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

b) yadro reaktsiyalari asosida yulduz evolyutsiyasi.

Dastlabki yadro reaktsiyalar taxminan million K temperaturada deyteriy, litiy va bor ishi bilan boshlanadi. Bu elementlarni dastlabki miqdori shu darajada kam ularning yonishi amalda protoyulduz siqilishini to’xtataolmaydi. Yulduz markazida temperatura 10⁷ K ga etganda va vodorodni yonishi boshlanganda uni gravitatsion siqilishi to’xtaydi. Chunki faqat vodorodni yonish energiyasi yulduz fozoga sochayotgan energiyani to’ldirib turish uchun etarli. o’zagida vodorodni yonishi boshlangan birjinsli yulduzlar G-D da dastlabki bosh ketma-ketlikni (BKK) tashkil qiladi. Massiv yulduzlar BKK ga kam massalilarga qaraganda tezroq tushadilar. BKK ga tushgandan boshlab yulduz evolyutsiyasi yadrolarni yonishi asosida (yadroviy bosqichlar jadvalda keltirilgan) boradi.

2-jadval. Yadroviy yulduz evolyutsiyasining asosiy bosqichlar

Yadroviy yoqilg’i	Yonish mahsuloti	Yonish temperaturasi, K	Energiya chiqarish, ergG’g	Energiyani olib ketuvchi zarra	Dovomiyligi, yulduz yoshi foizlarida
‘ ‘e C Ne O Si	‘e C, O Ne, Na, Mg O, Mg Si  Ca Sc  Ni	3)* 10^7 2* 10^8 1*10^9 1.3*10^9 1.8*10^9 3.4*10^9	7*10^18 7*10^17 5*10^17 1*10^17 5*10^17 3.4*10^17	fotonlar fotonlar neytrino neytrino neytrino neytrino	 90 %  10  1  1  1  1

Temperatura 18*10⁶ bo’lganda proton-proton tsikli, undan yuqori bo’lganda uglerod-azot tsikli (CNO) asosiy energiya manbai bo’ladi. Eng massiv yulduzlarda massaning 50% konvektsiyalanadi. Vodorodni to’la yonish vaqti massasi   1 _ bir quyosh mssasiga teng yulduzlarda 10¹⁰ yil,   50 _ - yulduzlarda 3*10⁶ yil. Jadvaldan ko’rinib turipti, boshqa reaktsiyalar hisobiga yulduzni yashash vaqti umumiy yashash vaqtini 10% dan oshmaydi. Shuning uchun G-D diagrammada ko’pchilik yulduzlar o’rni bosh ketma-ketlikdir (BKK). Vodorodni yonishi o’zak moddasini o’rtacha molekulyar massasi oshiradi, gidrostatik muvozanat uchun markazda bosim va temperatura ko’tariladi, yorqinlik oshadi, qobug’ tiniqlashadi. Katta miqdordagi energiya yo’qotishni taminlash uchun o’zak siqilaboshlaydi, qabug’ esa kengayaboshlaydi. G-D diagrammada yulduz BKK dan o’nga siljiydi. Massasi katta yulduzlar BKK ni birinchilar qatori tark etadi.   15 _ yulduzlarni BKK da bo’lish vaqti 10 mln yil,   5 _ larniki - 70 mln yil va   1 _ larniki 10 mlliard yil.