Yulduzlar qanday o'ladi

Yulduzlar qanday o'ladi Yulduzlar abadiy emas. Ular tug'iladi, yashaydi va o'ladi. Yulduz tug'ilgandan keyin juda uzoq vaqt o'zgarmas, deyarli statsionar holatda bo'ladi. Ularning bunday ustuvor statsionar holatida yulduzni qisilishiga majbur etuvchi gravitatsion kuch va uni kengayishga majbur etuvchi issiq gaz bosim kuchi hamda nurlanish bosim kuchi yig'indisi orasidagi muvozanati tufayli vujudga keladi. Har sekundda yulduzlarning sirtidan nurlanish ko'rinishida juda ko'p issiqlik energiyasi chiqib turadi. Energiyani bunday nurlanishi ularning qa'rida kechuvchi termoyadro reaksiyalari natijasida kompensatsiyalanadi. Uning tarkibidagi vodorodning (yadro energiya zapasini belgilovchi) asosiy qismi yonib tamom bo'lguncha, tashqi ko'rinishida hech qanday o'zgarish yuz bermaydi. Bunday zapas miqdori juda ko'p bo'lsa ham chegaralangandir. Masalan massasi Quyosh massasiga teng (MG≈2·1033 gr), yorqinligi L≈4·1033 ergs bo'lgan yulduz hammasi bo'lib ~10 mlrd. yil yashaydi. Yulduzlarning massasini oshishi bilan yorqinlik miqdori keskin oshadi va M≈10MG massali yulduz ~10mln. yil yashaydi. O'zining yadro energiya zapasini tugatgan yulduz bilan qanday hodisa yuz beradi? Tushinarliki, yulduzda issiqlik manbai tugagandan keyin gaz bosimi gravitatsiya kuchini kompensatsiyalay olmaganligi sababli, gravitatsiya kuchi ta'siri ostida siqila boshlaydi. Biror narsa bu siqilishni to'xtata oladimi? Hisoblashlarni ko'rsatishicha, massasi Quyosh massasidan kichik bo'lgan yulduzlar, qisilib evolyutsiyasi jarayonida oq karliklarga aylanadi. Oq karliklarda og'irlik kuchi kvant xususiyatiga ega bo'lgan aynigan elektronlar bosimi tomonidan kompensatsiyalanadi. Yangi hosil bo'lgan oq karlik muhiti issiqlik energiyasi (og'ir zarralar - ionlar harakatining kinetik energiyasi) zapasi yetarlicha katta bo'ladi. Shuning uchun bunday obyektlar asta-sekinlik bilan so'nib (bir necha million yil davomida) energiya nurlaydi. Oq karliklar juda ko'p miqdorda kuchsizlanuvchi ko'k obyektlar ko'rinishida kuzatiladi. Lekin barcha yulduzlar ham shunday tinch va sekin so'nmaydi. 1930 yillar hindistonlik astrofizik Chandrasekar ko'rsatdiki, agar yulduzning massasi 1,2M๏ -dan katta bo'lsa, aynigan elektronlarni bosim kuchi gravitatsiya kuchini kompensatsiyalay olmaydi va bunday yulduz yana siqiladi. Bunda nisbatan yengil yulduzlar sekunlik bilan siqilsa va uning markazida oq karlik tug'ilsa, M1,2M๏ li yulduzlarda siqilish natijasida shunday bir davr vujudga keladiki, u o'zining mexanik ustuvorligini buzadi va o'zining markaziga qarab shunday katta tezlik bilan siqiladiki, siqilish katastrofa shaklini oladi. Bunday katastrofik yulduzlar shunday tezlik bilan siqiladiki, juda kichik vaqtdan keyin yulduz markazidagi muhit zichligi yadro muhiti zichligiga (1014÷1015 grsm3) yetadi. Olimlar yulduzlar kollaps jarayonini tekshirib bir necha holatlar bo'lishi mumkin ekanligini ko'rsatdilar. 1930 yilda L.D.Landau tomonidan ko'rsatilishicha yulduz 1014-1015 grsm3 zichlikgacha siqilganda yangi ustuvor holatga o'tishi mumkin. Bunday golatda yulduzning muhiti asosan neytronlardan tashkil topgan bo'ladi. Bunday holatda gravitatsion bosim milliard marotaba oshgan bo'lib, u aynigan neytronlar bosimi tomonidan muvozanatlanadi. Bunday obyektlarga neytronli yulduz deyilib, ularning xususiyatlarini biz yuqorida ko'rib chiqqan edik. Neytronli ...