Reja: Astanomya faninin predmeti va boshqa fanlar bilan aloqadorligi

Синов саволлари:

1. 
   Юлдузларни газ ва чанг булутларидан ҳосил бўлиши жараёнини тушунтиринг?
   
2. 
   Температура ва босим юлдузларнинг ичида қандай тақсимланган бўлади?
   
3. 
   Вириал теореммасини тушинтиринг?
   
4. 
   Вириал теореммасидан юлдузлар иссиқлик сиғимиманфий бўлиши кераклиги келиб чиқишини тушинтиринг?
   
5. 
   Юлдузлардан энергия чиқиб кетиши механизмларини тушунтиринг?
   
6. 
   Юлдузларни эволутция жараёнида Хаяша фазаси қачон вужудга келишини тушунтиринг?
   
7. 
   Қуёш нурланиш манбайи унинг фақатгина гравитатцион сиқилиши деб ёшини ҳисобланг ва бундан қандай хулоса келиб чиқишини тушунтиринг?
   
8. 
   Юлдузларда гравитатсион сиқимлий энергиясини нурланишдан ташқари, энергия нурланишини қандай манбаи мавжуддир.
   
9. 
   Термоядро реакцияларинатижасида қандай энергия нурланади?
   

Ma’ruza 6. Yulduzlarning yengil yadrolarning sintezi jarayonlari.

Reja:

1. Yulduzlarning yengil yadrolarning sintezi jarayonlarini turlari.
2. PP-siklli termayadro reyaksiyalari.
3. CNO- siklli termayadro reyaksiyalari.

1.Yulduzlarda yengil yadrolarning sintezi jarayonlarining turlari. Vodorodning yonishi bilan o’tadigan sifatiy modellar asosida quydagi tasavvurlar yotadi.

a) Yulduzlardagi tempraturalarda kichik zaryadiga ega bo’lgan vodorod yadrolarigina yetarli ehtimoliyat bilan kulon to’siqlarini yengib o’tib yadro reyaksiyalari vujudga kelishi mimkin masofalargacha o’zaro yaqinlashadi.
b) Vodorot koinotda eng ko’p tarqalgan elementdir.
Bete va Vayszenkerlar yulduzlarning nurlanishini ta’minlovchi katta vodorod yadrolaridan bitta ⁴He yadrosini hosil bo’lishini ikkita turli ketma –ketlik mavjud bo’lishi mumkinligini ko’rsatadi.
1) Proton-proton sikl (PP-sikl), bundan to’g’ridan-to’g’ri vodorod yadrolaridan geliy yadrosi hosil bo’ladi.
1) Uglerod-azot-kislorod sikli (CNO-sikl), bunda katalizator sifatida C,N,O yadrolari qatnashadi va reyaksiya oxirida geliy yadrosi hosil bo’ladi. Bunday reaksiyalardanqaysi biri asosiy rol o’nashi yulduzlar tempraturasiga bog’liq bo’ladi.

RASM

Vodordli (PP) va uglerodli (CNO) sikllarida yulduzlarda energiya ajralishi tezligi V-ning temperaturaga bog’lanish grafigi.
Massasi Quyosh massasiga teng va undan kichik yulduzlarda PP-sikl asosiy rolni o’ynasa nisbatanog’ir, ya’ni temperaturasi yuqori yulduzlarda asosiy rolni CNO-sikl o’ynaydi. Bunda tushunarlisi yulduzlarni tarkibida C,N,O yadrolari yetarli miqdorda mavjud bo’lishi kerak. Hozirgi zamon tasavvurlariga ko’ra Quyosh ichki qatlamlarining temperaturasi 1.5 10⁷ K gat eng bo’lib unda energiya ajtatishda asosiy rolni PP-sikl o’ynaydi.
2) PP-siklli termoyadroreyaksiyalari yuqori teperaturalarda elementar zarralarning o’zaro ta’siri natijasida bir xil zaryadlardan ikkinchisini hosil jarayoniga termo yadro reyaksiyalari deyiladi. PP termoyadro reyaksiyalari siklida 4 ta vodorod yadrolaridan (4 ta protonlardan) bitta geliy yadrosi (α-zarracha) hosil bo’ladi. Bunday reaksiya jarayonida 2 ta protonning ikkita neytronga aylanishi yuz beradi. Bunday jarayayonni quydagi reyaksiya bo’yicha ifodalash mumkin.


¹H→⁴He+2ν+4.3∙10^-12 J (1)
bunda ν-neytronlarning belgisi bo’lib, bunday zarralarning tichlikdagi massasi teng bo’lganida elektronlar massasidan 20000 marotaba kichikdir. Protonlarni neytronlarga aylanish quydagi reaksiya orqali amalgam oshadi.

p→n+e⁺+ν (2)

Bunday reaksiyalarning tog’riligini bunday reaksiyalada tabiatda kuzatilayotgan saqlanish qonunlarini barchasini bajarilishi (massa, zaryad, boryonli zaryad,leptonli zaryad) tasdiq etadi.

Shunday qilib nazariyaning ko’rsatishicha yulduzlar qaridagi temperaturalarda o’zaro ta’sir etuvchi protonlarning o’rtacha issiqlik energiyasidan taxminan 20 marotaba katta bo’lsa, bunday proton ikkinchi protonga, yadro reyaksiyalari o’tishi mumkin bo’lgan masofalarga yaqinlashadi. Hisob kitoblarni ko’rsatishicha yuz milliondan bittagina proton bunday kinetik energiyaga ega bo’lishi mumkin.Bundan tashqari protonlarni o’zaromyadro ta’siri vujudga kelish vaqti davomida (~10^-21 s) protonlardan biri (2) reaksiyaga ko’ra neytronga aylangan bo’lishi kerak. Ko’rininb turibdiki, bunday --------------- ehtimoliyati kichik, shuning berilgan protonning deytron (²H) tarkibiy qismga aylanish uchun o’n milliyard yillar talab etildi. Protonning gelyga aylanishini keyingi etaplari nisbatan tez o’tadi. To’tta protondan bitta geliy yadrosi hosil bo’lishi temayadro reaksiyalarini shundagi umumiy reaksiyalrga ajraladigan energiya miqdori E=mc² formuladan va massalarning defetsitidan foydalangan holda hisoblangan. Qavslarning ichiga reaksiyalarning davom etish vaqti, ya’ni zarralar soni 2 marotaba kamayadigan vaqt qavs ichida ko’rsatilgan


¹H+¹H→²H+e⁺+ν+1,44 Mev (~10¹⁰ yil)
²H+¹H→³He+γ+5,49 Mev (~5 sekund)
³He+³He→⁴He+¹H+¹H+12,85 Mev (~10⁶ yil)

Yana qayd qilamizli termoyadro reaksiyalarning pp-siklni nisbatan kichik massali yulduzlarda ya’ni nisbatan kichik temperaturalarda amalgam oshadi.

3) CNO siklni termayadro reaksiyalari. Protonlarni geliyga aylanishi termayadro reaksiylarning CNO sikli ham mavjud bo’lib, bunday reaksiyalar muhitni tarkibida azot, uglerod va kislorod mavjud bo’lgan yulduzlarda, millard nisbatan yuqori tempraturalarda amalga oshadi. Termayadro reaksiyalarining asopsiy xususiyati shundan iborat, uglerod yadrosidan boshlab unga ketma-ket qo’shilgan 4 ta proton hisobidan siklni oxirida ⁴He yadrosi hosil bo’ladi . Bunday reaksiyalar ketma-ketligi Bete va Vays tomonidan kashf etilgan bo’lib quidagi yadroviy reaksiyalar ketma-ketligida keltirish mumkin.
¹²C + ¹H→¹³N +8+1,95 Mev (1,3∙10⁷yil)
¹³N→¹³C+e+√+2,22 Mev (7minut)
¹³C+¹H→¹⁴N+8+7,54 Mev (2,7∙10⁶yil)
¹⁴N+¹H→¹⁵O+8+7,35 Mev (82 sekund)
¹⁵O→¹⁵N+e⁺+ ν+2,71Mev (86 sekund)
¹⁵N+¹H→¹²C+⁴He+4.96 Mev (1.1∙10⁵ yil)
Bunda ko’rininb turibdiki termoyadro reaksiyalarning CNO-sikl, PP-siklga ko’ra nisbatan tez o’tadi. Bunday reaksiyalari massasi Quyosh massasidan ancha katta bo’lgan yulduzlarni energiya manbayining asosiy sababchisidir. CNO sikli tufayli katta massali yulduzlar hayot yo’lini milliard yillar davomida o’tadi. Hozirgi zamon yadroviy astrofizika fani bunday reaksiyalar natijasida ajralib chiqadigan energiya miqdorini hisoblash qobilyatiga egadir, PP-sikl natijasida ajralgan energiya miqdori tempraturaning to’rtinchi darajasiga proporsinal bo’lsa, CNO siklda ajraluvchi energiya temperaturaning taxminan yigirmanchi darajasiga proportsional bo’ladi.
Yulduzlar ichidagi vodord zaxirasi yonib tugagandan keyin, ular yana qisilib tyempraturasi bir necha yuz million keluguncha oshadi. Natijada ⁴He yadrolar orasidagi reaksiyalar boshlanadi
⁴He+⁴He→⁸Be+γ
⁸Be+⁴He→¹²C+ γ
Bunday reksiyalar natijasida ajraladigan energiya miqdori tempraturani o’ttizinchi darajasidan ham katta bo’ladi. Hisob kitoblarning ko’rsatishicha yulduzlar tarkibidagi geliy taxminan 10 mln yilda yonib tugaydi. Bu quydagi reaksiya asosida o’tadi.


¹²C+⁴He→¹⁶O+ γ
¹⁶O+⁴He M_O ⁰Ne+ γ

to temir guruhidagi yadrolar hosil 51 BET Mendeleyev davriy sistemasidagi temir elementi guruhdagi elementlardan og’irlari maxsus sharoitlarda yangi va o’ta yangi yulduzlarning portlash jarayonlarida sintezlanadi.

Snov savollari:

1. Yengil yadrolar sintezlanishi termoyadro reaksiyalari asosida yotuvchi tasovurotlarni tushuntiring.

2. Yulduzlarda geliy yadrolarini sintezlanishini pp-siklni tushuntiring .
3. Yulduzlarda geliy yadrolarini sintezlanishi CNO siklni tushuntiring.
4. Quyosh energiya ajralishida termoyadro reksiyalari asosiylarini ishglaydi sabablarini tushuntiring.
5. Temoyadro reaksiyalarning pp-sikli juda sekin o’tuvchi reaksiya ekanligi sabablarini tushuntiring.
6. Temoyadro reaksiyalarningpp-sikli nisbatan kichik massali yulduzlarda katta ehtimolyat bilan kuzatish sabablarini tushuntiring.
7. Temoyadro reaksiyalarning CNO-siklini amalgam oshishi asosiy shartlari va bunday reaksiyalarni asosy xususiyatlarni tushuntiring.
8. Bete va Vayszenkerlar tomonidan kashf etilgan termoyadro reaksiyalarni pp-siklini sxemasini yozib tushintiring.
9. Bete va Vayszenkerlar tomonidan kashf etilgan termoyadro reaksiyalarni CNO-siklni sxemasini yozib tushintiring.
10. Yadro massalari diffekti nima va bunday diffektni bilish nima uchun kerak.
11. Katta massali yulduzlarni CNO-siklli termoyadro reksiyalari davomidagi hayot vaqtini tez o’tish sabablarini tushintiring.
12. Yulduzlar qarida qanday ximyaviy elementlar yadrolari sintezlarni tushintiring/
Ma’ruza 7. Yulduzlar evolyutsiyasining oxirgi stdiyalarida ob’ektlar(oq karliklar, neytron yulduzlar va qora tuynuklar).
Reja:
1.Oq karliklar.
2. Neytron yulduzlar
3. Qorq tuynuklar.

1. Oq karliklarnazariyaning ko’rsatishicha

Ma’lumki ktitik massadan kichik massali yulduzlar uchun gravitatsion siqilish “oq karliklar” deb ataluvchi yulduzlar stadiyasi to’xtaydi. Oq karlik yulduzlarning muhitini zichligi 10⁷ gr/sm³ ga yuzasining tempraturasi esa 10⁴ K gat eng bo’ladi. Bunday katta tempraturada yulduz muhiti atomlari to’la ionlshgan bo’lib, atom yadrolari aynigan gazni hosil qiluvchi elektronlar daryosi ichida joylashgan bo’ladi. Bunday aynigan gaz bosimi keyingi gravitatsion kollaps bosimiga qarshilik ko’rsatadi. Aynigan elektronli yuz bosimli kvat xususiyatiga ega bo’lib, u elektronlar Pauli prinsipiga bo’sungani uchun hosil bo’ladi. Pauli prinsipi, har bir electron egallashi mumkin bo’lgan, chegaraviy hajmni belgilaydi tashqi bosim bu hajmni kamaytirishga qodir bo’lmaydi, gravitatsion siqilish bosimi elektronli gazni bosimini muozanatlagan bo’ladi. Kvant mexanikasidagi Geyzenberg aniqmaslik prinsipidan foydalanib, yulduzlarni evolyutsiyasi jarayoni oxirida oq karlikka aylanishi mumkin bo’lgan kritik massa qiymtini baxolash mumkin bunday massa M≈1.5M_O bo’ladi. Bunday chegaraviyb massaga Chandraskar chegarasi deyiladi.

(M_O-Quyosh massai). Shunday qilib oqkarlik yulduzlarning eng kattasini massasi
1.5M_O- massasidan katta bo’lmaydi. Nazariyani ko’rsatishicha oq karlik yulduzining massasi quydagi 0.5M_OO intervalda joylashgan bo’lsa, bunday yulduz yadrosini muhiti uglarod va kisloroddan tashkil topgan bo’lib, agar massasi M<0.5M_O bo’lsa yulduz muhiti geliydan tashkil topgan bo’ladi. Bunday yulduzlarning muhitini zichligi ρ≈6∙10⁶ gr/sm³ ga, radyusi R≈5∙10³ km ga, teng bo’lib yorqinligi Quyosh yorqinligini 10^-2-10^-4 qismini tashkil qiladi.

2. Neytron yulduzlar.

Nazariy hisoblashlarni ko’rsatishicha massasi taxminan 25M_O ga teng bo’lgan o’ta yangi yulduzlar portlashidan, muhiti zich massasi 1.6 M_O bo’lgan neytronli yadro neytronli yulduz saqlanib qoladi. Qoldiq massasi M>1.4M_O bo’lgan, evolyutsiyaning o’ta yangi stadiyasiga yoyilmagan yulduzlarda ham aynigan elektronli gaz bosimi gravitatsiya kuchlarini muozanatlay olmaganligi sababli bunday yulduz yadro zichligi holatigacha siqila boshlaydi. Bunday gravitasion siqilishning mexanizimi xuddi o’ta yangi portlashdagi kabi bo’ladi. Yuduz ichida bosim va tempertura shu darajaga olib keladiki elektronlar va protonlar bir-biriga quydagi reaksiya vujudga kelishgacha yaqinlashadi

P+e^-→n+ ν

Neytronlarni tashlab yuboriladigandan keyin, neytronlar hosil bo’ladi. Bunday neytronlar elektronlardan ham kichik fazaviy hajmni egallaydi. Neytronli yulduz paydo bo’ladi uning muhitini zichligi yadro muhiti zichligi 10¹⁴-10¹⁵ gr/sm³ ga yetadi. Neytronli yulduzlarning xarakterli o’lchmi 10-15 km ga teng bo’ladi. Ma’lum ma’noda neytronli yulduz gigant atom yadrosini tashkil qiladi. Neytronlar orasidagi hosil bo’lgan bosim kuchi neytronli yulduzni keyingi kollapsga qarshilik ko’rsatadi. Bu huddi oq karliklarda aynigan electronli gaz bosimi kabi zichroq joylashgan neytronlar, yadro materiyasining bosimida _________ iborasidir. Bunday bosim kuchi to 3.2M_O massagacha bo’lgan masofani qismimi bosim kuchini ushlab oladi.
Kollaps jarayonida hosil bo’lgan neytrinolar obektidan chiqib ketib uni tezlikda sovitadi. Nazariy hisoblashlarni ko’rsatishicha obektni temperaturasi 10¹¹ dan 10⁹ gacha 100 sekund davomida pasayadi, keyinchalik sovush tempi pasayadi. Temperaturaning 10⁹ K dan 10⁸ K gacha pasayishi 100 yilda vujudga keladi 10⁶ gacha pasayishi millon yilda vujudga keladi. Neytron yulduzni o’lchamini kichikligi va temperatursini pasligi uchun neytron yulduzlarni optic usul bilan qayd qilish juda murakkab masaladir.
1967-yilda Kembrij universiteti xodimlari tomonidan davriy ravishda elektromagnit nurlarni nurlovchi obektlar –pulsarlar qayd etuvchan ko’pchilik pulsarlarni impulslarning takrorlanish davri 3.3∙10^-2 dan 4.3c vaqt intervalida yotadi. Xozirgi zamon tasavvurlariga ko’ra pulsarlar massasi 1-3 M_O ga teng diametric 10-20 km bo’lgan juda tez aylanuvchi neytronli yulduzlardan iboratdir. Faqatgina neytronli yulduz hususiyatiga ega bo’lgan kompakt obektlargina buzilmasdan bunday tezlik bilan aylanishi va formasini saqlanishi mumkin. Neytronli yulduzlarni hosil bo’lishida burchak momenti va magnet momenti sqlanishini, tez ayylanuvchi kuchli magnit maydoniga ega (B~10¹² Gaus) pulsarni hosil bo’lishiga olb keladi o’ta yangi yulduz yadrosini siqilishi, aylanish burchagi momentini saqlanishi bilan amalgam oshsa

Yadro radyusini 10⁵ marotaba kamaytirish (radyusi 10¹¹ sm bo’lgan normal yulduzlardan radyusi 10⁵ sm bo’lgan neytron yulduzi hosil bo’ladi), neytron yulduzi aulanish davri 10¹⁰ marotaba kamayishi kerak ya’ni shunga marotaba alanishi tezligi oshishi kerak. Yulduzlarni qismi natijasida magnit oqimi ham saqlanishi kerak. Magnit oqimi~VR²(B-magnit maydon induksiya vektori) ekanligini hisobga olsak, yulduz radiusni 10⁵marotaba kamaytirishi, magnet maydon induksiyasini~10¹⁰marotaba kuchayishiga olib keladi. Yulduz siqila boshlash oldidan induksiyasi ~10²~10³ga bo’lgan magnet maydoniga ega bo’lsa, siqilish oxirida magnet maydoni induksiyasi 10¹²-10¹³ gousgacha kuchayadi.
Neytron yulduzi o’qi, uning magnet aylanishi o’qiga mos kelmaydigan kuchli magnit maydoniga ega deb hisoblanadi. Bunday holatdayulduzning nurlaninshini(radio va optik diapazonda) yer sirtini xuddi mayoq nurlanishida tegib o’tadi. Nur yer sirtini kesib o’tganda implus qayd etiladi. Bundan pulsarlar kuchli magnit maydonida aylanuvchi nitronli yulduz ekanligi kelib chiqadi. Demak massasi quidagi intervalda 1,4 M_Ο O yotuvchi yulduzlar gravitatsiyon siqlish jarayoni oxirida netronli yulduzga aylanib, neytronli yulduzlarni haqiqattan mavjudligi pulsarlarni kuzatish bilan tastiqlandi.

3. Qora tuynuklar.

Massasi Quyoshning 3 massasidan katta yoki teng bo’lgan yulduzlar umrini oxirida neytron yulduzga aylanishini ko’rib chqdik. Agar yulduzning massasi 3M_O dan katta bo’lsa, bunday yulduzdan gravitatsion kollaps jarayonni oxirida ustvor neytron yulduzi ko’rinishida bo’la olmaydi. Yadro kuchlari keyingi gravitatsion kollapsni ushlay olmaydi. Bunday yulduz yana kollapslanib radusi

r_g=26 m/sek²

formula orqali aniqlanuvchi gravitatsion radusdan kichik bo’lganda qora tuynuk deb ataluvchi obektga aylanadi. Bu formulada G-gravitatsion doimiy, M massali jismning gravitatsion kollopsning radiosi r_g-ga teng va undan kichik bo’lganidan keyin, uning gravitatsiya maydonini cheksizgacha kuchayganligi sababli, undan xatto yorug’lik kvantlari ham chiqib ketolmasligi sababli bunday obyektlarga qora tuynuklar qora tuynuklarni unga muhitni akretsiyasi tufayli hosil bo’lgan roentgen nurlarini nurlanishiga ko’ra yoki gravitatsiyon kolops jarayonida muhidni deopormasiyalanish natijasida hosil bo’ladigan gravitatsiyon to’lqinlarni qayt qilishni asosida kuzatish mumkin. Koinot yashirin massasini qadamdir. Ulishiqora tuynuklar massasidan iborat bo’lishi mumkin. Shuning uchun qora tuynuklarni o’rganish eng avvalo koinat yashirin massasi muammosini xal etishda muhim bo’lsa. Ikkinchidan qora tuynuklarni o’rganish muxidni ekstrimal holatlaridagi(o’ta yuqori zichlik juda kuchli gravitatsion massadan xsusiyatlarini aniqlashda o’ta muhim hisoblanadi.

Sinov sabablari:

1. Oq karlik yulduzlar deb qanday yulduzlarga aytiladi, ularning asosiy xsusuiyatlarini tushuntiring.

2.Oq karliklar qaridagi elektronli gaz bosimli gravitatsion siqilish bosim kuchini muozanatlashuvini tushuntiring.
3. Qanday yulduzlar umrining oxirida oq karlik yulduzlarga aylanadi.
4.Qanday yulduzlar evalutsiyasi jarayonini oxirida netronli yulduzlarga aylanadi.
5. Neytronli yulduzlarni xsusiyatlarini tshuntiring.
6.Neytronli yulduzlarni hosil bo’lishida neytronlar qanday ro’l o’ynaydi?
7. Neytronli yulduzlarni optik usulda qayt qilishni qiyinligi sababini tushuntiring.
8. Pulsarlar deb qanday kosmik obiktlarga aytiladi?
9. Pulsarlarning asosiy xusiyatlarini tushuntiring.
10. Qanday yulduzlar qora tuynuklarga aylanadi?
11.Qora tuynuklarni asosiy xsusiyatlarini tushuntirib bering.
12.Qora tuynuklarni kuzatishi usullarini tushuntirib bering.
13.Qora tuynuklarni o’rganish muhimligini tushuntirib bering.