Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

Yulduzning osmondagi vaziyati uning  va δ koordinatalari bilan aniqlanadi. Yulduzning asbob yordamida bevosita o‘lchangan koordinatalarini dastavval asbobning xatolaridan ozod qilish kerak; u vaqtda yulduzning kuzatilgan vaziyati hosil bo‘ladi. Topilgan koordinatalarni refraksiya va sutkalik aberratsiya ta’siridan ozod qilib yulduzning ko‘pinma koordinatalari deb ataluvchi koordinatalarini hosil etamiz; yulduzning ana shunday koor­dinatalar bilan aniqlanadigan vaziyati uning ko‘rinma o‘rni deyiladi.

Yulduzning ko‘rinma koordinatalari hamma vaqt ikki sababga ko‘ra o‘zgarib turadi: 1) aberratsiya tufayli yulduz yil davomida kichkina ellips chizadi; 2) pretsessiya va nutatsiya tufayli tug‘ri chiqishni hisob boshi bo‘lgan bahorgi tengkunlik nuqta va og‘ishlarni o‘lchashda asos qilib olingan ekvator hamma vaqt siljib turadi. Shuning uchun hisoblashlarda: a) yulduz koordina­talarini aberratsiya ta’siridan qutqaziladi (yulduzni aberratsion ellips markaziga o‘tkaziladi); va b) turli kunlarda aniqlangan yulduz koordinatalarini tengkunlik nuqtasi va Qutbning ma’lum bir vaziyatiga keltiriladi. Odatda bunday vaziyat sifatida kuzatish yilining boshi olinib, hisoblashni «yilning boshiga keltirish» deyiladi. Yulduzning ana shu usulda topilgan vaziyati yilning boshiga keltirilgan o‘rtacha o‘rni deyiladi. Ko‘pincha yulduzning turli vaqtlarda aniqlangan, ammo bir ma’lum yilning boshiga keltirilgan o‘rtacha koordinatalari vaqtga proporsional ravishda ham o‘zgaradi; bu shu yulduzning sezilarli darajada o‘ziga xos harakati borligidan dalolat beradi

§ 6.2. Yulduzlarning spektral sinflari

Ma’lumki, yulduzlarning spektri, asosan yutilish spektri bo‘lib, faqat ayrimlarining spektridagina nurlanish (emission) chiziqlar kuzataladi. Yulduzlarning spektrini solishtirish, ularning spektrlari bo‘yicha sinflarga bo‘lishga asos beradi. Yulduzlarning spektridagi asosiy farq, asosan spektral chiziqlarning qanday elementlarga tegishliligi, ularning soni va intensivligi hamda mazkur spektrda energiyaning taqsimlanishi bilan belgilanadi.

Spektrlarda energiyaning taqsimlanishi va ma’lum atomlarning spektral chiziqlarining soni hamda intensivligi bilan bir-biriga o‘xshash yulduzlarni ayrim sinflarga bo‘lish, asrimizning boshlarida Garvard observatoriyasi xodimlari tomonidan boshlanib, hozirgi spektral sinflashtirishning asosini tashkil etadi. Onkirin yo‘l bilan yulduzlarning spektral sinflarda ma’lum ximik elementlarni chiziqlari ravshanligini bilgan holda, boshqa biriniki xiralashib borishi ma’lum ketma-ketlikda joylashtirish imkoni tug‘iladi. Bu esa, o‘z navbatida, bir biriga o‘xshash spektrlarni ma’lum spektral sinflarga birlashtirish imkonini beradi.

Yulduzlarning spektral sinflari lotin alfaviti harflarida quyidagi ketma-ketlik ko‘rinishida beriladi: O, B, A, F, G, K va M. Ma’lum spektral sinfga kiruvchi yulduzlar spektrlari bir-biridan nozik farqlanishlariga ko‘ra 0 dan 9 gacha davom etuvchi sinfchalarga bo‘linadi. Masalan: 00, 01, 02, ,09 yoki A0, A1, A2, ,A9 va hokazo.

O sinf. Temperaturasi 25-50 ming gradusgacha boruvchi ko‘k yulduzlar spektrlari ultrabinafsha oblastning inrensivligi juda yuqori bo‘lib, geliy, karbon, kremniy, azot va kislorod atomlarining ko‘p marta ionlashgan chiziqlari juda intensiv spektrda, normal geliy, vodorod atomlarining xira chiziqlari uchraydi.

V sinf. Ko‘kish-ok rangli yulduzlar, temperaturasi 15-25 ming gradus atrofida bo‘ladi. Neytral geliy chiziqlari eng intensiv, vodorod chiziqlari spektrda aniq ko‘rinib, ayrim ionlashgan atomlarning xira chiziqlari ko‘zga tashlanadi. Sunbulaning  si shu sinfga kiradi.

A sinf. Rangi oq. Sirt temperaturasi 14 ming gradusgacha boradi. Vodorodning chiziqlari maksimal intensivlikka erishadi. Ionlashgan kaliyning N va L chiziqlari ko‘rinadi. Vega, (Liraning alfasi) va Sirius (Katta ayiqning alfasi) shu tipga kiruvchi yulduzlardir.

F sinf. Sarg‘ish-oq rangli yulduzlar temperaturasi taxminan 7,5 ming gradus. Vodorod chiziqlarining intensivligi kamaya boshlagan. Kalsiyning ionlashgan (N va K) va neytral chiziqlari hamda metallarning (temir, titan) chiziqlarining intensivligi orta boshlaydi. Tipik yulduz – Protsion (Kichik ayiqning alfasi).

G sinf. Rangi sariq, temperaturasi 6000^oK. Vodorodning chiziqlari xiralashgan. Metal chiziqlari yaqqol ko‘rinadi. Ionlashgan kalsiyning N va K chiziqlari intensivligi maksimumga erishadi. Quyosh shu sinfga kiradi.

K sinf. Rangi qizg‘ish (oranjeviy), temperaturasi 5000^o atrofida. Bu sinfga kiruvchi yulduzlarning spektrida metal chiziqlarining intensivligi maksimumga erishadi. Spektrning ultrabinafsha qismiga tegishli nurlanishning intensivligi sezilarli kamayadi. Bu sinfga kiruvchi tipik yulduzlarga Arktur (Ho‘kizboqarning alfasi) va Aldebaran (Sarvning alfasi) lar kiradi.

M sinf. Rangi qizil, temperaturasi 2000-1500^oK. Spektrida metall chiziqlari juda kuchsiz bo‘lib, asosan molekulyar polosalar bilan qoplangan. Ayniqsa titan oksidiga tegishli polosalar kuchli. Bu sinfning tipik yulduzi Betelgeyze (Orionning alfasi) hisoblanadi.

Yuqorida keltirilgan yulduz sinflari asosiy sinflar hisoblanib, bo‘lardan tashqari G va K sinflardan tarmoklanuvchi qo‘shimcha sinflar ham mavjud. Bulardan birinchisi G‘ sinfdan tarmoqlanib, uglerodli yulduzlar deyiladi va sinfi S bilan belgilanadi. Bu sinfga kiruvchi yulduzlarning spektri K va M sinfga kiruvchi yulduzlarning spektridan atomlarga tegishli yutilish chiziqlari va uglerod molekulalarining yutilish polosalarining borligi bilan farqlanadi. Ikkinchisi esa, K sinfdan tarmoqlanib, sinfi S bilan belgilanadi. Bu sinfga kiruvchi yulduzlar M sinfdan titan oksidi (TiO) polosalari o‘rnida sirkoniy oksidi (ZrO) polosalarining borligi bilan farqlanadi.

Agar ma’lum spektral sinfga kiruvchi yulduz qo‘shimcha ba’zi xossalarga ega bo‘lsa, u holda uning bu xossasi biror harfiy ifoda bilan belgilanadi. Xususan, agar yulduz spektrida emission chiziqlar kuzatilsa, uning sinfini ifodalovchi harf yoniga e harfi quyidagicha qo‘shib qo‘yiladi: 06e. Bu spekrida emission chiziqlar bo‘lgan 06 sinfga kiruvchi yulduzni ifodalaydi. O‘tagigant yulduzlar spektrida uchraydigan ingichka timqora chiziqlarda esa spektral sinfi oldiga s harfi qo‘shib qo‘yiladi: sF0. Ma’lum spektral sinf uchun tiniq harakatda bo‘lmagan yulduzning boshqa xossalari r harfi belgilanadi va u, odatda, yulduzning spektral sinfidan keyin, masalan A3r va hokazo.

§ 6.3. Spektr-yorqinlik diagrammasi

Yulduzlarning bir-biri bilan o‘zaro bog‘langan fizik xarakteristikalarini ikki gruppaga ajratish mumkin bo‘lib, birinchi gruppa yulduzning temperaturasi, rang ko‘rsatgichi va spektral sinfi, ikkinchi gruppaga esa massasi va yorqinligini kiritish mumkin. Har bir gruppadagi ma’lum biror parametr, shu guruhga kiruvchi boshqa parametrlarni aniqlashga imkon beradi. Garchi bir qarashda bu ikki guruhga parametrlar orasida bog‘lanish yo‘qdek tuyulsada, aslida ular orasida ham bog‘lanish borligi ma’lum bo‘ladi. Bunday bog‘lanishni birinchi bo‘lib asrimizning boshida daniyalik astronom Gersщprung va amerikalik astrofizik Ressellar aniqlashdi. Ular bir biridan bexabar holda yulduzlarning yorqinliklari va spektral sinflari orasidagi bog‘lanishni xarakterlovchi grafikni oldilar. Ma’lum bo‘lishicha agar koordinata o‘qlaridan biri yulduzlarning spektral sinflari, ikkinchisi bo‘yicha esa absolyut yulduz kattaliklari qo‘yilganda, yulduzlar diagrammani bir tekis to‘ldirmay, bir necha gruppaga ajralgan holdagi grafik ko‘rinishda namoyon bo‘ladi. Bunday diagramma spektr-yorqinlik yoki Gersщprung-Ressel diagrammasi deb nomlanadi. Spektr-yorqinlik diagrammasida yulduzlarning absolyut yulduz kattaliklari o‘rnida, logarifmik shkalada yorqinliklarini, spektral sinflari o‘rnida esa, rang ko‘rsatgichlarini yoki effektiv temperaturalarini olish mumkin.

Gersshprung-Ressel diagrammasi umumiy fizik tabiatga ega bo‘lgan yulduzlar gruppasini ajratishga, ularning temperaturasi, yorqinligi, spektral sinfi, absolyut kattaliklari kabi parametrlari orasidagi bog‘lanishlarni aniqlashga imkon beradi.

Bu diagrammada yulduzlarning asosiy qismi bosh ketma-ketlik deyiluvchi egrilik bo‘ylab joylashib, uning chap qismida ravshanligi yuqori bo‘lgan boshlang‘ich spektrga tegishli yulduzlar joylashadi va o‘ng tomonga borgan sayin yulduzlarning yorqinliklari (binobarin temperaturalari) pasaya borib, keyingi sinflarga tegishli yulduzlar diagrammadan joy oladi.

Bosh ketma-ketlik egriligidan yuqorida nisbatan past temperaturali biroq diametri juda katta va shuning uchun ham katta yorqinlikka ega bo‘lgan absolyut yulduz kattaliklari -4^m, -5^m o‘tagigant va gigant (absolyut yulduz kattaliklari 0^m atrofida) yulduzlar joylashadi. Diagrammaning quyi qismda, boshlang‘ich spektral sinflariga ega bo‘lgan nisbatan kam yorqinlikka ega bo‘lgan mitti yulduzlar joylashadi.

Diagrammada yulduzlarning bir tekis taqsimlanmasligi, ularning yorqinliklari va temperaturalari orasida sezilarli bog‘lanish borligidan darak beradi. Bu bog‘lanish, ayniqsa, bosh kattalikka tegishli yulduzlarda yaxshi aks qiladi. Biroq yulduzlarning yorqinliklari va spektral sinflari orasidagi bog‘lanishni e’tibor bilan o‘rganish diagrammada bosh ketma-ketlikdan boshqa yana bir necha ketma-ketliklarinng ochilishiga olib keladi. Mazkur ketma-ketliklar yorqinlik sinflari deb yuritiladi va I dan VII gacha rim raqamlari bilan belgilanadi. Bu raqamlar esa, o‘z navbatida, yulduzning spektral sinfidan keyin qo‘yiladi.

Yulduzlarning qabul qilingan bu klassifikatsiyasi MKK (Morgan, Kinan, Kelman) deb yuritiladi.

Yorqinlik sinflari bo‘yicha yulduzlar quyidagicha taqsimlanadi:

I sinf – o‘tagigantlar. Bu yulduzlar Gersщprung-Ressel diagrammasining tepa qismidan joy olib, bir necha ketma-ketliklarga (I_ao, I, I_ab va I_b) bo‘linadi.

II sinf – ravshan gigantlar;

III sinf – gigantlar;

IV sinf – subgigantlar;

V sinf – bosh ketma-ketlikning yulduzlari;

VI sinf – ravshan subkarliklar. Bosh ketma-ketlikdan taxminan bir bir yulduz kattaligiga farq qilib, uning ostidan o‘tadigan ketma-ketlikdir.

VII sinf – ok mitti yulduzlar. Diagrammaning quyi qismidan joy oluvchi yulduzlardir.

Biror yulduzni ma’lum yorqinlik sinfiga tegishliligi, spektral sinfning maxsus belgilari orqali aniqlanadi. Masalan o‘tagigantlarning spektri, spektrida keng chiziqlari bo‘lgan ok mitti yulduzlarnikidan farq qilib, ingichka hamda konturi juda chuqur spektral chiziqlarga ega bo‘ladi. Ma’lum spektral sinfga tegishli mitti yulduzlarning shunday spektral sinfdagi gigantlardan farqi shunday mitti yulduzlarning spektrida ayrim metal chiziqlari gigantlarnikiga nisbatan kuchsiz bo‘lgani holda, boshqa metallarga tegishli chiziqlar intensivliklariga ko‘ra juda kam farq qiladi.

Yulduzlarning spektral sinflari, yorqinlik sinflari bilan qo‘shib o‘rganilganda, yulduzlarning absolyut kattaliklarini aniqlashga imkon beradi. Yulduzlarning aniqlangan absolyut yulduz kattaliklari esa, o‘z navbatida, yulduzlargacha masofani aniqlashga imkon beradi.

Yulduzlar yorqinligini ularning spektridagi ayrim chiziqlarning ravshanligiga empirik bog‘liqligiga asoslangan yulduzlargacha masofalarini aniqlash metodi spektral parallaks metodi deb yuritiladi.

Spektral parallaks metodining trigonometrik metodlardan afzalligi shundaki, spektral parallaks juda uzoqdagi spektrlarini olish mumkin bo‘lgan yoritgichlarni ham uzoqligini aniqlashga imkon bera oladi.