Galaktikadagi diffuz materiya. Yulduzlararo gaz. O'ta qaynoq yulduzlar

Galaktikadagi diffuz materiya. Yulduzlararo gaz. O'ta qaynok yulduzlar REJA: 1. Galaktikalari tashkil etuvchilari nimalardan iborat? 2. Diffuz materiya va uning sodir bo'lish jarayoni . 3. Yulduzlararo chang-gaz tumanligini paydo bo'lishi. 4. Yulduzlar paydo bo'lishining evolyutsiyasi nimalardan iborat? Yulduzlararo muhit. Yulduzlararo muhit asosan ikki tashkil etuvchidan iborat bo'ladi 1) Gaz zarrachalarida 2) Chang zarrachalaridan iborat bo'ladi. Bu parametrlar koinotni yoki yulduzlararo muhit belgilovchi asosiy kattalik .Faraz kilaylik biror i intensivlikka ega bo'lgan yoritkich yoki yulduz d= 1 sm2 bo'lgan yuzadan o'tgan I intensivlikka teng bo'ladi Bu intensivlik I esa yulduzlararo muhitning zichligiga nisbatan qarshilikka qarab intensivlik quyidagicha o'zgaradi. I=I010-3 (1) (1)dan ko'rinib turibdiki intensivlikning o'zgarishi a ga bolik bo'lmay, l bilan teskari bog'langan I intensivlikni 2- qadar kamayishiga sabab bo'luvchi zichlik o'rtacha quyidagiga teng bo'ladi. =3,3 10-22 г=sm3 Bunday xorlda intensivlik 100 marta kamayadi Yulduzlararo muhitda qutblanish. Ma'lum yuzani kuzatish uchun teleskoplarning obekti oldiga poleroid analizator qo'yiladi. Bu analizator Р o'qi atrofidan aylanish vaqtida obektivdagi manba nurlanishi maksimumga erishadi Yoki minimumlariminimumga, maksimumlari maksimumga erishadi. Natijada intensivligi juda yuqori bo'lgan tasvir oqulyarga tushadi. Yulduzlararo muhitda nurlanishni intensivligini farqlash uchun qutblanish darajasi degan kattalik kiritiladi va u quyidagicha bo'ladi Imax Imin Рқ (2) Intensivlikni o'zgarishi Imax - Iminқ0m,1 (3) teng bo'lib, bu farq ba'zida o'zgarib turadi. Masalan oqqush yulduz turkumini sida ( Imax - Imin) о=куш =0m22 Yulduzlararo muhitda qutblanish darajasi nurlanish bilan bevosita bog'liq bo'ladi Shuning uchun yulduz kattaldigshi balan ham bog'liq m=2,5lg (4) Koinotda chang zarrachalarining bunday qutblanishi astrrfizik asosiy kattaliklaridan biri hisoblanadi. Eruptiv o'zgaruvchi yulduzlar bo'lib, yorqinligi keskin o'zgaruvchi (chaknovchi) yulduzlardir. Ularning chaqnashlari portlash hisobiga bo'ladi. Portlash tufayli bunday yulduzlarning ravshanligi bir necha kun davomida o'nlab million marta ortadi ya'ni yulduz kattaligi 18-19 kattalikka ortadi. Yulduz o'z ravshanligining maksimumiga erishganda, o'zi joylashgan Galaktika ravshanligidan o'nlab marta ko'p ravshanlikka ega bo'ladi va absolyut yulduz kattaligi -11 dan to -18 kattalikkacha yetadi. O'ta yangi yulduzlar o'z yorqinligining maksimumiga, portlash yuz bergandan keyin 2-3 xafta o'tgach erishadi va so'ngra bir necha oy davomida uning yorqinligi 25-30 marta kamayadi. Chaqnash davomida o'ta yangi yulduzlar umumiy nurlanish energiyasi 1010 erggacha yetadi. Ma'lum galaktikada taxminan 100 yil ichida o'tayangi yulduzlarning chaqnashi 1-2 martagina bo'lishi mumkin. Tarixda bizning Galaktikamizda ham bir necha o'ta yangi yulduzlarning chaqnashi kuzatilgan. Bular ichida Savr yulduz turkumida 1054 yilda Xitoy astronomlari tomonidan kuzatilgani eng quvvatlilaridan hisoblanadi. Bu yulduzni bir necha kun davomida portlashdan so'ng kunduzi ham ko'rishning iloji bo'ldi. 1572 yili boshqa bir o'ta yangi yulduz Tixo Brage tomonidan Kassiopeya yulduz turkumida, ...