Har qanday yulduz haqida hikoya. Yulduzlar haqida qiziqarli faktlar
Kirish
Ming yillar davomida yulduzlar inson ongi uchun tushunarsiz edi, lekin ular uni hayratda qoldirdi. Shuning uchun yulduzlar fani - astronomiya eng qadimgi fanlardan biridir. Odamlar yulduzlar ulkan gumbazga tutashgan yorug'lik nuqtalari degan sodda tushunchadan xalos bo'lishlari uchun minglab yillar kerak bo'ldi. Biroq, antik davrning eng buyuk mutafakkirlari Quyosh va Oy bilan yulduzli osmon shunchaki kengaytirilgan planetariy ko'rinishidan ko'proq narsa ekanligini tushunishgan. Ular sayyoralar va yulduzlar alohida jismlar va koinotda erkin suzadi, deb taxmin qilishdi. Kosmik asrning boshlanishi bilan yulduzlar bizga yaqinlashdi. Biz ular haqida ko'proq va ko'proq bilib olamiz. Ammo yulduzlar haqidagi eng qadimiy fani astronomiya nafaqat o'zini tugatmadi, balki, aksincha, yanada qiziqarli bo'ldi.
Yulduz kattaliklari
Eng muhim xususiyatlardan biri bu kattalikdir. Ilgari, yulduzlargacha bo'lgan masofa bir xil va yulduz qanchalik yorqin bo'lsa, u shunchalik katta bo'ladi, deb hisoblar edi. Eng yorqin yulduzlar birinchi kattalikdagi yulduzlarga (1 m, lotincha magnitido - kattalik) va yalang'och ko'z bilan deyarli farq qilmaydiganlar - oltinchi (6 m) yulduzlarga tayinlangan. Endi biz bilamizki, yulduz kattaligi yulduzning o'lchamini emas, balki uning yorqinligini, ya'ni yulduzning Yerda yaratadigan yorug'ligini tavsiflaydi.
Ammo kattalik shkalasi saqlanib qoldi va yangilandi. 1 m yulduzning yorqinligi 6 m yulduzning yorqinligidan roppa-rosa 100 marta katta. Yorqinligi yulduzlarning yorqinligidan 1 m dan oshadigan yoritgichlar nol va salbiy yulduz kattaligiga ega. Masshtab yalang'och ko'zga ko'rinmaydigan yulduzlar tomon davom etadi. 7 m, 8 m va hokazo yulduzlar mavjud. Aniqroq baholash uchun 2,3 m, 7,1 m va boshqalarning kasr kattaliklari qo'llaniladi.
Yulduzlar bizdan har xil masofada joylashganligi sababli ularning zohiriy yulduz kattaliklari yulduzlarning yorqinligi (radiatsiya kuchi) haqida hech narsa demaydi. Shuning uchun "mutlaq kattalik" tushunchasi ham qo'llaniladi. Yulduzlar bir xil masofada bo'lganda (10 dona) ega bo'ladigan yulduz kattaliklari mutlaq yulduz kattaliklari (M) deyiladi.
Yulduzlargacha bo'lgan masofa
Eng yaqin yulduzlargacha bo'lgan masofalarni aniqlash uchun parallaks usuli qo'llaniladi (ob'ektning burchak siljishining qiymati). Yulduzga perpendikulyar bo'lgan yulduzdan Yer orbitasining o'rtacha radiusi (a) ko'rinadigan burchak (p) yillik parallaks deb ataladi. Yulduzgacha bo'lgan masofani formuladan foydalanib hisoblash mumkin
1 parallaksga to'g'ri keladigan yulduzgacha bo'lgan masofa ? parsek deb ataladi.
Biroq, yillik paralakslarni faqat bir necha yuz parsekdan uzoqda joylashgan eng yaqin yulduzlar uchun aniqlash mumkin. Ammo yulduz spektrining shakli va mutlaq kattaligi o'rtasida statistik bog'liqlik aniqlandi. Shunday qilib, mutlaq yulduz kattaliklari spektrning turi bo'yicha baholanadi, so'ngra ularni ko'rinadigan yulduz kattaliklari bilan taqqoslab, yulduzlar va paralakslargacha bo'lgan masofalar hisoblab chiqiladi. Shu tarzda aniqlangan paralakslar spektral paralakslar deyiladi.
Yorqinlik
Ba'zi yulduzlar bizga yorqinroq, boshqalari esa xiraroq ko'rinadi. Ammo bu hali yulduzlarning haqiqiy nurlanish kuchi haqida gapirmaydi, chunki ular turli masofalarda joylashgan. Shunday qilib, ko'rinadigan kattalik yulduzning o'ziga xos xususiyati bo'la olmaydi, chunki u masofaga bog'liq. Haqiqiy xarakteristikasi - bu yorqinlik, ya'ni yulduzning vaqt birligida chiqaradigan umumiy energiyasi. Yulduzlarning yorqinligi juda xilma-xildir. Gigant yulduzlardan biri S Doradoning yorqinligi Quyoshnikidan 500 000 marta, eng zaif mitti yulduzlarning yorqinligi esa taxminan bir xil marta kamroq.
Agar yulduzning mutlaq kattaligi ma'lum bo'lsa, har qanday yulduzning yorqinligini formuladan foydalanib hisoblash mumkin.
log L = 0,4 (Ma -M),
Bu erda: L - yulduzning yorqinligi,
M - uning mutlaq kattaligi va
Ma - Quyoshning mutlaq yulduz kattaligi.
Yulduzlar massasi
Yulduzning yana bir muhim xususiyati uning massasidir. Yulduzlarning massalari har xil, ammo yorug'lik va o'lchamlardan farqli o'laroq, ular nisbatan tor chegaralarda farqlanadi. Yulduzlarning massalarini aniqlashning asosiy usuli qo'shaloq yulduzlarni o'rganish bilan ta'minlanadi. Umumjahon tortishish qonuni va Nyuton tomonidan umumlashtirilgan Kepler qonunlariga asoslanib, formula olingan.
M 1 + M 2 = -,
bu yerda M 1 va M 2 bosh yulduz va uning sun’iy yo‘ldoshining massalari, P – sun’iy yo‘ldoshning orbital davri va yer orbitasining yarim katta o‘qi.
Yulduzning yorqinligi va massasi o'rtasida ham bog'liqlik aniqlandi: yorqinlik massa kubiga mutanosib ravishda ortadi. Ushbu bog'liqlikdan foydalanib, yorqinlik bo'yicha yagona yulduzlarning massalarini aniqlash mumkin, buning uchun to'g'ridan-to'g'ri kuzatishlar orqali massani hisoblash mumkin emas.
Spektral tasnifi
Yulduzlarning spektrlari ularning barcha jismoniy xususiyatlarining tavsifi bilan pasportlari. Yulduzning spektri bo'yicha siz uning yorqinligini (va shuning uchun unga bo'lgan masofani), haroratini, o'lchamini, atmosferasining kimyoviy tarkibini, sifat va miqdoriy jihatdan, uning kosmosdagi harakat tezligini, uning tezligini bilib olishingiz mumkin. o'z o'qi atrofida aylanishni va hatto uning yonida bo'lishidan qat'i nazar, boshqa ko'rinmas yulduz bilan birga ularning umumiy tortishish markazi atrofida aylanadi.
Yulduzlar sinflarining batafsil tasnifi mavjud (Garvard). Sinflar harflar bilan, kichik sinflar sinfni bildiruvchi harfdan keyin 0 dan 9 gacha raqamlar bilan belgilanadi. O sinfida kichik sinflar O5 dan boshlanadi. Spektral turlarning ketma-ketligi ko'proq va keyingi spektral turlarga o'tish sifatida yulduz haroratining doimiy pasayishini aks ettiradi. Bu shunday ko'rinadi:
O - B - A - F - G - K - M
Sovuq qizil yulduzlar orasida M sinfidan tashqari yana ikkita nav mavjud. Ba'zilarining spektrida titan oksidining molekulyar yutilish zonalari o'rniga uglerod oksidi va siyanogen tasmasi (spektrlarda R va N harflari bilan belgilanadi) va boshqalar qatorida sirkoniy oksidi (S klassi) tasmasi xarakterlidir. xarakterlidir.
Yulduzlarning katta qismi O dan M gacha boʻlgan ketma-ketlikka tegishli. Bu ketma-ketlik uzluksizdir. Turli toifadagi yulduzlarning ranglari har xil: O va B mavimsi yulduzlar, A oq, F va G sariq, K to'q sariq, M qizil.
Yuqoridagi tasnif bir o'lchovli, chunki asosiy xarakteristikasi yulduzning harorati. Ammo bir xil sinf yulduzlari orasida ulkan yulduzlar va mitti yulduzlar mavjud. Ular gazning atmosferadagi zichligi, sirt maydoni va yorqinligi bilan farqlanadi. Bu farqlar yulduzlarning spektrlarida aks etadi. Yulduzlarning yangi, ikki o'lchovli tasnifi mavjud. Ushbu tasnifga ko'ra, spektral sinfdan tashqari, har bir yulduzning yorug'lik sinfi ham mavjud. U I dan V gacha rim raqamlari bilan belgilanadi. I - supergigantlar, II-III - devlar, IV - subgigantlar, V - mittilar. Misol uchun, Vega yulduzining spektral turi A0V, Betelgeuse - M2I, Sirius - A1V kabi ko'rinadi.
Yuqorida aytilganlarning barchasi oddiy yulduzlarga tegishli. Biroq, noodatiy spektrlarga ega bo'lgan juda ko'p nostandart yulduzlar mavjud. Birinchidan, bu emissiya yulduzlari. Ularning spektrlari faqat qorong'i (yutilish) chiziqlar bilan emas, balki doimiy spektrdan yorqinroq yorug'lik emissiya chiziqlari bilan ham tavsiflanadi. Bunday chiziqlar emissiya chiziqlari deb ataladi. Spektrda bunday chiziqlar mavjudligi spektral tipdan keyin "e" harfi bilan belgilanadi. Shunday qilib, Be, Ae, Me yulduzlari bor. O yulduzi spektrida ma'lum emissiya chiziqlarining mavjudligi Of sifatida belgilanadi. Ekzotik yulduzlar borki, ularning spektrlari zaif uzluksiz spektr fonida keng emissiya zonalaridan iborat. Ular WC va WN deb nomlanadi, ular Garvard tasnifiga mos kelmaydi. Yaqinda spektrning ko'rinmas infraqizil hududida deyarli barcha energiyasini chiqaradigan infraqizil yulduzlar topildi.
Gigant va mitti yulduzlar
Yulduzlar orasida devlar va mittilar bor. Ularning eng kattasi qizil gigantlar bo'lib, ular bir kvadrat metr sirtdan zaif nurlanishga qaramay, Quyoshdan 50 000 marta kuchliroq porlaydilar. Eng yirik gigantlar Quyoshdan 2400 marta katta. Ichkarida ular bizning quyosh sistemamizni Saturn orbitasigacha sig'dira oladilar. Sirius oq yulduzlardan biri bo'lib, u Quyoshdan 24 marta kuchliroq porlaydi, u Quyoshning diametridan ikki baravar katta.
Ammo mitti yulduzlar juda ko'p. Ular asosan Quyosh diametrining yarmi yoki hatto beshdan bir qismiga teng bo'lgan qizil mittilardir. Quyosh o'lchami bo'yicha o'rtacha yulduzdir, bizning galaktikamizda milliardlab bunday yulduzlar mavjud.
Oq mittilar yulduzlar orasida alohida o'rin tutadi. Ammo ular keyinroq, oddiy yulduz evolyutsiyasining yakuniy bosqichi sifatida muhokama qilinadi.
O'zgaruvchan yulduzlar
O'zgaruvchan yulduzlar yorqinligi o'zgaruvchan yulduzlardir. Ba'zi o'zgaruvchan yulduzlarda yorqinlik vaqti-vaqti bilan o'zgarib turadi, boshqalarida tartibsiz yorqinlik o'zgarishi mavjud. O'zgaruvchan yulduzlarni belgilash uchun yulduz turkumini ko'rsatadigan lotin harflari ishlatiladi. Bitta yulduz turkumi ichida o'zgaruvchan yulduzlar ketma-ket bitta lotin harfi, ikkita harf birikmasi yoki raqam bilan V harfi bilan belgilanadi. Masalan, S Car, RT Per, V 557 Sgr.
O'zgaruvchan yulduzlar uchta katta sinfga bo'linadi: pulsatsiyalanuvchi, portlovchi (portlovchi) va tutilish.
Pulsli yulduzlar silliq yorqinlik o'zgarishlariga ega. Ular sirt radiusi va haroratining davriy o'zgarishi natijasida yuzaga keladi. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlarning davrlari kunning fraktsiyalaridan (RR Lyrae yulduzlari) o'nlab (Tsefeidlar) va yuzlab kunlargacha (Mira - Mira Ceti tipidagi yulduzlar) farq qiladi. 14 mingga yaqin pulsatsiyalanuvchi yulduzlar topilgan.
O'zgaruvchan yulduzlarning ikkinchi sinfi portlovchi yulduzlar yoki ular ham deyilganidek, otiladigan yulduzlardir. Bularga, birinchi navbatda, o'ta yangi yulduzlar, yangi yulduzlar, takrorlanuvchi yangi yulduzlar, I egizaklar kabi yulduzlar, yangi yulduzlar va simbiotik yulduzlar kiradi. Otiladigan yulduzlarga tez o'zgaruvchan yosh yulduzlar, IV Ceti yulduzlari va bir qator tegishli ob'ektlar kiradi. Ochiq portlash o'zgaruvchilari soni 2000 dan oshadi.
Pulsatsiyalanuvchi va otiladigan yulduzlar fizik o'zgaruvchan yulduzlar deb ataladi, chunki ularning ko'rinadigan yorqinligi o'zgarishi ularda sodir bo'ladigan fizik jarayonlar tufayli yuzaga keladi. Bu yulduzning haroratini, rangini va ba'zan hajmini o'zgartiradi.
Keling, jismoniy o'zgaruvchan yulduzlarning eng qiziqarli turlarini batafsil ko'rib chiqaylik. Masalan, sefeidlar. Ular jismoniy o'zgaruvchan yulduzlarning juda keng tarqalgan va juda muhim turidir. Ular d Sefey yulduzining xususiyatlariga ega. Uning yorqinligi doimo o'zgarib turadi. O'zgarishlar har 5 kun va 8 soatda takrorlanadi. Yorqinlik maksimaldan keyin pasayishdan tezroq ko'tariladi. d Sefey davriy o'zgaruvchan yulduzdir. Spektral kuzatishlar radial tezliklar va spektral turdagi o'zgarishlarni ko'rsatadi. Yulduzning rangi ham o'zgaradi. Bu shuni anglatadiki, yulduzda umumiy xarakterdagi chuqur o'zgarishlar sodir bo'ladi, buning sababi yulduzning tashqi qatlamlarining pulsatsiyasidir. Sefeidlar statsionar bo'lmagan yulduzlardir. Ikki qarama-qarshi kuchlar ta'sirida muqobil siqish va kengayish mavjud: yulduzning markaziga tortish kuchi va moddani tashqariga itarib yuboradigan gaz bosimi kuchi. Sefeidlarning juda muhim xususiyati - bu davr. Har bir berilgan yulduz uchun u katta aniqlik bilan doimiydir. Sefeidlar gigant yulduzlar va yuqori yorqinlikka ega supergigantlardir.
Asosiysi, Tsefeidlardagi yorqinlik va davr o'rtasida bog'liqlik mavjud: Sefeidning yorqinlik davri qanchalik uzoq bo'lsa, uning yorqinligi shunchalik katta bo'ladi. Shunday qilib, kuzatishlardan ma'lum bo'lgan davrga ko'ra, yorug'lik yoki mutlaq kattalikni, keyin esa Sefeidgacha bo'lgan masofani aniqlash mumkin. Ehtimol, ko'plab yulduzlar hayotlari davomida bir muncha vaqt Sefeidlar bo'lgan. Shuning uchun ularni o'rganish yulduzlar evolyutsiyasini tushunish uchun juda muhimdir. Bundan tashqari, ular boshqa galaktikalargacha bo'lgan masofani aniqlashga yordam beradi, bu erda ular yuqori yorqinligi tufayli ko'rinadi. Sefeidlar galaktikamizning o'lchami va shaklini aniqlashda ham yordam beradi.
Muntazam o'zgaruvchilarning yana bir turi - Mira yulduzi nomi bilan atalgan uzoq muddatli o'zgaruvchan yulduz Mira (Ceti haqida). Hajmi jihatidan ulkan bo'lib, Quyosh hajmidan millionlab va o'n millionlab marta oshib ketgan, M spektral sinfidagi bu qizil gigantlar 80 dan 1000 kungacha bo'lgan davrlar bilan juda sekin pulsatsiyalanadi. Ushbu turdagi yulduzlarning turli vakillari uchun vizual nurlardagi yorqinlikning o'zgarishi 10 dan 2500 martagacha sodir bo'ladi. Shu bilan birga, umumiy nurlanish energiyasi faqat 2-2,5 marta o'zgaradi. Yulduzlarning radiusi o'rtacha qiymatlar atrofida 5-10% oralig'ida o'zgarib turadi va yorug'lik egri chiziqlari sefeidlarga o'xshaydi.
Yuqorida aytib o'tilganidek, barcha jismoniy o'zgaruvchan yulduzlar davriy o'zgarishlarni ko'rsatmaydi. Ko'pgina yulduzlar yarim muntazam yoki tartibsiz o'zgaruvchilar sifatida tasniflanganligi ma'lum. Bunday yulduzlarda yorug'likning o'zgarishidagi qonuniyatlarni sezish qiyin, balki imkonsizdir.
Keling, o'zgaruvchan yulduzlarning uchinchi sinfini - tutilgan o'zgaruvchilarni ko'rib chiqaylik. Bular ikkilik tizimlar bo'lib, ularning orbital tekisligi ko'rish chizig'iga parallel. Yulduzlar umumiy tortishish markazi atrofida harakat qilganda, ular navbatma-navbat bir-birlarini tutib turadilar, bu ularning yorqinligida tebranishlarga olib keladi. Tutilishdan tashqarida ikkala komponentdan yorug'lik kuzatuvchiga etib boradi va tutilish paytida yorug'lik tutilish komponenti tomonidan zaiflashadi. Yaqin tizimlarda umumiy yorqinlikning o'zgarishiga yulduzlar shaklidagi buzilishlar ham sabab bo'lishi mumkin. Yulduzlarning tutilishi davrlari bir necha soatdan o'n yillargacha davom etadi.
Tutiladigan o'zgaruvchan yulduzlarning uchta asosiy turi mavjud. Birinchisi, Algol tipidagi o'zgaruvchan yulduzlar (b Perseus). Bu yulduzlarning tarkibiy qismlari sharsimon shaklga ega bo'lib, yo'ldosh yulduzning o'lchami kattaroq va yorqinligi asosiy yulduzga qaraganda kamroq. Ikkala komponent ham oq, yoki asosiy yulduz oq va sherik yulduz sariqdir. Tutilish bo'lmasa, yulduzning yorqinligi amalda doimiy bo'ladi. Asosiy yulduz tutilganda yorqinlik keskin pasayadi (asosiy minimal), sun'iy yo'ldosh bosh yulduzga kirganda esa yorqinlikning pasayishi ahamiyatsiz (ikkilamchi minimal) yoki umuman kuzatilmaydi. Yorug'lik egri chizig'ini tahlil qilishdan komponentlarning radiusi va yorqinligini hisoblash mumkin.
Tutiladigan oʻzgaruvchan yulduzlarning ikkinchi turi b Lira yulduzlaridir. Ularning yorqinligi taxminan ikki kattalikda doimiy va silliq o'zgaradi. Asosiy pastliklar o'rtasida sayoz ikkilamchi pasayish yuzaga kelishi kerak. O'zgaruvchanlik davrlari yarim kundan bir necha kungacha. Bu yulduzlarning komponentlari B va A spektral tipidagi massiv zangori-oq va oq gigantlardir. Ularning sezilarli massasi va bir-biriga nisbiy yaqinligi tufayli ikkala komponent ham kuchli to'lqin ta'siriga duchor bo'ladi, buning natijasida ular ellipsoidal shaklga ega bo'ladilar. shakli. Bunday yaqin bug'larda yulduz atmosferalari bir-biriga kirib boradi va materiyaning uzluksiz almashinuvi mavjud bo'lib, uning bir qismi yulduzlararo bo'shliqqa kiradi.
Tutilayotgan qoʻsha yulduzlarning uchinchi turi bu yulduzdan keyin Ursa Major W yulduzlari deb ataladigan yulduzlar boʻlib, ularning oʻzgaruvchanlik (va aylanish) davri bor-yoʻgʻi 8 soatni tashkil qiladi. Bu yulduzning ulkan komponentlari orbitada aylanayotgan ulkan tezlikni tasavvur qilish qiyin. Bu yulduzlarning spektral sinflari F va G.
O'zgaruvchan yulduzlarning kichik alohida sinfi - magnit yulduzlar ham mavjud. Yuqori magnit maydonga qo'shimcha ravishda, ular sirt xususiyatlarida kuchli bir xilliklarga ega. Yulduzning aylanishi paytidagi bunday notekisliklar yorqinlikning o'zgarishiga olib keladi.
Taxminan 20 000 yulduz uchun o'zgaruvchanlik klassi aniqlanmagan.
O'zgaruvchan yulduzlarni o'rganish katta ahamiyatga ega. O'zgaruvchan yulduzlar ular joylashgan yulduz tizimlarining yoshini va ularning yulduz populyatsiyasining turini aniqlashga yordam beradi; bizning galaktikamizning uzoq qismlariga, shuningdek, boshqa galaktikalargacha bo'lgan masofalar. Zamonaviy kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, ba'zi o'zgaruvchan binarlar rentgen nurlarining manbai hisoblanadi.
Gazdan oqib chiqayotgan yulduzlar
Yulduz spektrlari to'plamida alohida nozik chiziqlarga ega bo'lgan spektrlardan qorong'u chiziqlar bilan birga va hatto ularsiz ham alohida g'ayrioddiy keng diapazonlarni o'z ichiga olgan spektrlarga uzluksiz o'tishni kuzatish mumkin.
Spektral chiziqlariga ko'ra, spektral sinfi O yulduzlariga taalluqli bo'lishi mumkin bo'lgan, lekin spektrda keng yorqin chiziqlarga ega bo'lgan yulduzlar Volf-Rayet yulduzlari deb ataladi - ularni o'tgan asrda kashf etgan va tavsiflagan ikki frantsuz olimi sharafiga. Endigina bu yulduzlarning tabiatini ochish mumkin edi.
Ushbu toifadagi yulduzlar barcha taniqli yulduzlar orasida eng issiq hisoblanadi. Ularning harorati 40-100 ming daraja.
Bunday ulkan haroratlar ultrabinafsha nurlar oqimining shunday kuchli nurlanishi bilan birga keladiki, vodorod, geliy va juda yuqori haroratlarda yorug'lik atomlari va pastdan yorug'lik bosimiga bardosh bera olmaydigan boshqa elementlarning atomlari yuqoriga uchib ketadi. ulkan tezlik. Ularning yorug'lik bosimi ta'sirida harakat tezligi shunchalik kattaki, yulduzning jozibadorligi ularni ushlab turolmaydi. Uzluksiz oqimda ular yulduzning sirtini sindirib, deyarli ushlab turmasdan, dunyo fazosiga yugurib, o'ziga xos atom yomg'irini hosil qiladi, lekin pastga emas, balki yuqoriga yo'naltiriladi. Bunday yomg'irda, agar ular bu yulduzlar bilan o'ralgan bo'lsa, sayyoralardagi barcha hayot yonib ketadi.
Yulduz yuzasidan qochayotgan atomlarning uzluksiz yomg'irlari uning atrofida uzluksiz atmosferani hosil qiladi, lekin doimiy ravishda kosmosga tarqaladi.
Wolf-Rayet yulduzi gazda qancha vaqt tugaydi? Bir yil ichida Wolf-Rayet yulduzi Quyosh massasining o'ndan bir yoki yuz mingdan bir qismiga teng gaz massasini chiqaradi. Wolf-Rayet yulduzlarining massasi o'rtacha Quyosh massasidan o'n baravar ko'p. Gazni shunday tezlikda chiqarib yuboradigan Wolf-Rayet yulduzi 10 4 -10 5 yildan ortiq yashay olmaydi, shundan keyin undan hech narsa qolmaydi. Shunga qaramay, haqiqatda xuddi shunday holatdagi yulduzlar o'n ming yildan ortiq emas, balki undan ham kamroq vaqt davomida mavjud bo'lganligi haqida dalillar mavjud. Ehtimol, ularning massasi ma'lum bir qiymatga kamayishi bilan ularning harorati pasayadi va atomlarning chiqishi to'xtaydi. Hozirda butun osmonda bunday o'z-o'zini yo'q qiladigan yulduzlarning faqat yuzga yaqini ma'lum. Ehtimol, faqat bir nechta eng massiv yulduzlar, gaz yo'qolishi boshlanganda, ularning rivojlanishida bunday yuqori haroratga erishadilar. Ehtimol, ortiqcha massadan xalos bo'lgan yulduz o'zining normal, "sog'lom" rivojlanishini davom ettirishi mumkin.
Ko'pchilik Wolf-Rayet yulduzlari juda yaqin spektroskopik ikkilikdir. Ularning juftlikdagi sherigi har doim massiv va issiq O yoki B toifasi bo'lib chiqadi. Bu yulduzlarning ko'pchiligi tutilgan qo'shaloq yulduzlardir. Gaz oqimidagi yulduzlar kamdan-kam bo‘lsa-da, umuman yulduzlar tushunchasini boyitgan.
Yangi yulduzlar
Yulduzlar, agar ularning yorqinligi birdan yuzlab, minglab, hatto millionlab marta oshsa, yangi deb ataladi. Eng yuqori yorqinlikka erishgandan so'ng, yangi yulduz so'na boshlaydi va tinch holatga qaytadi. Yangi yulduzning chiqishi qanchalik kuchli bo'lsa, uning yorqinligi shunchalik tez pasayadi. Yorqinlikning pasayish tezligi bo'yicha yangi yulduzlar "tez" yoki "sekin" deb tasniflanadi.
Barcha yangi yulduzlar portlash paytida gazni chiqaradi, bu esa yuqori tezlikda tarqaladi. Portlash paytida yangi yulduzlar tomonidan chiqarilgan gazning eng katta massasi asosiy konvertda joylashgan. Bu konvert tumanlik ko'rinishidagi boshqa yulduzlar atrofida portlashdan o'nlab yillar o'tib ko'rinadi.
Barcha yangilar qo'shaloq yulduzdir. Bunday holda, juftlik har doim oq mitti va oddiy yulduzdan iborat. Yulduzlar bir-biriga juda yaqin bo'lgani uchun oddiy yulduz sirtidan oq mitti yuzasiga gaz oqimi mavjud. Yangi epidemiyalar uchun gipoteza mavjud. Kasallik oq mitti yuzasida vodorod yonishining termoyadroviy reaktsiyalarining keskin tezlashishi natijasida yuzaga keladi. Vodorod oddiy yulduzdan oq mitti ichiga kiradi. Termoyadroviy "yoqilg'i" ma'lum bir kritik qiymatga erishgandan so'ng to'planadi va portlaydi. Chiroqlarni takrorlash mumkin. Ularning orasidagi interval 10 000 dan 1 000 000 yilgacha.
Novalarning eng yaqin qarindoshlari mitti novalardir. Ularning portlashlari yangi yulduzlarning otilishidan minglab marta zaifroq, lekin ular minglab marta tez-tez sodir bo'ladi. Tashqi ko'rinishida tinch holatda bo'lgan yangi yulduzlar va mitti novalar bir-biridan farq qilmaydi. Va bu tashqi o'xshash yulduzlarning bunday turli xil portlash faolligiga qanday jismoniy sabablar sabab bo'lishi hali ham noma'lum.
O'ta yangi yulduzlar
O'ta yangi yulduzlar yulduzlarning chaqnashlari natijasida osmonda paydo bo'ladigan eng yorqin yulduzlardir. O'ta yangi yulduzlarning paydo bo'lishi yulduz hayotidagi halokatli hodisadir, chunki u endi asl holatiga qayta olmaydi. Maksimal yorqinligida u Quyosh kabi bir necha milliard yulduzlar kabi porlaydi. Yonish vaqtida ajralib chiqadigan jami energiya Quyoshning mavjudligi davrida (5 milliard yil) chiqaradigan energiya bilan taqqoslanadi. Energiya materiyani tezlashtirish uchun tarqaladi: u barcha yo'nalishlarda juda katta tezlikda (20 000 km / s gacha) tarqaladi. Supernova qoldiqlari endi noodatiy xususiyatlarga ega kengayib borayotgan tumanliklar (Qisqichbaqa tumanligi) sifatida kuzatilmoqda. Ularning energiyasi o'ta yangi yulduz portlashining energiyasiga teng. Portlashdan keyin o'ta yangi yulduz o'rnida neytron yulduz yoki pulsar qoladi.
Hozirgacha o'ta yangi yulduzlarning portlash mexanizmi to'liq aniq emas. Katta ehtimol bilan, bunday yulduz halokati yulduzning "hayot yo'li" oxirida bo'lishi mumkin. Quyidagi energiya manbalari katta ehtimolga ega: yulduzning halokatli qisqarishi paytida chiqarilgan tortishish energiyasi. Supernova portlashlari Galaktika uchun muhim oqibatlarga olib keladi. Yulduz moddasi, portlashdan keyin tarqalib, yulduzlararo gaz harakatining energiyasini oziqlantiradigan energiyani olib yuradi. Ushbu moddada yangi kimyoviy birikmalar mavjud. Qaysidir ma'noda, Yerdagi barcha hayot o'ta yangi yulduzlarga qarzdor. Ularsiz galaktikalardagi moddalarning kimyoviy tarkibi juda kam bo'lar edi.
Ikki yulduzli
Ikkilik yulduzlar - tortishish kuchlari bilan bir tizimga bog'langan juft yulduzlar. Bunday tizimlarning tarkibiy qismlari umumiy massa markazi atrofidagi orbitalarini tasvirlaydi. Uch, to'rtta yulduzlar bor; ular ko'p yulduzlar deb ataladi.
Komponentlarini teleskop orqali ko'rish mumkin bo'lgan tizimlar vizual ikkilik deb ataladi. Ammo ba'zida ular faqat tasodifiy ravishda quruqlikdagi kuzatuvchi uchun bir xil yo'nalishda joylashgan. Kosmosda ular katta masofalar bilan ajralib turadi. Bular optik ikkilikdir.
Ikkilik faylning yana bir turi harakatlanayotganda bir-birini to'sib qo'yadigan yulduzlardan iborat. Bular tutilgan ikkilik yulduzlardir.
Xuddi shu to'g'ri harakatga ega bo'lgan yulduzlar (boshqa duallik belgilari bo'lmasa) ham ikkilikdir. Bular keng juftliklar deb ataladi. Ko'p rangli fotoelektrik fotometriya yordamida boshqa yo'l bilan o'zini namoyon qilmaydigan qo'shaloq yulduzlarni aniqlash mumkin. Ular fotomerik ikkilikdir.
Ko'rinmas sun'iy yo'ldoshlari bo'lgan yulduzlarni ham ikkilik deb tasniflash mumkin.
Spektroskopik qoʻshaloq yulduzlar ikkilikligi faqat spektrlarini oʻrganish orqali aniqlanadigan yulduzlardir.
Yulduzli klasterlar
Bular tortishish kuchi va umumiy kelib chiqishi bilan bog'langan yulduzlar guruhlari. Ularning soni bir necha o'ndan yuz minglab yulduzlarni tashkil qiladi. Ochiq va globulyar klasterlarni farqlang. Ularning orasidagi farq bu shakllanishlarning massasi va yoshi bilan belgilanadi.
Ochiq yulduz klasterlari o'nlab va yuzlab, kamdan-kam hollarda minglab yulduzlarni birlashtiradi. Ularning o'lchamlari odatda bir necha parsekdir. Galaktikaning ekvator tekisligi tomon diqqatni jamlang. Bizning Galaktikada 1000 dan ortiq ma'lum klasterlar mavjud.
Globulyar yulduz klasterlari yuz minglab yulduzlarni o'z ichiga oladi, aniq sharsimon yoki ellipsoidal shaklga ega bo'lib, yulduzlarning markazga kuchli kontsentratsiyasi. Barcha globulyar klasterlar Quyoshdan uzoqda joylashgan. Galaktikada 130 ta globulyar klasterlar ma'lum va ular 500 ga yaqin bo'lishi kerak.
Globulyar klasterlar galaktika shakllanishining dastlabki davrida ulkan gaz bulutlaridan hosil bo'lib, cho'zilgan orbitalarini saqlab qolganga o'xshaydi. Ochiq klasterlarning shakllanishi keyinchalik galaktik tekislik tomon "joylashgan" gazdan boshlangan. Eng zich gaz bulutlarida ochiq klasterlar va assotsiatsiyalarning shakllanishi bugungi kungacha davom etmoqda. Shuning uchun ochiq klasterlarning yoshi bir xil emas, yirik globulyar klasterlarning yoshi taxminan bir xil va Galaktika yoshiga yaqin.
Yulduzlar uyushmalari
Bular spektral tipdagi O va B va T. Toros tipidagi yulduzlarning tarqoq guruhlari. O'z xususiyatlariga ko'ra, yulduzlar assotsiatsiyasi katta, juda yosh ochiq klasterlarga o'xshaydi, ammo ulardan markazga nisbatan kamroq konsentratsiyada farqlanadi. Boshqa galaktikalarda ularning nurlanishi bilan ionlangan vodorodning ulkan bulutlari - superassotsiatsiyalar bilan bog'langan issiq yosh yulduzlar majmualari mavjud.
Yulduzlarni nima oziqlantiradi?
Yulduzlar bunday dahshatli energiyani qanday sarflashadi? Turli davrlarda turli farazlar ilgari surilgan. Shunday qilib, Quyosh energiyasi unga meteoritlarning tushishi bilan quvvatlanadi, deb ishonilgan. Ammo Quyoshda ularning ko'pi bo'lishi kerak, bu uning massasini sezilarli darajada oshiradi. Quyosh energiyasi qisqarishi tufayli to'ldirilishi mumkin edi. Biroq, agar Quyosh bir vaqtlar cheksiz katta bo'lgan bo'lsa, unda bu holatda ham uning hozirgi hajmiga siqilishi energiyani atigi 20 million yil ushlab turish uchun etarli bo'ladi. Shu bilan birga, er qobig'ining mavjudligi va Quyosh tomonidan ancha uzoq vaqt davomida yoritilishi isbotlangan.
Va nihoyat, atom yadrosi fizikasi yulduz energiyasining manbasini ko'rsatdi, bu astrofizika ma'lumotlariga va xususan, yulduz massasining katta qismi vodorod degan xulosaga juda mos keladi.
Yadro reaktsiyalari nazariyasi ko'pgina yulduzlarda, shu jumladan Quyoshda energiya manbai vodorod atomlaridan geliy atomlarining uzluksiz shakllanishi degan xulosaga keldi.
Vodorodning barchasi geliyga aylantirilganda, geliyni og'irroq elementlarga, jumladan, temirga aylantirish orqali yulduz hali ham mavjud bo'lishi mumkin.
Yulduzlarning ichki tuzilishi
Biz yulduzni turli kuchlar ta'siriga tobe bo'lgan jism deb hisoblaymiz. Og'irlik kuchi yulduz materiyasini markazga tortishga intiladi, ichkaridan yo'naltirilgan gaz va yorug'lik bosimlari esa uni markazdan uzoqlashtiradi. Yulduz barqaror jism sifatida mavjud bo'lgani uchun, demak, qarama-qarshi kuchlar o'rtasida qandaydir muvozanat mavjud. Buning uchun yulduzdagi turli qatlamlarning harorati shunday o'rnatilishi kerakki, har bir qatlamda energiya oqimi uning ostida paydo bo'lgan barcha energiyani sirtga olib chiqadi. Energiya kichik markaziy yadroda ishlab chiqariladi. Yulduz hayotining dastlabki davrida uning siqilishi energiya manbai hisoblanadi. Ammo harorat shunchalik ko'tarilguncha, yadroviy reaktsiyalar boshlanadi.
Yulduzlar va galaktikalarning shakllanishi
Olamdagi materiya uzluksiz rivojlanishda, eng xilma-xil shakl va holatlarda. Moddaning mavjudlik shakllari o'zgarganligi sababli, demak, har xil va xilma-xil narsalar bir vaqtning o'zida paydo bo'lishi mumkin emas, balki turli davrlarda shakllangan va shuning uchun ularning paydo bo'lishining boshidan hisoblangan o'zlarining aniq yoshiga ega.
Kosmogoniyaning ilmiy asoslari Nyuton tomonidan qo'yilgan bo'lib, u kosmosdagi materiya o'z tortishish kuchi ta'sirida qisqaruvchi qismlarga bo'linishini ko'rsatdi. Yulduzlar hosil boʻladigan materiya boʻlaklarining hosil boʻlish nazariyasi 1902-yilda ingliz astrofiziki J.Jins tomonidan ishlab chiqilgan. Bu nazariya Galaktikalarning kelib chiqishini ham tushuntiradi. Doimiy harorat va zichlikdagi dastlab bir hil muhitda siqilish paydo bo'lishi mumkin. Agar undagi o'zaro tortishish kuchi gaz bosimi kuchidan oshsa, u holda muhit qisqaradi va agar gaz bosimi ustun bo'lsa, u holda modda fazoda tarqaladi.
Metagalaktikaning yoshi 13-15 milliard yil deb ishoniladi. Bu yosh bizning Galaktikamizdagi eng qadimgi yulduzlar va globulyar yulduz klasterlarining yoshi haqidagi taxminlarga zid emas.
Yulduzlarning evolyutsiyasi
Galaktikaning gaz-chang muhitida paydo bo'lgan va o'z tortishish ta'sirida qisqarishda davom etadigan kondensatsiyalar protoyulduzlar deb ataladi. U qisqargan sari protoyulduzning zichligi va harorati ortadi va u ko'p miqdorda infraqizil nurlanishni chiqara boshlaydi. Protoyulduzlarning siqilish davomiyligi har xil: massasi quyosh massasidan kamroq bo'lganida - yuzlab million yillar, massiv yulduzlar uchun - atigi yuz minglab yillar. Protoyulduzning ichki qismidagi harorat bir necha million Kelvingacha ko'tarilganda, ularda vodorodning geliyga aylanishining termoyadroviy reaktsiyalari boshlanadi. Shu bilan birga, katta energiya ajralib chiqadi, bu keyingi siqilishni oldini oladi va moddani o'z-o'zidan lyuminesansga qizdiradi - protoyulduz oddiy yulduzga aylanadi. Shunday qilib, siqilish bosqichi vodorodning asta-sekin "kuyishi" bilan birga statsionar bosqich bilan almashtiriladi. Statsionar bosqichda yulduz hayotining ko'p qismini o'tkazadi. Evolyutsiyaning ushbu bosqichida yulduzlar joylashgan bo'lib, ular "spektr-yorqinlik" asosiy ketma-ketlikda joylashgan. Yulduzning asosiy ketma-ketlikda o'tkazgan vaqti yulduzning massasiga proportsionaldir, chunki yadro yoqilg'isini etkazib berish bunga bog'liq va yadro yoqilg'isini iste'mol qilish tezligini belgilaydigan yorqinlikka teskari proportsionaldir.
Markaziy mintaqadagi barcha vodorod geliyga aylantirilgach, yulduz ichida geliy yadrosi hosil bo'ladi. Endi vodorod yulduzning markazida emas, balki juda issiq geliy yadrosiga tutashgan qatlamda geliyga aylanadi. Geliy yadrosi ichida energiya manbalari bo'lmasa, u doimo qisqaradi va ayni paytda yanada qiziydi. Yadroning siqilishi yadro chegarasiga yaqin yupqa qatlamda yadro energiyasining tezroq chiqishiga olib keladi. Massivroq yulduzlarda siqilish paytida yadroning harorati 80 million Kelvindan oshadi va unda geliyning uglerodga, so'ngra boshqa og'irroq kimyoviy elementlarga aylanishining termoyadroviy reaktsiyalari boshlanadi. Yadro va uning atrofidan chiqadigan energiya gaz bosimining oshishiga olib keladi, uning ta'sirida fotosfera kengayadi. Yulduzning ichki qismidan fotosferaga kelayotgan energiya hozirda avvalgidan kattaroq maydonga tarqalmoqda. Natijada fotosferaning harorati pasayadi. Yulduz asosiy ketma-ketlikni tark etib, asta-sekin massasiga qarab qizil gigant yoki supergigantga aylanadi va eski yulduzga aylanadi. Sariq supergigant bosqichidan o'tib, yulduz pulsatsiyalanuvchi, ya'ni jismoniy o'zgaruvchan yulduzga aylanishi mumkin va qizil gigant bosqichida qoladi. Kichik massali yulduzning shishgan qobig'i allaqachon yadro tomonidan zaif tortiladi va asta-sekin undan uzoqlashib, sayyora tumanligini hosil qiladi. Konvertning oxirgi tarqalishidan keyin faqat yulduzning issiq yadrosi - oq mitti qoladi.
Ko'proq massiv yulduzlarning taqdiri boshqacha. Agar yulduzning massasi Quyosh massasidan taxminan ikki baravar ko'p bo'lsa, bunday yulduzlar evolyutsiyaning oxirgi bosqichida barqarorlikni yo'qotadilar. Xususan, ular o‘ta yangi yulduzlar kabi portlashi, so‘ngra halokatli tarzda radiusi bir necha kilometr bo‘lgan to‘plar hajmiga qisqarishi, ya’ni neytron yulduzlarga aylanishi mumkin.
Massasi Quyosh massasidan ikki baravar ko‘p bo‘lgan yulduz muvozanatini yo‘qotib, qisqara boshlagan holda yo neytron yulduzga aylanadi yoki umuman barqaror holatga erisha olmaydi. Cheksiz siqish jarayonida u qora tuynukga aylanishi mumkin.
Oq mittilar
Oq mittilar sirt harorati yuqori bo'lgan g'ayrioddiy, juda kichik zich yulduzlardir. Oq mittilarning ichki tuzilishining asosiy farqlovchi xususiyati shundaki, ular oddiy yulduzlarga nisbatan gigant zichlikka ega. Katta zichlik tufayli oq mittilarning ichaklaridagi gaz g'ayrioddiy holatda - degeneratsiyalangan. Bunday degeneratsiyalangan gazning xossalari oddiy gazlarnikiga umuman o'xshamaydi. Uning bosimi, masalan, amalda haroratga bog'liq emas. Oq mittining barqarorligi uning ichki qismidagi degeneratsiyalangan gazning bosimi uni siqib chiqaradigan ulkan tortishish kuchiga qarama-qarshi bo'lganligi bilan qo'llab-quvvatlanadi.
Oq mittilar juda katta bo'lmagan yulduzlar evolyutsiyasining yakuniy bosqichida. Yulduzda endi yadro manbalari yo'q va u juda uzoq vaqt porlaydi, asta-sekin soviydi. Oq mittilar, agar ularning massasi Quyosh massasidan taxminan 1,4 baravar oshmasa, barqaror hisoblanadi.
Neytron yulduzlari
Neytron yulduzlar juda kichik, o'ta zich samoviy jismlardir. Ularning diametri o'rtacha bir necha o'n kilometrdan oshmaydi. Neytron yulduzlar oddiy yulduzning ichki qismidagi termoyadroviy energiya manbalari tugaganidan keyin hosil bo'ladi, agar uning massasi shu vaqtgacha 1,4 quyosh massasidan oshsa. Termoyadro energiyasining manbai yo'qligi sababli, yulduzning barqaror muvozanati imkonsiz bo'lib qoladi va yulduzning markazga nisbatan halokatli qisqarishi - tortishish qulashi boshlanadi. Agar yulduzning dastlabki massasi ma'lum bir kritik qiymatdan oshmasa, u holda markaziy qismlarda qulash to'xtaydi va issiq neytron yulduzi hosil bo'ladi. Yiqilish jarayoni bir soniya davom etadi. Undan keyin qolgan yulduz konvertining neytrinolar chiqishi bilan issiq neytron yulduzga oqib chiqishi yoki “yonmagan” materiyaning termoyadro energiyasi yoki aylanish energiyasi tufayli konvertning chiqib ketishi kuzatilishi mumkin. Bunday otilish juda tez sodir bo'ladi va Yerdan u o'ta yangi yulduz portlashiga o'xshaydi. Kuzatilgan neytron yulduzlari - pulsarlar ko'pincha o'ta yangi yulduzlar qoldiqlari bilan bog'lanadi. Agar neytron yulduzning massasi 3-5 Quyosh massasidan oshsa, uning muvozanati imkonsiz bo'lib qoladi va bunday yulduz qora tuynuk bo'ladi. Neytron yulduzlarning juda muhim xususiyatlari aylanish va magnit maydondir. Magnit maydon Yerning magnit maydonidan milliardlab trillionlab marta kuchliroq bo'lishi mumkin.
Pulsarlar
Pulsarlar elektromagnit nurlanish manbalari bo'lib, ular qat'iy davriy ravishda o'zgarib turadi: soniyadan bir necha daqiqagacha. Birinchi pulsarlar 1968 yilda kashf etilgan. impulsli radio emissiyaning zaif manbalari sifatida. Keyinchalik rentgen nurlanishining davriy manbalari topildi - rentgen pulsarlari deb ataladigan, ularning radiatsiyaviy xususiyatlari radiopulsarlarning xususiyatlaridan sezilarli darajada farq qiladi.
Pulsarlarning tabiati hali to'liq ochib berilmagan. Olimlarning fikricha, pulsarlar kuchli magnit maydonga ega neytron yulduzlarni aylantiradi. Magnit maydon tufayli pulsarning nurlanishi projektor nuriga o'xshaydi. Neytron yulduzining aylanishi tufayli nur radio teleskop antennasiga urilganda, biz nurlanish portlashlarini ko'ramiz. Ba'zi pulsarlarda kuzatilgan davriy uzilishlar neytron yulduzlarida qattiq qobiq va o'ta suyuqlik yadrosi mavjudligi haqidagi bashoratlarni tasdiqlaydi (davrlarning uzilishlari qattiq qobiq parchalanganda sodir bo'ladi - "yulduzlar silkinishlari").
Aksariyat pulsarlar o'ta yangi yulduz portlashlarida hosil bo'ladi. Bu, hech bo'lmaganda, optik diapazonda impulsiv emissiyani ko'rsatadigan Qisqichbaqa tumanligi markazidagi pulsar uchun isbotlangan.
Qora tuynuklar
Koinotdagi eng qiziqarli va sirli ob'ektlardan ba'zilari qora tuynuklardir. Olimlar qora tuynuklar har qanday massaning juda kuchli siqilishi natijasida paydo bo'lishi kerakligini aniqladilar, bunda tortishish maydoni shunchalik kuchli kuchayadiki, u yorug'lik yoki boshqa nurlanish, signal yoki jismlarni chiqarmaydi.
Gravitatsiyani engib o'tish va qora tuynukdan qochish uchun u ikkinchi kosmik tezlikni, kattaroq yorug'lik tezligini talab qiladi. Nisbiylik nazariyasiga ko'ra, hech bir jism yorug'lik tezligidan yuqori tezlikni rivojlantira olmaydi. Shuning uchun qora tuynukdan hech narsa ucha olmaydi, hech qanday ma'lumot chiqmaydi. Har qanday jismlar, har qanday modda yoki radiatsiya tortishish ta'siri ostida qora tuynukga tushganidan so'ng, kuzatuvchi kelajakda ular bilan nima sodir bo'lganini hech qachon bilmaydi. Qora tuynuklar yaqinida, olimlarning fikriga ko'ra, fazo va vaqtning xususiyatlari keskin o'zgarishi kerak.
Olimlarning fikricha, qora tuynuklar juda katta yulduzlar evolyutsiyasi oxirida paydo bo'lishi mumkin.
Atrofdagi materiya qora tuynuk maydoniga tushganda yuzaga keladigan ta'sirlar qora tuynuk qo'shaloq yulduzlar tizimining bir qismi bo'lganida, bir yulduz yorqin gigant, ikkinchi komponenti esa qora tuynuk bo'lganida eng aniq namoyon bo'ladi. Bunda gigant yulduzning konvertidagi gaz qora tuynuk tomon oqib, uning atrofida aylanib, diskni hosil qiladi. Diskdagi gaz qatlamlari bir-biriga ishqalanib, asta-sekin qora tuynukga spiral orbitalar bo'ylab yaqinlashadi va oxir-oqibat uning ichiga tushadi. Ammo bu kuzdan oldin ham, qora tuynukning chetida, gaz ishqalanish natijasida millionlab daraja haroratgacha isitiladi va rentgen diapazonida nurlanadi. Ushbu nurlanishdan astronomlar ikkilik yulduz tizimlarida qora tuynuklarni aniqlashga harakat qilmoqdalar.
Yulduz klasterlarining ixcham markazlarida, galaktikalar va kvazarlarning markazlarida juda massiv qora tuynuklar paydo bo'lishi mumkin.
Qora tuynuklar uzoq o'tmishda, olam kengayishining eng boshida paydo bo'lgan bo'lishi ham mumkin. Bunday holda, massasi osmon jismlarining massasidan ancha kichik bo'lgan juda kichik qora tuynuklarning paydo bo'lishi mumkin.
Bu xulosa ayniqsa qiziq, chunki bunday kichik qora tuynuklar yaqinida tortishish maydoni vakuumdan zarrachalarni "yaratish" ning o'ziga xos kvant jarayonlarini keltirib chiqarishi mumkin. Ushbu yangi paydo bo'lgan zarralar oqimi bilan koinotdagi kichik qora tuynuklarni aniqlash mumkin.
Zarrachalar hosil bo'lishining kvant jarayonlari qora tuynuklar massasining sekin kamayishiga, ularning "bug'lanishiga" olib keladi.
Adabiyotlar ro'yxati
Astrofizika, ed. Dagaeva M.M. va Charugina V.M.
Vorontsov-Velyaminov B.A. Koinot haqida insholar. M.: 1980 yil
Meyer M.V. Koinot. S.-P.: 1909 yil
11-sinf uchun astronomiya darslik. M.: 1994 yil
Frolov V.P. Qora tuynuklar fizikasiga kirish.
Yosh astronomning entsiklopedik lug'ati.
Yorqin tungi osmonga qarab, yulduzlarga qoyil qolmagan odam bo'lmasa kerak. Siz ularni abadiy hayratda qoldirishingiz mumkin, ular sirli va jozibali. Ushbu mavzuda siz yulduzlar haqidagi g'ayrioddiy faktlar bilan tanishasiz va ko'plab yangi narsalarni o'rganasiz.
Siz tunda ko'rgan yulduzlarning ko'pchiligi qo'shaloq yulduzlar ekanligini bilarmidingiz? Ikki yulduz bir-birini aylanib, tortishish nuqtasini yaratadi yoki kichikroq yulduz katta "asosiy yulduz" atrofida aylanadi. Ba'zida bu yirik yulduzlar bir-biriga yaqinlashganda materiyani kichikroqlaridan tortib oladilar. Sayyora yadroviy reaktsiyaga sabab bo'lmasdan bardosh bera oladigan massaning chegarasi bor. Agar Yupiter katta bo'lsa, u ko'p oylar oldin jigarrang mitti, yarim yulduzning bir turiga aylangan bo'lishi mumkin edi. 
Bunday jarayonlar ko'pincha boshqa quyosh tizimlarida sodir bo'ladi, bu ularda sayyoralarning etishmasligidan dalolat beradi. Asosiy yulduzning tortishish maydonidagi moddalarning aksariyati bir joyda to'planib, oxir-oqibat yangi yulduz va ikkilik tizimni hosil qiladi. Bitta tizimda ikkitadan ortiq yulduz boʻlishi mumkin, lekin baribir ikkilik sanoq sistemalari keng tarqalgan.
Oq mittilar, "o'lik yulduzlar" deb ataladi. Gigant qizil fazadan keyin bizning yulduzimiz Quyosh ham oq mittiga aylanadi. Oq mittilar sayyora radiusiga ega (Yupiter kabi emas, Yer kabi), lekin yulduzning zichligi. Bunday o'ziga xos tortishish elektronlarning ularni o'rab turgan atom yadrolaridan ajralishi tufayli mumkin. Natijada, bu atomlar egallagan joy miqdori ortadi va kichik radiusli katta massa hosil bo'ladi. 
Agar siz atom yadrosini qo'lingizda ushlab tursangiz, elektron sizning atrofingizdan 100 metr yoki undan ko'proq masofada aylana oladi. Elektron degeneratsiya holatida bu bo'shliq bo'sh qoladi. Natijada, Oq mitti soviydi va yorug'lik chiqarishni to'xtatadi. Bu ulkan jismlarni ko'rib bo'lmaydi va hech kim koinotda qancha borligini bilmaydi.
Agar yulduz oxirgi oq mitti fazadan qochish uchun etarlicha katta bo'lsa, lekin qora tuynukga aylanmaslik uchun juda kichik bo'lsa, neytron yulduzi deb nomlanuvchi yulduzning ekzotik turi hosil bo'ladi. Neytron yulduzlarning paydo bo'lish jarayoni Oq mittilarga o'xshaydi, ular ham asta-sekin pasayadi - ammo boshqacha tarzda. Neytron yulduzlari neytron deb ataladigan parchalanuvchi moddadan barcha elektronlar va musbat zaryadlangan protonlar yo'q qilinganda va faqat neytronlar yulduz asosini tashkil qilganda hosil bo'ladi. Neytron yulduzining zichligi atom yadrolarining zichligi bilan solishtirish mumkin.
Neytron yulduzlarining massasi bizning Quyoshnikiga o'xshash yoki biroz balandroq bo'lishi mumkin, ammo ularning radiusi 50 kilometrdan kam: odatda 10-20. Ushbu neytronning bir choy qoshig'i Gizadagi Buyuk Piramidaning massasidan 900 baravar ko'p. Agar siz to'g'ridan-to'g'ri neytron yulduzni kuzatsangiz, ikkala qutbni ham ko'rasiz, chunki neytron yulduz gravitatsiyaviy linza kabi ishlaydi va kuchli tortishish tufayli yorug'likni o'z atrofida egadi. Neytron yulduzining alohida holati pulsardir. Pulsarlar sekundiga 700 aylanish tezligida aylanib, miltillovchi nurlanish chiqaradi - shuning uchun ularning nomi. 
Eta Carinae hozirgacha kashf etilgan eng katta yulduzlardan biridir. U bizning Quyoshdan 100 marta og'irroq va taxminan bir xil radiusga ega. Eta Carinae Quyoshdan million marta yorqinroq porlashi mumkin. Odatda, bu gipermassiv yulduzlar juda qisqa umrga ega, chunki ular tom ma'noda o'zlarini yoqib yuborishadi, shuning uchun ularni Supernova deb atashadi. Olimlarning fikricha, chegara Quyosh massasidan 120 baravar ko'p - hech bir yulduz bundan ortiq og'irlik qila olmaydi. 
Pistol yulduzi Eta Carinae kabi gipergigant bo'lib, o'zini sovutish imkoniga ega emas. Yulduz shunchalik issiqki, uni tortishish kuchi bilan zo'rg'a ushlab turadi. 
Natijada, Pistol yulduzi "quyosh shamoli" (masalan, Aurora Borealisni yaratadigan yuqori energiya zarralari) chiqaradi. U bizning Quyoshimizdan 10 milliard marta kuchliroq porlaydi. Katta radiatsiya darajasi tufayli bu yulduz tizimida hayot bo'lishini tasavvur ham qilib bo'lmaydi.
Ushbu mavzuda men yulduzlar haqidagi eng qiziqarli faktlarni keltirdim. Umid qilamanki, sizni qiziqtirdi
Asrlar davomida odamlar tungi osmonda yulduz naqshlarini kuzatdilar. yulduz turkumlari.
Yulduzli osmonni o'rganishda qadimgi dunyo astronomlari osmonni mintaqalarga bo'lishdi. Har bir mintaqa yulduz turkumlari deb ataladigan yulduzlar guruhlariga bo'lingan.
Burjlar- bular yulduzli osmonda orientatsiya qulayligi uchun osmon sferasi bo'lingan hududlar. Lotin tilidan tarjima qilingan "burj" "yulduzlar guruhi" degan ma'noni anglatadi. Ular yulduzlarni topishga yordam beradigan ajoyib belgilar bo'lib xizmat qiladi. Bitta yulduz turkumi 10 dan 150 tagacha yulduzni o'z ichiga olishi mumkin.
Hammasi bo'lib 88 ta yulduz turkumi ma'lum. 47 qadimiy, bir necha ming yillar davomida ma'lum. Ularning aksariyati qadimgi yunon miflari qahramonlarining ismlarini o'z ichiga oladi, masalan, Gerkules, Gidra, Kassiopiya va Evropaning janubidagi kuzatuvlar uchun ochiq bo'lgan osmon mintaqasini qamrab oladi. 12 yulduz turkumi an'anaviy ravishda zodiacal yulduz turkumlari deb ataladi. Bular taniqli: Yay, Uloq, Kova, Baliq, Qo'y, Toros, Egizaklar, Saraton, Leo, Bokira, Ves-s va Chayonlar. Qolgan zamonaviy burjlar 17—18-asrlarda janubiy osmonni oʻrganish natijasida kiritilgan.
Osmonda u yoki bu joyda osmonda ma'lum bir yulduz turkumini topib, joylashuvingizni aniqlash mumkin edi. Yulduzlar massasida ma'lum rasmlarni tanlash yulduzli osmonni o'rganishga yordam berdi. Qadimgi dunyo astronomlari osmonni mintaqalarga bo'lishdi. Har bir mintaqa yulduz turkumlari deb ataladigan yulduzlar guruhlariga bo'lingan.
Burjlar - bu yulduzlar osmonda hosil bo'lgan xayoliy figuralar. Tungi osmon - bu nuqta rasmlari bilan bezatilgan tuval. Qadim zamonlardan beri odamlar osmonda suratlarni topdilar.
Burjlarga nomlar berildi, ular haqida afsona va afsonalar shakllandi. Turli xalqlar yulduzlarni turli yo'llar bilan yulduz turkumlariga bo'lishdi.
Ba'zi yulduz turkumlari haqidagi hikoyalar juda g'alati edi. Bu erda, masalan, qadimgi misrliklar Big Dipper Paqirni o'rab turgan yulduz turkumida qanday rasmni ko'rgan. Ular buqani ko'rdilar, uning yonida bir odam yotardi, bir odamni ikki oyoqda yurgan va orqasida timsoh ko'tarib yurgan begemot yer bo'ylab sudrab yurgan.
Odamlar ko'rmoqchi bo'lgan narsalarni osmonda ko'rdilar. Ovchi qabilalar o'zlari ovlagan yovvoyi hayvonlarning yulduzcha tasvirlarini ko'rdilar. Evropalik navigatorlar kompasga o'xshash yulduz turkumlarini topdilar. Darhaqiqat, olimlarning fikriga ko'ra, yulduz turkumlaridan foydalanishning asosiy yo'nalishi suzish paytida dengizda qanday harakat qilishni o'rganish edi.
Misr fir'avnining rafiqasi Berenis (Veronica) o'zining hashamatli sochlarini Venera ma'budasiga sovg'a sifatida taqdim etgani haqida afsonalar mavjud. Ammo sochlar Venera zallaridan o'g'irlangan va osmonda yulduz turkumiga aylangan. Yozda Veronika sochlari yulduz turkumini Shimoliy yarim sharda Katta paqirning dastasi ostida ko'rish mumkin.
Ko'p yulduz turkumlari haqidagi hikoyalar yunon miflaridan kelib chiqqan. Mana ulardan biri. Ma'buda Juno eri Yupiterga, xizmatkor Kallistoga hasad qilgan. Kallistoni himoya qilish uchun Yupiter uni ayiqga aylantirdi. Ammo bu yangi muammoni keltirib chiqardi. Bir kuni Kallistoning o‘g‘li ovga chiqib, onasini ko‘rib qoladi. Bu oddiy ayiq deb o‘ylab, kamonini ko‘tardi va mo‘ljalga oldi, Yupiter aralashdi va qotillikning oldini olish uchun yigitni kichkina ayiq bolasiga aylantirdi. Afsonaga ko'ra, osmonda katta ayiq va kichik ayiq bolasi paydo bo'lgan. Endi bu yulduz turkumlari katta va kichik yulduz turkumlari deb ataladi.
Yulduzlarning bir-biriga nisbatan joylashuvi doimiy, lekin ularning barchasi ma'lum bir nuqta atrofida aylanadi. Shimoliy yarim sharda bu nuqta mos keladi Polar yulduz... Agar siz ushbu yulduzga kamerani qo'zg'almas tripodga qaratsangiz va bir soat kutsangiz, suratga olingan yulduzlarning har biri doiraning bir qismini chegaralaganligiga ishonch hosil qilishingiz mumkin.
Osmonga shimoliy yarim shardan qaralganda, qutb yulduzi markazda, Kichik Ursa esa uning ustida joylashgan. Ursa Major chap tomonda joylashgan, ikkita Dippers o'rtasida Ajdaho "siqilgan". Kichik Ursa ostida, teskari M shaklida, Kassiopeia yulduz turkumi joylashgan.
Janubiy yarimsharda Bizga o'xshab hamma yulduzlar aylanadigan mos yozuvlar nuqtasi (o'qi) bo'lib xizmat qiladigan markaziy yulduz yo'q. Markazning tepasida joylashgan Janubiy xoch, va uning tepasida, o'z navbatida, Kentavr, xuddi uni o'rab turgandek. Chap tomonda janubiy uchburchak ko'rinadi va uning ostida tovus bor. Bundan ham pastroqda Tukan yulduz turkumi joylashgan.
Yer Quyosh atrofida bir yilda aylangani uchun uning yulduzlarga nisbatan pozitsiyasi doimo o'zgarib turadi. Har kecha osmon kechagidan biroz farq qiladi. Yozda shimoliy yarimsharda markazda Kichik Ursa ko'rinadi va uning tepasida xuddi uni o'rab turgandek Ajdaho va pastda, o'ngda, Kassiopiya zigzagi, uning tepasida Kefey yulduz turkumi ko'rinadi. chapda - Katta Kep.
Qishda, shimoliy yarim sharda, Yerdan osmonning yana bir qismi ko'rinadi. O'ng tomonda eng go'zal yulduz turkumlaridan biri Orion ko'rinib turibdi, o'rtada esa Orion kamari. Quyida siz quyonning kichik yulduz turkumini ko'rishingiz mumkin. Agar siz Orion kamaridan pastga chiziq chizsangiz, osmondagi eng yorqin yulduz Siriusni ko'rasiz, u bizning kengliklarda hech qachon ufq chizig'idan baland ko'tarilmaydi.
Aftidan, yulduz turkumlaridagi yulduzlar bir-biriga yaqin, aslida bu illyuziya.
Burjlar yulduzlari bir-biridan trillionlab kilometr masofada joylashgan. Ammo uzoqroqdagi yulduzlar yorqinroq bo'lishi mumkin va kamroq yorqinroq yulduzlar bilan bir xil ko'rinadi. Yerdan biz burjlar tekisligini ko'ramiz.
Yulduzlar odamlarga o'xshaydi, ular tug'iladi va o'ladi. Ular doimiy harakatda. Shuning uchun, vaqt o'tishi bilan yulduz turkumlarining konturlari o'zgaradi. Bir million yil oldin, hozirgi Big Dipper Paqir chelak kabi emas, balki uzun nayza edi. Ehtimol, bir million yil ichida odamlar yulduz turkumlari uchun yangi nomlar bilan chiqishlari kerak, chunki ularning shakli shubhasiz o'zgaradi.
Ehtimol, biron bir joyda bizning Quyoshimiz kichik yulduzga, qandaydir yulduz turkumining bir qismiga o'xshab ko'rinadigan sayyora tizimi mavjud bo'lib, uning konturlarida uzoq sayyora aholisi o'zlarining ekzotik hayvonlarining siluetini ko'rishadi.
ESSE
4 "B" sinf o'quvchilari
MBOU SOSH №3
ular. Ataman M.I. Platov
Golovacheva Lidiya
Sinf rahbari:
Udovitchenko
Lyudmila Nikolaevna
mavzu bo'yicha:
"Yulduzlar va yulduz turkumlari"
1. Tushuncha-burjlar, burjlar turlari.
2. Burjlar nomlari tarixi.
3. Yulduzli xaritalar.
Adabiyotlar ro'yxati:
1.Olam: Bolalar uchun entsiklopediya / Per. fr bilan. N. Klokovoy M .: Egmont Rossiya LTD., 2001 /
Yulduzlar haqida qiziqarli faktlar, ulardan ba'zilari siz allaqachon bilishingiz mumkin, ba'zilari esa birinchi marta eshitilishi mumkin.
1. Quyosh eng yaqin yulduzdir.
Quyosh Yerdan atigi 150 million km uzoqlikda joylashgan bo'lib, fazo me'yorlariga ko'ra o'rtacha yulduzdir. U asosiy ketma-ketlik sariq mitti G2 sifatida tasniflanadi. U 4,5 milliard yil davomida vodorodni geliyga aylantirmoqda va ehtimol yana 7 milliard yil davomida shunday qilishda davom etadi. Yoqilg'i tugagach, u qizil gigantga aylanadi, bo'rtiq hozirgi hajmini ko'p marta oshiradi. U kengayganida, u Merkuriy, Venera va hatto Yerni ham qamrab oladi.
2. Barcha yoritgichlar bir xil materialdan tayyorlangan.
Uning tug'ilishi gravitatsiyaviy qisqarishni boshlaydigan sovuq molekulyar vodorod bulutida boshlanadi. Bulut qulab, parchalanib ketganda, ko'p qismlar alohida yulduzlarga aylanadi. Material markazdagi harorat yadro sintezini yoqishga qodir bo'lgan haroratga yetguncha o'z tortishish kuchi ta'sirida qisqarishda davom etadigan to'pga yig'iladi. Dastlabki gaz Katta portlash paytida hosil bo'lgan va 74% vodorod va 25% geliydan iborat. Vaqt o'tishi bilan ular vodorodning bir qismini geliyga aylantiradilar. Shuning uchun bizning Quyoshimiz 70% vodorod va 29% geliydan iborat. Ammo dastlab ular boshqa mikroelementlarning aralashmalari bilan 3/4 vodorod va 1/4 geliydan iborat.
3. Yulduz mukammal muvozanatda
Har qanday yoritgich, go'yo, o'zlari bilan doimiy ziddiyatda. Bir tomondan, butun massa o'zining tortishish kuchi bilan uni doimiy ravishda siqadi. Ammo issiq gaz markazdan tashqariga katta bosim o'tkazib, uni tortishish qulashidan uzoqlashtiradi. Yadrodagi yadro sintezi juda katta energiya hosil qiladi. Fotonlar qochib ketishdan oldin taxminan 100 000 yil ichida markazdan yer yuzasiga boradi. Yulduz yorqinroq bo'lganda, u kengayadi va qizil gigantga aylanadi. Markazda yadro sintezi to'xtasa, u holda hech narsa uning ustidagi qatlamlarning o'sib borayotgan bosimini to'xtata olmaydi va u qulab, oq mitti, neytron yulduz yoki qora tuynukga aylanadi.
4. Ularning aksariyati qizil mittilar
Agar biz ularning barchasini birlashtirib, qoziqqa joylashtirsak, unda eng katta qoziq, albatta, qizil mittilar bilan bo'ladi. Ular Quyosh massasining 50% dan kamrog'iga ega va qizil mittilarning og'irligi hatto 7,5% ni tashkil qiladi. Ushbu massa ostida, tortishish bosimi yadro sintezini boshlash uchun markazdagi gazni siqib chiqara olmaydi. Ular jigarrang mittilar deb ataladi. Qizil mittilar Quyosh energiyasining 1/10 000 qismidan kamroq qismini chiqaradi va o'nlab milliard yillar davomida yonishi mumkin.
5. Massa uning harorati va rangiga teng
Yulduzlarning rangi qizildan oq yoki ko'kgacha farq qilishi mumkin. Qizil rang eng sovuq rang bo'lib, harorati 3500 Kelvindan past. Bizning yoritgichimiz sarg'ish-oq, o'rtacha harorati taxminan 6000 Kelvin. Eng issiqlari ko'k, sirt harorati 12000 Kelvindan yuqori. Shunday qilib, harorat va rang bir-biriga bog'liq. Massa haroratni belgilaydi. Massa qanchalik katta bo'lsa, yadro shunchalik katta bo'ladi va yadro sintezi faolroq bo'ladi. Bu shuni anglatadiki, ko'proq energiya uning yuzasiga etib boradi va uning haroratini oshiradi. Ammo istisno bor, bu qizil gigantlar. Oddiy qizil gigant bizning Quyoshimiz massasiga ega bo'lishi mumkin va butun hayoti davomida oq yulduz bo'lishi mumkin. Ammo umrining oxiriga yaqinlashganda, u ko'payadi va yorqinligi 1000 barobar ortadi va g'ayritabiiy yorqin ko'rinadi. Moviy gigantlar shunchaki katta, massiv va issiq yoritgichlardir.
6. Ularning ko'pchiligi ikki tomonlama
Ko'pchilik juft bo'lib tug'iladi. Bular qo'shaloq yulduzlar bo'lib, ularda ikkita yulduz umumiy tortishish markazi atrofida aylanadi. 3, 4 va hatto undan ko'p ishtirokchilarga ega bo'lgan boshqa tizimlar ham mavjud. To'rt yulduzli tizimda sayyorada qanday go'zal quyosh chiqishini ko'rish mumkinligini o'ylab ko'ring.
7. Eng katta quyoshlarning kattaligi Saturn orbitasiga teng
Keling, qizil gigantlar haqida, aniqrog'i, bizning yulduzimiz juda kichik ko'rinadigan qizil supergigantlar haqida gapiraylik. Qizil supergigant - Betelgeuse, Orion yulduz turkumidagi. Bu Quyoshning massasidan 20 marta va ayni paytda 1000 marta ko'p. Eng katta mashhur yulduz VY Canis Major. U bizning Quyoshdan 1800 marta katta va Saturn orbitasiga to'g'ri keladi!
8.Eng massiv yoritgichlar juda qisqa umrga ega
Yuqorida aytib o'tilganidek, qizil mittining past massasi yoqilg'i tugashidan oldin o'nlab milliard yillar yonishi mumkin. Buning aksi biz bilgan eng massivlar uchun ham amal qiladi. Gigant yoritgichlar Quyoshning massasidan 150 baravar ko'p bo'lishi mumkin va juda katta miqdorda energiya chiqaradi. Masalan, biz bilgan eng massiv yulduzlardan biri Yerdan 8000 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan Eta Karinadir. U Quyoshdan 4 million marta ko'proq energiya chiqaradi. Bizning Quyoshimiz milliardlab yillar davomida yoqilg'ini xavfsiz yoqishi mumkin bo'lsa-da, Eta Carinae faqat bir necha million yil davomida porlashi mumkin. Va astronomlar Eta Carinae istalgan vaqtda portlashini kutishadi. U o'chganida, u osmondagi eng yorqin ob'ektga aylanadi.
9. Yulduzlar juda ko'p
Somon yo'lida nechta yulduz bor? Galaktikamizda 200-400 milliard dona borligini bilib hayron bo'lishingiz mumkin. Har birida sayyoralar bo'lishi mumkin va ba'zilarida hayot mumkin. Koinotda 500 milliardga yaqin galaktikalar mavjud bo'lib, ularning har birida Somon yo'lidan ko'p yoki undan ham ko'proq bo'lishi mumkin. Ushbu ikkita raqamni bir-biriga ko'paytiring va taxminan qancha ekanligini ko'rasiz.
Quyosh quyosh sistemasidagi yagona yulduz bo'lib, uning atrofida tizimning barcha sayyoralari, shuningdek, ularning sun'iy yo'ldoshlari va boshqa ob'ektlar, kosmik changgacha harakatlanadi. Agar biz Quyoshning massasini butun quyosh tizimining massasi bilan taqqoslasak, u taxminan 99,866 foizni tashkil qiladi.
Quyosh bizning Galaktikamizdagi 100 000 000 000 yulduzlardan biri bo'lib, ular orasida hajmi bo'yicha to'rtinchi o'rinda turadi. Quyoshga eng yaqin yulduz Proksima Sentavr Yerdan to'rt yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Quyoshdan Yer sayyorasigacha 149,6 million km, yulduzdan yorug'lik sakkiz daqiqada yetib boradi. Yulduz Somon yo'li markazidan 26 ming yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan bo'lib, u atrofida 200 million yilda 1 aylanish tezligida aylanadi.
Taqdimot: Quyosh
Spektral tasnifga ko'ra, yulduz "sariq mitti" turiga kiradi, taxminiy hisob-kitoblarga ko'ra, uning yoshi 4,5 milliard yildan sal ko'proq, u o'z hayot aylanishining o'rtasida.
92% vodorod va 7% geliydan tashkil topgan quyosh juda murakkab tuzilishga ega. Uning markazida radiusi taxminan 150 000-175 000 km bo'lgan yadro joylashgan bo'lib, bu yulduz umumiy radiusining 25% gacha, uning markazida harorat 14 000 000 K ga yaqinlashadi.
Yadro o'qi atrofida yuqori tezlikda aylanadi va bu tezlik yulduzning tashqi qobiqlari ko'rsatkichlaridan sezilarli darajada yuqori. Bu erda to'rt protondan geliy hosil bo'lish reaktsiyasi sodir bo'ladi, buning natijasida barcha qatlamlardan o'tib, fotosferadan kinetik energiya va yorug'lik shaklida chiqariladigan katta miqdordagi energiya olinadi. Yadroning tepasida radiatsiya uzatish zonasi joylashgan bo'lib, u erda harorat 2-7 million K oralig'ida bo'ladi. Keyin qalinligi taxminan 200 000 km bo'lgan konvektiv zona mavjud bo'lib, u erda energiyani uzatish uchun endi qayta nurlanish bo'lmaydi, lekin ular aralashadi. plazma. Qatlam yuzasida harorat taxminan 5800 K ni tashkil qiladi.
Quyosh atmosferasi yulduzning ko'rinadigan sirtini tashkil etuvchi fotosfera, qalinligi taxminan 2000 km bo'lgan xromosfera va toj, oxirgi tashqi quyosh qobig'idan iborat bo'lib, uning harorati 1 000 000-20 000 000 K. Ionlangan. Quyosh shamoli deb ataladigan zarralar tojning tashqi qismidan chiqadi. ...
Quyosh taxminan 7,5-8 milliard yoshga yetganda (ya'ni 4-5 milliard yildan so'ng) yulduz "qizil gigant"ga aylanadi, uning tashqi qobiqlari kengayadi va Yer orbitasiga etib boradi, ehtimol uni itarib yuborishi mumkin. sayyora uzoqroqda.
Yuqori haroratlar ta'sirida bugungi tushunchada hayot shunchaki imkonsiz bo'lib qoladi. Quyosh o'z hayotining so'nggi davrini "oq mitti" holatida o'tkazadi.
Quyosh Yerdagi hayot manbai
Quyosh issiqlik va energiyaning eng muhim manbai bo'lib, uning yordamida boshqa qulay omillar yordamida Yerda hayot mavjud. Bizning Yer sayyoramiz o'z o'qi atrofida aylanadi, shuning uchun biz har kuni sayyoramizning quyoshli tomonida bo'lgan holda, quyosh chiqishi va ajoyib go'zal quyosh botishi fenomenini tomosha qilishimiz mumkin, va kechasi, sayyoramizning bir qismi soya tomoniga tushganda, biz tungi osmondagi yulduzlarni tomosha qiling.
Quyosh Yer hayotiga katta ta'sir ko'rsatadi, u fotosintezda ishtirok etadi, inson tanasida D vitamini hosil bo'lishiga yordam beradi. Quyosh shamoli geomagnit bo'ronlarni keltirib chiqaradi va aynan uning er atmosferasi qatlamlariga kirib borishi qutb chiroqlari deb ataladigan shimoliy yorug'lik kabi go'zal tabiat hodisasini keltirib chiqaradi. Quyosh faolligi taxminan har 11 yilda bir marta pasayish yoki o'sish yo'nalishi bo'yicha o'zgaradi.
Kosmik asrning boshidan beri tadqiqotchilar quyoshga qiziqish bildirishdi. Professional kuzatish uchun ikkita oynali maxsus teleskoplar qo'llaniladi, xalqaro dasturlar ishlab chiqilgan, ammo eng aniq ma'lumotlarni Yer atmosferasi qatlamlaridan tashqarida olish mumkin, shuning uchun ko'pincha tadqiqotlar sun'iy yo'ldoshlar, kosmik kemalardan amalga oshiriladi. Birinchi bunday tadqiqotlar 1957 yilda bir nechta spektral diapazonlarda o'tkazilgan.
Bugungi kunda sun'iy yo'ldoshlar yulduzni o'rganish uchun juda qiziqarli materiallarni taqdim etadigan miniatyura observatoriyalari bo'lgan orbitalarga chiqariladi. Inson tomonidan birinchi kosmik tadqiqot yillarida ham Quyoshni o'rganishga qaratilgan bir nechta kosmik apparatlar ishlab chiqildi va uchirildi. Ulardan birinchisi 1962 yilda uchirilgan Amerika sun'iy yo'ldoshlari seriyasi edi. 1976 yilda G'arbiy Germaniyaning Helios-2 kosmik kemasi uchirildi, u tarixda birinchi marta yulduzga minimal 0,29 AU masofada yaqinlashdi. Shu bilan birga, quyosh chaqnashlari paytida engil geliy yadrolarining paydo bo'lishi, shuningdek, 100 Gts-2,2 kHz diapazonini qamrab olgan magnit zarba to'lqinlari qayd etilgan.
Yana bir qiziqarli qurilma - 1990 yilda ishga tushirilgan Ulysses quyosh zondi. U quyoshga yaqin orbitaga chiqariladi va ekliptika chizig'iga perpendikulyar harakatlanadi. Ishga tushirilganidan sakkiz yil o'tgach, qurilma Quyosh atrofida birinchi aylanishni yakunladi. U yoritgichning magnit maydonining spiral shaklini, shuningdek uning doimiy o'sishini qayd etdi.
2018-yilda NASA Quyoshga iloji boricha yaqinroq – 6 million km (bu Gelius-2 yetib borgan masofadan 7 baravar kam) va aylana orbitani egallagan “Solar Probe+” zondini uchirishni rejalashtirmoqda. U eng yuqori haroratdan himoya qilish uchun uglerod tolasi qalqoni bilan jihozlangan.
