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

a) yulduzlarni hosil bo’lishida gravitatsion siqilish bosqichi.

Eng keng tarqalgan qarashga ko’ra yulduzlar yulduzlararo muhitdagi moddani kondensatsiyalanishi natijasida hosil bo’ladilar. Buning uchun yulduzlararo muhit ikki bosqichni o’tishi zarur: zich sovuq bulut va yuqoriroq temperpturadagi siyraklashgan muhit. Birinchi bosqich yulduzlararo muhitdagi magnit maydonda Reley-Teylor noturg’unligi tufayli ro’y bersa ikkinchisiga zich bulut moddasini kosmik va rentgen nurlar tomonidan ionlantirish natijasida ro’y bergan issiqlik noturg’unligi sabab bo’ladi. ²aqiqatdan massasi  q (10⁵ – 10⁶) _ (_- Quyosh massasi) teng, o’lchamlar 10 – 100 parsek, zarra kontsentratsiyasi n q 10⁸ m^-3 bo’lgan changQgaz komplekslar kuzatiladi. Bunday komplekslar siqilishi uchun ularda zarralarning gravitatsion bog’lanish energiyasi zarralarning issiqlik harakati, bulutning yaxlit holda aylanish energiyalar yig’indisidan kata bo’lishi kerak (Jins kriteriyasi). Agar faqat issiqlik energiyasi hisobga olinsa Jins kriteriyasiga ko’ra hosil bo’lgan bulutning massasi

 > _j  150 T^2G’3 n^-1G’2 _,
bo’lishi kerak. Bu erda T - kelvinlarda hisoblangan temperptura, n – bir sm³ da zarra kontsentratsiyasi. GazQchang bulutlar uchun hozirgi zamonda aniqlangan T va n larda ularning massasi  > 10³ _ bo’lishi kerak¹¹.

Jins kriteriyasiga ko’ra massasi hozir ma’lum bo’lgan oraliqdagi (0.01 – 100 _) yulduz hosil bo’lishi uchun siqilayotgan bulutda n q 10³ – 10⁶ sm^-3 bo’lishi kerak. Bu gazQchang bulutlarda kuzatilayotgandan 10 – 100 - marta ko’p demakdir. Biroq bunday zarralar kontsentratsiya bulut o’zagida bo’lishi mumkin. Demak massiv bulutda ketma-ket ro’y beradigan bo’laklarga ajralish natijasida yulduz hosil bo’lishi mumkin. Bu yulduzlar to’da holda paydo bo’ladi, degan xulosa qilishga imkon beradi.

Keyinchalik kollaps natijasida yulduzga aylanadigan ob’ekt (bulut bo’lagi) protoyulduz deb ataladi. Bunda magnit maydonsiz va aylanmaydigan sferik simmetrik protoyulduz birnecha bosqichlarni bosib o’tadi. Dastavval birjinsli va izotermik bulut o’zining issiqlik nurlanishi uchun tiniq va kollaps energiya yo’qotish natijasida boshlanadi. Chang gaz zarralarini kinetik energiyasi hisobiga issiyboshlaydi va unda energiya issiqlik uzatuvchanlik natijasida tarqalaboshlaydi va protoyulduzni tashqi chegarasidan issiqlik nurlanishi sifatida fazoga sochiladi (energiya yo’qotish).

Birjinsli bulutda bosim gradienti yo’q va siqilish erkin tushish sifatida boshlanadi. Siqilish boshlangandanoq bulutda tovush tezligida uning markazga tomon tarqaladigan siyraklashish to’lqini hosil bo’ladi. Chunki kollaps zichlik yuqori joyda tez, natijada protoyulduz kuyuq o’zakka va keng siyrak qobuqqa ajraladi. o’zakda zarra kontsentratsiyasi 10¹¹ sm^-3 ga etgach u o’zining infraqizil nurlanishi uchun notiniqlashadi. o’zakda ajralayotgan energiya uning sirtiga nuriy yo’l bilan chiqaboshlaydi. Temperatura adiabatik ko’tarilaboshlaydi va bu bosimni ko’tarilishiga olib keladi va o’zak gidrostatik muvozanatga o’tadi. Qobuq moddasi o’zakka tushishini dovom etadi va o’zak chetida zarb to’lqini hosil bo’ladi. Bu paytda o’zak parametrlari protoyulduz massasiga kam bog’liq va uning massasi, radiusi, zichligi, va temperaturasi quyidagicha

_o’ q 5* 10^-3 _, r_o’ q 100 R_,  q 2*10^-10 gG’sm³, T q 200 K.

Qobug’dan o’zakka modda tushishi (akkretsiya) natijasida uning temperaturasi 2000 K ga etguncha adiabatik ko’tariladi. Temperatura 2000 K ga etgach vodorod molekulalari parchalana boshlaydi va adiabata ko’satqichi 4G’3 dan kamayadi. Bu holatda bosimning o’zgarishi gravitatsiya kuchlarini engishga etmaydi. o’zak yana siqiladi (kollaps) va uning parametrlari endi quyidagicha

_o’ q 5* 10^-3 _, r_o’ q 1 R_,  q 2*10^-2 gG’sm³, T q 2*10⁴ K.

Qobug’dan o’zakka modda akkrektsiyasi davom etadi, temperaturani ko’tarilishi davom etadi. Endi o’zakda vodorodni ionlanishi boshlanadi va yuqoridagi o’zakni qayta tuzilishi ro’y beradi.

O’zakni qobug’ hisobiga kattalashuvi qobug’da modda tugaguncha dovom etadi. Qobug’ moddasining bir qismi yulduzning nuriy bosimi tasirida fazoga tarqalib ketadi, o’zak va qobug’dan iborat yulduzlar IQ nur manbai sifatida kuzatiladi. Qobug’ optik yupqa bo’lgach protoyulduz yulduz maqomiga ega ob’ekt sifatida kuzatiladi. Ayrim massiv yulduzlarda qobug’ o’zakda yadro reaktsiyalari boshlanguncha qoladi. Protyulduz kollapsi 10⁵ – 10⁶ yil dovom etadi. o’zak tomonidan yoritilayotgan qobug’ qoldiqlari yulduz shamoli tasirida tezlatiladi. Bunday ob’ektlar Xerbig - Aro obektlari deb ataladi. Kam massadagi yulduzlar ko’rinaboshlaganda ular Savrning T – si singari xususiyatlarga ega bo’ladi.

Gidrostatik muvozanatdagi kam massaga ega yulduzlar o’zagidan energiya konvektsiya yo’li bilan chiqadi. Massasi Quyoshnikining uchdan biridan ko’p yulduzlar o’zagida nuriy muvozanat qaror topadi. Massasi uch Quyosh massasidan ko’p yulduzlar o’zagida nuriy muvozanat tezda shakillanadi.