Yulduz
Yulduz — gravitatsiya bilan bogʻlangan yorqin plazma shari. Hayotining oxirida yulduz shuningdek degenerat moddani ham oʻzi ichiga olishi mumkin. Yerga eng yaqin yulduz Quyoshdir, u Yerdagi energiyaning asosiy manbai hamdir. Boshqa yulduzlar, atmosfera hodisalari toʻsiq boʻlmasa, Yer sirtidan qoʻzgʻalmas yorugʻ nuqtalar boʻlib koʻrinadi. Tarixan osmon sferasidagi yorqin yulduzlar turkum va asterizmlarga toʻplantirilgan, eng yorqinlariga nomlar ham berilgan. Astronomlar yulduzlar haqidagi maʼlumotlarni zijlarga yigʻishgan. Hayotining kamida biror qismida yulduz yadrosidagi vodorod termoyadroviy reaksiyasi energiyasi nurlanishi hisobiga charaqlaydi. Geliydan ogʻir deyarli barcha tabiiy kimyoviy unsurlar yulduzlar nurlanishi yoki portlashidagi nukleosintez tufayli yuzaga kelgan. Astronomlar yulduz massasi, yoshi, kimyoviy tarkibi va boshqa xossalarini uning spektri, yorqinligi va fazodagi harakatini kuzatib aniqlay olishadi. Yulduz massasi uning evolutsiyasi va taqdirini belgilovchi bosh mezondir. Yulduzning boshqa xarakteristikalari uning oʻtmishi, diametri, aylanishi, harakati va harorati orqali aniqlanadi. Yulduz haroratining uning yorqinligiga nisbati jadvali yoki Hertzsprung–Russell diagrammasi (H-R diagramma), yulduz yoshi va evolutsiyaviy holatini bilishga yordam beradi. Yulduz vodoroddan iborat materiya buluti kollapsi bilan boshlanadi, unda oz miqdorda geliy va ogʻirroq unsurlar ham boʻlishi mumkin. Yulduz yadrosi yetarlicha zich boʻla boshlaganida vodorodning bir qismi yadroviy reaksiya orqali zudlik bilan geliyga aylanadi. Yadrosidan tashqaridagi yulduz massasi yadrodan energiyani radiatsiya va konveksiya jarayonlari orqali sirtga olib chiqadi. Yulduzning ichki bosimi uni keyingi kollapsdan (oʻz ichiga qulab tushishdan) saqlaydi. Vodorod yoqilgʻisi tugaganida, massasi Quyosh massasining kamida 0,4, boʻlgan yulduz kengayib, qizil gigantga aylanadi, baʼzi hollarda ogʻirroq unsurlar ishlab chiqarishni boshlaydi. Keyin yulduz degenerat shaklga oʻtib, moddasining bir qismini yulduzlararo muhitga chiqaradi, bu modda u yerda ogʻir unsurlari koʻproq boʻlgan yangi yulduzlar avlodini shakllantiradi. Juft va koʻp-yulduzli tizimlar bir-biri bilan gravitatsiya orqali bogʻlangan va bir-birining atrofida sobit orbitalarda aylanuvchi ikki yoki undan oshiq yulduzlardan iborat boʻladi. Bunday yulduzlar evolutsiyasiga ularning oʻzaro gravitatsiyasi katta taʼsir koʻrsatishi mumkin. Yulduzlar klaster yoki galaktika kabi oʻzaro gravitatsiyaviy bogʻliq yanada kattaroq tizimlar ichiga kirishi mumkin. Tarixan, yulduzlar dunyo tamaddunlari uchun muhim boʻlib kelgan. Ular diniy rituallar qismi va astronomik navigatsiya, yoʻl topish uchun kerak boʻlgan. Koʻpgina qadimgi astronomlar yulduzlar osmon sferasida qoʻzgʻalmay turadi, deb ishonishgan. Astronomlar oʻzaro kelishib yulduzlarni yulduz turkumlariga guruhlashgan va ulardan sayyoralar va Quyosh joylashuvi va harakatini aniqlashda foydalanishgan. Quyoshning orqa fondagi yulduzlarga va ufqqa nisbatan harakati ziroatchilikni tartibga solish uchun taqvimlar yaratishda ishlatilgan. Bugunda ishlatiladigan Grigoriy taqvimi aynan shunday Quyosh taqvimlaridan biridir, u Yer aylanish oʻqi burchagining Quyoshga nisbatiga asoslangan. Eng qadimiy batartib yulduz jadvali eramizdan avvalgi 1534-yili Misr astronomiyasida paydo boʻlgan. Oʻsha jadvalga zamondosh Bobil jadvali Mesopotamiyada eradan avvalgi taxminan 1531–1155-yillarda tayyorlangan. Ilk yunon yulduz katalogi eradan avvalgi 300-yillarda Aristill va Timoxaris tomonidan yaratilgan Hipparx yulduz katalogi (eramizdan avvalgi II asr) 1020 ta yulduzni ichiga olib, Ptolemey yulduz katalogini yigʻishda ishlatilgan. Hipparx shuningdek birinchi boʻlib yangi yulduzni kash etgan. Aksariyat yulduzlar va turkumlarning bugungi nomlari yunon astronomiyasidan keladi. Osmonning oʻzgarmasligi haqidagi fikrlarga qaramay, Xitoy astronomlari yangi yulduzlar paydo boʻlishidan boxabar edilar. Eramizning 185-yilida ular birinchi boʻlib, hozirda SN185 nomi bilan ataladigan supernova haqida kuzatuv qaydlarini yozib qoldirishdi. Tarixdagi eng yorqin yulduz hodisasi 1006-yili misrlik Ali ibn Ridvon va baʼzi xitoy astronomlar tomonidan kuzatilgan SN 1006 supernovasi edi. Qisqichbaqa tumanligiga asos boʻlgan SN 1054 supernovasi ham xitoy va musulmon astronomlar tomonidan kuzatilgan edi. Oʻrta Asrlardagi musulmon astronomlar yulduzlarga shu kunda hamon ishlatiladigan nomlar berishgan, yulduzlar joylashuvini hisoblash uchun asboblar ixtiro etishgan. Ular ilk katta rasadxonalar qurib, zijlar yigʻishgan. Bular orasiga yulduzlar, klasterlar (jumladan, Omicron Velorum va Brocchi klasteri) va galaktikalarni (jumladan, Andromeda galaktikasi) kuzatgan fors astronomi Abdulrahmon al-Soʻfiy yozgan Qoʻzgʻalmas yulduzlar kitobi (964) kiradi. A. Zahoor yozishicha, XI asrda xorazmlik Abu Rayhon Beruniy Somon Yoʻlini tumanlik xususiyatlariga ega yulduzlardan iborat qilib tasvirlagan hamda 1019-yilgi oy toʻsilishi paytida yulduzlar kengligini yozib qoldirgan. Josep Puig yozishicha, Al-Andaluslik astronom Ibn Bajja 1106–1107-yillardagi Yupiter va Mars roʻpara turishini kuzatib, Somon Yoʻli bir-biriga deyarli tegib turadigan, nuri oy ostidagi materialdan qaytgani uchun yaxlit koʻrinadigan yulduzlardan tashkil topgani haqidagi fikrni oʻrtaga tashlagan. Tycho Brahe kabi erta yevropalik astronomlar tungi osmonda yangi yulduzlarni (ularga novae nomini berishgan) koʻrib, samo oʻzgarmas emasligi haqidagi fikrni taklif etishgan. 1584-yili Giordano Bruno yulduzlar Quyosh kabi ekanligi, atrofida Yer kabi boshqa sayyoralar aylanishi mumkinligi haqida yozgan, bu fikr ungacha yunon faylasuflari Demokrit va Epikur, hamda islom kosmologlari, (jumladan Faxr al-Din al-Roziy), tomonidan oʻrtaga tashlangandi. XVII asrga kelib, yulduzlar Quyosh kabi ekanliklari haqidagi taxmin astronomlar konsensusiga yaqinlashayotgan edi. Nega bu yulduzlar Quyosh tizimiga sezilarli gravitatsiyaviy taʼsir etmasligini izohlash uchun Isaak Nyuton yulduzlar barcha yoʻnalishda teng tarqalgan, deb taxmin qilgan, bu taxminni teolog Richard Bentley maʼqullagan. Italyan astronomi Geminiano Montanari 1667-yili Algol yulduzi yorqinligi oʻzgarishini kuzatgani haqida yozgan. Edmond Halley bir juft „qoʻzgʻalmas“ yulduzlarning harakatini oʻlchab, ularning joylashuvi Ptolemey va Hipparx zamonidan beri oʻzgarganini namoyish etdi. Yulduzgacha masofani birinchi marta Friedrich Bessel 1838-yili parallaks uslubi bilan hisobladi (Oqqush 61, 11,4 yorugʻlik yili uzoqlikda). Parallaks oʻlchovlari yulduzlarning bir-biridan juda uzoqda tarqalganligini koʻrsatdi. William Herschel osmondagi yulduzlar tarqalish miqyosini aniqlashga uringan birinchi astronom edi. 1780-yillarda u 600 ta yoʻnalishda oʻlchovlarni amalga oshirib, har bir yoʻnalishda nechta yulduz borligini sanagan. Bundan kelib chiqib u yulduzlar soni Somon Yoʻli markazi tomon keskin oshib borishi xulosasiga kelgan. Uning oʻgʻli John Herschel shu tadqiqotni janubiy yarimsharda takrorlab, yana shu xulosaga kelgan. William Herschel shuningdek baʼzi yulduzlar juftlik hosil qilishini aniqlagan. Yulduz spektroskopiyasi faniga Joseph von Fraunhofer va Angelo Secchi asos solishgan. Ular Sirius va boshqa yulduzlarning spektrlarini Quyoshniki bilan solishtirib, yutilish chiziqlaridagi farqlarni aniqlashdi, bu qora chiziqlar spetsifik chastotalar yutilishini koʻrsatadi. 1865-yili Secchi yulduzlarni spektrlariga koʻra sinflarga ajratishni boshladi. Biroq zamonaviy yulduz tasniflash 1900-yillarda Annie J. Cannon tomonidan boshlangan. XIX asr davomida qoʻshaloq yulduzlarni kuzatish ahamiyati oshib bordi. 1834-yili Friedrich Bessel Sirius oʻz harakatini kuzatib, uning yashirin yoʻldoshi borligi haqida taxmin qildi. Edward Pickering 1899-yili Mizar yulduzi spektr chiziqlarining 104 kunlik davr bilan boʻlinishini kuzatib, birinchi spektral-qoʻshaloq yulduzni ochdi. Koʻpgina qoʻshaloq yulduz tizimlari haqida kuzatuvlar William Struve va S. W. Burnham kabi astronomlar tomonidan yigʻilib, yulduzlar massasini orbital unsurlarni hisoblash orqali aniqlash imkonini berdi. Qoʻshaloq yulduzlar orbitasini teleskop kuzatuvlaridan chiqarish muammosini birinchi boʻlib Felix Savary 1827-yili hal qildi. Yigirmanchi asrda yulduzlarni ilmiy oʻrganish keskin rivojlandi. Fotografiya astronomiyaning muhim quroliga aylandi. Karl Schwarzschild yulduz rangi, demakki uning harorati uning yulduz kattaligini fotografik kattalagiga solishtirish orqali aniqlanishi mumkinligini kashf qildi. Fotoelektrik fotometr yaratilishi turli toʻlqin uzunliklari intervallarida yulduz kattaliklarini aniq oʻlchash imkonini berdi. 1921-yili Albert A. Michelson Hooker teleskopida interferometr ishlatib, yulduz diametrini birinchi boʻlib oʻlchadi. Yulduzlarning fizik tuzilishi haqidagi muhim konseptual ishlar XX asr birinchi yarmidan boshlandi. 1913-yili Hertzsprung-Russell diagrammasi yaratilib, yulduzlar astrofizikasi olgʻa siljidi. Yulduzlar ichki tuzilishi va evolutsiyasini tushuntiruvchi muvaffaqiyatli modellar ishlab chiqildi. Yulduzlar spektri ham kvant fizikasidagi rivojlanish tufayli muvaffaqiyatli izohlandi. Natijada yulduzlar atmosferasi kimyoviy tarkibini aniqlash imkoni paydo boʻldi. Oʻta yangi yulduzlarni hisobga olmaganda, alohida yulduzlar asosan galaktikalarning mahalliy guruhimizda, xususan Somon Yoʻlimizda kuzatilgan. Lekin ayrim yulduzlar Yerdan 100 million yorugʻlik yili uzoqlikdagi Boshoq klasteridagi M100 galaktikasida kuzatilgan. Mahalliy superklasterda yulduz toʻplamlarini kuzatish mumkin, zamonaviy teleskoplar millionlab yorugʻlik yili uzoqlikdagi alohida yulduzlarni kuzata oladi. (masalan, Sefeida). Biroq mahalliy superklasterdan tashqarida na alohida, na toʻplam yulduzlar kuzatilgan. Yagona istisno bir milliard yorugʻlik yili masofadagi yuz minglab yigʻilgan ulkan yulduz toʻplamining xira tasviridir.