Yulduz: Versiyalar orasidagi farq

Kontent oʻchirildi Kontent qoʻshildi
k - iwiki (wikidata)
CoderSIBot (munozara | hissa)
Maqolaga matn qoʻshildi
Qator 1:
[[File:Starsinthesky.jpg|right|300px|thumb|[[Katta Magellan Buluti]]dagi yulduz yaratuvchi mintaqa. [[NASA]]/[[ESA]] surati.]]
'''Yulduz''' [[gravitatsiya]] bilan bogʻlangan yorqin [[plazma]] sharidir. Hayotining oxirida yulduz shuningdek [[degenerat modda]]ni ham oʻzi ichiga olishi mumkin. [[Yer]]ga eng yaqin yulduz [[Quyosh]]dir, u Yerdagi [[energiya]]ning asosiy manbai hamdir. Boshqa yulduzlar, [[atmosfera]] hodisalari toʻsiq boʻlmasa, Yer sirtidan qoʻzgʻalmas yorugʻ nuqtalar boʻlib koʻrinadi. Tarixan [[osmon]] sferasidagi yorqin yulduzlar [[yulduz turkumi|turkum]] va [[asterizm]]larga toʻplantirilgan, eng yorqinlariga nomlar ham berilgan. [[Astronom]]lar yulduzlar haqidagi maʼlumotlarni [[zij]]larga yigʻishgan.
 
<!-- Bot tomonidan qoʻshilgan matn boshi -->
'''Yulduzlar''' — Quyosh singari yorugʻlik sochuvchi osmon jismlari; asosan, qaynoq plazmadan tarkib topgan, Gravitatsiya (tortishish) kuchlari taʼsirida gazchang muhiti (asosan, vodorod va geliy) dan hosil boʻladi. Yu. markazida yuqori zichlik va yuqori t-ra (chamasi 10—12 mln.K) vujudga kelganda elementlarining sintezlanish termoyadro reaksiyasi sodir boʻladi (q. [[Termoyadro reaksiyalari]]). Quyosh Yerdan taxm. 150 mln. km uzoqda, Galaktikamizdagi Yu. esa unga qaraganda ming , hatto million marta uzoqda joylashgan. Eng yaqin yulduzlargacha boʻlgan masofa Yerdan Quyoshgacha boʻlgan masofadan 66 ming barobar katta. Quyosh Yerga yaqin boʻlgani uchun yulduzlardan katta boʻlib koʻrinadi. Yorugʻlik Quyoshdan Yerga 8,3 min.da, bizgacha eng yaqin boʻlgan Sentavrning a sidan yorugʻlik 4 yilu 3 oyda yetib keladi. Shuning uchun Yu. bizga (katta teleskoplarda ham) hamma vaqt yorugʻ nuqta boʻlib koʻrinadi. Teleskopsiz osmon sferasida koʻpi bilan olti ming , kichik teleskopda bir necha oʻn ming , katta teleskopda esa bir necha yuz mln. Yu.ni koʻrish mumkin. Bizning Galaktikamizda hammasi boʻlib taxm. 120 mlrd. Yu. bor. Yu.ni oʻrganish insonlarning moddiy hayot ehtiyoji (kalendar tuzish, aniq vaqtni belgilash, sayohat vaqtida Yu.ga qarab yoʻnalishni aniqlash va boshqalar) taqozo qilgan. Qadimdayoq yulduzli osmon burjlar, turkumlarga boʻlingan. Aristotel davri (mil. av. 4-asr) dan boshlab bir necha yuz yillar davomida Yu.ning bir-biriga nisbatan osmonda egallagan oʻrni oʻzgarmas, ular osmonga "qadab qoʻyilgan", deb hisoblangan. Shuning uchun qadimiy zamonlarda kishilar yulduzli osmonni oʻzgarmas deb hisoblab, Yu.ning osmon sferasida egallagan oʻrnini aniklaganlar va Yu. jadvallarini tuzganlar (mas, Gipparx, mil. av. 2-asr, Ulugʻbek, 15-asr). Bu jadvallar yordamida vaqt, joyning geografik koordinatalari aniqlangan. Xira Yu. jadvallari ham tuzilgan va ular koʻpgina amaliy masalalarni hal etishda qoʻllanilmoqda. Bundan ming yil avval arab astronomlari yorugʻligini oʻzgartirib turuvchi yulduzni topganlar va ungaAlgol (shayton koʻzi) deb nom berganlar. Hozir bunday Yu. juda koʻp topilgan (q. [[Oʻzgaruvchan yulduzlar]]). 16-asr oxirida italiyalik astronom J. Bruno Yu.ni ham Quyosh singari uzoqsa joylashgan jismlar deb tushuntirgan. 1595 yilda nemis astronomi I.Fabritsius birinchi marta oʻzgaruvchan Yu.ni, 1650 yilda italiyalik olim J.Richcholi koʻshaloq Yu.ni, 1718 yilda ingliz astronomi E. Galley 3 ta Yu.ning oʻziga xos harakatini, 18-asr oʻrtalarida M.V.Lomonosov, nemis olimi I.Kant, ingliz astronomlari T.Rayt hamda V.Gershel va boshqalar Kuyosh sistemasipk kashf etdilar.
 
19-asrning 2-yarmida Yu.ni tekshirishga avval spektroskopiya, keyinchalik fotografiya qoʻllanila boshlandi. 20-asr boshlaridan fizika fani yutuqlaridan foydalanib, Yu.ning fizik tabiatini oʻrganishga va evolyutsion qonunlarini tadqiq qilishga kirishildi.
 
YU.ning asosiy koʻrsatkichlari ularning massalari, radiuslari va yorqinligi hisoblanadi. Yu. ravshanligi, yorqinligi va rangi boʻyicha bir-biridan ancha farq qiladi. Mas, faqat katta teleskoplardagina kuzatiladigan eng xira Yu. oddiy koʻzga koʻrinadigan eng yorugʻ Yu.dan mlrd. marta kam yoritadi. Yu.ning rangi ularning spektrlarini taqqoslaganda yaqqol namoyon boʻladi. Yu. spektrlariga koʻra spektral sinflarga ajratilgan. Bunday sinflarga ajratishning asosi Yu.ning trasidir. Maʼlumki, Yu. sochayotgan nur energiyasi ularning atmosferasi orqali tarqaladi. Demak, Yu. spektrini tekshirishdan ularning atmosferasi toʻgʻrisida fizikaviy va kimyoviy maʼlumotlar olinadi. Mas, Yu. spektriga koʻra ular atmosferasining trasi, gaz bosimi, kimyoviy tarkibi bir-biridan keskin farq qilmaydi. Bu kattaliklar koʻpincha Quyosh parametrlariga nisbatan ifodalanadi. Yu. olami turlituman boʻlib, baʼzilari hajm jihatdan Quyoshga nisbatan mln. marta katta va yorqin (gigant yulduzlar); koʻpgina Yu. oʻlchami va yorqinligi jihatdan Quyoshga nisbatan ancha kichik (karlik Yu.) boʻladi. Zichligi jihatidan siyraklashgan va oʻta zich Yu. mavjud. Bir qator gigant Yu.ning oʻrtacha zichligi suv zichligiga nisbatan yuz ming marta kichik, boshqalariniki (mas, oq karliklarniki) yuz ming marta katta. Baʼzi Yu. kuchli chaqnashi natijasida tashqi qobigʻidagi maʼlum massasini tashlab yuborib yorqinligini davriy oʻzgartirib turadi va ular oʻzgaruvchan yulduzlar deb ataladi. Yangi yulduzlart esa yorqinlik tezda ortib boradi. Shu bilan birga kichikroq Yu. bir necha sutka kattalashib, undan gaz qobigʻi ajraladi va kengayishni davom ettirib fazoga yoyiladi. Soʻngra yana kichikroq oʻlchamga qisqaradi. Chaqnash paytida koʻproq oʻzgaradigan oʻta yangi Yu. ham bor. Yu.ning spektrlarini oʻrganish ularning atmosferasidagi kimyoviy tarkibini aniqlashga imkon beradi. Yu. ham Quyosh singari Yerdagi mavjud kimyoviy elementlardan tarkib topgan. Yu.da vodorod (ogʻirligiga nisbatan taxm. 70%) va geliy (taxm. 25%) koʻproq, qolgan elementlar (kislorod, azot, temir, uglerod, neon) taxm. Yerdagidek uchraydi. Yu. koʻpincha umumiy ogʻirlik markazi atrofida aylanuvchi juft boʻlib joylashadi; bular qoʻshaloq yulduzlar deb ataladi. Uchlamchi va karrali sistemada harakatlanadigan Yu. ham uchraydi (q. [[Karrali yulduzlar]]). Yu.ning spektral sinflari va yorqinliklari orasida bogʻlanish boʻlib, bu Gershprung — Ressel diagrammasi deb ataladi. Bu diagrammada Yu. yorqinliklariga koʻra maʼlum guruhlarga ajratiladi. Bir xil spektral sinflar (yoki bir xil tra) dagiYulduzlar: Massalari bir xil boʻlgan yulduzlarning oʻlchamlari turlicha boʻlishi mumkin (Kuyoshning kizil gigantga, oqkarlikning Quyoshga nisbatan oʻlchamlari va h.k. koʻrsatilgan). Yu. yorqinliklarining turlicha boʻlishi ularning radiuslari farq qilishini qoʻrsatadi.
 
YU.ning massasi faqat qoʻshaloq Yu.dagina bevosita topiladi. Yakka Yu.ning massasi esa ularning mutlaq yorqinligi yoki boshqa xossalari asosida chamalanadi. Qoʻshaloq Yu.dan birining ikkinchisi atrofida aylanish davri va ular orasidagi masofa kuzatish natijasida aniqlanib, osmon me~ xanikasi qonunlari asosida bu Yu.ning massasi hisoblanadi. Statistik analizdan Yu.ning massalari va yorqinliklari orasida bogʻlanish mavjud ekanligi maʼlum. Bu bogʻlanish "massa — yorqinlik" diagrammasi bilan ifodalanadi. Yakka Yu.ning massalari ularning yorqinligiga koʻra shu diagramma yordamida topiladi. Yu.ning ichki tuzilishini bevosita kuzatishdan aniqlab boʻlmaydi. Uning massasi, radiusi va yorqinligiga qoʻra Yu. ichki tuzilish modeli nazariy yaratiladi. Yu.ning t-rasi sirtida bir necha ming gradus, ichida bir necha oʻn mln. gradusgacha boʻlishi mumkin. Bunday trada modda faqat ionlashgan atomlar holatidagina boʻladi. Shuning uchun Yu.ning ichki tuzilishi modelini yasashda ideal gazlar nazariyasidan keng foydalaniladi.
 
YU.ning Galaktikada harakatlanishi natijasida vaqt oʻtishi bilan oʻzaro joylashishi (oʻrni) sekin-asta oʻzgaradi. Fazoda Yu. juda katta Yu. sistemasi — galaktikatl hosil qiladi. Bizning Galaktikamiz tarkibiga (Quyoshga taalluqli boʻlgan) 100 mlrd.dan ortiq Yu. kiradi. Galaktikalarning tuzilishini oʻrganish shuni koʻrsatadiki, bunda koʻpgina Yu. yulduzlar toʻdasi, yulduz assotsiatsiyalari va boshqalar hosil qilib guruhlanadi. Yu. bir-birini toʻldiruvchi ikkita yoʻnalishda oʻrganiladi. Yulduz astronomiyasida Yu. biror xususiyati bilan tavsiflanuvchi obʼyekt sifatida qaralib, ularning harakati, galaktika va toʻdalarda taqsimlanishi, turli statik qonunlari oʻrganiladi. Astrofizikada Yu.da sodir boʻladigan fizik jarayonlar, ularning tuzilishi, evolyutsiyasi, nurlanishi oʻrganiladi.
 
YU. energiyasining asosiy manbai yengil yadrolardan ogʻir yadrolar paydo boʻladigan termoyadro reaksiyasidir. Energiyaning ajralishi va uzatilishi nazariyasi asosida Yu.ning ichki tuzilishi va tabiati haqida fikr yuritiladi. Yu.da vodorodning geliyga aylanishi tufayli Yu. gazining molekulyar ogʻirligi ortib, yadro siqiladi, t-ra yanada koʻtariladi, yadro atrofidagi gaz esa kengayadi. Bu gaz fazoga tarqalib ketishi natijasida Yu. oq mitti Yu. boʻlib qoladi. Baʼzi massiv Yu. yadrosi shu darajada siqilishi mumkinki, natijada ularning radiusi taxm. 10 km cha boʻlib, neytron Yu.ga aylanadi. Bunday Yu., asosan, radionurlanishda kuzatiladi va pulsarlar deb ataladi. Ular oʻta yangi yulduz hosilasi mahsulidir. Koʻpchilik Yu. ikki, uch va undan koʻp sonli boʻlib, ular oʻzaro dinamik bogʻliq sistemalarni hosil qiladi. Oʻzbekistonda Yu. Oʻzbekiston FA [[As[[tronomiya]] instituti va Oʻzbekiston milliy un-ti astronomlari tomonidan oʻrganilmoqda (yana q. [[As[[tronomiya]]).
 
Karomat Mirtojiyeva.
<!-- Bot tomonidan qoʻshilgan matn oxiri -->
 
 
Hayotining kamida biror qismida yulduz yadrosidagi [[vodorod]] [[termoyadroviy reaksiya]]si energiyasi nurlanishi hisobiga charaqlaydi. [[Geliy]]dan ogʻir deyarli barcha tabiiy [[kimyoviy unsur]]lar yulduzlar nurlanishi yoki portlashidagi [[nukleosintez]] tufayli yuzaga kelgan. Astronomlar yulduz [[massa]]si, yoshi, [[metallik|kimyoviy tarkibi]] va boshqa xossalarini uning [[spektr]]i, [[yorqinlik|yorqinligi]] va fazodagi harakatini kuzatib aniqlay olishadi. Yulduz massasi uning evolutsiyasi va taqdirini belgilovchi bosh mezondir. Yulduzning boshqa xarakteristikalari uning oʻtmishi, diametri, aylanishi, harakati va harorati orqali aniqlanadi. Yulduz haroratining uning yorqinligiga nisbati jadvali, yoki [[Hertzsprung–Russell diagrammasi]] (H-R diagramma), yulduz yoshi va evolutsiyaviy holatini bilishga yordam beradi.
Qator 1 001 ⟶ 1 018:
{{Link FA|vi}}
{{Link FA|th}}
 
{{OʻzME}}