3-mavzu: koinotda yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyusiyasi. Neytron yulduzlar va pulsarlar. O’TA

Yulduzlarni aylanishi va magnit maydoni
Quyosh o’z o’qi atrofida aylanadi va uning aylanish tezligi ekvatorida 2 kmG’s. Quyoshning umumiy magnit maydoni kuchlanganligi 0.5 gs ga teng va u o’zgaruvchan (22 yillik tsikl)dir. Yulduzlar ham o’z atrofida aylananishi va uning tezligiga mos ravishda kuchlanganlikka ega o’zgaruvchan magnit maydon hosil qilib turishi kerak. Agar yulduz o’z atrofida aylanayotgan bo’lsa uning bir cheti bizga tomon harakat qilsa qarama-qarishi bizdan uzoqlashadigan harakat qiladi. Demak yulduzning butun gardishi bo’yicha yig’indi nurlanish spektrida chiziqlar doppler effekti tufayli kengaygan bo’ladi. Shuning uchun bir xil sinfga mansub ikkita yulduz chiziqlari farqi ularni o’q atrofida aylanishi va magnit maydoni bilan bog’liq bo’lishi mumkin. Haqiqatdan chiziqlar profilini o’rganish shuni ko’rsatdiki, O5-G’0 sinfga mansub bosh ketma-ketlik yulduzlari o’q atrofida aylanishi ekvatorida 300-400 kmG’s ga etishi mumkin. G’5-M sinfga mansub yulduzlarniki 10 kmG’s dan oshmaydi. o’tagigant va gigant O-F yulduzlar bosh ketma-ketlik yulduzlariga nisbatan sekin aylansalar, G-M yulduzlar tez (100 kmG’s gacha) aylanadilar⁶.
Hozirgi zamon usullari yulduzlar magnit maydoni kuchlanganligi N > 200 gs bo’lsa o’lchay oladilar. Yuzdan yulduz magnit maydonga ega ekanligi aniqlagan.
Yangi va o’ta yangi yulduzlar
Qisqa vaqt (1-2 kun) ichida yorug’ligini minglab yoki millionlab marta oshirib yuboradigan, ungacha hech qanday ko’rsatgichi bilan ko’zga tashlanmagan, chaqnash paytida esa atrofidagi yulduzlar orasida yaqqol ko’rinadigan yulduz yangi yoki o’tayangi yulduz deb ataladi. Ma’lum vaqt davomida (o’nlab yillar) yangi oldingi holatiga qaytadi, o’tayangi o’rnida esa neytron yulduz hosil bo’ladi. Yangi va o’tayangi hodisasi nafaqat yorug’likni o’zgarishi bilangina farq qilmay balki, ular yulduz faoliyatida butunlay boshqa-boshqa jarayonlardirlar. Yulduz bir necha marta yangi sifatida chaqnashi mumkin, biroq bir marta o’tayangi sifatida chaqnaydi. Yangi yulduzlar qatori chaqnovchi mitti yulduzlarga ulanib ketadi.
Biroq ularni hosil qiladigan yulduzlar zich qo’shaloq bo’lishi ta’kidlanmoqda.
a) yangi yulduzlar. O va V sinfga mansub havo rang karlik chaqnash sifatida ko’rinadigan bunday yulduzlarni ikki guruhga bo’lish mumkin. Birinchi guruhga juda tez va tez yangilar kiradi, ularning so’nish fazasida yorug’ligini o’zgarish egrisi nisbatan tekis bo’lib (3-rasm) maksimumida absolyut vizual kattaligi M_Vq-8-14^m oraliqda bo’ladi. Yorug’ligini o’zgarish amplitudagi Aq11.9^m gacha etadi. Ikkinchi guruhga past darajada tez va juda sekin yangilar kiradi. Ularning yorug’lik egrisi silliq bo’lmay ichki tuzilishga ega va har xil yangilarniki bir-biriga o’xshamaydi. Bunday yangilarning absolyut vizual kattaligi M_Vq-6-7^m oraliqda, yorug’ligini o’zgarish amplitudasi Aq9.2^m. Yangilar boshqa galaktikalarda ham kuzatiladi⁷. Masalan, Andromeda tumanlii (M 31)da 300 yaqin yangi qayd qilingan. Andromeda tumanligida va bizning Galaktikada (200 ta) yangilar yulduz tizimning asosiy tekisligi yaqinida, tizim markazi tomon zichlashib boradigan holda kuzatiladilar. Yangining maksimumida absolyut vizual kattaligi (M_V,max) bilan uni uch birlikka kamayishi uchun ketgan vaqt (t₃) orasida quyidagi statistik bog’lanish topilgan:

M_V,maxq-11.75^mQ2.5lgt₃.

1975 y. Oqqushda kuzatilgan yangi uchun t₃q4.1^d va M_V,maxq-10.2^m. Ko’pchilik observatoriyalar ishtirokida o’tkaziladigan maxsus kuzatishlarda Andromeda tumanligida bir yilda 26 ta yangi qayd qilindi.

Yangilarni infraqizil (IQ) nurlarda kuzatishga ko’ra ayrim yangilarning IQ yorug’ optik maksimumdan keyin kamayish o’rniga ortish ko’rsatadi. Misol uchun 1976 y.da chaqnagan NO’Val yangining IQ (q3.2 mkm) yorug’ligi 80 kun ichida 3^m birlikka ortdi. Bu yangi atrofida hosil bo’lgan (Tq1000) ulkan chang qobug’ bilan bog’liq.
Chaqnash paytida maksimumgacha yangining spektri o’tagigantga xos xususiyatlari kuchaya boradigan normal yulduz spektridan iborat. Bu xususiyatlar spektral chiziqlarni juda ingichkalashib va keskinlasha borib namoyon bo’ladi. Bu yutilish chiziqlari spektrni binafsha qismi tomon siljigan va bu siljish kuzatuvchi tomon yo’nalgan birnecha yuz kmG’s tezlikdagi harakatga mos keladi.

3-rasm. Yangi yulduz yorug’ligini o’zgarish chizig’i shakli.
Maksimumdan keyin spektrda keskin o’zgarishlar ro’y beradi: qisqa to’lqinli tomoniga absorbtsion (yutilish) chiziqlar yopishib turgan ko’plab emission polosa (tasma)lar paydo bo’ladi. Absorbtsion chiziqlarga endi 1000 kmG’s dan ortiq harakat mos keladi. Maksimumdan keyin, yangi yorug’ligi 5-6^m birlikkacha kamaygach tutash spektr juda xira, yulduzning spektri qaynoq gaz spektriga o’xshash emission chiziqlardan iborat. Bu paytda yangi spektri Volf-Raye yulduzlarinikiga o’xshaydi; chaqnashning oxirgi brsqichida emission chiziqlar yo’qoladi va yangi yorug’ligini pasayishiga mos keladigan tutash spektrga ega bo’lib qoladi.
Maksimumdan keyin yangi spektrini Volf-Raye yulduzlar spektriga o’xshashligi ularga qobug’i tez (1500 kmG’s gacha) kengayayotgan yuduz statusini berishga imkon beradi. Maksimumdan keyin yangi spektrida N, SaII, Ni, Fe II, Ti II, OI va Ci absorbtsion chiziqlari kuzatiladi. Bu yangining bosh yutilish spektridir. Bulardan tashqari spektrda ta’qiqlangan chiziqlar [OI] 5577, 6300, 6363, [NII] 5755 shuningdek kuchaygan ‘e I 5876 chiziq kurinadi. Bosh spektr-diffuz-chaqmoq spektrga aylanadi (chiziqlar keng, yoyiq _N 1500 kmG’s). Yagini yorug’ligi 3.5^m birlikka pasaygach yangini yuitilish spektri V sinfga mansub yulduzlarnikiga o’xshaydi. Bundan keyin yulduz o’tish fazasiga tushadi: bunda yoki yulduz yorug’ligi kichik tebranishlar ko’rsata boshlaydi yoki 5^m birlikka keskin pasayib ketadi. Bundan bir necha hafta keyin yulduz yorug’ligi oldingi umumiy pasayish darajasigacha ko’tariladi va yangini so’nishi davom etadi. Spektrda yutilish chiziqlari yo’qoladi, faqt keng emission chiziqlar qoladi. Yangi bu fazasi nebulyar (tumanlikka o’xshash) faza deb ataladi va u yangi chaqnashdan avvaligi darajaga tushguncha davom etadi.
Yangi yorug’ligi va spektrini o’zgarishini “yulduz shishadi va yoriladi” deb tushuntirish mumkin. Haqiqatdan chaqnash boshlanishida uning yorug’ligini ortishi va spektrini dyarli o’zgarmasligini uning radiusini kattalashishi yoki yulduzni etarli darajada qalin (r>>1) qobug’ qatlamini kengayishi bilan tushuntirish mumkin. Yulduz diametri Quyoshnikidan bir necha yuz marta kattalashgach, qobug’ yupqalashadi va bir necha bulutsimon bo’laklarga bo’linib ketadi. Bu bo’laklar yulduzdan barcha tomonga o’zoqlasha boshlaydilar. Yulduzdan ketma-ket bir necha qobug’ qatlamlar uzilib chiqadi va kenyadi. Yulduz atrofida tumanlik hosil bo’ladi. Chaqnash natijasida yangi yulduzning 10^-4–10^-5 m_ massasi fazoga uloqtirib yuboriladi, yoki uning atrofida gaz tumanlik hosil bo’ladi.
Ayrim yangilar zich qo’shaloq ekanligi aniqlangan. Misol uchun Gerkules yulduz turkumida 1934 y. da chaqnagan yangi N ‘er 1934 to’silma qo’shaloq bo’lib yorug’ligini o’zgarish amplitudasi 2^m birlik davri 4^’ 39^m–qisqa. Shunday ko’rsatshichga ega yangilar T-Aur (Bq4^’ 54^m), V603 Agl (3^’ 20^m). Bu yangilarni massasi kam degan xulosaga olib keladi: mq(0.87±0.33)m_