Yulduzlarning tasniflanishi

XX-asr boshiga kelib, astronomlar yulduzlarni faqat joylashuvi va yorqinligiga qarab emas, balki, yana boshqa ko‘plab parametrlariga ko‘ra taqqoslash va farqlashni o‘rganib olgan edilar. Sababi, bu paytga kelib, yulduzlar haqidagi bilimlar ancha kengayib, to‘plangan ma'lumotlar ham anchayin salmoqli bo‘lib qolgandi. Chunonchi, Uilyam Gershel zamonasidan beri, yulduzlar kattaligini birinchidan oltinchigacha bo‘lgan shkala asosida tasniflash yo‘lga qo‘yilgan bo‘lib, bunda, eng yorqin yulduzlarga birinchi kattalik, sal xiraroqlariga ikkinchi kattalik, undan xiralariga uchinchi kattalik berilgan. Shu tarzda, eng xira, arang ko‘rinadigan yulduzlar oltinchi kattalikka tasniflangan. Gershel oddiy ko‘z bilan ko‘rib bo‘lmaydigan yulduzlarni yettinchi kattalikka biriktirgan va ularni faqat kuchli teleskoplar bilan ko‘rish mumkinligini ta'kidlagan.

Umuman olganda, yulduzlarni yorqinligiga qarab tasniflash bu - Gershel kashf qilgan yangilik emas edi. Undan deyarli ikki ming yil avval ham olimlar yulduzlarni yaxshi farqlash imkonini beruvchi tasniflash tizimini qo‘llashar edi. Chunonchi, yulduzlarni yorqinligiga ko‘ra 6 xil kattalikka tasniflab farqlashni qadimgi yunon astronomi va faylasufi Gipparx o‘ylab topgan edi. Gershel esa Gipparx uslubini davom ettirgan xolos. Faqat Gipparx tasnifida bunday yulduz kattaligi bilan yulduzlarning o‘zi emas, balki, boshqa osmon jismlari, xususan, Oy, Quyosh, sayyoralar ham qamrab olinar edi. Gershel esa faqat yulduzlarni shunday shkala bilan tasniflashni yo‘lga qo‘ydi.

Gersheldan keyin esa yulduz kattaliklari shkalasini tartibga solish masalasini ingliz astronomi Norman Pogson (1829-1891) o‘z zimmasiga oldi. U 1856-yilda yulduz kattaliklarini tasniflash uchun yangi shkala taklif etgan. Pogson ham eng yorqin yulduzlarga, xususan, at-Toir[1] yulduzi singari yulduzlarga birinchi kattalik biriktirgan. Birinchi kattalikdagi yulduzlardan 100 marta xiraroq yulduzlar esa Pogson shkalasida oltinchi kattalikka biriktirilgan. Shu tarzda, Pogson ham, mohiyatan, Gipparx va Gershellar qo‘llagan sistemani takomillashtirgan xolos. Hozirda astronomiyada yulduz kattaligini aynan Pogson shkalasi bilan qayd etiladi. Ushbu shkalada eng yorqin yulduzlar 1, eng xiralari esa 6-kattalikka ega bo‘lgani sababli, osmon sferasidagi eng yorqin yulduzdan ham yorqinroq boshqa obyektlar, masalan, Oy, sayyoralar va Yerga yaqin kelib qolgan kometalarning yulduz kattaligi manfiy ishoraga ega bo‘ladi. Chunki, Pogson shkalasida yulduz kattaligini ifodalovchi raqam musbat yo‘nalishda kattalashadi. Eng yorqin yulduz 1-kattalik bo‘lgani uchun, undan ham yorqin obyekt tabiiyki manfiy ishoraga ega bo‘lishi kerak. Shunga binoan, to‘lin Oy −12,7; Venera sayyorasi -4,7; Yupiter -2,94 gacha yulduz kattaligiga ega bo‘ladi. Quyoshning yulduz kattaligi esa -26,7 ga teng! Ya'ni, u eng yorqin yulduzdan ham 26,7 marta yorqinroqdir.

Yulduzlarning o‘lchamlarini taqqoslash odamni hayratga soladi va aqlini shoshirib qo‘yadi. Ushbu rasmda sariq shar shaklida bizning Quyoshimiz tasvirlangan. Orqa fondagi ulkan moviy shar esa Sirius yulduzning α-si. U Quyoshdan 1,7 barobar katta. Kichikroq o‘lchamli qizil shar esa Kentavr Proksimasi bo‘lib, u Yupiterdan biroz katta xolos. Rasmda undan pastroqda joylashgan kichkina oq nuqta esa Siriusning β-si bo‘lib, u o‘lchamlariga ko‘ra bizning Yerimizdan ham kichik bo‘lgan oq mitti yulduzdir. Agar, Quyoshni ushbu oq mitti o‘lchamigacha kichraytirib tasvirlasak ham, o‘sha miqyos-masshtabda olganda, hozirda aniqlangan eng katta yulduzlar rasmdagi Sirius --sidan ham katta bo‘ladi va bu tasvirga sig‘maydi. Hozirda astronomlar tomonidan aniqlangan eng katta yulduz Katta It turkumidagi YV yulduzi bo‘lib, uning diametri Quyoshnikidan 2000 marotaba katta ekani aniqlangan!

Yulduz kattaligi hozirda ikki xil talqin qilinadi. Birinchisi - ko‘rinadigan yulduz kattaligi bo‘lib, u osmon sferasida obyektning oddiy ko‘z bilan qaralgan qanchalik yorqin ko‘rinishini bildiradi. Shuningdek, mutlaq yulduz kattaligi bo‘lib, u yulduzning haqiqiy ravshanligini ifodalaydi. Mutlaq yulduz kattaligini hisoblash uchun, yulduzning ko‘rinadigan yulduz kattaligini va yulduzgacha bo‘lgan masofani bilish kerak. Bundan tashqari, qo‘shaloq yulduzlarning orbital harakatini kuzatish orqali, ular uchun Butun olam tortishi qonuni formulalarini tadbiq etgan holda, o‘sha yulduzlarning massasini ham hisoblash mumkin. Yulduzlarning massasi juda turli-tuman bo‘lishi va ularning ba'zilari bizning Quyoshimizda minglab marta katta va og‘ir ekanini shu tarzda hisoblab chiqilgan.

Shu tarzda, astronomlar yulduzlarning massasi, mutlaq va ko‘rinadigan yulduz kattaliklari, ya'ni, ularning yorqinlik va ravshanlik ko‘rsatkichlari va boshqa va ho kazo parametrlaridan iborat kattagina ma'lumotlar to‘plamiga ega bo‘lishdi. Endi ushbu ma'lumotlar asosida yulduzlarni batartib tasniflash masalasi o‘rtada turar edi. Ushbu masalaning yechimini esa, dastlab Daniyalik astronom Eynar Gertsshprung tomonidan ushlab chiqilgan va keyinroq AQSHlik astronom Genri Rassel tomonidan takomillashtirilgan Gertsshprung-Rassel diagrammasi orqali hal qilindi.

Gertsshprung-Rassel diagrammasi asosida yulduzlarning spektral tahlili yotadi. Yulduzlarni spektral tahlil qilish natijalari shuni ko‘rsatadiki, ularning hammasi har xil haroratga ega bo‘lib, turli xil yulduzlarning qanchalik issiq yoki qaynoqligiga qarab, ularning atmosferasida muayyan kimyoviy elementlarning spektral chiziqlari ko‘rinish beradi. Astronomlar yulduzlarni aynan shu spektral chiziqlarga va sirtidagi haroratga ko‘ra tasniflashni yo‘lga qo‘yishdi. Aniqlanishicha, yulduz sirtining rangi bilan uning harorati to‘g‘ridan-to‘g‘ri bog‘liqlikka ega ekan. Xususan, och-moviy rangli yulduzlar eng qaynoq, eng baland haroratga ega bo‘lsa, qizil yulduzlar undan sal sovuqroq, sariqlar yanada pastroq haroratli bo‘lar ekan. 1911-yilda avvaliga Eynar Gertsshprung va 1913-yilda Genri Rassel yulduzlarni mutlaq yulduz kattaligi va sirtining haroratiga qarab maxsus grafik-diagrammaga joylashtirib chiqishdi. Grafik esa yulduzlar evolyutsiyasiga va umuman Koinot tarixiga oid kutilmagan qonuniyatlarni taqdim etdi. Aniqlanishicha, Gertsshprung va Rassel diagrammasida yulduzlarning joylashuvi tasodifiy va tartibsiz bo‘lmay, balki, Asosiy Ketma-ketlik deb nomlanadigan chiziq bo‘ylab yorqin va qaynoq (moviy) yulduzlardan boshlab xira va sovuqroq (qizil) yulduzlar tomon yo‘nalar ekan. Asosiy Ketma-ketlik chizig‘idan yuqorida harorati ancha sovuq, lekin, o‘lchamlari juda ulkan bo‘lgan yulduzlar joylashgan bo‘lib, ularning favqulodda ulkan o‘lchamlariga ko‘ra, Gigant yulduzlar deb nomlana boshlangan. Asosiy Ketma-ketlik chizig‘idan pastda esa, xira, lekin juda qaynoq yulduzlar joylashadi va ularni olimlar oq mittilar deb yuritishadi. Chunki, bu turdagi yulduzlarning diametri juda kichik bo‘ladi. Yulduzlarni bu tarzda tasniflab o‘rganilishi keyinchalik olimlarga yulduzlar evolyutsiyasi va umuman Borliqning paydo bo‘lishidan boshlab, uning keyingi taqdiriga oid muhim ilmiy xulosalarga sabab bo‘ldi.