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

b) Garvard spektral sinflashtirishning fizik asoslari.

Spektral sinflardagi chiziqlar turli tumanligi yulduzlarning kimyoviy tarkibi har xil ekan degan hulosaga olib kelmasligi kerak. Chunki chiziqni hosil bo’lishi muhitni temperaturasiga bog’liq. Yulduz spektrida u yoki bu atom chiziqlarini ko’rinishini zarur sharti yulduz atmosferasida shu element atomlarini mavjudligi bo’lsa, etarli sharti atmosferada temperatura sharoiti atomlarni uyg’ongan holatga o’tkazish uchun etarli bo’lishi kerak. Demak spektral ketma-ketlik asosida temperaturalar har xilligi yotadi. Atomlarni uyg’ongan holatlar bo’yicha taqsimlanishi Boltsman va Saxa formulalari bilan ifodalanadi. Har bir kimyoviy elementni ko’pchilik atomlari ma’lum temperaturada (T_u) uyg’on holatlarga o’tadi. Agar T>T_u bo’lsa atomlar ionlanadi va bu chiziqni hosil qilishda ishtirok etayotgan atomlar sonini kamayishiga olib keladi. Yoki Tu bo’lsa bu holda ham shu chiziqni hosil qilishda ishtirok etadigan atomlar soni kam bo’ladi. Vodorodning ko’pchilik atomlarini uyg’ongan holatlarga (q10 ev) o’tkazish uchun T_uq10⁴ K bo’lishi kerak.

Bunday sharoit A sinfga mansub yulduzlarda mavjud. Agar temperatura T>10⁴ (V sinf) yoki T<10⁴ (F sinf) bo’lsa vodorod chiziqlari N_, N_, N_, N_ –lar intensivligi Tq10⁴ (A-sinf) dagi qaragandan kam bo’ladi, bunday farq temperatura ayirmasi |T-T_u| ortgan sari kuchayib boraveradi va u ma’lum darajaga 5 000 etgach vodorod chiziqlari umuman ko’rinmaydi. Geliy atomlarini uygonish potentsial >20 ev, ya’ni vodorodnikidan ikki marta katta, demak geliy atomi chiziqlari hosil bo’lishi uchun T20 000 bo’lishi kerak. Bunday sharoit V sinfga mansub yulduzlarda mavjud. A –sinf yulduzlarida temperatura geliy atomlarini uyg’ongan holatlarga o’tkazish uchun etarli emas. Shuning uchun ularda geliy chiziqlari kuchsiz. K, M-sinf yulduzlarida temperatura ancha past (4500-3500 K) va molekulalar hosil bo’lishi uchun sharoit etarli.

Shunday qilib, har bir kimyoviy element atomlari chiziqlari ma’lum temperaturadagi (sinfdagi) yulduzlarda maksimal intensivlikka ega bo’ladi. Bu sinfdan chap yoki o’ng tomonda joylashgan sinflarda intensivlik kamaya boradi. Spektral sinflar chiziqlarni intensivligi bo’yicha belgilanadi. Temperaturani aniqlash uchun oraliq sinflar kiritilgan. A bilan V orasi o’nta oraliq sinfga bo’lingan.

Agar yulduzni spektri olingan bo’lsa, uni spektral sinfini va temperaturasi (T) ni aniqlash mumkin. Bunday yo’l bilan aniqlangan T tutash spektrda energiyani taqsimlanishi yoki rang ko’rsatqichi (V-V) bo’yicha aniqlangan temperaturaga mos kelishi isbotlangan. Shuning uchun spektral sinflar o’rnida T_e yoki V-V qo’llaniladi. Jadval 1 da bosh ketma-ketlik spektral sinf, T_e va V-V keltirilgan.