Agar yulduzlar fizik xossalariga koʻra diagrammaga terib chiqilsa, ular oʻz evolyutsion bosqichiga muvofiq, yaqqol namoyon boʻluvchi guruhlarga ajraladi
Yulduzlarning turi koʻp. Diametri Quyoshnikidan 30 barobar katta boʻlgan yulduzlar ham bor, shuningdek, Yerdagi yirik bir shahar kattaligicha keladigan oʻlchamdagi yulduzlar ham mavjud.
Shu darajada qaynoq yulduzlar borki, ularning nurlanish spektridagi asosiy rang — binafsharang boʻladi. Qolaversa, yana shu darajada “sovuqroq” yulduzlar ham borki, ular spektrda toʻq qizil rang bilan namoyon boʻladi va juda xira tortib qolgan boʻladi.
XIX asrda astronomiyada tub burilish sodir boʻldi. Olimlar mumtoz falakkiyotshunoslik ilmi — klassik astronomiyadan chetlashib, astrofizika sohasiga qadam qoʻya boshladi. Agar mumtoz astronomiyada markaziy savollar — “Qayerda, qanday va qayoqqa harakatlanyapti?” qabilida qoʻyilgan boʻlsa, endi astrofizikada masalaning mohiyatini ochishi kerak boʻlgan savollar — “Bu nima oʻzi? Qanday kelib chiqqan va qanday tuzilgan?” tarzida yangray boshladi.
Bu boradagi qilinishi kerak boʻlgan birlamchi vazifalardan biri, yulduzlarni hech boʻlmaganda, tashqi qiyofasiga koʻra tasniflash masalasi edi. Aynan shu masala ustida bir-biridan mustaqil ravishda bosh qotirgan ikki olim — daniyalik Eynar Gersshprung (1873–1967) va amerikalik Genri Rassel (1877–1957) tomonidan hozirda astrofizikada keng qoʻllaniladigan va fanda “Gersshprung-Rassel diagrammasi” deb yuritiladigan yulduzlar diagrammasi yaratilgan. Yozilishi va talaffuzi biroz qiyin boʻlgani sababli Gersshprung-Rassel diagrammasini koʻpincha “GR diagrammasi” deb qisqartiriladi.
GR diagrammasini ikki olim bir-biridan mustaqil ravishda ishlab chiqqanini yuqorida ham aytdik. Uni mutlaqo boshqa-boshqa davlatlarda, hatto boshqa-boshqa qitʼalarda yashab ishlagan astrofiziklar, bir-biridan bexabar ravishda deyarli bir vaqtda ishlab chiqqan.
Diagramma mualliflaridan biri Genri Rassel XX asr boshidagi Amerikaning eng yirik astronomlaridan biri boʻlib, uzoq yillar mobaynida yulduzlarning hayot siklini bayon qilish masalalari bilan shugʻullangan va taxminan 1909-yilda uning xayoliga diagrammani chizish gʻoyasi kelib qolgan.
Biroq u ishni ancha choʻzgan va faqat 1913-yilga kelibgina oʻzining diagrammasini chizib koʻrsatgan. Daniyada faoliyat yuritgan Eynar Gersshprung esa bunday diagrammani ishlab chiqish gʻoyasini biroz avval amalga oshirgan boʻlib, biroq uning mazkur salmoqli ilmiy ishi bir muddat davomida jahonning yirik olimlari eʼtiboridan chetda qolib ketgan.
Buning sababi esa juda oddiy: Gersshprung oʻz ilmiy izlanishlari natijasini hamda oʻz talqinidagi ilk yulduzlar evolyutsiyasi diagrammasini 1905 va 1907-yillarda unchalik ham taniqli boʻlmagan hamda juda tor ixtisoslikka ega boʻlgan nemis tilidagi “Ilmiy fotografiyalar jurnali”da (Zeitschrift fuer Wissenschaeftliche Photographie) chop etish bilan kifoyalangan.
Shu sababli ham to 1930-yilgacha ilmiy manbalarda mazkur diagramma shunchaki “Rassel diagrammasi” deb atalgan. Faqat tasodifiy tarzda bir vijdonli olim tomonidan Gersshprung diagrammasi haqida xabar topilganidan keyin uning mehnatlari ham munosib eʼtirof etiladi.
GR diagrammasida vertikal oʻq yulduzlarning yorqinligini (yorugʻlik nurlanishi intensivligini) ifodalaydi, gorizontal oʻq esa uning sirtidagi kuzatilayotgan harorat ifodalanadi. Agar muayyan yulduz va Yer orasidagi masofa aniq boʻlsa, unda ushbu har ikkala miqdoriy koʻrsatkichlarni eksperimental tarzda oʻlchab tekshirish mumkin.
Tarixan shunday vaziyat shakllanganki, x oʻqida yulduzlarning sirt harorati teskari tartibda joylashtiriladi. Yulduz sirtidagi harorat qanchalik yuqori boʻlsa, u oʻqda shunga mos ravishda chaproqda joylashadi. Bu shunchaki shartli ravishda olingan narsa boʻlib, uning oʻng yoki chapga qarab oʻsishining diagramma uchun ahamiyati yoʻq va bu narsani muhokama qilishdan hech bir naf ham mavjud emas.
Shunchaki matematikada son qiymati qanchalik katta boʻlsa, u son oʻqida oʻngda joylashishi haqidagi qoidaga oʻrganib qolgan kishilar uchun GR diagrammasidagi ushbu oʻziga xoslik ajablanarli boʻlishi mumkin. GR diagrammasining astronomiya nuqtayi nazarida mohiyati shundaki, unga imkon qadar koʻproq sondagi eksperimental kuzatilayotgan yulduzlarni kiritish maqsad qilinadi.
Unda har bir yulduz oʻziga mos nuqta bilan ifodalanadi. Muayyan yulduzning GR diagrammasidagi joylashuviga koʻra, yulduzlarning spektral va yorqinlik nisbatlariga koʻra tarqalish qonuniyatlari oʻrganiladi.
Sinchiklab oʻrganishlar shuni koʻrsatdiki, yulduzlarning GR diagarammasiga koʻra bu tarzda tarqalishi bejiz emas ekan. Yorqinligi va spektriga koʻra yulduzlar uchta qatʼiy toifalarga farqlanadi va astrofizikada bu toifalar “ketma-ketliklar” deyiladi.
Diagrammada yuqori chap burchakda, pastki oʻng burchak tomon asosiy ketma-ketlik tortilgan boʻladi. Jumladan, bizning Quyosh ham mazkur asosiy ketma-ketlikka mansubdir. Asosiy ketma-ketlikning yuqori qismida eng yorqin va qaynoq yulduzlar joylashgan. Oʻng pastki burchakda esa eng xira va uzoq yashaydigan yulduzlar oʻrin olgan.
Oʻngroqda va yuqoriroqda alohida guruh boʻlib, oʻta yuqori darajadagi yorqinlikka ega boʻlgan va yorqinligi sirt harorati bilan proporsional boʻlmagan yulduzlar joylashgan. Bu yulduzlarning yorqinligiga nisbatan sirt harorati pastligi xarakterlidir. Mazkur toifaga (ketma-ketlikka) qizil va oʻta gigantlar kiradi.
Pastki chap tarafda yana alohida guruh boʻlib turgan ketma-ketlikka mitti va sovuq yulduzlar mansubdir.
Alohida taʼkidlab oʻtish joizki, koinotda kuzatilayotgan yulduzlarning aksariyat qismi asosiy ketma-ketlikka mansub boʻlib, ularning energiyasi vodoroddan geliy hosil qilinishi bilan kechadigan termoyadro sintezi reaksiyasi evaziga hosil boʻladi.
Aslida GR diagrammasidagi ushbu mazkur uch ketma-ketliklar yulduzlarning hayot sikli etaplariga mos keladi. Oʻng yuqori burchakdagi qizil va oʻta gigantlar bu — oʻz umrining soʻngi qismini “yashayotgan” va tashqi qobigʻi mislsiz darajada shishib, kengayib borayotgan “qariya” yulduzlar.
Bizning Quyosh ham taxminan 6,5 milliard yildan keyin shu taqdirga roʻbaroʻ boʻladi. Oʻshanda Quyoshning tashqi qobigʻi chegarasi hozirda Venera sayyorasi joylashgan hududgacha shishib keladi. Diagrammaning mazkur qismida joylashgan yulduzlar asosiy ketma-ketlikda joylashgan yulduzlar bilan deyarli bir xil miqdorda energiya chiqaradi.
Lekin ushbu energiyani koinotga tarqatib yuborish uchun foydalaniladigan sirt yuzasi favqulodda katta boʻlgani sababli yulduzning oʻzi nisbatan sovuq boʻlib qolaveradi.
Diagrammaning chapki past burchagiga eʼtibor qaratamiz. Bu joyda oq mittilar joylashgan. Bu yulduzlar juda qaynoq, lekin juda mitti boʻladi. Odatda ularning oʻlchami arang Yer sayyorasi oʻlchamidek keladi xolos.
Shu sababli ham koinotga nisbatan kam energiya chiqargan holda boshqa yulduzlarga qaraganda anchayin kichik sirt yuzasiga egaligi tufayli nisbatan yorqin spektrda namoyon boʻladi.
Umuman olganda, Gersshprung-Rassel diagrammasi orqali muayyan yulduzning umumiy hayot siklini kuzatib borish mumkin. Avvaliga asosiy ketma-ketlikdagi yulduz gaz-chang bulutidan kondensatsiyalanadi va dastlabki termoyadro sintezini yoʻlga qoʻyish kifoya qiladigan bosim va haroratgacha zichlashadi.
U yulduz boʻlib porlashi bilan asosiy ketma-ketlikdagi oʻziga munosib nuqtadan joy oladi. Yulduz hali porlab turar ekan, (vodorod zaxiralari hali tugab bitmagan paytlarda) u asosiy ketma-ketlikda deyarli siljimasdan, oʻz joyida turaveradi.
Vodorod zaxirasi tugashi bilanoq yulduz avvaliga qizil yoki oʻta gigant koʻrinishgacha shishib, qizib boradi va diagrammaning oʻng yuqori qismiga koʻchadi. U keyinchalik sovib, oq mitti darajasigacha siqilishi sodir boʻlgach, diagrammadagi chap quyi tarafdan joy egallaydi.
Maqola orbita.uz saytidan olindi. Original maqola → Astronomiyada qo‘llaniladigan masofa birliklari
Muqova surat: freepik.com
