«Fizika» kafеdrasi

4. Yoritgichlarning temperaturalarini aniqlash usullari
 
 
Yoritgichning  temperaturasi,  uning  tabiatini  xarakterlovchi  fizik  parametr  bo'lib,  buni 
aniqlash  murakkab  astrofizik  masalalardan  hisoblanadi.  Sababi  birinchidan,  astroflomlar 
yoritgichlar  temperaturasini  bevosita  termometr  bilan  o'lchash  imkoniyatidan  marhumliklaridan 
bo'lsa,  ikkinchidan,  mavjud  metodlarning  murakkabligida  hamda  ayrimlari  aniqlik  darajasining 
pastligidadir. Temperaturani aniqlashning ayrim metodlari bilan tanishamiz. 
1. 
Spektral  chiziqlarning  kengligiga  ko'ra  temperaturani  aniqlash.
 
Ma'lumki,  ixtiyoriy 
spektral  chiziqda,  bunday  chiziqni  vujudga  keltiradigan  atomlarning  issiqlik  harakati  tufayli 
Dopplercha kengayish ro'y beradi. Ma'lum momentda, nurfanuvchi bunday atomlarning bir qismi 
tartibsiz  issiqlik  harakati  tufayli  bizdan  turli  tezliklar  bilan  uzoqlashayotganda,  qariyb  shuncha 
qismi  bizga  yaqinlashayotgan  bo'ladi.  Natijada  8-rasmda  tasvirlangan  shakldagi  simmetrik 
kengaygan spektral chiziq vujudga keladi va u mazkur spektral chiziqning profili deyiladi. 
 
Ko`rinib  turibdiki,  spektral  chiziqning  profili  atomlarning  tezliklar  taqsimoti  qonunini 
qaytaradi.  Bu  atomlar  spektral  chiziqning  profilida  markaziy 
0
I
  intensivlikdan 
e
  marta  kam 
intensivlikka  ega  bo'lgan  nuqtadagi  nurlanishni 
beradi va bu nuqtalar orasidagi masofaning  yarmi - 
spektral  chiziqning  Doppler  kengligi
 
D
λ
∆
  deb 
yuritiladi. 
D
λ
λ
∆
±
0
 to'lqin uzunligida nurlanuvchi 
atomlar 
eng 
katta 
ehtimoliy 
tezlikda 
harakatlanganliklaridan  temperaturani  quyidagicha 
aniqlash mumkin: 
2
0
2
2





 ∆
=
λ
λ
D
k
mc
T
 
 
 
(5) 
Kuzatishlar 
yordamida 
spektral 
chiziqning 
dopplercha 
kengligi 
aniqlangach, 
nurlanuvchi 
atomlar  faqat  issiqlik  harakatida  ishtirok  qiladi  deb 
qarab,  (5)  formula  yordamida  chiziqli  spektr 
berayotgan  yoritgichming 
kinetik  temperaturasini
 
aniqlash  mumkin.  Biroq  aslida  spektral  chiziqning  profili  9-rasmda  keltirilganidan  farq  qilib, 
aksincha murakkab tus oladi va yoritgich temperaturasini aniqlashni murakkablashtiradi. 
2. 
Absolyut  qora  jism  qonuniyatlari  asosida  yoritgichlarning  temperaturasini  aniqlash
. 
 
9-rasm. Quyosh spektrida 
energiyaning taqsimlanishi (to`q 
chiziq) 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
80 
Garchi absolyut qora jism qonuniyatlari yoritgichlarning temperaturasini aniqlashning bir necha 
xil  metodlarini  bersa-da,  aslida  yoritgichlarning  spektrida  energiyaning  taqsimlanishi  plank 
egriligidan  farq  qilganligi  tufayli  aniqlangan  temperaturaning  qiymatlari  katta  xatolikka  ega 
bo'ladi.  Yulduzlar  atmosferasining  faqat  qatlamlaridagina  termodinamik  muvozanat  ro'y  berib, 
eslatilgan  qonunlarni  muvaffaqiyat  bilan  qo'llash  mumkin.  Biroq  bunday  nurlanish,  yulduz 
atmosferasi  tashqi  qatlami  bilan  kuchli  yutiladi  va  biz  termodinamik  muvozanatdan  keskin 
farqlanuvchi  tashqi  qatlamning  nurlanishini  qayd  qilamiz.  Shu  bois  bunday  nurlanish  spektrida 
energiyaning taqsimoti, plank egriligidan keskin farq qilib temperaturani aniq belgilashga imkon 
bermaydi.  Shunga  qaramay,  har  doim  ma'lum  yulduz  spektrida  energiyaning  taqsimlanish 
egriligiga  o'xshash  shunday  plank  egriligini  tanlash  mumkinki,  natijada  tanlangan  bu  yulduz 
nurlanishiga  ma'lum  shartlar  yordamida  Plank,  Stefan-Boltsman  va  Vinning  qonunlarini 
qo'llashning imkoni tug'iladi. 
56-rasmda turli temperaturadagi termodinamik muvozanatga ega jismlarning Plank egriliklari 
bilan  birga  kuzatishlardan  olingan  Quyosh  markaziga  tegishli  spektrda  energiya  taqsimlanishi 
egriligi (to'q chiziqda) ham keltirilgan. Agar bu egrilik uchun Vinning siljish qonunini qo'llasak, 
max
λ
=4300 
Ǻ
 bo'lganidan: 
≈
⋅
⋅
=
−
sm
sm
grad
T
4
10
43
,
0
29
,
0
6750 ºK, 
≈
⋅
⋅
⋅
⋅
⋅
=
−
4
2
5
2
10
/
10
67
,
5
/
10
28
,
6
grad
sek
sm
erg
sek
sm
erg
T
efff
5770 ºK/ 
Demak,  yoritgichning  effektiv  temperaturasi  deb  shunday  absolyut  qora  jism  temperaturasiga 
aytiladiki,  uning  har  1  sm
2
  yuzasi  chiqaradigan  to'la  energiyasi  mazkur  jismning  1  sm
2
  yuzasi 
chiqaradigan  to'la  energiyaga  teng  boiadi.  Shuningdek,  plank  egriliklari  yoritgichlarning 
ravshanlik  va  rang  temperaturalarini
 
aniqlashga  ham  imkon  beradi.  Yoritgichning  rang 
temperaturasi  deb  shunday  absolyut  qora  jismning  temperaturasiga  aytiladiki,  ma'lum  to'lqin 
uzunligida  uning  har  kvadrat  santimetri  chiqaradigan  nurlanish energiyasi mazkur  yoritgichning 
har kvadrat santimetridan o'sha to'lqin uzunligida nurlanadigan energiyasiga teng bo'ladi. 
3.  Yulduzlarning  turli  sistemalarda  olingan  yulduz  kattaliklari  yulduzlarning  temperaturasini 
aniqlashda  muvaffaqiyat  bilan  qo'llaniladi.  Gap  shundaki,  Plank  qonuni  yulduzlar  nurlanishi 
uchun  uncha  mos  kelmaydi,  shuning  uchun  ham  yulduzlarning  temperaturasini  aniqlashda 
Vinning qonuni aniq natija bera olmaydi. Yulduzlarning rangi esa, ularning temperaturasi bilan 
bevosita  bog'lanishda  bo'lib,  rang  deganda  nurlanishning  maksimumga  to'g'ri  kelgan  to'lqin 
uzunligi  emas,  balki  yulduz  rangining 
rang  ko  'rsatkichi
 
deb  ataluvchi  obyektiv  xarakteristikasi 
tushuniladi.  Rang  ko'rsatgichi,  haqidagi  ma'lumotni  yulduz  spektrining  turli  qismlaridagi 
nurlanish  energiyasini  solishtirish  orqali  olish  mumkin.  Odatda,  rang  ko'rsatgichi  qilib 
yulduzning fotografik va fotovizual yulduz kattaliklarining farqi: 
pv
pg
m
m
CI
−
=
 
olinadi. 
V
B
U
,
,
  sistemada  esa,  asosiy  rang  ko'rsatgichi  sifatida 
V
B
CI
−
=
  va  ultrabinafsha 
rang ko'rsatgichlari sifatida esa ushbu 
B
U
CI
−
=
 ifodadan foydalaniladi. 
Yulduzlarning  rang  ko'rsatgichi  va  yulduzning  to'la  nurlanishini  xarakterlaydigan 
effektiv 
temperaturasi
 
orasidagi  bog'lanish  belgilanib,  so'ngra  shu  asosda  yulduzlarning  bunday 
temperaturasini oson aniqlash mumkin. Rang ko'rsatgichi uchun nol-punkt qabul qilingan bo'lib, 
u shartli ravishda 
0
A
 spektral sinfdagi yulduzlar uchun asosiy rang ko'rsatgichi (
V
B
−
) nulga 
teng deb olingan. Spektral sinflari 
A
 sinfdan oldin turadigan qaynoq yulduzlar uchun u manfiy 
ishorali, keyin turadiganlari uchun esa musbat ishorali bo'ladi. 
Quyosh markazining spektri, nurlanish energiyasi egriligining turli temperaturaga mos plank 
egriliklarini  kesib  o'tishidan  ko'rinishicha,  Quyoshning  ravshanlik  temperaturasi  turli  to'lqin 
uzunligida turlicha bo'ladi (55-rasmda 
max
λ
 dan chap tomonga e'tibor qiling). 
Yoritgichning 
ravshanlik  temperaturalarini
 
aniqlash  ancha  murakkab  jarayon  bo'lib, 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
81 
nurlanishning  ma'lum  to'lqin  uzunligidagi  intensivligini  absolyut  birliklarda  ifodalashga  to'g'ri 
keladi.  Lekin  optik  diapazonda  sirtqi-bevosita  ko'rib  bo'lmaydigan  ba'zi  sayyoralar  yoki  ayrim 
radioobyektlarni  radiodiapazonda  ravshanlik  temperaturalarini  o'lchash,  ya'ni  ularning  sirt 
temperaturasini taxminiy belgilash uchun bu usul birdan-bir qulay usul hisoblanadi. 
Absolyut  qora  jism  sirtining  ayrim  uchastkasida  energiyaning  nisbiy  taqsimlanishi, 
yoritgichning  shunday  uchastkasidagi  energiyaning  nisbiy  taqsimlanishi  kabi  bo'lsa,  u  holda 
absolyut qora jismning temperaturasi mazkur yoritgichning
 rang temperaturasi
 
deyiladi. 
Quyosh  spektrining  5000-6000A
0
  uchastkasida  energiyaning  nisbiy  taqsimlanishi  7000°K  li 
plank  egriligining  shu  uchastkasidagi  taqsimlanishiga  mosligidan  (56-rasmga  qarang),  bu 
uchastka uchun Quyoshning rang temperaturasi 7000° deb olinadi. 
Xulosa qilib aytganda, turli miqdorlar asosida aniqlangan Quyosh temperaturasining turlicha 
chiqishi,  uning  atmosferasini  turli  qatlamlariga  temperaturaning  turli  qiymatlari  mos  kelishini 
hamda  uning  tashqi  qatlamlari  nurlanishi  absolyut  qora  jism  nurlanishidan  farq  qilib,  Plank, 
Stefan-Boltsman va Vinning qonunlari, temperaturani taxminiy aniqlash uchun imkon berishini 
ma'lum qiladi. 
 
Nazorat uchun savollar: 
 
1. Astr
о
fizikaning as
о
siy asb
о
blari va usullari. 
2. Astr
о
f
о
t
о
grafiya va astr
о
f
о
t
о
m
е
triya.
 
3. Spektral analiz asoslari. Astrofizik obyektlarning spektrlari va ularda kuzatiladigan chiziqlar. 
4. Yoritgichlarning temperaturalarini aniqlash usullari. 
 
5-ma’ruza: Quyosh fizikasi. 
 
Ma’ruza mashgulоtining ta’lim tехnоlоgiyasining mоdеli 
 
O`quv vaqti: 80 minut 
Talaba sоni: 46 
O`quv mashg`ulоtining tuzilishi 
Ma’ruza rеjasi 
1. Quyosh to`g`risida umumiy tushuncha. 
2. Fotosfera spektri. Uning kimyoviy tarkibi. 
3. Xromosfera va uning obyektlari. 
4.  Protuberanetslarning  sinflari.  Xromosfera 
chaqnashlari. 
5. Quyosh toji. 
O`quv mashg`ulоtining maqsadi : 
. Quyosh to`g`risida umumiy tushuncha. Fotosfera spektri. 
Uning kimyoviy tarkibi. Xromosfera va uning obyektlari. Protuberanetslarning sinflari. 
Xromosfera chaqnashlari. Quyosh toji. Mavzularini yoritib berish.
 
Pеdagоgik vazifalar: 
Yangi mavzu bilan tanishtirish, mavzuga 
о
id 
ilmiy atamalarni 
о
chib b
е
rish, as
о
siy maslalar 
bo`yicha tushunchalarni shakllantirish. 
O`quv fa
о
liyatining natijalari: 
Talabalarda fizika fanining pr
е
dm
е
ti, m
е
t
о
dlari 
va tarm
о
qlari haqida tasavvurga ega bo`ladilar, 
as
о
siy ma’lum
о
tlarni k
о
nsp
е
ktlashtiradilar.  
Ta’lim usullari: 
Aqliy hujum, ma’ruza 
O`quv fa
о
liyatini tashkil qilish shakli 
О
mmaviy 
Ta’lim v
о
sitalari 
Slaydlar, mark
е
r, jadval 
Qayta al
о
qa usullari va v
о
sitalari 
Sav
о
l jav
о
b 
 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
82 
 
O`quv mashg`ulоtining tехnоlоgik хaritasi 
 
Ishlash 
bоsqichlari, 
vaqti 
Faоliyat mazmuni 
 
O`qituvchining 
Talabaning 
1 b
о
sqich 
1.1 O`quv 
х
ujjatlarini 
to`ldirish va 
talabalar 
dav
о
matini 
t
е
kshirish (5 
min). 
1.2 O`quv 
mashgul
о
tiga 
kirish (10min) 
O`quv  mashgul
о
tiga  1.  Quyosh  to`g`risida 
umumiy  ma’lum
о
tlar.  2.  Fotosfera  spektri. 
Uning kimyoviy tarkibi. 3. Xromosfera va uning 
obyektlari.  4.  Protuberanetslarning  sinflari. 
Xromosfera chaqnashlari. 5. Quyosh toji. haqida 
dastlab talabalarga BBB  jadvali taklif etiladi va 
uning  Bilaman,  Bilishni 
хох
layman  grafalari 
to`ldiriladi. 
Jadvalning 
ikkita 
grafasi 
to`ldirilganidan so`ng ma’ruza b
о
shlanadi.  
Tinglashadi. 
Aniqlashtiradilar, sav
о
llar 
b
е
radilar. Quyosh 
to`g`risida umumiy 
tushuncha fani bo`yicha 
dastlabki tushunchalarini 
if
о
dal
о
vchi ma’lum
о
tlarni 
BBB jadvaliga tushiradilar 
2 b
о
sqich 
As
о
siy 50 min 
2.1.  Jadvalning  ikkita  grafasi  to`ldirilganidan 
so`ng ma’ruza b
о
shlanadi: 1. Quyosh to`g`risida 
umumiy  ma’lum
о
tlar.  2.  Fotosfera  spektri. 
Uning kimyoviy tarkibi. 3. Xromosfera va uning 
obyektlari.  4.  Protuberanetslarning  sinflari. 
Xromosfera chaqnashlari. 5. Quyosh toji haqida 
ma’lum
о
t b
е
rib b
о
riladi. 
K
о
nsp
е
kt yozishadi, 
tinglashadi, Quyosh 
to`g`risida umumiy 
tushuncha tarm
о
qlari r
е
jasi 
bo`yicha d
о
skada klast
е
r 
tuzishadi. Mavzu bo`yicha 
sav
о
llar b
е
radilar. 
3 b
о
sqich. 
YAkuniy 
natijalar 15 min.  
3.1
 
Quyosh  va  uning  sistemasi  fizikasi  Mavzu 
bo`yicha 
х
ul
о
sa  qilish.  mashgul
о
tiga  katta 
sayyoralarning  ikki  guruhi.  M
е
rkuriy,  V
е
n
е
ra, 
Marsning  fizikaziy  tabiati.  Quyosh  to`g`risida 
umumiy tushuncha. 
O`rganilgan mavzu 
bo`yicha 
о
lgan 
ma’lum
о
tlarni BBB 
jadvalini yakuniy grafasiga 
tushiradilar. 
 
1. Quyosh to`g`risida umumiy tushuncha
 
va uning ichki tuzilishi. 
 
Quyosh  b
е
p
о
yon  k
о
in
о
tdagi  yulduzlarning 
Е
rga  eng  yaqini  bo`lib,  u  Quyosh  tizimining 
markaziy jismi va bu tizimda yorug`lik, issiqlik va hayot manbaidir. Quyosh gardishining (
Е
rdan 
1a.b. uz
о
qlikda) diam
е
tri 32'00" ga, 
Е
r o`z 
о
rbitasining p
е
rig
е
liyiga k
е
lganida (yanvar b
о
shida) 
u 32'35" ga, 
Е
r af
е
liyda (iyul b
о
shida) bo`lganida esa, 31'31" ga t
е
ng bo`lib ko`rinadi. 
Quyoshning  radiusi  696000  km,  hajmi  1,41·10
33
  sm
3
,  o`rtacha  massasi  1,99·10
30
  kg  va 
hamma  sayyoralarning  jami  massasidan  750  marta  katta. 
Bunday  o`lchamlarga  m
о
s  k
е
lgan  o`rtacha  zichlik 
ρ
=1,41 
g/sm
3
. Quyosh sirtida 
о
g`irlik kuchi t
е
zlanishi 
Е
rdagidan 27 
marta  katta.  Quyosh  nurlanishini  kuzatish  mumkin  bo`lgan 
tashqi  qatlamlariga 
Quyosh  atmоsfеrasi
  d
е
yiladi.  Quyosh 
atm
о
sf
е
rasidagi  t
е
mp
е
raturaning  o`zgarishiga  qarab,  u 
shartli ravishda uch qismga bo`lingan. 
Ko`zni  qamashtiradigan  yorug`  f
о
t
о
sf
е
rani  (yorug`lik 
sf
е
rasi)  Quyosh  gardishi  qilib  kuzatamiz.  Uning  yorug`ligi 
Quyosh gardishi ch
е
tlariga t
о
m
о
n kamayib b
о
rgani b
е
v
о
sita 
kuzatishlardan ko`rinib turadi. F
о
t
о
sf
е
raning yuq
о
ri qismida 
t
е
mp
е
ratura  Quyosh  uchun  eng  minimal  qiymat  –  4300  ÷ 
4600°K ga t
е
ng. 
F
о
t
о
sf
е
rani  tashkil  etgan  m
о
dda  plazma  h
о
latida 
 
1-rasm. 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
83 
bo`ladi.  Faqat  f
о
t
о
sf
е
radagina  v
о
d
о
r
о
d  n
е
ytral  h
о
latda  ham  uchraydi.  B
о
shka  el
е
m
е
ntlar  to`la 
i
о
nlashgan bo`ladi. 
F
о
t
о
sf
е
rani  kuchli  t
е
l
е
sk
о
plardan  kuzatilganda  yoki  f
о
t
о
suratga 
о
linganda,  u  bir  t
е
kis 
yorug`  bo`lmay,  ko`p  s
о
ndagi  q
о
ramtir 
о
raliqlar  bilan  ajratilgan,  o`rtacha  kattaligi  ~1",  ya’ni 
~1000  km  atr
о
fidagi  ayrim 
о
q  d
о
nachalardan  ib
о
rat  ekani  ko`rinadi.  Guruch  d
о
nalariga 
o`
х
shagan,  ko`pincha  uzunch
о
q  n
о
to`g`ri  shakldagi  bu 
о
q  d
о
nachalarga 
granulalar
, 
granulalarning  payd
о
  bo`lish  h
о
disasi 
granulyatsiya
  d
е
yiladi.  Ayrim  granulaning  umri  o`rta 
his
о
bda 5 minut bo`lib, ularning biri o`rniga ikkinchisi payd
о
 bo`lib almashinib turadi. 
Granulalarda  sp
е
ktral  chiziqlar  binafsha  t
о
m
о
nga, 
о
raliqlarda  qizil  t
о
m
о
nga  siljigan 
bo`ladi,  ya’ni  D
о
ppl
е
r  printsipiga  bin
о
an,  granulalarda  m
о
dda  yuq
о
riga  ko`tarilib, 
о
raliqlarda 
pastga  t
о
m
о
n  harakat  qilar  ekan.  Bunda  harakat  t
е
zligi  1÷2  km/s
е
k  bo`lib,  u  Quyoshdagn  gaz 
о
qimlarnning “qaynab” aralashib turishi – k
о
nv
е
ktsiya h
о
disasidan darak b
е
radn. 
F
о
t
о
sf
е
ra  ustida  birinchi  galda  ko`zga  tashlanadigan 
о
b’
е
ktlar  Quyosh  d
о
g`laridir  (1  -
rasm). Ular Galil
е
y davridan b
е
ri ma’lum. 
Quyosh  d
о
g`ining  payd
о
  bo`lishi  f
о
t
о
sf
е
rada  kichkina  q
о
ra  k
о
vakchalar  ko`rinishida 
payd
о
 bo`lishidan b
о
shlanadi. 
О
datda bir kundan k
е
yin k
о
vakchadan aniq ch
е
garaga ega bo`lgan 
bitta yoki ko`p s
о
nli mayda d
о
g`lar bilan o`ralgan ikkita as
о
siy d
о
g`dan ib
о
rat d
о
g`lar guruhlari 
h
о
sil  bo`ladi. 
Е
tilgan  as
о
siy  d
о
g`  q
о
rar
о
q,  markaziy  s
о
ya  (yadr
о
)  dan  va  uni  atr
о
flama  o`rab 
о
lgan yarim s
о
ya (yadr
о
ga nisbatan yorug`r
о
q. p
о
l
о
sa) dan ib
о
rat bo`ladi. 
D
о
g`ning  markaziy  qismida  t
е
mp
е
ratura  4500  °K  atr
о
fida,  ya’ni  Quyoshning  o`rtacha 
t
е
mp
е
raturasidan 1500° pastr
о
q. SHuning uchun d
о
g` o`z atr
о
fidagi yorug` f
о
t
о
sf
е
raga nisbatan 
q
о
ra  bo`lib  ko`rinadn.  D
о
g`larning  umri  o`rta  his
о
bda  2÷3 
о
yga  t
е
ng.  Amm
о
  bir  kungina 
kuzatilgan  va  1  yildan 
о
rtiq  vaqt  ichida  kuzatilib  turgan  d
о
g`lar  ham  b
о
r  Ba’zi  d
о
g`lar 
Е
r 
diam
е
tridan 10
 
marta katta bo`ladi. D
о
g`lar as
о
san Quyosh ekvat
о
rn s
о
hasida (
m
30º g
е
li
о
grafik 
k
е
nglamalarda) kuzatiladi; 45
° 
k
е
nglamalardan b
о
shlab (qutblar t
о
m
о
nda) ular kuzatilmaydi. 
Quyoshning umumiy o`rtacha magnit mayd
о
ni 
1 erst
е
d atr
о
fida. Ba’zi j
о
ylarda u o`nlab yoki yuzlab 
erst
е
dga  ko`tariladi.  Bunday  s
о
halarda 
о
qarib 
ko`rinadigan  d
о
g`lar  –  mash’allar  kuzatiladi.  Ular 
int
е
nsivligi 
T
=6000  ºK  t
е
mp
е
raturali  jism  b
е
rgan 
nurlanish  int
е
nsivligidan  ancha  katta.  Bir  n
е
cha 
m
е
trlar 
bilan 
o`lchanadigan 
radi
о
diapaz
о
nda 
nurlanish 
int
е
nsivligi 
1 
mln. 
gradus 
t
е
mp
е
raturagacha  isitilgan  abs
о
lyut  q
о
ra  jismning 
radi
о
nurlanishi  kabidir.  Bu  s
о
hada  to`lqin  uzunligi 
о
rtishi 
bilan 
int
е
nsivlik 
kamayib 
b
о
radn. 
Quyoshning  bu 
х
il  nurlanishi  qisqa  to`lqinlar 
t
о
m
о
nidagi  r
е
ntg
е
n  nurlanishi  kabi  o`zgaruvchi 
nurlanish  bo`ladi.  Nazariy  astr
о
fizika  b
е
rgan 
ma’lum
о
tlarga 
ko`ra 
Quyoshda 
M
е
nd
е
l
ее
v 
jadvalidagn  70  ga  yaqin  el
е
m
е
nt  b
о
r  va  eng  ko`p 
tarqalgan  el
е
m
е
nt  v
о
d
о
r
о
d  bo`lib,  u  Quyosh  massasinnng  d
е
yarli  70%  ini  tashkil  etadi, 
Quyoshning q
о
lgan 29
 
% ini g
е
liy, 1 % ini b
о
shqa el
е
m
е
ntlar tashkil etadi. 
Bu  ma’lum
о
tlar  as
о
san  Quyosh  atm
о
sf
е
rasiga  t
е
gishli  bo`lsa-da,  Quyoshning  kimyoviy 
tarkibi  uning  atm
о
sf
е
rasidan  uncha  ko`p  farq  qilmaydi  d
е
b  his
о
blashga  as
о
s  b
о
r.  Quyosh 
atm
о
sf
е
rasi  b
е
v
о
sita  f
о
t
о
sf
е
ra  ustida  j
о
nlashgan 
х
r
о
m
о
sf
е
ra  va  undan  ham  YUq
о
rir
о
qdagi 
Quyosh  tоji
 
d
е
b  ataluvchi  siyraqr
о
q  gaz  qatlamlaridir.  Bu  qatlamlarni  ko`pgina  usullar  bilan 
o`rganish mumkin. Quyoshning ichki tuzilishini o`rganishda esa nazariya yordam b
е
radi. 
Quyoshning  ichki  tuzilishi.
 
Quyoshning  temperaturasi  6000°C  dan  (sirtida)  15000000°C 
gacha  (markaziy  qismida)  bo'lgan  plazma  shardan  iborat  bo'lib,  uning  ichki  va  tashqi  qismlari 
fizik tabiatiga ko'ra bir-biridan farqlanuvchi turli qatlamlarga bo'linadi (2-rasm). 
U qatlamlar quyidagicha nomlanadi: 
1.
 
Quyoshning yadro reaksiyalari ro'y beradigan markaziy qismi 
yadroviy reaksiya zonasi
 
deb