Mavzu: Quyosh eng yaqin yulduz. Reja: Quyosh xaqida umumiy ma’lumot Quyoshning spektral va kimyoviy tarkibi

Yulduzlar xrakteristikalari: rangi, spektrlari va temperaturasi

XIX asr boshlaridan fizika fani yutuqlaridan avval spektroskopiya, keyinchalik fotografiyadan foydalanib, yulduzlarning fizik tabiatini o‘rganishga va evolyusion qonunlarini tadqiq qilishga kirishildi.

YUlduzlarning eng muhim xarakteristikalaridan biri bu ularning rangidir. Oddiy ko‘z bilan qaraganimizda ham ularning barchasi bir xil emasligini ko‘rishimiz mumkin. YUlduzlar ravshanligi, yorqinligi va rangi bo‘yicha bir-biridan farq qiladi. YUlduzlarning rangi va spektri ularning temperaturalariga bog‘liq bo‘ladi.
YUlduzlar faqatgina oq rangda bo‘lmasdan sariq, zarg‘aldoq, qizil, va hattoki havo rangda ham bo‘lishi kuzatiladi. Ranglari asosida yulduzlar 5 ta guruhga bo‘lingan. Eng qaynoq yulduzlar havo rang yulduzlar bo‘lib, ularning temperaturalari 50-60000^oS va undan yuqori bo‘ladi. Sirt temperaturasi taxminan 10000^oS gacha bo‘lgan yulduzlar oq yulduzlar deb ataladi. Bizning Quyoshimizga o‘xshash sariq yulduzlar o‘rtacha temperaturaga ega deyilib, 5-6000^oS gacha bo‘ladi. Sirt temperaturasi 3000^oS dan katta bo‘lgan yulduzlar to‘q sariq va sirt temperaturasi 3000^oS dan kichik bo‘lgan yulduzlar qizil yulduzlar deyiladi. Qizil yulduzlar eng sovuq yulduzlardir. Temperatura qizil yulduzlardan to‘q sariq yulduzlargacha, so‘ngra sariq, oq sariq, oq va och havo rang yulduzlarga o‘tgan sari asta-sekin ko‘tarilib boradi.
YUlduzlarning rangini aniqlash uchun undan tushayotgan yorug‘likning ingichka bir dastasini uch yoqli prizmaning yon tomoniga yo‘naltirsak, u holda oq yorug‘likni tashkil etgan nurlar shishada turlicha sinib, spektr deb ataluvchi kamalak yo‘llarni hosil qiladi. Spektrda barcha ranglar hamma vaqt ma’lum tartibda joylashgan bo‘ladi.
YUlduzlarning spektrlari odatda tutash spektr bo‘lib, unda yutilish va emission chiziqlari bo‘ladi. Turli yulduzlar uchun bir xil spektral chiziqlarning intensivligi turlicha bo‘ladi. YUlduzlar o‘z spektrlaridagi energiyaning taqsimlanishi bilan farqlanadilar.
Ko‘pchilik yulduzlarning spektrlarini ma’lum bir tartibda ketma-ket joylashtirish mumkin. Bunda bir ximiyaviy elementga xos bo‘lgan chiziqlar xiralashib borib, ikkinchisiga xoslari kuchayadi. Spektrlari o‘xshash yulduzlarni spektral sinflarga birlashtirib, ulardagi nozik tafovutlarga ko‘ra sinfchalarga ajratiladi. Spektral sinfga ajratishda asosiy mezon – ma’lum spektral chiziqlar intensivliklarining nisbatidir.
Spektral sinflar lotin alfavitining O, V, A, G‘, G, K va M harflari bilan belgilanadi. Temperaturasi 3000 K atrofida bo‘lgan M sinfidagi sovuq qizil yulduzlarning spektrida ikki atomli oddiy molekulalarning, ko‘pincha titan oksidining yutilish chiziqlari ko‘rinadi. Boshqa qizil yulduzlarning spektrida uglerod yoki sirkoniy oksidi ko‘proq bo‘ladi.
G sinfidagi sariq yulduzlarning spektrida metallar: temir, kalsiy, natriy va boshqalarning ingichka chiziqlari ko‘p uchraydi.
A sinfidagi oq yulduzlarning spektrida vodorod chiziqlari ko‘pdir. Ularda ionlashgan metallarning xira chiziqlari ham ko‘p uchraydi.
Eng qaynoq hisoblangan havo rang yulduzlarning spektrida neytral va ionlashgan geliy chiziqlari ko‘rinadi.
YUlduzlarning spektrlari bir-birlaridan juda katta farqlanadi va ularga qarab, yulduzlar atmosferasining ximiyaviy tarkibini va temperaturasini aniqlash mumkin bo‘ladi. YUlduzlarning spektrlarini o‘rganish barcha yulduzlarning atmosferalarida vodorod va geliy ko‘p uchrashini ko‘rsatadi.
Temperaturasi va rangi bir xil, lekin yorqinligi turlicha bo‘lgan yulduzlarning spektri umuman bir xil bo‘ladi, ammo ba’zi chiziqlarning intensivligidagi nisbiy farqni sezish mumkin. Bunday hol yulduzlar atmosferasida temperatura bir xil bo‘lgani bilan bosim har xil bo‘lishidan kelib chiqadi. Masalan, gigant yulduzlar atmosferasida bosim kam bo‘lib, juda siyrakdir. Agar bunday bog‘lanish grafik ko‘rinishida tasvirlansa, u holda chiziqlarning intensivligiga qarab, yulduzning absolyut kattaligini, so‘ngra ungacha bo‘lgan masofani aniqlash mumkin bo‘ladi.
YUlduzlarning temperaturasi sirtida bir necha ming gradus, ichida bir necha o‘n mln. gradusgacha bo‘lishi mumkin. Bunday temperaturada modda faqat ionlashgan atomlar holatidagina bo‘ladi. SHuning uchun yulduzlarning ichki tuzilishi modelini yasashda ideal gazlar nazariyasidan keng foydalaniladi.
YUlduzlar atrofida hayotni izlash alohida muammo hisoblanadi. Ulargacha bo‘lgan masofa uzoq bo‘lgani uchun ularni hozirgacha avtomatik apparatlar yordamida tekshirib bo‘lmaydi. Agar ular atrofida yuqori sivilizatsiya bosqichiga erishgan hayot (aqliy faol mavjudotlar) bo‘lsa, ular bilan radioaloqa o‘rnatish mumkin bo‘ladi.