Vikipediya

Yulduz

osmon jismi

Yulduz — gravitatsiya bilan bogʻlangan yorqin plazma shari. Hayotining oxirida yulduz shuningdek degenerat moddani ham oʻzi ichiga olishi mumkin. Yerga eng yaqin yulduz Quyoshdir, u Yerdagi energiyaning asosiy manbai hamdir. Boshqa yulduzlar, atmosfera hodisalari toʻsiq boʻlmasa, Yer sirtidan qoʻzgʻalmas yorugʻ nuqtalar boʻlib koʻrinadi. Tarixan osmon sferasidagi yorqin yulduzlar turkum va asterizmlarga toʻplantirilgan, eng yorqinlariga nomlar ham berilgan. Astronomlar yulduzlar haqidagi maʼlumotlarni zijlarga yigʻishgan.

Katta Magellan Bulutidagi yulduz yaratuvchi mintaqa. NASA/ESA surati.

Hayotining kamida biror qismida yulduz yadrosidagi vodorod termoyadroviy reaksiyasi energiyasi nurlanishi hisobiga charaqlaydi. Geliydan ogʻir deyarli barcha tabiiy kimyoviy unsurlar yulduzlar nurlanishi yoki portlashidagi nukleosintez tufayli yuzaga kelgan. Astronomlar yulduz massasi, yoshi, kimyoviy tarkibi va boshqa xossalarini uning spektri, 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.

Yulduz vodoroddan iborat materiya buluti kollapsi bilan boshlanadi, unda oz miqdorda geliy va ogʻirroq unsurlar ham boʻlishi mumkin. Yulduz yadrosi yetarlicha zich boʻla boshlaganida vodorodning bir qismi yadroviy reaksiya orqali zudlik bilan geliyga aylanadi[1]. Yadrosidan tashqaridagi yulduz massasi yadrodan energiyani radiatsiya va konveksiya jarayonlari orqali sirtga olib chiqadi. Yulduzning ichki bosimi uni keyingi kollapsdan (oʻz ichiga qulab tushishdan) saqlaydi. Vodorod yoqilgʻisi tugaganida, massasi Quyosh massasining kamida 0,4[2], boʻlgan yulduz kengayib, qizil gigantga aylanadi, baʼzi hollarda ogʻirroq unsurlar ishlab chiqarishni boshlaydi. Keyin yulduz degenerat shaklga oʻtib, moddasining bir qismini yulduzlararo muhitga chiqaradi, bu modda u yerda ogʻir unsurlari koʻproq boʻlgan yangi yulduzlar avlodini shakllantiradi[3].

Juft va koʻp-yulduzli tizimlar bir-biri bilan gravitatsiya orqali bogʻlangan va bir-birining atrofida sobit orbitalarda aylanuvchi ikki yoki undan oshiq yulduzlardan iborat boʻladi. Bunday yulduzlar evolutsiyasiga ularning oʻzaro gravitatsiyasi katta taʼsir koʻrsatishi mumkin. Yulduzlar klaster yoki galaktika kabi oʻzaro gravitatsiyaviy bogʻliq yanada kattaroq tizimlar ichiga kirishi mumkin.

Odamlar qadim zamonlardan yulduzlar hosil qiladigan naqshlarni kuzatib kelishadi[4]. Arslon yulduz turkumini arslon shaklida tasvirlovchi ushbu rasmni 1690-yili Johannes Hevelius chizgan[5].

Tarixan, yulduzlar dunyo tamaddunlari uchun muhim boʻlib kelgan. Ular diniy rituallar qismi va astronomik navigatsiya, yoʻl topish uchun kerak boʻlgan. Koʻpgina qadimgi astronomlar yulduzlar osmon sferasida qoʻzgʻalmay turadi, deb ishonishgan. Astronomlar oʻzaro kelishib yulduzlarni yulduz turkumlariga guruhlashgan va ulardan sayyoralar va Quyosh joylashuvi va harakatini aniqlashda foydalanishgan[4]. Quyoshning orqa fondagi yulduzlarga va ufqqa nisbatan harakati ziroatchilikni tartibga solish uchun taqvimlar yaratishda ishlatilgan[6]. Bugunda ishlatiladigan Grigoriy taqvimi aynan shunday Quyosh taqvimlaridan biridir, u Yer aylanish oʻqi burchagining Quyoshga nisbatiga asoslangan.

Eng qadimiy batartib yulduz jadvali eramizdan avvalgi 1534-yili Misr astronomiyasida paydo boʻlgan[7]. Oʻsha jadvalga zamondosh Bobil jadvali Mesopotamiyada eradan avvalgi taxminan 1531–1155-yillarda tayyorlangan[8].

Ilk yunon yulduz katalogi eradan avvalgi 300-yillarda Aristill va Timoxaris tomonidan yaratilgan[9] Hipparx yulduz katalogi (eramizdan avvalgi II asr) 1020 ta yulduzni ichiga olib, Ptolemey yulduz katalogini yigʻishda ishlatilgan[10]. Hipparx shuningdek birinchi boʻlib yangi yulduzni kash etgan[11]. Aksariyat yulduzlar va turkumlarning bugungi nomlari yunon astronomiyasidan keladi.

Osmonning oʻzgarmasligi haqidagi fikrlarga qaramay, Xitoy astronomlari yangi yulduzlar paydo boʻlishidan boxabar edilar[12]. Eramizning 185-yilida ular birinchi boʻlib, hozirda SN185 nomi bilan ataladigan supernova haqida kuzatuv qaydlarini yozib qoldirishdi[13]. Tarixdagi eng yorqin yulduz hodisasi 1006-yili misrlik Ali ibn Ridvon va baʼzi xitoy astronomlar tomonidan kuzatilgan SN 1006 supernovasi edi[14]. Qisqichbaqa tumanligiga asos boʻlgan SN 1054 supernovasi ham xitoy va musulmon astronomlar tomonidan kuzatilgan edi[15][16][17].

Oʻrta Asrlardagi musulmon astronomlar yulduzlarga shu kunda hamon ishlatiladigan nomlar berishgan, yulduzlar joylashuvini hisoblash uchun asboblar ixtiro etishgan. Ular ilk katta rasadxonalar qurib, zijlar yigʻishgan[18]. Bular orasiga yulduzlar, klasterlar (jumladan, Omicron Velorum va Brocchi klasteri) va galaktikalarni (jumladan, Andromeda galaktikasi) kuzatgan fors astronomi Abdulrahmon al-Soʻfiy yozgan Qoʻzgʻalmas yulduzlar kitobi (964) kiradi[19]. A. Zahoor yozishicha, XI asrda xorazmlik Abu Rayhon Beruniy Somon Yoʻlini tumanlik xususiyatlariga ega yulduzlardan iborat qilib tasvirlagan hamda 1019-yilgi oy toʻsilishi paytida yulduzlar kengligini yozib qoldirgan[20].

Josep Puig yozishicha, Al-Andaluslik astronom Ibn Bajja 1106–1107-yillardagi Yupiter va Mars roʻpara turishini kuzatib, Somon Yoʻli bir-biriga deyarli tegib turadigan, nuri oy ostidagi materialdan qaytgani uchun yaxlit koʻrinadigan yulduzlardan tashkil topgani haqidagi fikrni oʻrtaga tashlagan[21].

Ushbu rasmda Andromeda Urania koʻzgusi sifatida tasvirlangan. London, 1825

Tycho Brahe kabi erta yevropalik astronomlar tungi osmonda yangi yulduzlarni (ularga novae nomini berishgan) koʻrib, samo oʻzgarmas emasligi haqidagi fikrni taklif etishgan. 1584-yili Giordano Bruno yulduzlar Quyosh kabi ekanligi, atrofida Yer kabi boshqa sayyoralar aylanishi mumkinligi haqida yozgan[22], bu fikr ungacha yunon faylasuflari Demokrit va Epikur[23], hamda islom kosmologlari[24], (jumladan Faxr al-Din al-Roziy)[25], tomonidan oʻrtaga tashlangandi. XVII asrga kelib, yulduzlar Quyosh kabi ekanliklari haqidagi taxmin astronomlar konsensusiga yaqinlashayotgan edi. Nega bu yulduzlar Quyosh tizimiga sezilarli gravitatsiyaviy taʼsir etmasligini izohlash uchun Isaak Nyuton yulduzlar barcha yoʻnalishda teng tarqalgan, deb taxmin qilgan, bu taxminni teolog Richard Bentley maʼqullagan[26].

Italyan astronomi Geminiano Montanari 1667-yili Algol yulduzi yorqinligi oʻzgarishini kuzatgani haqida yozgan. Edmond Halley bir juft „qoʻzgʻalmas“ yulduzlarning harakatini oʻlchab, ularning joylashuvi Ptolemey va Hipparx zamonidan beri oʻzgarganini namoyish etdi. Yulduzgacha masofani birinchi marta Friedrich Bessel 1838-yili parallaks uslubi bilan hisobladi (Oqqush 61, 11,4 yorugʻlik yili uzoqlikda). Parallaks oʻlchovlari yulduzlarning bir-biridan juda uzoqda tarqalganligini koʻrsatdi[22].

William Herschel osmondagi yulduzlar tarqalish miqyosini aniqlashga uringan birinchi astronom edi. 1780-yillarda u 600 ta yoʻnalishda oʻlchovlarni amalga oshirib, har bir yoʻnalishda nechta yulduz borligini sanagan. Bundan kelib chiqib u yulduzlar soni Somon Yoʻli markazi tomon keskin oshib borishi xulosasiga kelgan. Uning oʻgʻli John Herschel shu tadqiqotni janubiy yarimsharda takrorlab, yana shu xulosaga kelgan[27]. William Herschel shuningdek baʼzi yulduzlar juftlik hosil qilishini aniqlagan.

Yulduz spektroskopiyasi faniga Joseph von Fraunhofer va Angelo Secchi asos solishgan. Ular Sirius va boshqa yulduzlarning spektrlarini Quyoshniki bilan solishtirib, yutilish chiziqlaridagi farqlarni aniqlashdi, bu qora chiziqlar spetsifik chastotalar yutilishini koʻrsatadi. 1865-yili Secchi yulduzlarni spektrlariga koʻra sinflarga ajratishni boshladi[28]. Biroq zamonaviy yulduz tasniflash 1900-yillarda Annie J. Cannon tomonidan boshlangan.

XIX asr davomida qoʻshaloq yulduzlarni kuzatish ahamiyati oshib bordi. 1834-yili Friedrich Bessel Sirius oʻz harakatini kuzatib, uning yashirin yoʻldoshi borligi haqida taxmin qildi. Edward Pickering 1899-yili Mizar yulduzi spektr chiziqlarining 104 kunlik davr bilan boʻlinishini kuzatib, birinchi spektral-qoʻshaloq yulduzni ochdi. Koʻpgina qoʻshaloq yulduz tizimlari haqida kuzatuvlar William Struve va S. W. Burnham kabi astronomlar tomonidan yigʻilib, yulduzlar massasini orbital unsurlarni hisoblash orqali aniqlash imkonini berdi. Qoʻshaloq yulduzlar orbitasini teleskop kuzatuvlaridan chiqarish muammosini birinchi boʻlib Felix Savary 1827-yili hal qildi[29]. Yigirmanchi asrda yulduzlarni ilmiy oʻrganish keskin rivojlandi. Fotografiya astronomiyaning muhim quroliga aylandi. Karl Schwarzschild yulduz rangi, demakki uning harorati uning yulduz kattaligini fotografik kattalagiga solishtirish orqali aniqlanishi mumkinligini kashf qildi. Fotoelektrik fotometr yaratilishi turli toʻlqin uzunliklari intervallarida yulduz kattaliklarini aniq oʻlchash imkonini berdi. 1921-yili Albert A. Michelson Hooker teleskopida interferometr ishlatib, yulduz diametrini birinchi boʻlib oʻlchadi[30].

Yulduzlarning fizik tuzilishi haqidagi muhim konseptual ishlar XX asr birinchi yarmidan boshlandi. 1913-yili Hertzsprung-Russell diagrammasi yaratilib, yulduzlar astrofizikasi olgʻa siljidi. Yulduzlar ichki tuzilishi va evolutsiyasini tushuntiruvchi muvaffaqiyatli modellar ishlab chiqildi. Yulduzlar spektri ham kvant fizikasidagi rivojlanish tufayli muvaffaqiyatli izohlandi. Natijada yulduzlar atmosferasi kimyoviy tarkibini aniqlash imkoni paydo boʻldi[31].

Oʻta yangi yulduzlarni hisobga olmaganda, alohida yulduzlar asosan galaktikalarning mahalliy guruhimizda[32], xususan Somon Yoʻlimizda kuzatilgan[33]. Lekin ayrim yulduzlar Yerdan 100 million yorugʻlik yili uzoqlikdagi Boshoq klasteridagi M100 galaktikasida kuzatilgan[34]. Mahalliy superklasterda yulduz toʻplamlarini kuzatish mumkin, zamonaviy teleskoplar millionlab yorugʻlik yili uzoqlikdagi alohida yulduzlarni kuzata oladi[35]. (masalan, Sefeida). Biroq mahalliy superklasterdan tashqarida na alohida, na toʻplam yulduzlar kuzatilgan. Yagona istisno bir milliard yorugʻlik yili masofadagi yuz minglab yigʻilgan ulkan yulduz toʻplamining xira tasviridir[36].

Nomlanishi

tahrir
Asosiy maqola: Yulduzlar nomenklaturasi

Yulduz turkumlari haqida tushuncha Bobil davridayoq mavjud edi. Qadimgi osmon kuzatuvchilar yulduzlar joylashuvini naqshlar shaklida tasavvur qilib, bu chizgilarni oʻzlarining asotirlariga yoʻyishar edilar. Bu naqshlarning oʻn ikkitasi ekliptika tasmasida yotib, astrologiyaga asos boʻldi[37]. Koʻp yaqqol yulduzlarga arabcha yo lotincha alohida nomlar ham berilgan edi.

Nafaqat tayinli yulduz turkumlari va Quyoshning oʻzi, balki yulduzlar umuman oʻz asotirlariga ega[38]. Qadimgi yunonlarga baʼzi „yulduzlar“ (aslida sayyoralar) turli muhim ilohlarni namoyon etardi, ular shu qarashlardan kelib chiqib osmon jismlariga Merkuriy, Venera, Mars, Yupiter va Saturn nomlarini berishgan[38]. Uran va Neptun ham yunon va Rim xudolari nomlaridir, biroq bu sayyoralar u paytlarda maʼlum boʻlmay, keyinchalik ochilgan.

1600-yillarda yulduz turkumlari nomlari osmonning tegishli hududlaridagi yulduzlarni nomlashda ishlatildi. Olmon astronomi Johann Bayer qator yulduz xaritalarini yaratib, har bir yulduz turkumidagi yulduzlarni belgilash uchun yunon harflarini ishlatdi. Keyinroq yulduzning oʻng ochilishiga asoslangan raqamli tizim ixtiro etilib, John Flamsteed'ning "Historia coelestis Britannica" (1712) kitobidagi yulduz katalogiga qoʻshildi va bu tizim Flamsteed belgilashi yoki Flamsteed raqamlashi deb atala boshlandi[39][40].

Fazo huquqi ostida osmon jismlarini nomlash vakolatiga ega yagona organ Xalqaro Astronomiya Ittifoqidir (XAI)[41]. Qator xususiy shirkatlar yulduz nomlarini sotishadi, bu Britaniya kutubxonasi tomonidan tartibga solinmagan tijorat, deb atalgan [42] [43]. Biroq XAI oʻzini bunday tijoratdan uzoq tutadi, bu nomlarni XAI na tan oladi, na ishlatadi [44]. Oʻzboshimchalik bilan osmon jismlariga nom berish va bu nomlarni „rasmiy“ deb sotish firibgarlikdir [45] [46] [47] [48].

Oʻlchov birliklari

tahrir

Yulduz parametrlarini SI yoki SGS birliklari orqali ifoda etish mumkin boʻlsa-da, massa, yorqinlik va radiuslarni Quyosh xarakteristikalariga asoslanib ifodalash qulayroqdir:

Quyosh massasi: M⊙ = 1.9891 × 1030 kg[49]
Quyosh yorqinligi: L⊙ = 3.827 × 1026 vatt[49]
Quyosh radiusi: R⊙ = 6.960 × 108 m[50]

Qizil gigant radiusi yoki qoʻshaloq yulduz katta yarim oʻqi kabi katta uzunliklar odatda astronomik birlik (AB) — Yer va Quyosh orasidagi oʻrtacha masofa (150 million km) orqali ifodalanadi.

Shakllanishi va evolutsiyasi

tahrir
Asosiy maqola: Yulduz evolutsiyasi

Yulduzlar yulduzlararo muhitdagi yuqori zichlikli keng mintaqalarda shakllanadi, biroq bu zichlik hamon yerdagi vakuum kamerasi ichidagi muhitdan siyrakroqdir. Ushbu mintaqalar molekular bulutlar deyiladi, ular asosan vodorod, 23-28% geliy va oz miqdorda ogʻirroq unsurlardan iborat boʻladi. Yulduz hosil qiluvchi shunday mintaqaga Orion tumanligi misoldir[51]. Bunday molekular bulutlardan massiv yulduzlar shakllanar ekan, ular bu bulutlarni kuchli yoritadi. Ular shuningdek vodorodni ionlatib, H II mintaqa yaratadi.

Protoyulduz shakllanishi

tahrir
Asosiy maqola: Yulduz shakllanishi

Yulduz shakllanishi molekular bulutdagi massiv yulduz portlashlari, turli molekular bulutlar yoki galaktikalar toʻqnashuvi tufayli yuzaga kelgan gravitatsiyaviy beqarorlik bilan boshlanadi. Mintaqa gravitatsiyaviy beqarorlik kriteriyini qoniqtiruvchi zichlikka yetganida, u oʻz gravitatsiyaviy kuchi ostida siqila boshlaydi[52].

 
Rassom tasavvurida zich molekular bulut ichida yulduz tugʻilishi. NASA rasmi

Bulut siqilar ekan, zich chang va gaz yigʻmalari globulalarni hosil qiladi. Globula ham siqilib, zichlik oshgach, gravitatsiyaviy energiya issiqlikka aylanib, harorat koʻtariladi. Protoyulduz buluti barqaror gidrostatik muvozanatga yetgach, bulut markazida protoyulduz shakllanadi[53]. Ushbu bosh ketma-ketlikkacha yulduzlar koʻpincha protosayyoraviy disk bilan oʻralgan boʻladi. Gravitatsiyaviy siqilish davri 10-15 million yil davom etadi.

Massasi 2 Quyosh massasidan kam erta yulduzlar T Tauri, bundan oshiq massalilari esa Herbig Ae/Be yulduzlari deyiladi. Ushbu yangi tugʻilgan yulduzlar ularning aylanish oʻqlari boʻylab gaz oqimlarini chiqaradi, bu oqimlar siqilayotgan yulduz burchak momentini kamaytirishi va Herbig-Haro obyektlari deb nomlangan kichik tumanliklarni keltirib chiqarishi mumkin[54][55]. Ushbu oqimlar, yaqin yulduzlar nurlanishi bilan birga, ichida yulduz shakllangan bulutni tarqatib yuborishi mumkin[56].

Bosh ketma-ketlik

tahrir
Asosiy maqola: Bosh ketma-ketlik

Yulduzlar hayotlarining 90% vaqtini yadroga yaqin yuqori harorat va bosimli reaksiyalarda vodoroddan geliy sintezlash bilan oʻtkazadi. Bunday yulduzlar bosh ketma-ketlik degan sohada joy olib, mitti yulduzlar, deb nomlanadi. Nol yoshli bosh ketma-ketlikdan boshlab yulduz yadrosidagi geliy nisbati davomli oshib boradi. Natijada, yadrodagi sintez surʼatini ushlab turish uchun, yulduz harorat va yorqinlikda asta-sekin oʻsib boradi[57].masalan, Quyosh bundan 4,6 milliard yil avval bosh ketma-ketlikka yetganidan soʻng yorqinligini 40% ga oshirgani hisoblangan[58].

Har bir yulduz zarrachalar shamolini chiqarib, fazoga uzluksiz ravishda gaz sepadi. Aksariyat yulduzlar uchun bunday yoʻqotiladigan massa ahamiyatsiz. Quyosh yiliga massasining 10−14 qismini[59], butun hayoti davomida esa 0.01% massasini yoʻqotadi. Biroq juda katta massali yulduzlar yiliga 10−7 dan 10−5 gacha quyosh massasini yoʻqotishi mumkin, bu ularning evolutsiyasiga jiddiy taʼsir etadi[60]. Massasi Quyoshnikidan 50 va undan ortiq marta koʻp yulduzlar bosh ketma-ketlik paytida massasining yarmidan koʻpini yoʻqotishi mumkin[61].

 
Quyoshni oʻz ichiga oladigan yulduzlar toʻplami uchun Hertzsprung–Russell diagrammasiga misol.

Yulduzning bosh ketma-ketlikda boʻlish vaqti asosan u sintez qila oladigan yoqilgʻi miqdori va sintez tezligiga, yaʼni uning boshlangʻich massasi va yorqinligiga mutanosib. Quyosh uchun bajarilgan hisob-kitob 1010 yillik davrni koʻrsatadi. Katta yulduzlar oʻz yoqilgʻilarini tezlikda yoqib, qisqa umr koʻrishadi. Kichik yulduzlar (qizil mittilar) yoqilgʻilarini juda sekin yoqib, oʻnlab, yuzlab milliard yil yashaydilar. Hayotining oxirida ular shunchaki xiralashib boradilar[2]. Bunday yulduzlarning yashash davri olam yoshidan (13,7 milliard yil) katta boʻlgani uchun massasi Quyoshnikining 85% idan kam yulduzlar[62], jumladan barcha qizil mittilar hali bosh ketma-ketlik oxiriga yetib bormagan.

Yulduzlar evolutsiyasida massadan tashqari geliydan ogʻirroq unsurlar ulushi ham muhim rol oʻynashi mumkin. Astronomiyada geliydan ogʻirroq barcha unsurlar „metall“ hisoblanadi va ushbu unsurlarning kimyoviy konsentratsiyasiga metallik deyiladi. Metallik yulduz yoqilgʻisini yoqish vaqtiga taʼsir etishi, magnit maydonlari shakllanishini nazorat qilishi[63] va yulduz shamoli kuchini oʻzgartirishi mumkin[64]. Eskiroq, II avlod yulduzlar atrofidagi molekular bulut tarkibi tufayli yoshroq, I avlod yulduzlarga nisbatan ancha kam metallikka ega boʻlishadi (vaqt oʻtishi bilan eski yulduzlar oʻchishi va atmosferalarini yirtishi ketidan bu bulutlar ogʻirroq unsurlarga toʻlib boradi).

Bosh ketma-ketlikdan keyin

tahrir
Asosiy maqola: Qizil gigant

Kamida 0,4 Quyosh massasili[2] yulduzlar yadrolaridagi vodorod zahiralarini tugatib borar ekan, ularning tashqi qatlamlari sezilarli kengayib va sovib, yulduz qizil gigantga aylanadi. Masalan, taxminan 5 milliard yildan soʻng, Quyosh qizil gigantga aylangach, uning maksimum radiusi taqriban 1 astronomik birlikka (150 million km; hozirgi oʻlchamidan 250 marta koʻp) kengayadi. Gigant sifatida Quyosh hozirgi massasining 30% ini yoʻqotadi[58][65].

2,25 Quyosh massasigacha qizil gigantda vodorod sintezi yadroni oʻrovchi qobiq qatlamda davom etadi[66]. Oqibatda yadro kuchli siqilib, unda geliy sintezi boshlanadi va yulduz asta-sekin kichrayib, sirt haroratini oshirib boradi. Bundan-da kattaroq yulduzlarda yadro toʻgʻridan-toʻgʻri vodorod sintezlashdan geliy sintezlashga oʻtadi[67].

Yulduz yadrosidagi geliyni yoqib tugatganidan keyin sintez uglerod va kisloroddan iborat yadro qobigʻida davom etadi. Soʻng yulduz qizil gigant kabi, biroq sirt harorati yuqoriroq boʻlib, evolutsiyasini davom ettiradi.

Massiv yulduzlar

tahrir
Asosiy maqola: Qizil supergigant

Geliy yoqish fazasida juda katta massali (>9 Quyosh massasi) yulduzlar kengayib qizil supergigantlarga aylanadi. Geliy sob boʻlgach, ular geliydan ogʻir unsurlarni sintez qilishda davom etishlari mumkin.

Yadro harorat va bosim uglerodni sintezlashga yetarli boʻlguncha siqiladi. Ushbu jarayon davom etib, neon, kislorod va kremniy sintezlanishi fazalaridan oʻtadi. Yulduz hayoti nihoyasiga kelib sintez yulduz qobiqlarida ham roʻy berishi mumkin. Har bir qobiq turli unsur sintezlaydi: eng tashqi qobiq vodorod, uning ostidagi qobiq geliyni va hk[68].

Yulduzning oxirgi bosqichi temir sintezlash bilan boshlanadi. Temir atomlari yadrolari mustahkam bogʻlangani tufayli ularning sintezi energiya chiqarmaydi, balki aksincha, energiya yutadi. Shu sabab bilan temir yadrolari boʻlinsa ham energiya chiqmaydi[66]. Nisbatan eski, juda massiv yulduzlar markazida inert temir yigʻilib boradi. Bu yulduzlardagi ogʻirroq unsurlar sirtga sizib chiqib, Wolf-Rayet yulduzi deb nomlanuvchi, atmosferasini qattiq shamollar yirtuvchi obyekt shakllanishi mumkin.

Kollaps

tahrir

Oʻrtacha hajmli evolutsiyalangan yulduz tashqi qatlamlarini yirtib, sayyoraviy tumanlik hosil qiladi. Tashqi atmosfera tarqalganidan keyingi qoldiq 1,4 Quyosh massasidan yengil boʻlsa, u nisbatan mitti (Yerdek keladigan) obyektga aylanadi, bunday obyekt oq mitti deyilib, massasi kamligi tufayli unda siqilish roʻy bermaydi[69]. Oq mitti ichidagi degenerat modda endi plazma boʻlmaydi. Oq mittilar juda uzoq vaqtdan keyin alal-oqibat qora mittilarga aylanadi.

 
Qisqichbaqa tumanligi, 1050-yillar atrofida birinchi kuzatilgan oʻta yangi yulduz qoldiqlari.

Kattaroq yulduzlarda sintez temir yadro oʻz massasini dastaklamaydigan darajada massivlikka (>1,4 Quyosh massasi) yetguncha davom etadi. Ushbu yadro uning elektronlari protonlariga itarilib kirib, elektron tutilishi (teskari beta parchalanish) natijasida neytron va neytronlarni shakllantiradi. Bunday keskin siqilish (kollaps) ketidan hosil boʻladigan zarb toʻlqini yulduzning qolgan qismini portlatib, oʻta yangi yulduz hosil qiladi. Oʻta yangi yulduzlar shunday yorqin-ki, ular yulduzning butunboshli ona galaktikasini ham porloqligi bilan vaqtincha toʻsib qoʻyishi mumkin. Somon Yoʻlida kuzatilgan oʻta yangi yulduzlar qurollanmagan koʻz bilan bemalol aniqlangan[70].

Yulduz moddasining koʻp qismi portlash tufayli tarqab, tumanlik hosil qiladi (Qisqichbaqa tumanligi kabi)[70] va uning qoldigʻi oʻzini pulsar yoki barster sifatida namoyon etuvchi neytron yulduzi, agar qoldiq massasi Quyoshnikidan 4 yoki undan koʻp marta oshiq boʻlsa, qora tuynuk boʻlib qoladi[71]. Neytron yulduzidagi modda neytron-degenerat modda, deyilib, uning yadrosida ekzotik kvark modda yigʻilishi mumkin. Qora tuynuk ichidagi modda haqida esa hozirda maʼlumot yoʻq.

Oʻlayotgan yulduzlarning uchib chiqqan tashqi qatlamlari yangi yulduz shakllanishi paytida qayta ishlanishi mumkin ogʻir unsurlarni oʻz ichiga oladi. Bunday ogʻir unsurlar tosh sayyoralar shakllanishiga imkon beradi. Oʻta yangi yulduzdan portlab chiqqan modda va yulduz shamollari yulduzlararo muhitni shakllantirishda muhim rol oʻynaydi[70].

Tarqalishi

tahrir
 
Oq mitti yulduz Sirius atrofidagi orbitasida (rassom tasavvuri). NASA rasmi

Koinotda yakka yulduzlardan tashqari, ikki yoki undan koʻp, bir-birining atrofida aylanuvchi, gravitatsiya bilan bogʻlangan karra yulduzlar tizimlari ham bor. Eng koʻp tarqalgan karrali yulduz qoʻshaloq yulduzdir, biroq uch va undan oshiq yulduzli tizimlar ham topilgan. Orbital barqarorlik yuzasidan bunday yulduzlar koʻpincha oʻzaro aylanuvchi qoʻshaloq yulduzlar toʻplamlari iyerarxiyasiga tartiblangan boʻladi[72]. Yulduz klasterlari deb ataluvchi kattaroq guruhlar ham mavjud. Ular bir necha yulduzdan iborat boʻsh-bayov yulduzlar guruhidan tortib yuz minglab yulduzlardan iborat bahaybat sharsimon yulduz klasterlarigacha boʻladi.

Koʻpchilik yulduzlarning gravitatsiyaviy bogʻlangan karra yulduz tizimlarida boʻlishi uzoq vaqt taxmin etib kelingan. Bu massiv O va B sinf yulduzlari uchun toʻgʻri, bunday yulduzlarning 80%i yulduz tizimlarida, deb hisoblanadi. Biroq kichikroq yulduzlar yakka holda mavjuddir, qizil mittilarning 25%igina yulduz yoʻldoshlarga ega. Barcha yulduzlarning 85%i qizil mitti boʻlgani uchun, Somon Yoʻlidagi yulduzlarning aksariyati yolgʻiz, deyish mumkin[73].

Yulduzlar olamda bir tekis tarqalmay, yulduzlararo gaz-chang bilan galaktikalarga toʻplangan boʻladi. Tipik galaktika yuz milliardlab yulduzlardan iborat, kuzatiladigan olamda 100 milliard (1011) dan ortiq galaktika mavjud[74]. 2010-yilgi hisob-kitobga koʻra yulduzlar soni 300 sekstillion (3 × 1023) ga yetadi[75] .Galaktikalardan tashqarida (galaktikalararo fazoda) ham yulduzlar kashf etilgan[76].

Yerga Quyoshdan keyin eng yaqin yulduz Proxima Centauri boʻlib, u 39,9 trillion km yoki 4,2 yorugʻlik yili uzoqlikdadir. Fazoviy moki orbital tezligida (8 km/s — deyarli 30 000 km/soat) harakatlanganda, u yerga yetib borish uchun taxminan 150 000 yil kerak boʻlur edi[77]. Bunday masofalar, Quyosh tizimi girdi bilan birga galaktik disk ichida odatiy holdir.[78] Yulduzlar sharsimon yulduz klasterlarida va galaktika markazlarida bir-birlariga yaqinroq, galaktika chetlarida esa uzoqroq joylashishlari mumkin.

Galaktika yadrosidan tashqarida yulduzlarning siyrakligi tufayli yulduzlar toʻqnashuvi kamdan-kam sodir boʻladi, deb taxmin qilinadi. Klaster yoki galaktikalar markazidek zichroq mintaqalarda toʻqnashuvlar tez-tez boʻlib turishi mumkin[79]. Bunday toʻqnashuvlar koʻk qoloq yulduzlarni hosil qilishi mumkin. Bunday noyob yulduzlar bosh ketma-ketlikdagi boshqa yulduzlardagidek yorqin boʻlsa-da, sirt harorati yuqoriroq boʻladi[80].

Tavsifi

tahrir

Yulduzning deyarli barcha sifatlari, jumladan yorqinlik, hajm, evolutsiya, hayot davomiyligi va taqdiri uning boshlangʻich massasi bilan belgilanadi.

Yoshi

tahrir

Aksariyat yulduzlar 1-10 milliard yoshda. Ayrim yulduzlar yoshi hatto 13,7 milliardga - olam yoshiga yaqin. Kashf etilgan eng qadimgi yulduz, HE 1523-0901, 13,2 milliard yoshdadir[81][82].

Yulduz qanchalik massiv boʻlsa, umri shuncha qisqa boʻladi, chunki massiv yulduzlar oʻz yadrolariga kattaroq bosim koʻrsatib, vodorodni tezroq yoqishga majbur qiladi. Eng massiv yulduzlar bir necha million yil yashasa, minimal massali (qizil mitti) yulduzlar yoqilgʻilarini juda sekin ishlatib, oʻnlab, yuzlab milliard yil umr kechiradi[83][84].

Kimyoviy tuzilishi

tahrir

Hozirgi Somon Yoʻli galaktikasida shakllanayotgan yulduzlar massa nisbatidan 71% vodorod, 27% geliy[85], va oz miqdorda boshqa unsurlardan iborat. Ogʻir unsurlar ulushi yulduz atmosferasidagi temir miqdori bilan oʻlchanadi, chunki u keng tarqalgan va yutilish chiziqlari nisbatan yaqqol aniqlanadi. Ichida yulduzlar shakllanadigan molekular bulutlar oʻta yangi yulduzlar portlashi ketidan ogʻir unsurlar bilan toʻyingani uchun yulduz kimyoviy tarkibidan uning yoshini chiqarsa boʻladi[86]. Ogʻir unsurlar ulushi shuningdek yulduz sayyoraviy tizimga ega yoki emasligi ehtimolini koʻrsatadi[87].

Eng kam temirli yulduz HE1327-2326 boʻlib, unda Quyoshdagi temir miqdorining atigi 1/200 000 qismi bor[88]. Bunga zid oʻlaroq, metalga boy μ Leonis yulduzi Quyoshnikidan ikki, sayyorasi bor 14 Herculis esa deyarli uch baravar koʻp temirga ega[89]. Shuningdek spektrida tayinli xrom va noyob yer unsurlari kabi unsurlar koʻpligini koʻrsatuvchi pekular yulduzlar ham mavjud[90].

Diametri

tahrir
 
Yulduzlar hajmda keskin farqlanadilar. Tepadagi har bir rasmda oʻngdagi jism keyingi paneldagi chapdagi jismga teng. Yer 1-panelda oʻngda, Quyosh esa 3-panelda oʻngda.

Yerdan juda katta masofada boʻlgani uchun, Quyoshdan xorij barcha yulduzlar odam koʻziga tungi osmondagi Yer atmosfera taʼsirida yiltirovchi yorugʻ nuqtalar boʻlib koʻrinadi. Quyosh ham yulduz, biroq u Yerga disk boʻlib koʻrinish va kun yorugʻini berish uchun yetarlicha yaqindir. Quyoshdan tashqari eng koʻrinma yorqin yulduz R Doradus boʻlib, uning burchak diametri 0,057 arksoniyadir[91].

Koʻpchilik yulduzlarning disklari zamonaviy yerdagi teleskoplar bilan kuzatish uchun burchak oʻlchamda juda kichikdir, shuning uchun ularni interferometr teleskoplar bilan kuzatiladi. Yulduz burchak kattaligini oʻlchashning yana bir usuli qoplanish orqalidir. Yulduzning Oy tomonidan qoplanganidagi yorqinligi kamayishini oʻlchash orqali yulduz burchak diametri hisoblanadi[92].

Yulduzlar hajmda 20–40 km diametrli neytron yulduzlardan to Betelgeyze kabi diametri Quyoshnikidan 650 marta oshiq (900 000 000 km) supergigantlargacha keladi. Biroq Betelgeyzening zichligi Quyoshnikidan ancha past[93].

Kinematikasi

tahrir
Asosiy maqola: Yulduzlar kinematikasi
 
Hulkar, Buzoq yulduz turkumidagi siyrak klaster. Bu yulduzlar fazoda birga harakatlanadi[94]. NASA fotosi

Yulduzning Quyoshga nisbatan harakati yulduz kelib chiqishi va yoshi, shuningdek uning atrofidagi galaktika tuzilishi va evolutsiyasi haqida foydali maʼlumot berishi mumkin. Yulduz harakatiga Quyoshdan yoki Quyoshga tomon radial tezlik va oʻz harakati deb ataladigan burchak harakati kiradi.

Burchak tezligi yulduz spektr chiziqlaridagi doppler samarasi yordamida oʻlchanib, km/s birlikda ifoda etiladi. Yulduzning oʻz harakati yiliga milliarksoniyalarda aniq astrometrik oʻlchanadi. Yulduz parallaksini aniqlab, uning oʻz harakatidan tezlikni chiqarish mumkin. Oʻz harakati yuqori yulduzlar odatda Quyoshga yaqinroq joylashadi, bu ularni parallaks oʻlchashda qulaydir[95].

Harakatining ikkala qiymatlari aniqlangach, yulduzning Quyoshga yoki galaktikaga nisbatan fazoviy tezligi hisoblanishi mumkin boʻladi. Yaqinroq yulduzlarda yangi, I avlod yulduzlari tezligi eski, II avlod yulduzlarinikidan kamroq boʻlishi kuzatilgan. Eskiroq yulduzlar galaktika tekisligiga oqqan elliptik orbitada harakatlanadi[96]. Yaqinroq yulduzlar kinematikasini solishtirish natijasida shuningdek yulduzlar birlashmalari aniqlangan. Bular ehtimol bir molekular bulutda shakllangan yulduzlardir[97].

Magnit maydoni

tahrir
Asosiy maqola: Yulduzlar magnit maydoni
 
SU Aur (T Tauri tipli yosh yulduz) sirt magnit maydoni, Zeeman-Doppler vizualizatsiyasi yordamida ishlangan.

Yulduz magnit maydoni uning ichidagi konvektiv oqimlar boʻlib turadigan mintaqalarida hosil boʻladi. Konduktiv plazmaning bunday harakati dinamo kabi magnit maydon paydo qiladi, bu maydon yulduzdan tashqariga ham choʻziladi. Magnit maydon kuchi yulduz massasi va tuzilishiga, sirt magnit faolligi esa yulduzning oʻz oʻqi atrofida aylanish tezligiga bogʻliq. Bunday sirt faolligi yulduz dogʻlari deb ataladigan kuchli magnit maydonli va sovuqroq mintaqalarni yaratadi. Faol mintaqalardan yulduz tojiga toj sirtmoqlari deb nomlanadigan yoysimon magnit maydonlari chiqishi mumkin. Shu magnit maydoni tufayli yuqori energiyali zarrachalar otilib chiqishiga esa yulduz chaqnashi deyiladi[98].

Yosh, tez aylanuvchi yulduzlar oʻzlarining magnit maydonlari tufayli yuqori darajadagi sirt faolligiga ega boʻlishi kuzatiladi. Magnit maydoni yulduz shamoliga taʼsir etib, yulduz keksayishi sari uning aylanishini sekinlashtirishi mumkin. Natijada Quyosh kabi eski yulduzlar sekinroq aylanib, sirt faolligi nisbatan oz boʻladi. Sekin aylanuvchi yulduzlar faolligi darajasi davriy oʻzgarib, bir qancha vaqtga oʻchishi ham mumkin[99]. Masalan, Maunder minimumi paytida Quyoshda 70 yil deyarli chaqnash sodir boʻlmagan.

Massasi

tahrir
Asosiy maqola: Yulduzlar massasi

Bizga maʼlum eng massiv yulduzlardan biri Eta Carinae boʻlib[100], uning massasi Quyoshnikida 100–150 marta ortiq; uning hayot davomiyligi juda qisqa — bir necha million yil xolos. Arches klasterini oʻrganish natijasida 150 Quyosh massasi hozirgi olamdagi yulduzlar uchun eng katta massa ekanligi aniqlandi[101]. Bunday cheklanish sababi toʻlaligicha maʼlum emas, sabab sifatida atmosferadan gazlarni koinotga chiqarmay eng koʻp nurlanish qiymatini aniqlovchi Eddington chegarasi taxmin etiladi. Biroq R136a1 nomli yulduz (RMC 136a klasterida) Quyoshdan 265 marta massivroq ekanligi aniqlangan, bu bunday chegarani shubha ostiga qoʻyadi[102]. Tadqiqot shuni koʻrsatdiki, R136dagi massiv yulduzlar qoʻshaloq yulduzlar toʻqnashuvi va birlashishi natijasida hosil boʻlib, 150 Quyosh massasi chegarasidan tashqariga chiqishni ilojli qilgan[103].

 
NGC 1999 qaytaruvchi tumanligi markazdagi 3,5 Quyosh massasili oʻzgaruvchi V380 Orionis yulduzi tomonidan yoritiladi. Qora osmon boʻlagi avvallari taxmin etilganidek qorongʻu tumanlik boʻlmay, shunchaki ulkan boʻshliqdir. NASA surati

Katta Portlashdan keyin birinchi shakllangan yulduzlar tarkibida litiy va undan ogʻirroq unsurlar boʻlmagani uchun 300 Quyosh massasigacha yoki undan ortiq boʻlgan boʻlishi mumkin[104]. Bu supermasiv III avlod yulduzlar endilikda yoʻq, deb taxmin etiladi.

Massasi Yupiternikidan 93 marta oshiq AB Doradus C yadrosida yadroviy sintez ketayotgan eng yengil yulduz hisoblanadi[105]. Metalligi Quyoshnikidek boʻlgan va yadrosida hamon sintez boʻlayotgan yulduzlar uchun nazariy minimum massa taxminan 75 Yupiter massasidir[106][107]. Metallik juda past boʻlgan holda esa eng kam massa Quyosh massasining 8,3% qismi boʻlishi mumkin[107][108]. Bundan-da kichikroq obyektlar jigarrang mittilar deyilib, gaz gigantlari va yulduzlar orasidagi yaxshi taʼriflanmagan sohada yotadi.

Yulduz radiusi va massasi uning sirt tortishish kuchini belgilaydi. Bahaybat yulduzlar bosh ketma-ketlikdagi yulduzlardan ancha kuchsizroq sirt gravitatsiyasi hosil qilsa, oq mitti kabi degenerat, zich yulduzlar kuchli gravitatsiya maydonini yaratadi. Sirt gravitatsiyasi yulduz spektriga taʼsir etishi mumkin, masalan kuchli gravitatsiya yutilish chiziqlarining kengayishiga sabab boʻladi[31].

Yulduzlar yadroviy sintezi nihoyasiga yetib borar ekan, baʼzan evolutsiyaviy tarziga asoslanib massalariga koʻra guruhlanadilar. 0,5 Quyosh massasidan yengil juda oz massali yulduzlar gigantlarning asimptotik tarmogʻiga (GAT) kirmay toʻgʻri oq mittilarga evolutsiyalanadi. 1,8-2,2 Quyosh massasili oz massali yulduzlar GATga kiradi va geliy yadro hosil qiladi. Oʻrta massali yulduzlar geliy sintezini kechirib, uglerod-kislorod yadro hosil qiladi. Kamida 7-10 Quyosh massasili massiv yulduzlar uglerod sintezini kechirib, oʻta yangi yulduz portlashi natijasida halok boʻladi[109].

Aylanishi

tahrir
Asosiy maqola: Yulduz aylanishi

Yulduzlarning oʻz oʻqi atrofida aylanishi tezligi spektroskopik oʻlchov orqali taqriban, yulduz dogʻlari aylanishini kuzatish orqali esa aniqroq hisoblanishi mumkin. Yosh yulduzlar tez aylanib, ekvatoridagi tezlik 100 km/s dan oshishi mumkin. Masalan, Achernar B sinf yulduzi ekvatori 225 km/s yoki undan tezroq aylanadi, markazdan qochma kuch uning ekvatorial diametrini qutbiy diametriga nisbatan 50% ga choʻzib, yassilashtirgan. Bunday aylanish yulduz boʻlinib ketadigan kritik 300 km/s tezlikdan sal sekinroq[110]. Taqqoslash uchun, Quyoshning oʻz oʻqi atrofida aylanish davri 25-35 kun boʻlib, ekvatorial tezligi atigi 1,994 km/s dir. Bosh ketma-ketlikdagi yulduzlar aylanishini magnit maydoni va yulduz shamoli sezilarli sekinlashtiradi[111].

Ixcham yulduzlar oʻz oʻqi atrofida tez aylangani tufayli kuchli siqiladilar. Biroq ular burchak momentini saqlash — aylanuvchi jismning hajmini kamaytirishini kompensatsiyalash uchun aylanish tezligini oshirish natijasida kelib chiqadigan tezlik bilan solishtirganda sekinroq aylanadi. Yulduz burchak momentining katta qismi yulduz shamoli sababli massa yoʻqolishidan kamayadi[112]. Bunga qaramay, pulsarning aylanish tezligi juda katta boʻlishi mumkin. Masalan, Qisqichbaqa tumanligi markazidagi pulsar soniyasiga 30 marta aylanadi[113]. Pulsar aylanish tezligi nurlanish evaziga asta sekinlashib boradi.

Harorati

tahrir

Bosh ketma-ketlikdagi yulduz sirt harorati uning yadrosidagi energiya ishlab chiqarilishi jadalligi va radiusiga bogʻliq boʻlib, yulduzning rang koʻrsatkichidan aniqlanadi[114]. U odatda energiyasini yulduzdek yorqinlikda nurlatuvchi ideal qora jism harorati boʻlmish samarali harorat sifatida beriladi. Bunda samarali harorat faqatgina oʻrtacha harorat ekanligiga diqqat qaratish lozim, chunki yulduzlar harorati yadrodan atmosferaga tomon tobora pasayib boradi[115]. Yulduz yadrosidagi harorat bir necha million kelvinga yetadi[116].

Yulduz harorati turli unsurlarning energizatsiyasi yoki ionizatsiyasi jadalligini belgilab, spektrda xarakterli yutilish chiziqlarini hosil etadi. Yulduz sirt harorati, uning absolut yulduz kattaligi va yutilish xususiyatlari bilan birgalikda yulduzni sinflantirishda ishlatiladi[31].

Bosh ketma-ketlikdagi massiv yulduzlar sirt harorati 50 000 K ga yetadi. Quyosh kabi kichikroq yulduzlar sirt harorati bir necha ming kelvin boʻladi. Qizil gigantlar nisbatan sovuqroq — ularning sirt harorati 3 600 K atrofida, biroq ularning sirti katta boʻlgani uchun yorqinligi ham katta[117].

Nurlanishi

tahrir

Energiya yulduzlar tomonidan nukleosintez yon mahsuli oʻlaroq chiqarilib, fazoga ham elektromagnit nurlanish, ham zarracha nurlanishi sifatida tarqaladi. Zarrachalar nurlanishi yulduz shamoli[118] (u yulduz tashqi qatlamidan chiqadigan erkin proton, alfa va beta zarrachalar kabi elektrlangan zarrachalardan iborat) va yadrodan chiqadigan neytrinolar sifatida namoyon boʻladi.

Yadroda energiya chiqarilishi sababli yulduzlar yorqin charaqlaydi: har atom yadrolari toʻqnashuvi reaksiyasi natijasida gamma nurlanish fotonlari ajraladi. Bu energiya yulduz tashqi qatlamiga yetguncha elektromagnit energiyaning boshqa shakllariga, jumladan, koʻrinuvchi yorugʻlikka aylanadi.

Yulduzning koʻrinuvchi yorugʻlik pik chastotasi bilan belgilanuvchi rangi yulduz tashqi qatlamlari, jumladan fotosferaga bogʻliq[119]. Koʻrinuvchi yorugʻlikdan tashqari yulduzlar shuningdek odam koʻziga koʻrinmas elektromagnit nurlanish ham chiqaradi. Umuman aytganda yulduz elektromagnit nurlanishi radiochastota va infraqizildan to ultrabinafsha, rentgen va gamma nurlanishgacha butun elektromagnit spektrni qoplaydi. Yulduz elektromagnit nurlanishining barcha komponentlari muhimdir.

Yulduz spektrlarini ishlatib, astronomlar yulduz sirt harorati, sirt gravitatsiyasi, metalligi va aylanish tezligini aniqlay olishadi. Yulduzgacha masofa maʼlum boʻlsa, uning yorqinligini ham chiqarsa boʻladi. Massa, radius, sirt gravitatsiyasi va aylanish davri mavjud yulduz modellariga binoan aniqlanishi mumkin (qoʻshaloq yulduzlar massasini toʻgʻridan-toʻgʻri chiqarish mumkin; yulduz massasi shuningdek gravitatsiyaviy mikrolinzalash usuli bilan ham hisoblanadi)[120]. Bu parametrlar bilan astronomlar yulduz yoshini ham hisoblay oladilar[121].

Yorqinligi

tahrir

Astronomiyada yorqinlik atamasi ostida yulduz vaqt birligida chiqaradigan yorugʻlik va boshqa nurlanish energiyasi miqdori tushuniladi. Yulduz yorqinligi uning radiusi va sirt haroratiga bogʻliq. Biroq aksariyat yulduzlar nurlanishi bir tekis oqimda emas. Masalan, tez aylanuvchi Vega yulduzi qutblarida energiya oqimi uning ekvatoriga nisbatan kuchliroq[122].

Harorati va yorqinligi oʻrtachadan past sohalar yulduz dogʻlari, deyiladi. Quyosh kabi kichik, mitti yulduzlar diskida bunday dogʻlar siyrak va kichik boʻladi. Kattaroq, gigant yulduzlarda esa dogʻlar katta va koʻzga tashlanadigan boʻladi[123], shuningdek ularning terminatori qorongʻiroq boʻlishi kuzatiladi. Yaʼni yorqinlik yulduz diskiga tomon kamayib boradi[124]. UV Ceti kabi qizil mitti chaqnovchi yulduzlar ham yaqqol dogʻlarga ega boʻlishi mumkin[125].

Yulduz kattaligi

tahrir
Asosiy maqola: Koʻrinma yulduz kattaligi
Asosiy maqola: Absolut yulduz kattaligi

Yulduzning koʻrinma porloqligi koʻrinma yulduz kattaligi (yoki magnitudasi) bilan oʻlchanadi. Koʻrinma yulduz kattaligi Yerdan yulduzning koʻrinish porloqligidir. Shuningdek absolut yulduz kattaligi degan oʻlchov ham bor, u yulduz va Yer orasidagi masofa 10 parsek (32,6 yorugʻlik yili) boʻlganda Yerga qanday porloqlikda koʻrinishini bildiradi.

Yulduz kattaligidan porloqroq yulduzlar soni
Koʻrinma
kattalik 		Yulduzlar
soni[126]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

Yulduz kattaliklari logarifmik shkalada joylashgan: yulduz kattaligidagi bir farq porloqlik 2,5 marta[127] (100 ning 5-darajali ildizi taxminan 2,512 ga teng) farqlanishini bildiradi. Demak, birinchi kattalikli (+1,00) yulduz ikkinchi kattalikdagi (+2,00) yulduzdan 2,5 baravar, oltinchi kattalikdagi (+6,00) yulduzdan esa 100 baravar porloqroq. Toza havoda koʻzi oʻtkir odam koʻra oladigan eng ojiz yulduzlar kattaligi +6 dir.

Yulduz kattaligini bildiruvchi son qancha kichik boʻlsa, yulduz shuncha porloq boʻladi va aksincha. Eng porloq yulduzlarning yulduz kattaliklari manfiy (0 dan kichik). Ikki yulduz porloqliklari orasidagi farqni (ΔL) hisoblash uchun xiraroq yulduz kattaligidan (mx) porloqroq yulduz kattaligi (mp) ayirib, 2,512 asos sonni chiqqan ayirma darajasiga oshiriladi:

 
 

Yorqinligi va Yerdan uzoqligiga qarab, absolut kattalik (M) koʻrinma kattalikka (m) ekvivalent emas[127]; masalan, Sirius koʻrinma yulduz kattaligi −1,44 ga, absolut yulduz kattaligi esa +1,41 ga teng.

Quyoshning koʻrinma yulduz kattaligi −26,7, biroq absolut yulduz kattaligi esa atigi +4,83. Sirius, tungi osmondagi eng porloq yulduz, Quyoshdan taxminan 23 marta yorqinroq boʻlsa, tungi osmonda ikkinchi eng porloq Kanopus yulduzi (absolut kattaligi -5,33) Quyoshdan 14 000 ming marta yorqinroqdir. Kanopus Siriusga nisbatan juda yorqinroq, lekin Sirius Yer uchun porloqroq koʻrinadi. Sababi Sirius Yerda 8,6 yorugʻlik yili uzoqlikda, Kanopus esa ancha uzoqroq joylashgan — ungacha masofa 310 yorugʻlik yilidir.

2006-yilga koʻra eng katta absolut yulduz kattaligiga ega yulduz LBV 1806-20 boʻlib, magnitudasi −14,2 ga teng. Bu yulduz Quyoshdan kamida 5 000 000 marta yorqinroq[128]. Bizga maʼlum yorqinligi eng kam yulduzlar NGC 6397 klasterida joylashgan. Bu klasterdagi eng zaif qizil mittilar magnitudasi 26, shuningdek 28 magnitudali oq mitti ham kashf etilgan. Bu yulduzlar shunchalik xiraki, ularning porloqligi Yerdan qaralganda Oyda yoqilgan shamnikidek keladi[129].

Tasnifi

tahrir
Turli sinf yulduzlar uchun
sirt harorati farqlari[130]
Sinf Harorat Etalon yulduz
O 33 000 K yoki koʻp Zeta Ophiuchi
B 10 500–30 000 K Rigel
A 7 500–10 000 K Altair
F 6 000–7 200 K Procyon A
G 5 500–6 000 K Quyosh
K 4 000–5 250 K Epsilon Indi
M 2 600–3 850 K Proxima Centauri
Asosiy maqola: Yulduzlar tasnifi

Zamonaviy yulduz sinflantirish XX asr boshlarida kelib chiqib, neytral vodorod radiochizigʻi kuchiga asoslangan holda yulduzlar A dan Q gacha sinflarga ajratilgan[131]. U paytda vodorod chizigʻiga harorat katta taʼsir etishi nomaʼlum edi; vodorod chizigʻi 9000 K atrofida choʻqqiga chiqib, undan baland yoki past haroratlarda kuchsizlashadi. Tasnif harorat boʻyicha qayta tartibga solinib, zamonaviy tarxga yaqin keldi[132].

Yulduzlar spektrlariga koʻra bir harf bilan belgilanadigan turli sinflarga ajratiladi, O eng issiq yulduz sinfi boʻlsa, M sinfidagi yulduz shunday sovuq-ki, uning atmosferasida molekulalar shakllanishi mumkin. Sirt harorati kamayishi boʻyicha sinflar quyidagicha: O, B, A, F, G, K va M. Kamyob spektr tiplar uchun maxsus sinflar mavjud. Ulardan eng keng tarqalganlari L va T boʻlib, bu sinflarga eng sovuq kichik massali yulduzlar va jigarrang mittilar kiradi. Har bir harf harorat kamayishi boʻylab 0 dan 9 gacha 10 ta ostqismga ega. Biroq ushbu tizim ekstremal yuqori haroratlarda buziladi: O0 va O1 yulduzlar mavjud boʻlmasligi mumkin[133].

Yulduzlar shuningdek spektr chiziqlaridagi yorqinlik samaralariga koʻra ham sinflarga ajratilishi mumkin, bu samaralar ularning hajmi va sirt gravitatsiyasiga bogʻliq. Bular 0 (gipergigantlar) va III (gigantlar) dan to V (bosh ketma-ketlik mittilari) gacha boʻladi; ayrim olimlar VII (oq mittilar) sinfini ham qoʻshishadi. Aksariyat yulduzlar vodorod sintezi bilan mashgʻul bosh ketma-ketlikka oid. Absolut yulduz kattaligi va spektr tipiga koʻra grafik chizilganda bunday yulduzlar tor, diagonal chiziqqa tushadi[133]. Quyosh bosh ketma-ketlikdagi G2V sinfli sariq mitti boʻlib, harorat va hajmda oʻrtachadir.

Kichik harflar bilan belgilanadigan qoʻshimcha nomenklatura spektrning qiziqarli xususiyatlarini bildirish uchun ishlatiladi. Masalan, „e“ emissiya chiziqlari borligini; „m“ metallar darajasi yuqoriligini, „var“ esa spektr tipi oʻzgarib turishini bildiradi[133].

Oq mitti yulduzlar D harfi bilan boshlanuvchi alohida sinfga joylashtirilgan. Bu sinf spektr chiziqlariga koʻra yana DA, DB, DC, DO, DZ va DQ sinflariga boʻlinadi. Ushbu sinflar nomiga harorat koʻrsatkichi ham qoʻshiladi[134].

Oʻzgaruvchi yulduzlar

tahrir
Asosiy maqola: Oʻzgaruvchi yulduz
 
Tebranuvchi oʻzgaruvchi yulduz Miraning asimmetrik koʻrinishi. NASA HST surati

Oʻzgaruvchi yulduzlar ichki yoki tashqi xususiyatlari tufayli yorqinliklarida davriy yoki tasodifiy oʻzgarishlar boʻlib turadi. Ichki oʻzgaruvchi yulduzlar uchta prinsipial guruhga ajratiladi.

Evolutsiyasi paytida ayrim yulduzlar pulsatsiyalanuvchi oʻzgaruvchi yulduz fazasidan oʻtadi. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar hajmiga qarab bir necha daqiqadan bir necha yillargacha davriylik bilan radiusi va yorqinligini oʻzgartirib turadi. Bu turkumga Sefeidasimon yulduzlar va uzoq davriylikli Mirida yulduzlar kiradi[135].

Chaqnash yoki massiv otilib chiqish hodisalari tufayli yorqinligini keskin oshiruvchi yulduzlar eruptiv oʻzgaruvchilar toifasiga kiradi[135]. Bu guruhga protoyulduzlar, Wolf-Rayet va chaqnovchi yulduzlar hamda gigant va supergigantlar kiradi.

Kataklizmik yoki portlovchi oʻzgaruvchilar xususiyatlari dramatik oʻzgaradi. Bu guruhga yangi va oʻta yangi yulduzlar kiradi. Tarkibida oq mitti boʻlgan qoʻshaloq yulduz tizimi yangi va 1a tipli oʻta yangi yorqin yulduz portlashlarini boshidan kechirishi mumkin[67]. Portlash oq mitti qoʻshni yulduz vodorodini oʻziga tortib, sintez boshlanadigan massaga yetkazganida roʻy beradi[136]. Baʼzi yangi yulduzlar takroriy boʻlib, oʻrta amplitudali davriy portlashlarni boshidan kechiradi[135].

Yulduzlar yorqinligi oʻzgarishiga shuningdek tutiluvchi qoʻshaloq yulduzlar, kuchli dogʻlar chiqaruvchi aylanuvchi yulduzlar kabi tashqi faktorlar ham sabab boʻlishi mumkin[135]. Tutiluvchi qoʻshaloq yulduzga Algol misol boʻladi, uning yulduz kattaligi 2,87 kun davriylik bilan 2,3 va 3,5 orasida oʻzgarib turadi.

Tuzilishi

tahrir
Asosiy maqola: Yulduz tuzilishi

Barqaror yulduz ich qismi gidrostatik muvozanatdadir: har qanday kichik hajmdagi kuchlar bir-birini kompensatsiyalaydi. Muvozanatlashgan kuchlar yulduz ichkarisiga qaratilgan gravitatsiyaviy va tashqarisiga qaratilgan gradiyent bosim kuchlaridir. Bosim gradiyenti plazma harorati gradiyenti tomonidan belgilanadi; yulduz tashqi qismlari uning yadrosidan sovuqroq. Bosh ketma-ketlikdagi yoki gigant yulduz yadrosidagi harorat — kamida 107 K. Bosh ketma-ketlik yulduzida vodorod yoqilayotgan yadrodagi harorat va bosim termoyadroviy reaksiya olib borish va yulduz kollapsining oldini olish uchun yetarli boʻladi[137][138].

Yulduz ichida atom yadrolari parchalanar ekan, ular gamma nurlanish shaklida energiya chiqaradi. Bu fotonlar atrofdagi plazma bilan taʼsirlashib, yadroning issiqlik energiyasini oshiradi. Bosh ketma-ketlikdagi yulduzlar vodorodni geliyga ayalantirib, asta-sekin yadroda geliy yigʻib boradilar. Oqibatda geliy miqdori oshib ketib, yadroda energiya chiqarilishi toʻxtaydi. 0,4 va undan ortiq Quyosh massasili yulduzlarda reaksiya geliy yadroni oʻrab turuvchi va sekin oʻsib boruvchi degenerat qobiqqa koʻchadi[139].

Gidrostatik muvozanatdan tashqari, barqaror yulduz ichida issiqlik muvozanati ham ushlab turiladi. Ichkaridan tashqariga uzluksiz harorat gradiyenti oqib, issiqlik energiyasi har qatlamda sobit saqlanib turadi.

 
Ushbu diagramma Quyosh tipli yulduz kesimini koʻrsatadi. NASA rasmi

Yulduz ichida energiya oqimini ushlab turuvchi mintaqaga nurlanish hududi deyiladi. Bu mintaqada plazma perturbatsiyasi boʻlmay, har qanday massiv harakatlar toʻxtatiladi. Aks holda plazma beqaror boʻlib qolib, konveksiya boshlanadi va mintaqa konveksiya hududiga aylanadi. Bu hol juda yuqori energiya oqimlari boʻladigan mintaqalarda, masalan, yadro yaqinida yoki yuqori xiralik qatlamlarida roʻy berishi mumkin[138].

Bosh ketma-ketlikdagi yulduz tashqi qatlamida konveksiya boʻlish-boʻlmasligi uning massasiga bogʻliq. Quyoshdan bir necha marta massivroq yulduzlarda konveksiya hududi chuqur ichkarida, nurlanish hududi esa tashqi qatlamlarda boʻladi. Quyosh kabi kichikroq yulduzlarda esa aksincha, konveksiya hududi tashqariroqda joylashadi[140]. 0,4 Quyosh massasidan yengilroq qizil mittilar butunlay konvektivdirlar, bu ularda geliy yadrosi yigʻilishiga yoʻl qoʻymaydi[2]. Koʻp yulduzlarda konvektiv hududlar joylashuvi vaqt oʻtishi bilan oʻzgarib turadi[138].

Yulduzning kuzativchiga koʻrinadigan qismi fotosfera deyiladi. Bu qatlamda yulduz plazmasi yorugʻlik fotonlari uchun shaffof boʻladi. Bu yerdan yadrodan chiqayotgan energiya fazoga tarqaydi. Yulduz dogʻlari aynan shu fotosferada hosil boʻladi.

Fotosferadan tepada esa yulduz atmosferasi boʻladi. Quyosh kabi bosh ketma-ketlik yulduzida atmosferaning eng quyi qatlami xromosfera mintaqasi boʻlib, unda spikulalar shakllanadi va yulduz chaqnashlari roʻy beradi. Xromosferadan teparoqda oʻtish mintaqasi boʻlib, unda harorat atigi 100 km balandlikdayoq keskin koʻtariladi. Undan tepada esa yulduz toji boʻlib, u yerdagi oʻta qizigan plazma bir necha million kilometrga choʻzilishi mumkin[141]. Toj mavjudligi yulduz konvektiv hududining tashqi qatlamlarda yotishiga bogʻliq[140]. Yuqori haroratli boʻlishiga qaramay, toj juda kam yorugʻlik chiqaradi. Masalan, Quyosh toji faqatgina Quyosh tutilishi paytida koʻrinadi.

Tojdan teparoqda plazma zarrachalari shamoli esib, yulduzlararo muhitgacha tarqaladi. Quyosh shamoli geliosfera dab atalmish pufaksimon mintaqadan tashqariga chiqadi[142].


Yadrosi 10 million kelvingacha qizigan Quyoshda vodorod geliyga proton-proton sikli deb ataluvchi reaksiyda orqali aylanadi:[143]: 41H → 22H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV): 21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV): 23He → 4He + 21H (12,9 MeV)

Bu reaksiyalar quyidagi reaksiyaga olib keladi:: 41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

bu yerda e+ — pozitron, γ — gamma nurlanish fotoni, νe — neytrino, H va He — mos ravishda vodorod va geliy izotoplari. Bu reaksiya natijasida millionlab elektron volt energiya chiqadi (eV juda kichik energiya miqdori, shuning uchun bu energiya katta emas). Biroq bir vaqtda bunday reaksiyalarning juda ulkan miqdori sodir boʻlgani uchun yulduz nurlanishi kuchli boʻladi.

Sintez uchun kerakli minimal massa
Unsur Quyosh
massasi
Vodorod 0,01
Geliy 0,4
Uglerod 5[144]
Neon 8

Massivroq yulduzlarda geliy katalizatori uglerod boʻlgan uglerod-azot-kislorod siklida ajralib chiqadi[143].

Massasi 0,5 va 10 Quyosh massasi oraligʻida, yadrosi 100 million kelvinda boʻlgan evolutsiyalangan yulduzlarda geliy berilliy ishtirokidagi uchlamchi alfa jarayonida uglerodga aylanishi mumkin[143]:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

Natijaviy reaksiya quyidagicha:: 34He → 12C + γ + 7,2 MeV

Massiv yulduzlarning siqilayotgan yadrosida ogʻirroq unsurlar neon yadroviy yonishi va kislorod yadroviy yonishi jarayonlarida ham yoqilishi mumkin. Yulduz nukleosintezining oxirgi bosqichi kremniy yadroviy yonishi boʻlib, unda barqaror temir-56 izotopi ajralib chiqadi. Bundan soʻng sintez faqatgina endotermik jarayon orqali davom etishi, qolgan energiya faqat gravitatsiyaviy siqilish natijasida chiqishi mumkin[143].

Quyidagi misolda massasi Quyoshnikidan 20 marta katta boʻlgan yulduz qancha vaqtda yadroviy yoqilgʻisini yondirib bitkazishi koʻrsatilgan. Bosh ketma-ketlikdagi O-sinf yulduzi uchun bu 8 Quyosh radiusi va 62 000 Quyosh yorqinligi demaktir[145] .

Yoqilgʻi
materiali 		Harorat
(million kelvin) 		Zichlik
(kg/sm3) 		Yonish davri
(yil)
H 37 0,0045 8,1 million
He 188 0,97 1,2 million
C 870 170 976
Ne 1 570 3 100 0,6
O 1 980 5 550 1,25
S/Si 3 340 33 400 0,0315[146]

Manbalar

tahrir
  1. ↑ Bahcall, John N. „How the Sun Shines“. Nobel Foundation (2000-yil 29-iyun). Qaraldi: 2006-yil 30-avgust.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Richmond, Michael „Late stages of evolution for low-mass stars“. Rochester Institute of Technology. Qaraldi: 2006-yil 4-avgust.
  3. ↑ „Stellar Evolution & Death“. NASA Observatorium. 2008-yil 10-fevralda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 8-iyun.
  4. ↑ 4,0 4,1 Forbes, George. History of Astronomy. London: Watts & Co., 1909. ISBN 1-153-62774-4. 
  5. ↑ Hevelius, Johannis. Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia, Gdansk, 1690. 
  6. ↑ Tøndering, Claus „Other ancient calendars“. WebExhibits. 2019-yil 21-noyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 10-dekabr.
  7. ↑ von Spaeth, Ove (2000). „Dating the Oldest Egyptian Star Map“. Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology. 42-jild, № 3. 159–179-bet. Qaraldi: 2007-10-21.
  8. ↑ North, John. The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company, 1995 — 30–31-bet. ISBN 0-393-03656-1. 
  9. ↑ Murdin, P. „Aristillus (c. 200 BC)“, . Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, November 2000. DOI:10.1888/0333750888/3440. ISBN 0-333-75088-8. 
  10. ↑ Grasshoff, Gerd. The history of Ptolemy's star catalogue. Springer, 1990 — 1–5-bet. ISBN 0-387-97181-5. 
  11. ↑ Pinotsis, Antonios D. „Astronomy in Ancient Rhodes“. Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. Qaraldi: 2009-yil 2-iyun.
  12. ↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (29-iyun 1981-yil). "The Historical Supernovae". Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 355–370. 
  13. ↑ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). „The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova“. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6-jild, № 5. 635–640-bet. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17. ISSN 1009-9271.
  14. ↑ „Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star“. NAOA News (5-mart 2003-yil). 2003-yil 2-aprelda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 8-iyun. (Wayback Machine saytida 2020-05-12 sanasida arxivlangan)
  15. ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine „Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula“. SEDS. University of Arizona (30-avgust 2006-yil).
  16. ↑ Duyvendak, J. J. L. (1942). „Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54-jild, № 318. 91–94-bet. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409. {{cite magazine}}: Unknown parameter |month= ignored (yordam)
    Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (1942). „Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54-jild, № 318. 95–104-bet. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410. {{cite magazine}}: Unknown parameter |month= ignored (yordam)
  17. ↑ Brecher, K.; et al. (1983). „Ancient records and the Crab Nebula supernova“. The Observatory. 103-jild. 106–113-bet. Bibcode:1983Obs...103..106B.
  18. ↑ Kennedy, Edward S. (1962). „Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili“. Isis. 53-jild, № 2. 237–239-bet. doi:10.1086/349558.
  19. ↑ Jones, Kenneth Glyn. Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press, 1991 — 1-bet. ISBN 0-521-37079-5. 
  20. ↑ Zahoor, A. „Al-Biruni“. Hasanuddin University (1997). 2008-yil 26-iyunda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2007-yil 21-oktyabr.
  21. ↑ Montada, Josep Puig „Ibn Bajja“. Stanford Encyclopedia of Philosophy (28-sentabr 2007-yil). Qaraldi: 2008-yil 11-iyul.
  22. ↑ 22,0 22,1 Drake, Stephen A. „A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy“. NASA HEASARC (17-avgust 2006-yil). Qaraldi: 2006-yil 24-avgust.
  23. ↑ Greskovic, Peter; Rudy, Peter „Exoplanets“. ESO (24-iyul 2006-yil). 2008-yil 10-oktyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2012-yil 15-iyun. (Wayback Machine saytida 2008-10-10 sanasida arxivlangan)
  24. ↑ Ahmad, I. A. (1995). „The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization“. Vistas in Astronomy. 39-jild, № 4. 395–403 [402]-bet. Bibcode:1995VA.....39..395A. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X.
  25. ↑ Setia, Adi (2004). „Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey“. Islam & Science. 2-jild. 2012-07-10da asl nusxadan arxivlandi. Qaraldi: 2010-03-02. {{cite magazine}}: Andozada hech qanday qiymat berilmagan (boʻsh) nomaʼlum parametr mavjud: |seperator= (yordam)
  26. ↑ Hoskin, Michael „The Value of Archives in Writing the History of Astronomy“. Space Telescope Science Institute (1998). Qaraldi: 2006-yil 24-avgust.
  27. ↑ Proctor, Richard A. (1870). „Are any of the nebulæ star-systems?“. Nature. 1-jild, № 13. 331–333-bet. Bibcode:1870Natur...1..331P. doi:10.1038/001331a0.
  28. ↑ MacDonnell, Joseph „Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics“. Fairfield University. 2011-yil 21-iyulda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 2-oktyabr.
  29. ↑ Aitken, Robert G.. The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc., 1964 — 66-bet. ISBN 0-486-61102-7. 
  30. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). „Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer“. Astrophysical Journal. 53-jild. 249–259-bet. Bibcode:1921ApJ....53..249M. doi:10.1086/142603.
  31. ↑ 31,0 31,1 31,2 Unsöld, Albrecht. The New Cosmos, 5th, New York: Springer, 2001 — 180–185, 215–216-bet. ISBN 3-540-67877-8. 
  32. ↑ e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). „Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31“. The Astronomical Journal. 125-jild, № 3. 1298–1308-bet. Bibcode:2003AJ....125.1298B. doi:10.1086/346274.
  33. ↑ „Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission“. ESA (8-dekabr 1997-yil). Qaraldi: 2007-yil 5-avgust.
  34. ↑ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. „Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet“. Hubble Site (26-oktabr 1994-yil). 2016-yil 6-iyulda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2007-yil 5-avgust.
  35. ↑ „Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe“. Hubble Site (25-may 1999-yil). 2016-yil 19-dekabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2007-yil 2-avgust.
  36. ↑ „UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.“. UBC Public Affairs (8-yanvar 2007-yil). 2013-yil 27-iyulda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2007-yil 2-avgust.
  37. ↑ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne. Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination, Carsten Niebuhr Institute Publications. Museum Tusculanum Press, 1995 — 163-bet. ISBN 87-7289-287-0. 
  38. ↑ 38,0 38,1 Coleman, Leslie S „Myths, Legends and Lore“. Frosty Drew Observatory. Qaraldi: 2012-yil 15-iyun.
  39. ↑ „Naming Astronomical Objects“. International Astronomical Union (IAU). Qaraldi: 2009-yil 30-yanvar.
  40. ↑ „Naming Stars“. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). Qaraldi: 2009-yil 30-yanvar.
  41. ↑ Lyall, Francis; Larsen, Paul B. „Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies“, . Space Law: A Treatise. Ashgate Publishing, Ltd, 2009 — 176-bet. ISBN 0-7546-4390-5. 
  42. ↑ „Star naming“. Scientia Astrophysical Organization. (2005). 2015-yil 18-oktyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2010-yil 29-iyun.
  43. ↑ „Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises“. British Library. The British Library Board. 2010-yil 19-yanvarda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2010-yil 29-iyun.
  44. ↑ Andersen, Johannes „Buying Stars and Star Names“. International Astronomical Union. Qaraldi: 2010-yil 24-iyun.
  45. ↑ Pliat, Phil (September/October 2006). „Name Dropping: Want to Be a Star?“. Skeptical Inquirer. 30.5-jild. Qaraldi: 2010-06-29. {{cite magazine}}: sana kiritilishi kerak boʻlgan parametrga berilgan qiymatni tekshirish lozim: |date= (yordam)
  46. ↑ Adams, Cecil „Can you pay $35 to get a star named after you?“. The Straight Dope (1-aprel 1998-yil). Qaraldi: 2006-yil 13-avgust.
  47. ↑ Golden, Frederick; Faflick, Philip. „Science: Stellar Idea or Cosmic Scam?“. Times Magazine. Time Inc. (11-yanvar 1982-yil). 2013-yil 25-avgustda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2010-yil 24-iyun.
  48. ↑ Di Justo, Patrick. „Buy a Star, But It's Not Yours“. Wired. Condé Nast Digital (26-dekabr 2001-yil). 2012-yil 9-dekabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2010-yil 29-iyun.
  49. ↑ 49,0 49,1 Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). „Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars“. The Astrophysical Journal. 583-jild, № 2. 1024–1039-bet. arXiv:astro-ph/0210128. Bibcode:2003ApJ...583.1024S. doi:10.1086/345408.
  50. ↑ Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). „Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius“. Solar Physics. 186-jild, № 1/2. 1–11-bet. Bibcode:1999SoPh..186....1T. doi:10.1023/A:1005116830445.
  51. ↑ Woodward, P. R. (1978). „Theoretical models of star formation“. Annual review of astronomy and astrophysics. 16-jild, № 1. 555–584-bet. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
  52. ↑ Smith, Michael David. The Origin of Stars. Imperial College Press, 2004 — 57–68-bet. ISBN 1-86094-501-5. 
  53. ↑ Seligman, Courtney „Slow Contraction of Protostellar Cloud“. Self-published. 2008-yil 23-iyunda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 5-sentyabr. (Wayback Machine saytida 2008-06-23 sanasida arxivlangan)
  54. ↑ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". in Benvenuti, Piero; Macchetto, F. D.; Schreier, Ethan J.. Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute. p. 491. 
  55. ↑ Smith, Michael David. The origin of stars. Imperial College Press, 2004 — 176-bet. ISBN 1-86094-501-5. 
  56. ↑ Megeath, Tom. „Herschel finds a hole in space“. ESA (11-may 2010-yil). Qaraldi: 2010-yil 17-may.
  57. ↑ Mengel, J. G.; et al. (1979). „Stellar evolution from the zero-age main sequence“. Astrophysical Journal Supplement Series. 40-jild. 733–791-bet. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603.
  58. ↑ 58,0 58,1 Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). „Our Sun. III. Present and Future“. Astrophysical Journal. 418-jild. 457-bet. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
  59. ↑ Wood, B. E.; et al. (2002). „Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity“. The Astrophysical Journal. 574-jild, № 1. 412–425-bet. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797.
  60. ↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). „Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind“. Astronomy and Astrophysics. 61-jild, № 2. 251–259-bet. Bibcode:1977A&A....61..251D.
  61. ↑ „The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun“. Royal Greenwich Observatory. 2012-yil 3-iyunda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 7-sentyabr. (Wayback Machine saytida 2012-06-03 sanasida arxivlangan)
  62. ↑ „Main Sequence Lifetime“. Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology.
  63. ↑ Pizzolato, N.; et al. (2001). „Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests“. Astronomy & Astrophysics. 373-jild, № 2. 597–607-bet. Bibcode:2001A&A...373..597P. doi:10.1051/0004-6361:20010626.
  64. ↑ „Mass loss and Evolution“. UCL Astrophysics Group (18-iyun 2004-yil). 2004-yil 22-noyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 26-avgust. (Wayback Machine saytida 2004-11-22 sanasida arxivlangan)
  65. ↑ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). „Distant future of the Sun and Earth revisited“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386-jild, № 1. 155-bet. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. See also Palmer, Jason. „Hope dims that Earth will survive Sun's death“. NewScientist.com news service (22-fevral 2008-yil). Qaraldi: 2008-yil 24-mart.
  66. ↑ 66,0 66,1 Hinshaw, Gary „The Life and Death of Stars“. NASA WMAP Mission (23-avgust 2006-yil). Qaraldi: 2006-yil 1-sentyabr.
  67. ↑ 67,0 67,1 Iben, Icko, Jr. (1991). „Single and binary star evolution“. Astrophysical Journal Supplement Series. 76-jild. 55–114-bet. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565.
  68. ↑ „What is a star?“. Royal Greenwich Observatory. 2015-yil 25-oktyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 7-sentyabr. (Wayback Machine saytida 2015-10-25 sanasida arxivlangan)
  69. ↑ Liebert, J. (1980). „White dwarf stars“. Annual review of astronomy and astrophysics. 18-jild, № 2. 363–398-bet. Bibcode:1980ARA&A..18..363L. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.
  70. ↑ 70,0 70,1 70,2 „Introduction to Supernova Remnants“. Goddard Space Flight Center (6-aprel 2006-yil). Qaraldi: 2006-yil 16-iyul.
  71. ↑ Fryer, C. L. (2003). „Black-hole formation from stellar collapse“. Classical and Quantum Gravity. 20-jild, № 10. S73–S80-bet. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.
  72. ↑ Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B.. Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer, 1985. ISBN 90-277-2046-0. 
  73. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (30-yanvar 2006-yil). „Most Milky Way Stars Are Single“. Press-reliz. Qaraldi: 2006-yil 16-iyul.
  74. ↑ „What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?“. Royal Greenwich Observatory. 2015-yil 9-noyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 18-iyul. (Wayback Machine saytida 2015-11-09 sanasida arxivlangan)
  75. ↑ Borenstein, Seth. „Universe's Star Count Could Triple“. CBS News (1-dekabr 2010-yil). 2013-yil 15-oktyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2011-yil 14-iyul.
  76. ↑ „Hubble Finds Intergalactic Stars“. Hubble News Desk (14-yanvar 1997-yil). Qaraldi: 2006-yil 6-noyabr.
  77. ↑ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/soat × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 yil.
  78. ↑ Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). „The local density of matter mapped by Hipparcos“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313-jild, № 2. 209–216-bet. arXiv:astro-ph/9812404. Bibcode:2000MNRAS.313..209H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x.
  79. ↑ „Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic“. CNN News (2-iyun 2000-yil). 2007-yil 7-yanvarda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 21-iyul.
  80. ↑ Lombardi, Jr., J. C.; et al. (2002). „Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers“. The Astrophysical Journal. 568-jild, № 2. 939–953-bet. arXiv:astro-ph/0107388. Bibcode:2002ApJ...568..939L. doi:10.1086/339060.
  81. ↑ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.. „Nearby Star Is A Galactic Fossil“. Science Daily (11-may 2007-yil). Qaraldi: 2007-yil 10-may.
  82. ↑ Frebel, Anna; et al. (May, 2007). „Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium“. Astrophysical Journal Letters. 660-jild, № 2. L117–L120-bet. arXiv:astro-ph/0703414. Bibcode:2007ApJ...660L.117F. doi:10.1086/518122. {{cite magazine}}: sana kiritilishi kerak boʻlgan parametrga berilgan qiymatni tekshirish lozim: |date= (yordam)
  83. ↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. „How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?“. Scientific American (13-iyul 2006-yil). Qaraldi: 2007-yil 11-may.
  84. ↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). „The End of the Main Sequence“. The Astrophysical Journal. 482-jild, № 1. 420–432-bet. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  85. ↑ Irwin, Judith A.. Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons, 2007 — 78-bet. ISBN 0-470-01306-0. 
  86. ↑ „A "Genetic Study" of the Galaxy“. ESO (2006-yil 12-sentyabr). Qaraldi: 2006-yil 10-oktyabr.
  87. ↑ Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). „The Planet-Metallicity Correlation“. The Astrophysical Journal. 622-jild, № 2. 1102–1117-bet. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383.
  88. ↑ „Signatures Of The First Stars“. ScienceDaily (17-aprel 2005-yil). Qaraldi: 2006-yil 10-oktyabr.
  89. ↑ Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). „The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates“. Astronomy & Astrophysics. 367-jild, № 1. 253–265-bet. Bibcode:2001A&A...367..253F. doi:10.1051/0004-6361:20000477.
  90. ↑ Gray, David F.. The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press, 1992 — 413–414-bet. ISBN 0-521-40868-7. 
  91. ↑ „The Biggest Star in the Sky“. ESO (11-mart 1997-yil). Qaraldi: 2006-yil 10-iyul.
  92. ↑ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). „Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared“. Journal of Astrophysics and Astronomy. 16-jild. 332-bet. Bibcode:1995JApAS..16..332R.
  93. ↑ Davis, Kate „Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis“. AAVSO (1-dekabr 2000-yil). 2006-yil 12-iyulda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 13-avgust. (Wayback Machine saytida 2006-07-12 sanasida arxivlangan)
  94. ↑ Loktin, A. V. (2006). „Kinematics of stars in the Pleiades open cluster“. Astronomy Reports. 50-jild, № 9. 714–721-bet. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058. {{cite magazine}}: Unknown parameter |month= ignored (yordam)
  95. ↑ „Hipparcos: High Proper Motion Stars“. ESA (10-sentabr 1999-yil). Qaraldi: 2006-yil 10-oktyabr.
  96. ↑ Johnson, Hugh M. (1957). „The Kinematics and Evolution of Population I Stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69-jild, № 406. 54-bet. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012.
  97. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). „The Formation of Star Clusters“. American Scientist. 86-jild, № 3. 264-bet. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. 2005-03-23da asl nusxadan arxivlandi. Qaraldi: 2006-08-23. {{cite magazine}}: Andozada hech qanday qiymat berilmagan (boʻsh) nomaʼlum parametr mavjud: |seperator= (yordam) (Wayback Machine saytida 2005-03-23 sanasida arxivlangan)
  98. ↑ Brainerd, Jerome James „X-rays from Stellar Coronas“. The Astrophysics Spectator (6-iyul 2005-yil). Qaraldi: 2007-yil 21-iyun.
  99. ↑ Berdyugina, Svetlana V. „Starspots: A Key to the Stellar Dynamo“. Living Reviews (2005). Qaraldi: 2007-yil 21-iyun.
  100. ↑ Smith, Nathan (1998). „The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender“. Mercury Magazine. 27-jild. Astronomical Society of the Pacific. 20-bet. 2016-06-18da asl nusxadan arxivlandi. Qaraldi: 2006-08-13. {{cite magazine}}: Andozada hech qanday qiymat berilmagan (boʻsh) nomaʼlum parametr mavjud: |seperator= (yordam) (Wayback Machine saytida 2016-06-18 sanasida arxivlangan)
  101. ↑ „NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy“. NASA News (3-mart 2005-yil). Qaraldi: 2006-yil 4-avgust.
  102. ↑ „Stars Just Got Bigger“. European Southern Observatory (21-iyul 2010-yil). Qaraldi: 2010-17-24.
  103. ↑ Wolchover, Natalie „Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash“. LiveScience.com (7-avgust 2012-yil).
  104. ↑ „Ferreting Out The First Stars“. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (22-sentabr 2005-yil). Qaraldi: 2006-yil 5-sentyabr.
  105. ↑ „Weighing the Smallest Stars“. ESO (1-yanvar, 2005). Qaraldi: 2006-yil 13-avgust.
  106. ↑ Boss, Alan „Are They Planets or What?“. Carnegie Institution of Washington (3-aprel 2001-yil). 2006-yil 28-sentyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 8-iyun.
  107. ↑ 107,0 107,1 Shiga, David „Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed“. New Scientist (17-avgust 2006-yil). 2006-yil 14-noyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 23-avgust.
  108. ↑ Leadbeater, Elli. „Hubble glimpses faintest stars“. BBC (18-avgust 2006-yil). Qaraldi: 2006-yil 22-avgust.
  109. ↑ Kwok, Sun. The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge astrophysics series. Cambridge University Press, 2000 — 103–104-bet. ISBN 0-521-62313-8. 
  110. ↑ „Flattest Star Ever Seen“. ESO (11-iyun 2003-yil). Qaraldi: 2006-yil 3-oktyabr.
  111. ↑ Fitzpatrick, Richard „Introduction to Plasma Physics: A graduate course“. The University of Texas at Austin (13-fevral 2006-yil). 2010-yil 4-yanvarda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 4-oktyabr.
  112. ↑ Villata, Massimo (1992). „Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257-jild, № 3. 450–454-bet. Bibcode:1992MNRAS.257..450V.
  113. ↑ „A History of the Crab Nebula“. ESO (30-may 1996-yil). Qaraldi: 2006-yil 3-oktyabr.
  114. ↑ Strobel, Nick „Properties of Stars: Color and Temperature“. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. (20-avgust 2007-yil). 2007-yil 26-iyunda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2007-yil 9-oktyabr.
  115. ↑ Seligman, Courtney „Review of Heat Flow Inside Stars“. Self-published. Qaraldi: 2007-yil 5-iyul.
  116. ↑ „Main Sequence Stars“. The Astrophysics Spectator (16-fevral 2005-yil). Qaraldi: 2006-yil 10-oktyabr.
  117. ↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A.. Introductory Astronomy & Astrophysics, 4th, Saunders College Publishing, 1998 — 321-bet. ISBN 0-03-006228-4. 
  118. ↑ Koppes, Steve. „University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science“. The University of Chicago News Office (20-iyun 2003-yil). Qaraldi: 2012-yil 15-iyun.
  119. ↑ „The Colour of Stars“. Australian Telescope Outreach and Education. 2012-yil 22-fevralda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 13-avgust. (WebCite saytida 2012-03-10 sanasida arxivlangan)
  120. ↑ „Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun“. Hubble News Desk (15-iyul 2004-yil). Qaraldi: 2006-yil 24-may.
  121. ↑ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). „Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation“. The Astrophysical Journal. 532-jild, № 2. 1192–1196-bet. arXiv:astro-ph/9912031. Bibcode:2000ApJ...532.1192G. doi:10.1086/308617.
  122. ↑ Staff.. „Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator“. National Optical Astronomy Observatory (10-yanvar 2006-yil). 2019-yil 24-mayda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2007-yil 18-noyabr.
  123. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). „Starspots: A Key to the Stellar Dynamo“. Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.
  124. ↑ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). „Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres“. Astronomy and Astrophysics. 61-jild, № 6. 809–813-bet. Bibcode:1977A&A....61..809M.
  125. ↑ Chugainov, P. F. (1971). „On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars“. Information Bulletin on Variable Stars. 520-jild. 1–3-bet. Bibcode:1971IBVS..520....1C.
  126. ↑ „Magnitude“. National Solar Observatory—Sacramento Peak. 2008-yil 6-fevralda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 23-avgust. (Wayback Machine saytida 2008-02-06 sanasida arxivlangan)
  127. ↑ 127,0 127,1 „Luminosity of Stars“. Australian Telescope Outreach and Education. 2014-yil 9-avgustda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 13-avgust. (Wayback Machine saytida 2014-08-09 sanasida arxivlangan)
  128. ↑ Hoover, Aaron „Star may be biggest, brightest yet observed“. HubbleSite (15-yanvar 2004-yil). 2007-yil 7-avgustda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 8-iyun. (Wayback Machine saytida 2007-08-07 sanasida arxivlangan)
  129. ↑ „Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397“. HubbleSite (17-avgust 2006-yil). Qaraldi: 2006-yil 8-iyun.
  130. ↑ Smith, Gene „Stellar Spectra“. University of California, San Diego (16-aprel 1999-yil). Qaraldi: 2006-yil 12-oktyabr.
  131. ↑ Fowler, A. (1891–2). „The Draper Catalogue of Stellar Spectra“. Nature. 45-jild. 427–8-bet. Bibcode:1892Natur..45..427F. doi:10.1038/045427a0. {{cite magazine}}: sana kiritilishi kerak boʻlgan parametrga berilgan qiymatni tekshirish lozim: |year= (yordam)
  132. ↑ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes. The Classification of Stars. Cambridge University Press, 1990 — 31–48-bet. ISBN 0-521-38996-8. 
  133. ↑ 133,0 133,1 133,2 MacRobert, Alan M „The Spectral Types of Stars“. Sky and Telescope. 2013-yil 22-oktyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 19-iyul. (Wayback Machine saytida 2013-10-22 sanasida arxivlangan)
  134. ↑ „White Dwarf (wd) Stars“. White Dwarf Research Corporation. 2009-yil 8-oktyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2006-yil 19-iyul.
  135. ↑ 135,0 135,1 135,2 135,3 „Types of Variable“. AAVSO (11-may 2010-yil). 2018-yil 17-oktyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2010-yil 20-avgust.(Wayback Machine saytida 2018-10-17 sanasida arxivlangan)
  136. ↑ „Cataclysmic Variables“. NASA Goddard Space Flight Center (2004-yil 1-noyabr). Qaraldi: 2006-yil 8-iyun.
  137. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar Interiors. Springer, 2004 — 32–33-bet. ISBN 0-387-20089-4. 
  138. ↑ 138,0 138,1 138,2 Schwarzschild, Martin. Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press, 1958. ISBN 0-691-08044-5. 
  139. ↑ „Formation of the High Mass Elements“. Smoot Group. Qaraldi: 2006-yil 11-iyul.
  140. ↑ 140,0 140,1 „What is a Star?“. NASA (2006-yil 1-sentyabr). Qaraldi: 2006-yil 11-iyul.
  141. ↑ ESO (1-avgust 2001-yil). „The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT“. Press-reliz. Qaraldi: 2006-yil 10-iyul.
  142. ↑ Burlaga, L. F.; et al. (2005). „Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields“. Science. 309-jild, № 5743. 2027–2029-bet. Bibcode:2005Sci...309.2027B. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.
  143. ↑ 143,0 143,1 143,2 143,3 Wallerstein, G.; et al. (1999). „Synthesis of the elements in stars: forty years of progress“ (PDF). Reviews of Modern Physics. 69-jild, № 4. 995–1084-bet. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Qaraldi: 2006-08-04.
  144. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). „Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141-jild, № 3. 371–383-bet. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126.
  145. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). „The evolution and explosion of massive stars“. Reviews of Modern Physics. 74-jild, № 4. 1015–1071-bet. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
  146. ↑ 11,5 kun 0,0315-yilga teng.

Havolalar

tahrir
 
 Vikiomborda Yulduzlar
haqida turkum mavjud 

"https://uz.wikipedia.org/w/index.php?title=Yulduz&oldid=5280516" dan olindi