keng miqyosdagi fizik jarayonlar haqida qiziqarli m a’lumotlarni qo'lga kiritishga imkon beradi. M a ’lum yulduzning evolyutsiyasi davom ida asosiy xarakterlovchi fizik param etrlaridan bo‘lgan massasi, yorqinligi, temperaturasi va radiuslarini aniqlash juda muhim jarayonlardan sanalib, yulduzlar atmosferasining fizik tabiatiga tegishli m a’lumotlarni asosan kuzatish metodlari, ularning ichki qismlariga tegishli m a’lumotlarni q o ig a kiritish esa, astrofizikaning m a ’lum modellariga tayanilgan metodlar yordamida amalga oshiriladi 2-§. Y illik parallaks va yulduzlargacha m asofani aniqlash Y u ld u zlarg ach a m aso fan i an iq lash , u la rn in g yillik p a ra lla k tik siljishlariga asoslanadi. Q uyosh atro fid a radiusi qariyb 150 m illion kilom etrli aylana b o 'y lab sayyoram iz bilan birga harakatlanayotgan kuzatuvchi yaqindagi yulduzlarning uzoqdagi yulduzlar fonida siljib, bir y ild a aylana (a g a r yulduz Y er o rb ita tek islig ig a tik y o 'n a lis h d a joylashganda), ellips (yulduz, Y er o rb ita tekisligiga burchak ostida joylashganda) yoki to ‘g‘ri chiziq kesmasini (Yer orbita tekisligida yotgan yulduz uchun) chizishini kuzatishi mumkin ( 120-rasm). Yoritgichning parallaktik siljishi deb yuritiluvchi bunday chizmalaming yoy o ‘lchami, yulduzning uzoqligiga k o ‘ra turlicha kattalikda b o ‘lib, u m azkur yoritgichdan qaralganda qarash chizig‘iga tik boigan Yer orbitasi radiusining ko‘rinish burchagi n ni oichashga imkon beradi. Yoritgichning yillik parallaksi deyiluvchi n burchak esa, o‘z navbatida, shu yoritgichning Quyosh sistemasidan (demak, Yerdan ham) uzoqligini o ‘lchashga imkon beradi. 213 Darhaqiqat, to‘g‘ri burchakli uchburchak QEM, (yoki QEM2)dan (120-rasm): r . n r sm n — — yoki ° — — ---- t sin^r bu o ‘rinda r - Yer orbitasining radiusini, £ e s a y o ritg ic h g a c h a b o 'lg a n m a s o fa n i x a ra k te rla y d i. Y u ld u z la r u c h u n 7i-y o y sekundining ulu sh larid a o 'lc h a n g a n id a n y o ritg ic h g a c h a m aso fa ( r = l a .b ). r 1-206265' z = — — :—77 = ------- ------ a.b. form ula yor- n -sml ж d am id a h iso b la n a d i. A gar m a so fa parseklarda o ich an sa i = — bo‘ladi. л 120-rasm. Yulduzning yillik parallaksi va ungacha masofani aniqlash usuli Birinchi marta 1886-yil Vega (Liraning a si) n ing y illik p a ra lla k s i o 'lc h a n ib , bu yulduzgacha m asofani Pulkovo (R ossiya) observatoriyasining asoschisi V.Ya. Struve aniqladi. Ayni paytda minglab y uld u zlarg ach a b o ‘lgan m aso falar an iq lang an b o ‘lib, u la r m axsus kataloglardan o ‘rin olgan. 121-rasmda Quyoshdan 10 yorug‘lik yiligacha m asofada b o ‘lgan yulduzlar keltirilgan. 3-§. Yulduzlarning spektri va spektral sinflari M a’lumki, yulduzlarning spektri asosan yutilish spektri bo‘lib, faqat ayrim - yuqori sinf yulduzlariga tegishlilarining spektridagina nurlanish (emission) chiziqlar k u zataladi. Y ulduzlarning spektrini so lish tirish ularning spektrlari bo'yicha sinflarga boiishga asos beradi. Yulduzlarning spektrlaridagi farq asosan spektral chiziqlarning qanday elem entlarga tegishliligi, u la rn in g soni va intensivligi h am da m azkur s p e k trd a energiyaning taqsimlanish xarakteri bilan belgilanadi ( 122-rasm). S p ek trlard a en ergiyaning taqsim lanishi va m a ’lum a to m la rn in g spektral chiziqlarining soni ham da intensivligi bilan bir-biriga o ‘xshash yulduzlarni ayrim sinflarga b o 'lish asrim izning boshlarida G arv ard o b s e rv a to riy a s i o lim la ri to m o n id a n b o sh lan ib , ho zirgi s p e k tr a l 214 alfasi 121-rasm. Quyoshdan 10 yorug'lik yiligacha masofada bo'lgan yulduzlar sinflashtirishning asosini tashkil etadi. U lar birinchilardan bo‘lib empirik yo‘l bilan yulduzlarning spektral sinflarida m a’lum ximik elementlarning tarkibi va yulduzlarga tegishli chiziqlarning ravshanligini bilgan holda u la rn in g sp ektrlarini m a ’lum k etm a-k etlik d a jo y lash tirish im koni mavjudligini aniqladilar va shu asosda, spektrlari bir-biriga o ‘xshashlarini tanlab, spektral sinflarga birlashtirdilar. Yulduzlarning spektral sinflari lotin alfaviti harflarida quyidagi ketma- ketlik ko ‘rinishida belgilanadi: О, B, A, F, G, К va M. M a’lum spektral sinfga kiruvchi yulduzlar spektrlari bir-biridan nozik farqlanishiga k o 'ra 0 d an 9 gacha davom etuvchi sinfchalarga bo‘linadi. Masalan: 0 0 , O l, 0 2 , 0 9 yoki AO, A l, A2, ..., A9 va hokazo. О sinf. T em p eraturasi 25-50 m ing grad u sg ach a boruvchi k o 'k y u ld u zlar spektrlari ultrab in afsh a sohasining intensivligi ju d a yuqori b o 'lib , geliyning io n lash g an , u g lero d , krem niy, azo t va k islo ro d ato m -larining k o ‘p m arta ionlashgan chiziqlari uchraydi.B u sinfga k iru v c h i n ey tral geliy va v o d o ro d a to m la rin in g ch iz iq la ri x ira k o ‘rinishga ega b o'ladi. В sinf. K o ‘kish-oq rangli yulduzlar, temperaturasi 15-25 ming gradus atrofida bo‘ladi. Neytral geliy chiziqlari eng intensiv, vodorod chiziqlari sp ektrda aniq ko'rinib, ayrim ionlashgan atom larning xira chiziqlari k o'zga tashlanadi. Sunbulaning a si shu sinfga kiradi. A sinf. Rangi oq. Sirt tem peraturasi 14 ming gradusgacha boradi. V odorodning chiziqlari m aksim al intensivlikka erishadi. Ionlashgan kalsiyning H va К chiziqlari yaxshi ko'rinadi, metall chiziqlari xira. Vega, 215 (L iraning a si) va Sirius (K a tta ayiqning a si) shu tipga k iru vch i yulduzlardir. F sinf. S a rg ‘ish-oq rangli yulduzlar temperaturasi taxminan 7,5 ming g ra d u s. V o d o ro d c h iz iq la rin in g in ten siv lig i k am ay a b o s h la g a n . Kaltsiyning ionlashgan (H va K) va neytral chiziqlari hamda m etallam ing (temir, titan) chiziqlarining intensivligi orta boshlaydi. Tipik yulduz - Protsion (Kichik ayiqning a si). G sinf. Rangi sariq, temperaturasi 6000°K. Vodorodning chiziqlari xiralashgan. Metal chiziqlari yaqqol k o ‘rinadi. Ionlashgan kalsiyning H va К chiziqlari intensivligi m aksimumga erishadi. Quyosh shu sinfga kiradi. К sinf. Rangi qizg'ish (oranjeviy), temperaturasi 5000° atrofida. Bu sinfga kiruvchi yulduzlarning spektrida metal chiziqlarining intensivligi m ak sim u m g a erish ad i. S p ek trn in g u ltra b in a fsh a q ism iga tegishli nurlanishning intensivligi sezilarli kam ayadi. Bu sinfga kiruvchi tipik yulduzlarga A rktur (H o'kizboqarning a si) va Aldebaran (Savrning a si) kiradi. M sinf. Rangi qizil, tem peraturasi 2000-3500°K. S pektrida metall ch iziqlari ju d a kuchsiz b o ‘lib, aso san m olekulyar p o lo s a la r bilan qoplangan. Ayniqsa titan oksidiga tegishli polosalar kuchli. Bu sinfning tipik yulduzi Betelgeyze (Orionning a si) hisoblanadi. Yuqorida keltirilgan yulduz sinflari asosiy sinflar hisoblanib, bulardan tashqari G va К sinflardan tarmoqlanuvchi qo‘shimcha C.S sinflar ham mavjud. Bulardan birinchisi G sinfdan tarmoqlanib, uglerodli yulduzlar deyiladi va sinfi С bilan belgilanadi. Bu sinfga kiruvchi yulduzlarning spektri He C all Hg hy Cal TIK) 122-rasm. Turli sinflarga kiruvchi yulduzlar spektrlarining k o‘rinishi 216 K v a M sinfga kiruvchi yulduzlarning spektridan atomlarga tegishli yutilish chiziqlari va uglerod molekulalarining yutilish polosalarining borligi bilan farqlanadi. Ikkinchisi esa К sinfdan tarmoqlanib, sinfi S bilan belgilanadi. Bu sinfga kiruvchi yulduzlar M sinfidan titan oksidi (7 /0 ) polosalari o ‘mida sirkoniy oksidi (ZrO) polosalarining borligi bilan farqlanadi. A gar m a’lum spektral sinfga kiruvchi yulduz q o ‘shimcha b a’zi xossaga ega bo‘lsa, u biror harfiy ifoda bilan belgilanadi. Xususan, agar yulduz spektrida emission chiziqlar kuzatilsa, uning sinfini ifodalovchi harf yoniga e harfi quyidagicha q o ‘shib qo'yiladi. M asalan, 0 6 e - bu, spekrida emission chiziqlar bo‘lgan 06 sinfga kiruvchi yulduzni ifodalaydi. 0 ‘ta gigant yulduzlar spektrida uchraydigan ingichka timqora chiziqlarda esa spektral sinfi oldiga 5 harfi qo'shib qo‘yiladi, ya’ni sFO. M a’lum spektral sinf uchun tiniq harakatda bo'lm agan yulduzning boshqa xossalari p harfi belgilanadi va u odatda, yulduzning spektral sinfidan keyin, ya’ni A3p ko‘rinishda yoziladi va hokazo. 4-§. Spektr-yorqinlik diagram m asi Y ulduzlarning bir-biri bilan o ‘zaro bogiangan fizik xarakteristikalarini ik k i g uru h g a a jra tis h m u m k in b o ‘lib , b irin c h isig a y u ld u zn in g temperaturasi, rang ko‘rsatgichi va spektral sinflari orasidagi aniqlangan b og‘lanishni, ikkinchi guruhga esa, massasi va yorqinliklari orasidagi bog‘lanishni aks qilish mumkin. H ar bir guruhga oid m a’lum bir parametr shu guruhga kiruvchi boshqa param etrlarni aniqlashga imkon beradi. G archi bir qarashda bu ikki guruhga param etrlar orasida bog‘lanish yo‘qdek tuyulsa-da, aslida ular orasida ham bo g ian ish borligi m a’lum b o 'la d i. Bunday b o g 'lan ish n i birinchi b o ‘lib, asrim izning boshida d aniyalik astronom G ertsshprung va am erikalik astrofizik Ressellar aniqlashdi. Ular bir-biridan bexabar holda yulduzlarning yorqinliklari va spektral sinflari orasidagi bog‘lanishni xarakterlovchi grafikni oldilar. M a ’lum b o ‘lishicha, agar koordinata o ‘qlaridan biriga yulduzlarning spektral sinflari, ikkinchisi b o ‘yicha esa absolyut yulduz kattaliklari qo 'y ilg an d a, yulduzlar diagram m ani bir tekis to ‘ldirm ay, bir necha guruhga ajralgan holdagi b o g ia n ish egriliklari k o ‘rinishida namoyon b o i a r ekan. Bunday diagram m a spektr-yorqinlik yoki Gertsshprung - R e s s e l diagram m asi deb n o m la n a d i (1 23-rasm ). S p ek tr-y o rq in lik diag ram m asid a yulduzlarning absolyut yulduz k a tta lik la ri o ‘rn id a 217 Spektral sinflar va tem peratura log a rifm ik sh kalada y o r q in lik la rin i, spektral sinflari o ‘mida esa rang k o ‘rsat- gichlarini yoki effektiv temperaturalarini olish mumkin. Gertsshprung - Ressel diagrammasi um um iy fizik ta b ia tg a ega b o ‘lgan yulduzlar guruhini ajratishga, ularning temperaturasi, yorqinligi, spektral sinfi, absolyut kattaliklari kabi param etrlari orasid ag i b o g ‘lan ish larn i a n iq la sh g a imkon beradi. Bu diagrammada yulduzlarning asosiy qismi bosh ketma-ketlik deyiluvchi egrilik bo'ylab joylashib, uning chap qismida 123-rasm. Spektr - yorqinlik ravshanligi yuqori bo'lgan boshlang'ich diagrammasi spektrga tegishli yulduzlar joylashadi va o ‘ng tom onga borgan sayin yulduzlar ning yorqinliklari (binobarin temperaturalari) pasaya borib, keyingi sinflarga tegishli yulduzlar diagrammadan joy oladi. Bosh ketma-ketlik egriligidan yuqorida nisbatan past temperaturali, biroq diametri jud a k atta va shuning uchun ham katta yorqinlikka ega b o ‘lgan absolyut yulduz k attalik lari - 4 m, - 5 m o ‘ta gigant va gigant (a b so ly u t y u ld u z k a tta lik la r i 0m a tro fid a ) yuld uzlar jo y la sh a d i. Diagrammaning quyi qismda, boshlang‘ich spektral sinflariga ega b o ‘lgan nisbatan kam yorqinlikka ega b o ig a n mitti yulduzlar joylashadi (123- rasmda yulduzlar o ‘lchamlari bilan berilgan). D iagram m ada yulduzlarning bir tekis taqsim lanm asligi ularning yorqinliklari va temperaturalari orasida sezilarli bog'lanish borligidan darak beradi. Bu bog'lanish, ayniqsa bosh kattalikka tegishli yulduzlarda yaxshi aks qiladi. Biroq yulduzlarning yorqinliklari va spektral sinflari orasidagi bog'lanishni e’tibor bilan o'rganish, diagrammada bosh ketma-ketlikdan boshqa yana bir necha ketma-ketliklarning ochilishiga olib keladi. M azkur ketma-ketliklar yorqinlik sinflari deb yuritiladi va I dan VII gacha b o ig a n rim raqam lari bilan belgilanadi. Bu raqam lar esa, o ‘z navbatida, yulduzning spektral sinfidan keyin qo'yiladi. Yulduzlar qabul qilingan yorqinliklarning bu klassiflkatsiyasi M KK (Morgan va Kinan) klassifikatsiyasi deb ham yuritiladi. 218 124-rasm. Yulduzlarning yorqinliklari bo'yicha sinflarga bo'linishi Yorqinlik sinflari bo'yicha yulduzlar quyidagicha taqsimlanadi (124-rasm): I sin f - o 'ta g ig a n tla r. Bu y u ld u z la r G e rtssh p ru n g -R e sse l diagrammasining tepa qismidan joy olib, bir necha ketma-ketliklarga а ю, *.> Iab va lb) boUinadi. II sinf - ravshan gigantlar, III sinf - gigantlar; IV sinf - subgigantlar; V sinf - bosh ketma-ketlikning yulduz lari', V I sinf - ravshan subm ittilar. Bosh ketm a-ketlikdan taxm inan bir yulduz kattaligiga farq qilib, uning ostidan o ‘tadigan ketma-ketlikdir. V II s in f- oq m itti yulduzlar. Diagrammaning quyi qismidan joy oluvchi yulduzlardir. Biror yulduzning m a’lum yorqinlik sinfiga tegishliligi, spcktral sinfning maxsus belgilari orqali aniqlanadi. Masalan, o ‘ta gigantlarning spektri, spektrida keng chiziqlari b o ig a n oq mitti yulduzlarnikidan farq qilib, ingichka hamda konturi ju d a chuqur spektral chiziqlarga ega bo‘ladi. M a’lum spektral sinfga tegishli m itti yulduzlarning shunday spektral sinfdagi gigantlardan farqi, mitti yulduzlarning spektrida ayrim metall chiziqlari gigantlarnikiga n isb atan kuchsiz b o ‘lgani h olda, boshqa metal]arga tegishli chiziqlar intensivliklariga k o ‘ra jud a kam farq qiladi. Y u ld u zlarn in g spektral sin flari yorqinlik sin flari bilan q o 'sh ib o'rganilganda, ularning absolyut kattaliklarini aniqlashga imkon beradi. 219 Yulduzlarning aniqlangan absolyut yulduz kattaliklari esa, o ‘z navbatida, yulduzlargacha masofani aniqlashga imkon beradi. Y ulduzlar yorqinligini ularning spektridagi ayrim chiziqlar ravshanligiga empirik bogianishlariga asoslangan yulduzlargacha masofalarini aniqlash metodi spektral parallaks metodi deb yuritiladi. Spektral parallaks metodining trigonometrik m etodlardan afzalligi sh u n d ak i, sp e k tra l p ara llak s, bizdan ju d a u zo q d a jo y la sh g a n va sp ek trlarin i o lish m um kin b o ‘lgan y o ritg ich larn in g m a so fa la rin i aniqlashga imkon beradi. Savol va topshiriqlar 1. Yillik parallaks deganda nimani tushunasiz? 2. Yulduzlargacha masofalar qanday topiladi? 3. Yulduz kattaliklarining absolyut shkalasi deganda nimani tushunasiz? 4. Spektral parallaks yordamida yulduzlargacha masofa qanday topiladi? 5. Yulduzlarning rangi, temperaturasi va spektri orasida qanday bogianish mavjud? 6. Spektr-yorqinlik diagrammasi haqida nimalar bilasiz? 7. Yulduzlarning radiuslari ularning yorqinliklari orqali qanday topiladi? 8. Yulduzlarning ichki tuzilishi, ularning xillari (gigant, mitti va normal) bilan qanday bogianishga ega? 5-§. Yulduzlar o ‘lchamlarini (radiuslarini) aniqlash usullari E lem entar m a tem a tik a k u rsid an m a ’lum ki k u zatu v ch id an aniq masofada joylashgan jismning burchagiy oicham i m a iu m b o is a , uning chiziqli oicham ini hisoblash ortiqcha qiyinchilik tug‘dirmaydi. Binobarin, agarda yulduzning burchagiy diametri d m a iu m b o isa, bu yulduzgacha masofa r aniq b o ig a n d a uning D diametrini ham osongina hisoblash mumkin. Buning uchun ushbu formuladan foydalaniladi: D — sin d "• r yoki zz ———— p k = 74,8-\Q6d - r km (1) 206265 Biroq yulduzlar juda uzoq masofada joylashganliklaridan eng yirik te le sk o p la r b ila n ham u la rn in g b u rch ag iy o ic h a m la r in i an iq lab 220 а ) b) 125-rasm. Gigant va mitti yulduzlarni Quyosh va Yer o'lchamlari bilan solishtirish b o ‘lm aydi. Faqat maxsus yulduzlar interferom etri deb yuritiluvchi teleskoplar yordamidagina atigi bir necha o ‘nlab yulduzlarning burchagiy o ‘lcham larini va bu asosda ularning chiziqli o'lcham larini aniqlash mumkin.Yulduzlarning o'lchamlari xilma-xil b o‘lib, rasmda ular Quyosh (a) va Yer (b) o'lchamlari bilan solishtirilgan (125-rasm). M a ’lum bir yulduz radiuslarini aniqlashning boshqa bir usuli shuki, uning bolometrik yorqinligi Ьы \ а effektiv temperaturasi 7 \ ga tayanadi. M a’lum bir yulduzning 1 kv. sm yuzasidan barcha yo'nalishlar bo'yicha nurlanish energiyasi uning effektiv temperaturasi bilan quyidagicha bog'lanishda bo'ladi: U holda yulduzning to'la sferik sirtidan chiqayotgan nurlanish oqimi yulduz sirti S = A n R 7 ; bo'lganidan: ( 2 ) U =47rR? • • T.lf ( 3 ) Ваг ifodani Quyosh uchun tadbiq qilinsa, Le = 4 n R l- a T lf ( 4 ) (3) va (4) tenglamalarning mos tomonlarini o'zaro bo'lsak (4) 221 •^0 J у Le ushbu ifodani logarifm lasak ( 5 ) O d a td a , y u ld u zlarn in g radiu si va y o rq in lik lari Q uyosh rad iu si v a yorqinliklari birligida (Ле = /, L e= f) ifodalanganidan yubduzning radiusini k o ‘rinishda yozish m um kin. Y uldu zlarn in g absoly u t b o lo m etrik k attalik lari M b m a ’lu m b o is a , yulduzlarning chizig‘iy o ic h a m la ri ularning effektiv tem peraturalarig a k o ‘ra quyidagicha topiladi. Y ulduzlarning diam etrlari Y ernikidan yuzlab m arta kichik (neytron y u ld u z la r) va Q u y o s h n ik id a n m in g m a rta g a c h a k a tta ( o ‘ ta g ig a n t yulduzlar) b o 'lg a n o ra liq la rd a u c h ra tish m um kin. Bosh k e tm a -k e tlik e g rilig id a j o y la s h g a n k o ‘p c h ilik y u ld u z la r u c h u n y u ld u z la r n in g yorqinliklari va radiuslari orasidagi ushbu bo g ‘lanish em pirik y o ‘l bilan aniqlanadi: A lo hida y u ld u znin g m assasini bevosita aniqlash m u m k in b o im a y , faq at q o ‘sh alo q yulduzlarning tashkil etuvchilarini birg allikd a olingan m assalarini u larning h arak atlarin i o ‘rganish asosida hisoblash m um kin. B uning uch un K eplerning N y u to n tom onidn aniqlashtirilgan uchinchi q o n u n id an foydalaniladi: lg * . = 2 l g ^ - + ~ lg L . h ej I (6) l g * . = 8 ,4 7 0 - 0 ,2M b - 2 \g T e/ ( 8 ) Download 320.92 Kb. Do'stlaringiz bilan baham: 
|