§ 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.

6.3- rasm. Spektr-yorqinlik diagrammasi

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.