yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi

DOCX 112,9 КБ Бесплатная загрузка

Предварительный просмотр (5 стр.)

Прокрутите вниз 👇

1691920974.docx yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi reja: 1. yulduzlarning gaz va chang bulutlaridan kondensatsiyalanishi 2. yulduzlarni gravitetsion siqilish vaqti va ularni asosiy ketma - ketligiga tushishi 3. yulduzlar evolyutsiyasi jarayonini bosqichlari /docprops/thumbnail.emf yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi reja: 1. yulduzlarning gaz va chang bulutlaridan kondensatsiyalanishi 2. yulduzlarni gravitetsion siqilish vaqti va ularni asosiy ketma- ketligiga tushishi 3. yulduzlar evolyutsiyasi jarayonini bosqichlari yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi reja: 1. yulduzlarning gaz va chang bulutlaridan kondensatsiyalanishi 2. yulduzlarni gravitetsion siqilish vaqti va ularni asosiy ketma- ketligiga tushishi 3. yulduzlar evolyutsiyasi jarayonini bosqichlari 1. yulduzlarning gaz va chang bulutlaridan kondensatsiyalanishi. yulduzlarning yoshi 106 yillardan (tarrqoq yulduz to’dalari va asosiatsiyalari) dan boshlab 10 10 yilgacha (sharsimon shakildagi to’da yulduzlari uchun) bo’lishi mumkin. ko’pchilik kuzatuvchilar fikricha yulduzlar yuluzlararo fazodagi diffuz gazlardan kondensatsiyalanadi. bunday yosh yulduzlar galaktika yelkalaridagi gaz va chang ko’p bo’lgan sohalarda taqsimlanishi bilan tasdiqlanadi. diffuz tumanliklar galaktika yelkalarida …

a’lum kritik kattalikdan oshsa bu hajmdagi muhit gravitatsiya kuchi ta’siri ostida siqila boshlaydi. bu jarayonga gravitatsion kondensatsiyalanish jarayoni deyiladi. kritik massa kattaligi zichlikga, temperaturaga va o’rtacha molekulyar og’irlikka bog’liq bo’ladi. hisoblashlarni ko’rsatishicha diffuz materiyani zichligi yetarlicha katta bo’lgandagina yulduzlar kondensatsiyalanishi yetarli sharoitlar tasodifiy fluktuatsiyalar natijasida holsil bo’ladi, lekin qayd qilish mumkinki muhit zichligini oshishi ma’lum regulyar jarayonlar natijasida vujudga kelishi mumkin. diffuz materiyaning eng zich sohalari globulalar yani fil hartumlari otning boshi shaklidagi tumanlik bo’lsa kerak. globulalar va fil hartumlari yorqin tumanliklar fonida kuzatiluvchi tiniqmas qora kompakt tuzulishlaridir. globulalar aylanma yorug’ halqa shaklida bo’lib, filning hartumlari teng polosa shaklida bo’lib yorug’ materiya ichida ko’rinadi. globulalar va fil hartumlari yulduzlarni boshlang’ich avlodlari bo’lsa kerak, lekin buni to’g’ri isboti hali mavjud emas. teskari isboti uchun kometa shaklidagi tumanliklarni olish mumkin. bunday tumanliklar kometa dumi konusi shaklida ko’rinadi. odatda bunday tumanlikni boshida t buzoq tipidagi yosh siqiluvchi yulduz joylashgan bo’ladi. bunday yulduz tumanlik …

ha kichikdir. bu vaqt ularning massasiga bog’liqdir. yulduzlarning massasi qancha kata bo’lsa gravitatsion siqilish vaqti shuncha kichik bo’ladi. massasi quyosh massasiga teng bo’lgan protoyyulduz taxminan 10 8 yilda siqiladi. yulduzlarning boshlang’ich siqilish vaqti juda tez o’tganligi tufayli bu stadiyadagi yulduzlarni kuzatish juda qiyin bo’ladi. taxminiy farazlarga ko’ra t- buzoqch ko’rinishidagi noto’g’ri o’zgaruvchan yulduzi evolyutsiyaning boshlang’ich stadiyasidagi yulduzdir. ngc6530 galaktikasidagi yulduzlar to’dasi uchun yulduz kattaligi rang ko’rsatgich diagrammasini tahlilini ko’rsatishicha rang ko’rsatgichi (b-v)>0 bo’lgan yulduzlar asosan t-buzoqcha tipidagi yulduzlardan iboratdir. bunday siqilgan yulduzlar guruhi asosiy ketma-ketlikdan o’ng tarafda joylashgan yulduzlardir. 1-rasm. ngc 2264 galaktikasidagi yulduzlar to’dalari taxminan 107 yil oldin paydo bo’lgan yosh yulduzlardir. bu yulduz to’dasida o-b sinflarga mansub bo’lgan massiv yulduzlar ancha vaqt oldin yulduzlar asosiy ketma-ketligiga tushgan yulduzlar bo’lsalar kichik massalilari hali gravitatsion kondensatsiya fazasini o’tkazayotgan yulduzlardir. 1-rasm. ngc 2264 yosh yulduzlar to’dasi uchun gersshprung – rassel diagrammasi. t – buzoqcha tipidagi yulduzlar hali ustuvor holatga yetmaganligi sababli …

y reaksiyalar natijasida sekinlik bilan vodorodni geliyga aylanishi yuz beradi, boshqacha qilib aytganda vodorodni yonishi vujudga keladi. yulduzlarni asosiy ketma-ketlikda bo’lish vaqti termoyadroviy reaksiyalarni tezligiga, tezlik esa temperaturaga bog’liq bo’ladi. yulduz massasi qancha katta bo’lsa uning temperaturasi shuncha katta, natijada termoyadroviy reaksiyalar o’tish tezligi shuncha katta bo’ladi. temperaturaning kattaligi, yulduzlarni tashkil etgan gaz bosimini yuqori va uning yuqori qatlamlarini muvozanatga saqlash uchun yetarli bo’lishiga olib keladi. shuning uchun yuqori qatlamlari muvozanatda saqlash uchun nisbatan massiv yulduzlarda yadroviy reaksiyalar tezroq o’tib ularni asosiy ketma-ketlikda bo’lish vaqtini kamaytiradi, chunki energiya tezroq sarflanadi. hisoblashlarni ko’rsatishicha b-o sinfidagi yulduzlar asosiy ketma-ketlikda 10 7 yildan kamroq vaqt bo’lsa, quyosh va undan keyingi spectral sinflarga mansub yulduzlarning asosiy ketma-ketlikda bo’lish davri 10 10 yildan oshadi. yadroviy reaksiyalar yulduzlarni markaziy oblastlarida kechadi. vodorodni yonishdan keyin konvektiv yadroni radiusi va massasi kamayadi. hisoblashlarni ko’rsatishicha bunda yulduz diagramma o’ng tomoniga qarab ko’chadi. nisbatan massiv yulduzlar tezroq ko’chadi. shuning uchun …

evolyutsiyasining uchunchi bosqichi boshlanadi. yuqorida barcha aytilganlar yulduzlar tuzilishi to’g’risidagi nazariy tasavvurotlardir. bunday natijalarni yulduzlar to’dalari uchun spektr-yorqinlik diagrammasi 2-rasm bilan solishtirib tekshirish mumkin. faraz qilish mumkinki, bitta to’daga kirgan barcha yulduzlar birgalikda tug’ilgan bo’lib, bir xil yoshga ega. aks holda to’dani o’zi bo’lmasligi kerak edi. yulduzlarning turli to’dalari uchun hosil qilingan rang-yorqinlik diagrammalarini o’zaro solishtirish ko’rsatadiki, yulduzlar ketma-ketligi turli to’dalar uchun o’nga va yuqoriga turlicha og’adi. tushunarliki og’ish qancha katta bo’lsa bu to’da yulduzlari shuncha qaridir. bunday diagrammalar yordamida osongina qaysi to’da avval qaysi biri keyin hosil bo’lganligini aniqlab to’dalardagi yulduzlarni taxminiy yoshini aniqlash mumkin. sharli to’dalarda asosiy ketma-ketlik yomon ko’rinadi, ketma-ketlikning yuqori qismi shuning uchun ko’rinmaydiki mos yulduzlar, yulduzlar evolyutsiyasini ikkinchi stadiyasini o’tib chiqib ketgan bo’lsa (3-rasm), pastdagi yulduzlar kuchsiz yulduzlarni kuzatish qiyinligi uchun (asosiy ketma-ketlik pastga tushayotgan bo’lishi mumkin) ko’rinmaydi. lekin eski sochilgan to’dalar uchun qizil gigant sohasi yaxshi ko’rinadi. bunday ko’plab ko’rinadigan to’dadagi yulduzlar evolyutsiyasining uchunchi …

Хотите читать дальше?

Скачайте полный файл бесплатно через Telegram.

Скачать полный файл

О "yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi"

1691920974.docx yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi reja: 1. yulduzlarning gaz va chang bulutlaridan kondensatsiyalanishi 2. yulduzlarni gravitetsion siqilish vaqti va ularni asosiy ketma - ketligiga tushishi 3. yulduzlar evolyutsiyasi jarayonini bosqichlari /docprops/thumbnail.emf yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi reja: 1. yulduzlarning gaz va chang bulutlaridan kondensatsiyalanishi 2. yulduzlarni gravitetsion siqilish vaqti va ularni asosiy ketma- ketligiga tushishi 3. yulduzlar evolyutsiyasi jarayonini bosqichlari yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi reja: 1. yulduzlarning gaz va chang bulutlaridan kondensatsiyalanishi 2. yulduzlarni gravitetsion siqilish vaqti va ularni asosiy ketma- ketligiga tushishi 3. yuld...

Формат DOCX, 112,9 КБ. Чтобы скачать "yulduzlarning paydo bo’lishi va evolyutsiyasi", нажмите кнопку Telegram слева.

Теги: yulduzlarning paydo bo’lishi va… DOCX Бесплатная загрузка Telegram