Maqolaning 1-qismini bu yerda o‘qing → sinaps.uz/maqola/11103
Boshqa yulduzlar haqida nima deyish mumkin?
Quyoshnikidan farqli oʻlaroq, biz ularning sirtini aniq koʻra olmaymiz. Katta masofalar tufayli qolgan yulduzlar shunchaki yorqin nuqtalar boʻlib koʻrinadi. Ammo biz bu nuqtalarning yorqinligini yuqori aniqlik bilan oʻlchashimiz mumkin va buni muntazam ravishda bajaramiz.
Aytishimiz mumkinki, barcha yulduzlar oʻzgaruvchan (va Quyosh ham bundan mustasno emas). Ularning yorqinligi vaqt oʻtishi bilan oʻzgaradi. Baʼzilari koʻproq, boshqalari esa kamroq tarzda oʻzgaradi va baʼzi hollarda bu oʻzgaruvchanlik yulduz sirtining tebranishlari bilan aniq belgilanadi.
Bizga uzoq vaqtdan beri sirti juda kuchli oʻzgaruvchan yulduzlar maʼlum. Ular pulsatsiyalanuvchi oʻzgaruvchan yulduzlar deb ataladi. Bu yulduzlarning eng yorqinlaridan biri — Sefeidlardir. Bular oʻta gigant yulduzlar boʻlib, ular Sefey yulduz turkumidagi Delta nomi bilan atalgan. Ular bir necha kun davomida kengayadi va qisqaradi. Yulduzlar kengaygan sari soviydi, xuddi bosimli idishdan chiqadigan havo sovigani kabi. Soviganda, ular juda xiralashadi, chunki yaxshi yaqinlikdagi qizdirilgan jismning yorqinligi uning haroratining toʻrtdan bir darajasiga mutanosibdir. Yulduz qanchalik sovuq boʻlsa, uning yorqinligi shunchalik past boʻladi. Ammo buning aksi ham yuz beradi. Yulduz qisqargan sari qiziydi va yorqinlashadi. Buni biz Sefeidlarda kuzatishimiz mumkin. Bundan tashqari, yulduzlar yuzasidagi harakatning Doppler oʻlchovlari ularning yorqinligi oʻzgarishi aniq jismoniy pulsatsiyalar bilan bogʻliqligini tasdiqlaydi.
Biroq yulduzning turli qismlari turlicha tebranishini tasavvur qiling. Qaysilaridir pastga tushadi, qaysilaridir yuqoriga koʻtariladi. Baʼzilar yorqinlashadi, baʼzilari esa, aksincha, xiralashadi. Bundan tashqari, bir xil boʻlmagan qismlarning oʻlchamlari turlicha boʻlishi mumkin. Keyin yulduz yorqinligining vaqtga bogʻliqligi ham oʻzgaradi.
Yorqinlik murakkab tarzda, oldindan aytib boʻlmaydigan shaklda oʻzgaradi. Agar biz ushbu oʻzgarishlardagi alohida davrlarni aniqlay olsak (bu shovqinlarning barchasini tarkibiy qismlarga ajratish orqali), unda yulduz yuzasida qaysi tebranishlar kattaroq va qaysi biri kichikroq, qaysi biri kuchli, qaysi biri zaif ekanini bilib olishimiz mumkin boʻladi. Bu gelioseysmologiya mutaxassislari hal qiladigan kuzatuv muammosidir.
Akustik toʻlqinlar tufayli yorqinlikning oʻzgarishi juda kichik miqdorda boʻladi. Ularni payqash uchun sizga yulduzning yorqinligini foizning yuzdan bir qismigacha va hatto mingdan bir qismigacha boʻlgan oʻlchamlarda, juda yuqori aniqlik bilan oʻlchay oladigan teleskoplar kerak boʻladi. Bunday teleskoplar yaqinda paydo boʻlgan. Birinchi navbatda, ular Yevropaning CoRoT, Amerikaning TESS va Kepler kosmik teleskoplaridir. Ayniqsa, soʻnggisi juda kuchli teleskopdir. Bu teleskoplarning barchasi birinchi navbatda, ekzosayyoralarni tranzit usulida qidirish va oʻrganish uchun yaratilgan. Bu vazifa yorqinlikni oʻlchashning yuqori aniqligini ham talab qiladi. Yulduz sirtining aperiodik elastik tebranishlaridan farqli oʻlaroq, tranzit qatʼiy davriy hodisadir. Sayyora yulduz diskining bir qismini oʻz orbital davrida bir marta toʻsgan paytda yulduz yorqinligining biroz pasayishiga olib keladi. Elastik tebranishlarning “shovqin”lari fonida yorqinlikning qatʼiy davriy oʻzgarishlari aniq koʻrinadi.
Bularning barchasi nima uchun kerak?
Gelioseysmologiya Quyosh ichki qismining aylanishi manzarasini qayta yaratish imkonini berdi.
Endi Quyosh ichida konvektiv zonaning boshlanishiga qadar qattiq jism aylanishini bilib oldik. U faqat tashqi yuzaning 30 foizini egallaydi va differensial aylanish deb ataladigan hodisani namoyish etadi. Quyoshning tashqi qatlamlari qutblarga qaraganda ekvatorda tezroq aylanadi. Yulduz yirik magnit maydonining shakllanishida ichki va tashqi zonalar orasidagi chegara muhim rol oʻynaydi. Bu natijaning aniqlanishiga ushbu yil mukofotining ikkinchi laureati, Yorgen Kristensen Dalsgor katta hissa qoʻshdi.
Quyoshning neytrino oqimini kuzatish mumkin boʻlganidan uch baravar koʻp boʻlishi kerakligini bashorat qilgan gelioseysmologiya Quyoshning ichki tuzilishi modelini tasdiqlashda asosiy oʻrin tutadi. Bu muammo oʻnlab yillar davomida astrofiziklarni qiynab kelgan. Uning ikkita yechimi bor edi: yo Quyoshning mavjud modeli notoʻgʻri ekanini tan olish yoki neytrino bilan tushunarsiz hodisa sodir boʻlayotganini aytish. Gelioseysmologiya tufayli muammo neytrinolarda ekanini aniqlash mumkin boʻldi. Neytrino oqimi quyosh yadrosining zichligi, harorati va kimyoviy tarkibining taqsimlanishiga bogʻliq. Buni gelioseysmologiya usullari bilan tekshirish mumkin. Shuning uchun elementar zarrachalarni oʻrganadigan tadqiqotchilar astrofizik hamkasblaridan farqli ravishda oʻzining nazariyalariga tuzatishlar kiritishi kerak boʻldi (quyosh neytrino muammosi haqida koʻproq “Sof anomaliya” materiallaridan bilib olishingiz mumkin).
Konni Arts quyoshli bosqichdan oʻtib, vodorod yoqilgʻisini sarflab boʻlgan ulkan yulduzlar boʻyicha astroseysmik tadqiqotlari bilan mashhur olimdir. Bu yulduzlar biroz boshqacha ichki tuzilishga ega. Astroseysmologiya yulduzlarni evolyutsiyaning turli bosqichlarida farqlash va ularning qaysi biri geliyni termoyadroviy tarzda yoqishi haqidagi savolga javob berishga imkon berdi. Agar hozir yulduzning yadrosida geliy yonayotgan boʻlsa, uning harorati va zichligi tinch yadroning harorati, zichligidan farq qiladi. Shuning uchun elastik toʻlqinlar unda turlicha tarqaladi. Geliyning yonishi yulduzning umri bilan solishtirganda juda tez jarayondir, shuning uchun undan yulduzning yoshini aniqlashda foydalanish mumkin. Bundan tashqari, tebranish spektrini oʻlchash evolyutsiyaga uchragan yulduzlar ichki qatlamlarining harakatini yaxshiroq tushunish va uni yulduz evolyutsiyasi nazariyasi aytib oʻtgan sharhlar bilan solishtirish imkonini berdi.
Astroseysmologiya yakka yulduzlarning ogʻirligini, oʻlchamini va yoshini oʻlchashning eng aniq usullaridan biriga aylandi. Yulduzlarning ogʻirligi ularning zichligi bilan bogʻliq, yulduzning ichki qismidagi tovush tezligi esa zichlikka bogʻliq. Yulduzning kattaligi bilan birga, bu tezlik butun yulduz boʻylab tovush toʻlqinining tarqalishi uchun zarur boʻlgan xarakterli vaqtni belgilaydi. Vaqt esa yuza tebranishlarining chastotasi bilan bogʻliq miqdordir. 80-yillarda faoliyat olib borgan Ulrix va boshqa nazariyotchilarning ishidan boshlab, astroseysmologlar oʻzining arsenalida yulduz yorqinligi oʻzgarishining maksimal chastotasi, shuningdek, asosiy garmonikalar orasidagi chastotalar farqi bilan oʻxshashlik munosabatiga ega boʻldi. Bular Quyosh birliklarida yulduzning ogʻirligi, radiusi va zichligini tiklash imkonini beradi. Boshqa tomondan, yulduzlar evolyutsiyasi modellari maʼlum yoshdagi yulduz uchun ogʻirlik, radius, yorugʻlik va haroratning aniq qiymatlarini, boshlangʻich massasini va kimyoviy tarkibini oldindan aytib beradi.
Astroseysmologik usullar yordamida astrofizikaning asosiy nazariyalaridan biri boʻlgan yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasini sinab koʻrish imkoni yuzaga keladi. Bu bizning Quyoshimizni qanday kelajak kutayotganini toʻgʻri tushunishga yetaklaydi.
Ammo astroseysmologiyaning imkoniyatlari shu bilan tugamaydi. Masalan, ekzosayyora xususiyatlarini aniqlash, umuman olganda, ekzosayyora atrofida aylanayotgan yulduz xususiyatlarini qanchalik yaxshi bilishimizga chambarchas bogʻliqdir. Aynan astroseysmologiya tufayli yulduzlar atrofidagi yashashga yaroqli zonada joylashgan Yer massali sayyoralarni aniqlash mumkin boʻldi.
Gelio va astroseysmologiya yulduzlar haqidagi koʻplab savollarga nazariy emas, balki amaliy nuqtayi nazardan javob berishga imkon beradi. Ular Eddington oʻylagan va yulduzning sirtini teshib, uning markaziga nazar tashlashga imkon beradigan uskuna boʻlib chiqdi. Agar bugun u yulduzlar haqida ushbu kitobni yozishga qaror qilsa, kitob ”astroseysmologiya» soʻzi bilan boshlangan boʻlardi.
Muallif: Anton Biryukov.Ushbu maqola nplus1.ru saytidagi “Звезды волнуются раз. Что такое астросейсмология и зачем она нужна” nomli maqolaning tarjimasi.
Muqova surat: nplus.ru
