YULDUZLAR

YULDUZLAR — Quyosh singari yorug’lik sochuvchi osmon jismlari; asosan, qaynoq plazmadan tarkib topgan, Gravitatsiya (tortishish) kuchlari ta’sirida gazchang muhiti (asosan, vodorod va geliy) dan hosil bo’ladi. Yulduzlar markazida yuqori zichlik va yuqori temperatura (chamasi 10-12 million K) vujudga kelganda elementlarining sintezlanish termoyadro reaktsiyasi sodir bo’ladi. Quyosh yerdan taxminan 150 million kilometr uzoqda, Galaktikamizdagi Yulduzlar esa unga qaraganda ming, hatto million marta uzoqda joylashgan. Eng yaqin yulduzlargacha bo’lgan masofa yerdan Quyoshgacha bo’lgan masofadan 66 ming barobar katta. Quyosh Yerga yaqin bo’lgani uchun yulduzlardan katta bo’lib ko’rinadi. Yorug’lik Quyoshdan Yerga 8,3 minutda, bizgacha eng yaqin bo’lgan Tsentavrning a sidan yorug’lik 4 yilu 3 oyda yetib keladi. Shuning uchun Yulduzlar bizga (katta teleskoplarda ham) hamma vaqt yorug’ nuqta bo’lib ko’rinadi. Teleskopsiz osmon sferasida ko’pi bilan olti ming, kichik teleskopda bir necha o’n ming, katta teleskopda esa bir necha yuz million Yulduzlarni ko’rish mumkin. Bizning Galaktikamizda hammasi bo’lib taxminan 120 milliard Yulduzlar bor. Yulduzlarni o’rganish insonlarning moddiy hayot ehtiyoji (kalendar tuzish, aniq vaqtni belgilash, sayohat vaqtida Yulduzlarga qarab yo’nalishni aniqlash va boshqalar) taqozo qilgan. Qadimdayoq yulduzli osmon Burjlar, turkumlarga bo’lingan. Aristotel davri (miloddan avvalgi 4-asr) dan boshlab bir necha yuz yillar davomida Yulduzlarning bir-biriga nisbatan osmonda egallagan o’rni o’zgarmas, ular osmonga «qadab qo’yilgan», deb hisoblangan. Shuning uchun qadimiy zamonlarda kishilar yulduzli osmonni o’zgarmas deb hisoblab, Yulduzlarning osmon sferasida egallagan o’rnini aniqlaganlar va Yulduzlar jadvallarini tuzganlar (masalan, Gipparx, miloddan avvalgi 2-asr, Ulug’bek, 15-asr). Bu jadvallar yordamida vaqt, joyning geografik koordinatalari aniqlangan. Xira Yulduzlar jadvallari ham tuzilgan va ular ko’pgina amaliy masalalarni hal etishda qo’llanilmoqda. Bundan ming yil avval Arab astronomlari yorug’ligini o’zgartirib turuvchi yulduzni topganlar va unga Algol (shayton ko’zi) deb nom berganlar. Hozir bunday Yulduzlar juda ko’p topilgan. 16-asr oxirida italiyalik astronom J. Bruno Yulduzlarni ham Quyosh singari uzoqda joylashgan jismlar deb tushuntirgan. 1595 yilda nemis astronomi I. Fabrisius birinchi marta o’zgaruvchan Yulduzlar ni, 1650 yilda italiyalik olim J. Richcholi qo’shaloq Yulduzlarni, 1718 yilda ingliz astronomi E. Galley 3 ta Yulduzlarning o’ziga xos harakatini, 18-asr o’rtalarida M. V. Lomonosov, nemis olimi I. Kant, ingliz astronomlari T.Rayt hamda V.Gershel va boshqalar Quyosh sistemasipk kashf etdilar. 19-asrning 2-yarmida Yulduzlarni tekshirishga avval spektroskopiya, keyinchalik fotografiya qo’llanila boshlandi. 20-asr boshlaridan fizika fani yutuqlaridan foydalanib, Yulduzlarning fizik tabiatini o’rganishga va evolyutsion qonunlarini tadqiq qilishga kirishildi. Yulduzlarning asosiy ko’rsatkichlari ularning massalari, radiuslari va yorqinligi hisoblanadi. Yulduzlar ravshanligi, yorqinligi va rangi bo’yicha bir-biridan ancha farq qiladi. Masalan, faqat katta teleskoplardagina kuzatiladigan eng xira Yulduzlar oddiy ko’zga ko’rinadigan eng yorug’ Yulduzlardan milliard marta kam yoritadi. Yulduzlarning rangi ularning spektrlarini taqqoslaganda yaqqol namoyon bo’ladi. Yulduzlar spektrlariga ko’ra spektral sinflarga ajratilgan. Bunday sinflarga ajratishning asosi Yulduzlarning temperaturasidir. Ma’lumki, Yulduzlar sochayotgan nur energiyasi ularning atmosferasi orqali tarqaladi. Demak, Yulduzlar spektrini tekshirishdan ularning atmosferasi to’g’risida fizikaviy va kimyoviy ma’lumotlar olinadi. Masalan, Yulduzlar spektriga ko’ra ular atmosferasining temperaturasi, gaz bosimi, kimyoviy tarkibi bir-biridan keskin farq qilmaydi. Bu kattaliklar ko’pincha Quyosh parametrlariga nisbatan ifodalanadi. Yulduzlar olami turlituman bo’lib, ba’zilari hajm jihatdan Quyoshga nisbatan million marta katta va yorqin (gigant yulduzlar); ko’pgina Yulduzlar o’lchami va yorqinligi jihatdan Quyoshga nisbatan ancha kichik (karlik Yulduzlar) bo’ladi. Zichligi jihatidan siyraklashgan va o’ta zich Yulduzlar mavjud. Bir qator gigant Yulduzlarning o’rtacha zichligi suv zichligiga nisbatan yuz ming marta kichik, boshqalariniki (masalan, oq karliklarniki) yuz ming marta katta. Ba’zi Yulduzlar kuchli chaqnashi natijasida tashqi qobig’idagi ma’lum massasini tashlab yuborib yorqinligini davriy o’zgartirib turadi va ular o’zgaruvchan yulduzlar deb ataladi. Yangi yulduzlart esa yorqinlik tezda ortib boradi. Shu bilan birga kichikroq Yulduzlar bir necha sutka kattalashib, undan gaz qobig’i ajraladi va kengayishni davom ettirib fazoga yoyiladi. So’ngra yana kichikroq o’lchamga qisqaradi. Chaqnash paytida ko’proq o’zgaradigan o’ta yangi Yulduzlar ham bor. Yulduzlarning spektrlarini o’rganish ularning atmosferasidagi kimyoviy tarkibini aniqlashga imkon beradi. Yulduzlar ham Quyosh singari Yerdagi mavjud kimyoviy elementlardan tarkib topgan. Yulduzlarda vodorod (og’irligiga nisbatan taxminan 70%) va geliy (taxminan 25%) ko’proq, qolgan elementlar (kislorod, azot, temir, uglerod, neon) taxm. Yerdagidek uchraydi. Yulduzlar ko’pincha umumiy og’irlik markazi atrofida aylanuvchi juft bo’lib joylashadi; bular qo’shaloq yulduzlar deb ataladi. Uchlamchi va karrali sistemada harakatlanadigan yu. ham uchraydi. Yulduzlarning spektral sinflari va yorqinliklari orasida bog’lanish bo’lib, bu Gershprung — Ressel diagrammasi deb ataladi. Bu diagrammada Yulduzlar yorqinliklariga ko’ra ma’lum guruhlarga ajratiladi. Bir xil spectral sinflar (yoki bir xil temperatura) dagi Yulduzlar: massalari bir xil bo’lgan yulduzlarning o’lchamlari turlicha bo’lishi mumkin (Quyoshning qizil gigantga, oqqarlikning Quyoshga nisbatan o’lchamlari va hokazo ko’rsatilgan). Yulduzlar yorqinliklarining turlicha bo’lishi ularning radiuslari farq qilishini qo’rsatadi. Yulduzlarning massasi faqat qo’shaloq Yulduzlardagina bevosita topiladi. Yakka Yulduzlarning massasi esa ularning mutlaq yorqinligi yoki boshqa xossalari asosida chamalanadi. Qo’shaloq Yulduzlardan birining ikkinchisi atrofida aylanish davri va ular orasidagi masofa kuzatish natijasida aniqlanib, osmon mexanikasi qonunlari asosida bu yu.ning massasi hisoblanadi. Statistik analizdan Yulduzlarning massalari va yorqinliklari orasida bog’lanish mavjud ekanligi ma’lum. Bu bog’lanish «massa — yorqinlik» diagrammasi bilan ifodalanadi. Yakka Yulduzlarning massalari ularning yorqinligiga ko’ra shu diagramma yordamida topiladi. Yulduzlarning ichki tuzilishini bevosita kuzatishdan aniqlab bo’lmaydi. Uning massasi, radiusi va yorqinligiga ko’ra Yulduzlar ichki tuzilish modeli nazariy yaratiladi. Yulduzlarning temperaturasi sirtida bir necha ming gradus, ichida bir necha o’n million 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. Yulduzlarning Galaktikada harakatlanishi natijasida vaqt o’tishi bilan o’zaro joylashishi (o’rni) sekin-asta o’zgaradi. Fazoda Yulduzlar juda katta yu. sistemasi — galaktikatl hosil qiladi. Bizning Galaktikamiz tarkibiga (Quyoshga taalluqli bo’lgan) 100 milliarddan ortiq Yulduzlar kiradi. Galaktikalarning tuzilishini o’rganish shuni ko’rsatadiki, bunda ko’pgina Yulduzlar yulduzlar to’dasi, yulduz assotsiatsiyalari va boshqalar hosil qilib guruhlanadi. Yulduzlar bir-birini to’ldiruvchi ikkita yo’nalishda o’rganiladi. Yulduz astronomiyasida yu. biror xususiyati bilan tavsiflanuvchi ob’ekt sifatida qaralib, ularning harakati, galaktika va to’dalarda taqsimlanishi, turli statik qonunlari o’rganiladi. Astrofizikada Yulduzlarda sodir bo’ladigan fizik jarayonlar, ularning tuzilishi, evolyutsiyasi, nurlanishi o’rganiladi. Yulduzlar energiyasining asosiy manbai yengil yadrolardan og’ir yadrolar paydo bo’ladigan termoyadro reaktsiyasidir. Energiyaning ajralishi va uzatilishi nazariyasi asosida Yulduzlarning ichki tuzilishi va tabiati haqida fikr yuritiladi. Yulduzlarda vodorodning geliyga aylanishi tufayli Yulduzlar gazining molekulyar og’irligi ortib, yadro siqiladi, temperatura yanada ko’tariladi, yadro atrofidagi gaz esa kengayadi. Bu gaz fazoga tarqalib ketishi natijasida Yulduzlar oq mitti Yulduzlar bo’lib qoladi. Ba’zi massiv Yulduzlar yadrosi shu darajada siqilishi mumkinki, natijada ularning radiusi taxminan 10 kilometrcha bo’lib, neytron yu.ga aylanadi. Bunday Yulduzlar, asosan, radionurlanishda kuzatiladi va pulsarlar deb ataladi. Ular o’ta yangi yulduz hosilasi mahsulidir. Ko’pchilik Yulduzlar ikki, uch va undan ko’p sonli bo’lib, ular o’zaro dinamik bog’liq sistemalarni hosil qiladi. O’zbekistonda Yulduzlar O’zbekiston Fanlar Akademiyasi Astronomiya instituti va O’zbekiston milliy universiteti astronomlari tomonidan o’rganilmoqda. Karomat Mirtojiteva.