cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Yulduz
Kuzatuv tarixi
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.
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.
Nomlanishi
Yulduz turkumlari haqida tushuncha Bobil davridayoq mavjud edi. Qadimgi osmon kuzatuvchilar yulduzlar joylashuvini naqshlar shaklida tasavvur qilib, bu chizgilarni oʻzlarining asotirlariga yoʻyishar edilar. Bu naqshlarning oʻn ikkitasi ekliptika tasmasida yotib, astrologiyaga asos boʻldi. Koʻp yaqqol yulduzlarga arabcha yo lotincha alohida nomlar ham berilgan edi.
Nafaqat tayinli yulduz turkumlari va Quyoshning oʻzi, balki yulduzlar umuman oʻz asotirlariga ega. Qadimgi yunonlarga baʼzi „yulduzlar“ (aslida sayyoralar) turli muhim ilohlarni namoyon etardi, ular shu qarashlardan kelib chiqib osmon jismlariga Merkuriy, Venera, Mars, Yupiter va Saturn nomlarini berishgan. Uran va Neptun ham yunon va Rim xudolari nomlaridir, biroq bu sayyoralar u paytlarda maʼlum boʻlmay, keyinchalik ochilgan.
1600-yillarda yulduz turkumlari nomlari osmonning tegishli hududlaridagi yulduzlarni nomlashda ishlatildi. Olmon astronomi Johann Bayer qator yulduz xaritalarini yaratib, har bir yulduz turkumidagi yulduzlarni belgilash uchun yunon harflarini ishlatdi. Keyinroq yulduzning oʻng ochilishiga asoslangan raqamli tizim ixtiro etilib, John Flamsteed'ning "Historia coelestis Britannica" (1712) kitobidagi yulduz katalogiga qoʻshildi va bu tizim Flamsteed belgilashi yoki Flamsteed raqamlashi deb atala boshlandi.
Fazo huquqi ostida osmon jismlarini nomlash vakolatiga ega yagona organ Xalqaro Astronomiya Ittifoqidir (XAI). Qator xususiy shirkatlar yulduz nomlarini sotishadi, bu Britaniya kutubxonasi tomonidan tartibga solinmagan tijorat, deb atalgan. Biroq XAI oʻzini bunday tijoratdan uzoq tutadi, bu nomlarni XAI na tan oladi, na ishlatadi. Oʻzboshimchalik bilan osmon jismlariga nom berish va bu nomlarni „rasmiy“ deb sotish firibgarlikdir.
Oʻlchov birliklari
Yulduz parametrlarini SI yoki SGS birliklari orqali ifoda etish mumkin boʻlsa-da, massa, yorqinlik va radiuslarni Quyosh xarakteristikalariga asoslanib ifodalash qulayroqdir:
Shakllanishi va evolutsiyasi
Yulduzlar yulduzlararo muhitdagi yuqori zichlikli keng mintaqalarda shakllanadi, biroq bu zichlik hamon yerdagi vakuum kamerasi ichidagi muhitdan siyrakroqdir. Ushbu mintaqalar molekular bulutlar deyiladi, ular asosan vodorod, 23-28% geliy va oz miqdorda ogʻirroq unsurlardan iborat boʻladi. Yulduz hosil qiluvchi shunday mintaqaga Orion tumanligi misoldir. Bunday molekular bulutlardan massiv yulduzlar shakllanar ekan, ular bu bulutlarni kuchli yoritadi. Ular shuningdek vodorodni ionlatib, H II mintaqa yaratadi.
Protoyulduz shakllanishi
Yulduz shakllanishi molekular bulutdagi massiv yulduz portlashlari, turli molekular bulutlar yoki galaktikalar toʻqnashuvi tufayli yuzaga kelgan gravitatsiyaviy beqarorlik bilan boshlanadi. Mintaqa gravitatsiyaviy beqarorlik kriteriyini qoniqtiruvchi zichlikka yetganida, u oʻz gravitatsiyaviy kuchi ostida siqila boshlaydi. thumb|right|300px|Rassom tasavvurida zich [[molekular bulut ichida yulduz tugʻilishi. NASA rasmi]]
Bulut siqilar ekan, zich chang va gaz yigʻmalari globulalarni hosil qiladi. Globula ham siqilib, zichlik oshgach, gravitatsiyaviy energiya issiqlikka aylanib, harorat koʻtariladi. Protoyulduz buluti barqaror gidrostatik muvozanatga yetgach, bulut markazida protoyulduz shakllanadi. Ushbu bosh ketma-ketlikkacha yulduzlar koʻpincha protosayyoraviy disk bilan oʻralgan boʻladi. Gravitatsiyaviy siqilish davri 10-15 million yil davom etadi.
Massasi 2 Quyosh massasidan kam erta yulduzlar T Tauri, bundan oshiq massalilari esa Herbig Ae/Be yulduzlari deyiladi. Ushbu yangi tugʻilgan yulduzlar ularning aylanish oʻqlari boʻylab gaz oqimlarini chiqaradi, bu oqimlar siqilayotgan yulduz burchak momentini kamaytirishi va Herbig-Haro obyektlari deb nomlangan kichik tumanliklarni keltirib chiqarishi mumkin. Ushbu oqimlar, yaqin yulduzlar nurlanishi bilan birga, ichida yulduz shakllangan bulutni tarqatib yuborishi mumkin.
Bosh ketma-ketlik
Yulduzlar hayotlarining 90% vaqtini yadroga yaqin yuqori harorat va bosimli reaksiyalarda vodoroddan geliy sintezlash bilan oʻtkazadi. Bunday yulduzlar bosh ketma-ketlik degan sohada joy olib, mitti yulduzlar, deb nomlanadi. Nol yoshli bosh ketma-ketlikdan boshlab yulduz yadrosidagi geliy nisbati davomli oshib boradi. Natijada, yadrodagi sintez surʼatini ushlab turish uchun, yulduz harorat va yorqinlikda asta-sekin oʻsib boradi –masalan, Quyosh bundan 4,6 milliard yil avval bosh ketma-ketlikka yetganidan soʻng yorqinligini 40% ga oshirgani hisoblangan.
Har bir yulduz zarrachalar shamolini chiqarib, fazoga uzluksiz ravishda gaz sepadi. Aksariyat yulduzlar uchun bunday yoʻqotiladigan massa ahamiyatsiz. Quyosh yiliga massasining 10−14 qismini, butun hayoti davomida esa 0.01% massasini yoʻqotadi. Biroq juda katta massali yulduzlar yiliga 10−7 dan 10−5 gacha quyosh massasini yoʻqotishi mumkin, bu ularning evolutsiyasiga jiddiy taʼsir etadi. Massasi Quyoshnikidan 50 va undan ortiq marta koʻp yulduzlar bosh ketma-ketlik paytida massasining yarmidan koʻpini yoʻqotishi mumkin.
right|thumb|360px|Quyoshni oʻz ichiga oladigan yulduzlar toʻplami uchun [[Hertzsprung–Russell diagrammasiga misol.]] Yulduzning bosh ketma-ketlikda boʻlish vaqti asosan u sintez qila oladigan yoqilgʻi miqdori va sintez tezligiga, yaʼni uning boshlangʻich massasi va yorqinligiga mutanosib. Quyosh uchun bajarilgan hisob-kitob 1010 yillik davrni koʻrsatadi. Katta yulduzlar oʻz yoqilgʻilarini tezlikda yoqib, qisqa umr koʻrishadi. Kichik yulduzlar (qizil mittilar) yoqilgʻilarini juda sekin yoqib, oʻnlab, yuzlab milliard yil yashaydilar. Hayotining oxirida ular shunchaki xiralashib boradilar. Bunday yulduzlarning yashash davri olam yoshidan (13,7 milliard yil) katta boʻlgani uchun massasi Quyoshnikining 85% idan kam yulduzlar, jumladan barcha qizil mittilar hali bosh ketma-ketlik oxiriga yetib bormagan.
Yulduzlar evolutsiyasida massadan tashqari geliydan ogʻirroq unsurlar ulushi ham muhim rol oʻynashi mumkin. Astronomiyada geliydan ogʻirroq barcha unsurlar „metall“ hisoblanadi va ushbu unsurlarning kimyoviy konsentratsiyasiga metallik deyiladi. Metallik yulduz yoqilgʻisini yoqish vaqtiga taʼsir etishi, magnit maydonlari shakllanishini nazorat qilishi va yulduz shamoli kuchini oʻzgartirishi mumkin. Eskiroq, II avlod yulduzlar atrofidagi molekular bulut tarkibi tufayli yoshroq, I avlod yulduzlarga nisbatan ancha kam metallikka ega boʻlishadi (vaqt oʻtishi bilan eski yulduzlar oʻchishi va atmosferalarini yirtishi ketidan bu bulutlar ogʻirroq unsurlarga toʻlib boradi).
Bosh ketma-ketlikdan keyin
2,25 Quyosh massasigacha qizil gigantda vodorod sintezi yadroni oʻrovchi qobiq qatlamda davom etadi. Oqibatda yadro kuchli siqilib, unda geliy sintezi boshlanadi va yulduz asta-sekin kichrayib, sirt haroratini oshirib boradi. Bundan-da kattaroq yulduzlarda yadro toʻgʻridan-toʻgʻri vodorod sintezlashdan geliy sintezlashga oʻtadi.
Yulduz yadrosidagi geliyni yoqib tugatganidan keyin sintez uglerod va kisloroddan iborat yadro qobigʻida davom etadi. Soʻng yulduz qizil gigant kabi, biroq sirt harorati yuqoriroq boʻlib, evolutsiyasini davom ettiradi.
Massiv yulduzlar
Geliy yoqish fazasida juda katta massali (>9 Quyosh massasi) yulduzlar kengayib qizil supergigantlarga aylanadi. Geliy sob boʻlgach, ular geliydan ogʻir unsurlarni sintez qilishda davom etishlari mumkin.
Yadro harorat va bosim uglerodni sintezlashga yetarli boʻlguncha siqiladi. Ushbu jarayon davom etib, neon, kislorod va kremniy sintezlanishi fazalaridan oʻtadi. Yulduz hayoti nihoyasiga kelib sintez yulduz qobiqlarida ham roʻy berishi mumkin. Har bir qobiq turli unsur sintezlaydi: eng tashqi qobiq vodorod, uning ostidagi qobiq geliyni va hk.
Yulduzning oxirgi bosqichi temir sintezlash bilan boshlanadi. Temir atomlari yadrolari mustahkam bogʻlangani tufayli ularning sintezi energiya chiqarmaydi, balki aksincha, energiya yutadi. Shu sabab bilan temir yadrolari boʻlinsa ham energiya chiqmaydi. Nisbatan eski, juda massiv yulduzlar markazida inert temir yigʻilib boradi. Bu yulduzlardagi ogʻirroq unsurlar sirtga sizib chiqib, Wolf-Rayet yulduzi deb nomlanuvchi, atmosferasini qattiq shamollar yirtuvchi obyekt shakllanishi mumkin.
Kollaps
Oʻrtacha hajmli evolutsiyalangan yulduz tashqi qatlamlarini yirtib, sayyoraviy tumanlik hosil qiladi. Tashqi atmosfera tarqalganidan keyingi qoldiq 1,4 Quyosh massasidan yengil boʻlsa, u nisbatan mitti (Yerdek keladigan) obyektga aylanadi, bunday obyekt oq mitti deyilib, massasi kamligi tufayli unda siqilish roʻy bermaydi. Oq mitti ichidagi degenerat modda endi plazma boʻlmaydi. Oq mittilar juda uzoq vaqtdan keyin alal-oqibat qora mittilarga aylanadi. thumb|200px|right|[[Qisqichbaqa tumanligi, 1050-yillar atrofida birinchi kuzatilgan oʻta yangi yulduz qoldiqlari.]]
Kattaroq yulduzlarda sintez temir yadro oʻz massasini dastaklamaydigan darajada massivlikka (>1,4 Quyosh massasi) yetguncha davom etadi. Ushbu yadro uning elektronlari protonlariga itarilib kirib, elektron tutilishi (teskari beta parchalanish) natijasida neytron va neytronlarni shakllantiradi. Bunday keskin siqilish (kollaps) ketidan hosil boʻladigan zarb toʻlqini yulduzning qolgan qismini portlatib, oʻta yangi yulduz hosil qiladi. Oʻta yangi yulduzlar shunday yorqin-ki, ular yulduzning butunboshli ona galaktikasini ham porloqligi bilan vaqtincha toʻsib qoʻyishi mumkin. Somon Yoʻlida kuzatilgan oʻta yangi yulduzlar qurollanmagan koʻz bilan bemalol aniqlangan.
Yulduz moddasining koʻp qismi portlash tufayli tarqab, tumanlik hosil qiladi (Qisqichbaqa tumanligi kabi) va uning qoldigʻi oʻzini pulsar yoki barster sifatida namoyon etuvchi neytron yulduzi, agar qoldiq massasi Quyoshnikidan 4 yoki undan koʻp marta oshiq boʻlsa, qora tuynuk boʻlib qoladi. Neytron yulduzidagi modda neytron-degenerat modda, deyilib, uning yadrosida ekzotik kvark modda yigʻilishi mumkin. Qora tuynuk ichidagi modda haqida esa hozirda maʼlumot yoʻq.
Oʻlayotgan yulduzlarning uchib chiqqan tashqi qatlamlari yangi yulduz shakllanishi paytida qayta ishlanishi mumkin ogʻir unsurlarni oʻz ichiga oladi. Bunday ogʻir unsurlar tosh sayyoralar shakllanishiga imkon beradi. Oʻta yangi yulduzdan portlab chiqqan modda va yulduz shamollari yulduzlararo muhitni shakllantirishda muhim rol oʻynaydi.
Carney (Oklahoma)
Carney AQShning Oklahoma shtatida joylashgan shahardir. Lincoln okrugi tarkibiga kiradi.
Yulduz
Tarqalishi
left|thumb|250px|[[Oq mitti yulduz Sirius atrofidagi orbitasida (rassom tasavvuri). NASA rasmi]]
Carney (Oklahoma)
Aholisi
649 nafar aholi istiqomat qiladi (2000). Aholi zichligi – har kvadrat kilometrga 141,8 nafar kishi.
Geografiyasi
Maydoni — 4,6 km2. Shundan 4,6 km2 quruqlik, 0,0 km2 esa suv maydonidir. Dengiz sathidan oʻrtacha 333 m balandlikda joylashgan.
Yulduz
Tarqalishi
Koinotda yakka yulduzlardan tashqari, ikki yoki undan koʻp, bir-birining atrofida aylanuvchi, gravitatsiya bilan bogʻlangan karra yulduzlar tizimlari ham bor. Eng koʻp tarqalgan karrali yulduz qoʻshaloq yulduzdir, biroq uch va undan oshiq yulduzli tizimlar ham topilgan. Orbital barqarorlik yuzasidan bunday yulduzlar koʻpincha oʻzaro aylanuvchi qoʻshaloq yulduzlar toʻplamlari iyerarxiyasiga tartiblangan boʻladi. Yulduz klasterlari deb ataluvchi kattaroq guruhlar ham mavjud. Ular bir necha yulduzdan iborat boʻsh-bayov yulduzlar guruhidan tortib yuz minglab yulduzlardan iborat bahaybat sharsimon yulduz klasterlarigacha boʻladi.
Koʻpchilik yulduzlarning gravitatsiyaviy bogʻlangan karra yulduz tizimlarida boʻlishi uzoq vaqt taxmin etib kelingan. Bu massiv O va B sinf yulduzlari uchun toʻgʻri, bunday yulduzlarning 80%i yulduz tizimlarida, deb hisoblanadi. Biroq kichikroq yulduzlar yakka holda mavjuddir, qizil mittilarning 25%igina yulduz yoʻldoshlarga ega. Barcha yulduzlarning 85%i qizil mitti boʻlgani uchun, Somon Yoʻlidagi yulduzlarning aksariyati yolgʻiz, deyish mumkin.
Yerga Quyoshdan keyin eng yaqin yulduz Proxima Centauri boʻlib, u 39,9 trillion km yoki 4,2 yorugʻlik yili uzoqlikdadir. Fazoviy moki orbital tezligida (8 km/s — deyarli 30 000 km/soat) harakatlanganda, u yerga yetib borish uchun taxminan 150 000 yil kerak boʻlur edi. Bunday masofalar, Quyosh tizimi girdi bilan birga galaktik disk ichida odatiy holdir. Yulduzlar sharsimon yulduz klasterlarida va galaktika markazlarida bir-birlariga yaqinroq, galaktika chetlarida esa uzoqroq joylashishlari mumkin.
Galaktika yadrosidan tashqarida yulduzlarning siyrakligi tufayli yulduzlar toʻqnashuvi kamdan-kam sodir boʻladi, deb taxmin qilinadi. Klaster yoki galaktikalar markazidek zichroq mintaqalarda toʻqnashuvlar tez-tez boʻlib turishi mumkin. Bunday toʻqnashuvlar koʻk qoloq yulduzlarni hosil qilishi mumkin. Bunday noyob yulduzlar bosh ketma-ketlikdagi boshqa yulduzlardagidek yorqin boʻlsa-da, sirt harorati yuqoriroq boʻladi.
Tavsifi
Yulduzning deyarli barcha sifatlari, jumladan yorqinlik, hajm, evolutsiya, hayot davomiyligi va taqdiri uning boshlangʻich massasi bilan belgilanadi.
Yoshi
Aksariyat yulduzlar 1-10 milliard yoshda. Ayrim yulduzlar yoshi hatto 13,7 milliardga - olam yoshiga yaqin. Kashf etilgan eng qadimgi yulduz, HE 1523-0901, 13,2 milliard yoshdadir.
Yulduz qanchalik massiv boʻlsa, umri shuncha qisqa boʻladi, chunki massiv yulduzlar oʻz yadrolariga kattaroq bosim koʻrsatib, vodorodni tezroq yoqishga majbur qiladi. Eng massiv yulduzlar bir necha million yil yashasa, minimal massali (qizil mitti) yulduzlar yoqilgʻilarini juda sekin ishlatib, oʻnlab, yuzlab milliard yil umr kechiradi.
Kimyoviy tuzilishi
Hozirgi Somon Yoʻli galaktikasida shakllanayotgan yulduzlar massa nisbatidan 71% vodorod, 27% geliy, va oz miqdorda boshqa unsurlardan iborat. Ogʻir unsurlar ulushi yulduz atmosferasidagi temir miqdori bilan oʻlchanadi, chunki u keng tarqalgan va yutilish chiziqlari nisbatan yaqqol aniqlanadi. Ichida yulduzlar shakllanadigan molekular bulutlar oʻta yangi yulduzlar portlashi ketidan ogʻir unsurlar bilan toʻyingani uchun yulduz kimyoviy tarkibidan uning yoshini chiqarsa boʻladi. Ogʻir unsurlar ulushi shuningdek yulduz sayyoraviy tizimga ega yoki emasligi ehtimolini koʻrsatadi.
Eng kam temirli yulduz HE1327-2326 boʻlib, unda Quyoshdagi temir miqdorining atigi 1/200 000 qismi bor. Bunga zid oʻlaroq, metalga boy μ Leonis yulduzi Quyoshnikidan ikki, sayyorasi bor 14 Herculis esa deyarli uch baravar koʻp temirga ega. Shuningdek spektrida tayinli xrom va noyob yer unsurlari kabi unsurlar koʻpligini koʻrsatuvchi pekular yulduzlar ham mavjud.
Diametri
left|thumb|Yulduzlar hajmda keskin farqlanadilar. Tepadagi har bir rasmda oʻngdagi jism keyingi paneldagi chapdagi jismga teng. Yer 1-panelda oʻngda, Quyosh esa 3-panelda oʻngda. Yerdan juda katta masofada boʻlgani uchun, Quyoshdan xorij barcha yulduzlar odam koʻziga tungi osmondagi Yer atmosfera taʼsirida yiltirovchi yorugʻ nuqtalar boʻlib koʻrinadi. Quyosh ham yulduz, biroq u Yerga disk boʻlib koʻrinish va kun yorugʻini berish uchun yetarlicha yaqindir. Quyoshdan tashqari eng koʻrinma yorqin yulduz R Doradus boʻlib, uning burchak diametri 0,057 arksoniyadir.
Yulduzlar hajmda 20–40 km diametrli neytron yulduzlardan to Betelgeyze kabi diametri Quyoshnikidan 650 marta oshiq (900 000 000 km) supergigantlargacha keladi. Biroq Betelgeyzening zichligi Quyoshnikidan ancha past.
Kinematikasi
thumb|right|300px|[[Hulkar, Buzoq yulduz turkumidagi siyrak klaster. Bu yulduzlar fazoda birga harakatlanadi. NASA fotosi]] Yulduzning Quyoshga nisbatan harakati yulduz kelib chiqishi va yoshi, shuningdek uning atrofidagi galaktika tuzilishi va evolutsiyasi haqida foydali maʼlumot berishi mumkin. Yulduz harakatiga Quyoshdan yoki Quyoshga tomon radial tezlik va oʻz harakati deb ataladigan burchak harakati kiradi.
Burchak tezligi yulduz spektr chiziqlaridagi doppler samarasi yordamida oʻlchanib, km/s birlikda ifoda etiladi. Yulduzning oʻz harakati yiliga milliarksoniyalarda aniq astrometrik oʻlchanadi. Yulduz parallaksini aniqlab, uning oʻz harakatidan tezlikni chiqarish mumkin. Oʻz harakati yuqori yulduzlar odatda Quyoshga yaqinroq joylashadi, bu ularni parallaks oʻlchashda qulaydir.
Harakatining ikkala qiymatlari aniqlangach, yulduzning Quyoshga yoki galaktikaga nisbatan fazoviy tezligi hisoblanishi mumkin boʻladi. Yaqinroq yulduzlarda yangi, I avlod yulduzlari tezligi eski, II avlod yulduzlarinikidan kamroq boʻlishi kuzatilgan. Eskiroq yulduzlar galaktika tekisligiga oqqan elliptik orbitada harakatlanadi. Yaqinroq yulduzlar kinematikasini solishtirish natijasida shuningdek yulduzlar birlashmalari aniqlangan. Bular ehtimol bir molekular bulutda shakllangan yulduzlardir.
Magnit maydoni
thumb|220px|[[SU Aurigae|SU Aur (T Tauri tipli yosh yulduz) sirt magnit maydoni, Zeeman-Doppler vizualizatsiyasi yordamida ishlangan.]]
Yulduz magnit maydoni uning ichidagi konvektiv oqimlar boʻlib turadigan mintaqalarida hosil boʻladi. Konduktiv plazmaning bunday harakati dinamo kabi magnit maydon paydo qiladi, bu maydon yulduzdan tashqariga ham choʻziladi. Magnit maydon kuchi yulduz massasi va tuzilishiga, sirt magnit faolligi esa yulduzning oʻz oʻqi atrofida aylanish tezligiga bogʻliq. Bunday sirt faolligi yulduz dogʻlari deb ataladigan kuchli magnit maydonli va sovuqroq mintaqalarni yaratadi. Faol mintaqalardan yulduz tojiga toj sirtmoqlari deb nomlanadigan yoysimon magnit maydonlari chiqishi mumkin. Shu magnit maydoni tufayli yuqori energiyali zarrachalar otilib chiqishiga esa yulduz chaqnashi deyiladi.
Yosh, tez aylanuvchi yulduzlar oʻzlarining magnit maydonlari tufayli yuqori darajadagi sirt faolligiga ega boʻlishi kuzatiladi. Magnit maydoni yulduz shamoliga taʼsir etib, yulduz keksayishi sari uning aylanishini sekinlashtirishi mumkin. Natijada Quyosh kabi eski yulduzlar sekinroq aylanib, sirt faolligi nisbatan oz boʻladi. Sekin aylanuvchi yulduzlar faolligi darajasi davriy oʻzgarib, bir qancha vaqtga oʻchishi ham mumkin. Masalan, Maunder minimumi paytida Quyoshda 70 yil deyarli chaqnash sodir boʻlmagan.
Massasi
Bizga maʼlum eng massiv yulduzlardan biri Eta Carinae boʻlib, uning massasi Quyoshnikida 100–150 marta ortiq; uning hayot davomiyligi juda qisqa — bir necha million yil xolos. Arches klasterini oʻrganish natijasida 150 Quyosh massasi hozirgi olamdagi yulduzlar uchun eng katta massa ekanligi aniqlandi. Bunday cheklanish sababi toʻlaligicha maʼlum emas, sabab sifatida atmosferadan gazlarni koinotga chiqarmay eng koʻp nurlanish qiymatini aniqlovchi Eddington chegarasi taxmin etiladi. Biroq R136a1 nomli yulduz (RMC 136a klasterida) Quyoshdan 265 marta massivroq ekanligi aniqlangan, bu bunday chegarani shubha ostiga qoʻyadi. Tadqiqot shuni koʻrsatdiki, R136dagi massiv yulduzlar qoʻshaloq yulduzlar toʻqnashuvi va birlashishi natijasida hosil boʻlib, 150 Quyosh massasi chegarasidan tashqariga chiqishni ilojli qilgan.
thumb|right|250px|[[NGC 1999 qaytaruvchi tumanligi markazdagi 3,5 Quyosh massasili oʻzgaruvchi V380 Orionis yulduzi tomonidan yoritiladi. Qora osmon boʻlagi avvallari taxmin etilganidek qorongʻu tumanlik boʻlmay, shunchaki ulkan boʻshliqdir. NASA surati]]
Katta Portlashdan keyin birinchi shakllangan yulduzlar tarkibida litiy va undan ogʻirroq unsurlar boʻlmagani uchun 300 Quyosh massasigacha yoki undan ortiq boʻlgan boʻlishi mumkin. . Bu supermasiv III avlod yulduzlar endilikda yoʻq, deb taxmin etiladi.
Yulduz radiusi va massasi uning sirt tortishish kuchini belgilaydi. Bahaybat yulduzlar bosh ketma-ketlikdagi yulduzlardan ancha kuchsizroq sirt gravitatsiyasi hosil qilsa, oq mitti kabi degenerat, zich yulduzlar kuchli gravitatsiya maydonini yaratadi. Sirt gravitatsiyasi yulduz spektriga taʼsir etishi mumkin, masalan kuchli gravitatsiya yutilish chiziqlarining kengayishiga sabab boʻladi.
Yulduzlar yadroviy sintezi nihoyasiga yetib borar ekan, baʼzan evolutsiyaviy tarziga asoslanib massalariga koʻra guruhlanadilar. 0,5 Quyosh massasidan yengil juda oz massali yulduzlar gigantlarning asimptotik tarmogʻiga (GAT) kirmay toʻgʻri oq mittilarga evolutsiyalanadi. 1,8-2,2 Quyosh massasili oz massali yulduzlar GATga kiradi va geliy yadro hosil qiladi. Oʻrta massali yulduzlar geliy sintezini kechirib, uglerod-kislorod yadro hosil qiladi. Kamida 7-10 Quyosh massasili massiv yulduzlar uglerod sintezini kechirib, oʻta yangi yulduz portlashi natijasida halok boʻladi.
Aylanishi
Ixcham yulduzlar oʻz oʻqi atrofida tez aylangani tufayli kuchli siqiladilar. Biroq ular burchak momentini saqlash — aylanuvchi jismning hajmini kamaytirishini kompensatsiyalash uchun aylanish tezligini oshirish natijasida kelib chiqadigan tezlik bilan solishtirganda sekinroq aylanadi. Yulduz burchak momentining katta qismi yulduz shamoli sababli massa yoʻqolishidan kamayadi. Bunga qaramay, pulsarning aylanish tezligi juda katta boʻlishi mumkin. Masalan, Qisqichbaqa tumanligi markazidagi pulsar soniyasiga 30 marta aylanadi. Pulsar aylanish tezligi nurlanish evaziga asta sekinlashib boradi.
Harorati
Bosh ketma-ketlikdagi yulduz sirt harorati uning yadrosidagi energiya ishlab chiqarilishi jadalligi va radiusiga bogʻliq boʻlib, yulduzning rang koʻrsatkichidan aniqlanadi. U odatda energiyasini yulduzdek yorqinlikda nurlatuvchi ideal qora jism harorati boʻlmish samarali harorat sifatida beriladi. Bunda samarali harorat faqatgina oʻrtacha harorat ekanligiga diqqat qaratish lozim, chunki yulduzlar harorati yadrodan atmosferaga tomon tobora pasayib boradi. Yulduz yadrosidagi harorat bir necha million kelvinga yetadi.
Yulduz harorati turli unsurlarning energizatsiyasi yoki ionizatsiyasi jadalligini belgilab, spektrda xarakterli yutilish chiziqlarini hosil etadi. Yulduz sirt harorati, uning absolut yulduz kattaligi va yutilish xususiyatlari bilan birgalikda yulduzni sinflantirishda ishlatiladi.
Bosh ketma-ketlikdagi massiv yulduzlar sirt harorati 50 000 K ga yetadi. Quyosh kabi kichikroq yulduzlar sirt harorati bir necha ming kelvin boʻladi. Qizil gigantlar nisbatan sovuqroq — ularning sirt harorati 3 600 K atrofida, biroq ularning sirti katta boʻlgani uchun yorqinligi ham katta.
Baqay-Ota (Talas viloyati)
Baqay-Ota (Бакай-Ата) — Qirgʻiziston Respublikasining Talas viloyati Baqay-Ota tumaniga qarasli qishloq. Lenipol ovul okrugi tarkibiga kiradi.
Aholisi
Aholisi - 6 834 kishi.
Yulduz
Nurlanishi
Yadroda energiya chiqarilishi sababli yulduzlar yorqin charaqlaydi: har atom yadrolari toʻqnashuvi reaksiyasi natijasida gamma nurlanish fotonlari ajraladi. Bu energiya yulduz tashqi qatlamiga yetguncha elektromagnit energiyaning boshqa shakllariga, jumladan, koʻrinuvchi yorugʻlikka aylanadi.
Yulduzning koʻrinuvchi yorugʻlik pik chastotasi bilan belgilanuvchi rangi yulduz tashqi qatlamlari, jumladan fotosferaga bogʻliq. Koʻrinuvchi yorugʻlikdan tashqari yulduzlar shuningdek odam koʻziga koʻrinmas elektromagnit nurlanish ham chiqaradi. Umuman aytganda yulduz elektromagnit nurlanishi radiochastota va infraqizildan to ultrabinafsha, rentgen va gamma nurlanishgacha butun elektromagnit spektrni qoplaydi. Yulduz elektromagnit nurlanishining barcha komponentlari muhimdir.
Yulduz spektrlarini ishlatib, astronomlar yulduz sirt harorati, sirt gravitatsiyasi, metalligi va aylanish tezligini aniqlay olishadi. Yulduzgacha masofa maʼlum boʻlsa, uning yorqinligini ham chiqarsa boʻladi. Massa, radius, sirt gravitatsiyasi va aylanish davri mavjud yulduz modellariga binoan aniqlanishi mumkin (qoʻshaloq yulduzlar massasini toʻgʻridan-toʻgʻri chiqarish mumkin; yulduz massasi shuningdek gravitatsiyaviy mikrolinzalash usuli bilan ham hisoblanadi). Bu parametrlar bilan astronomlar yulduz yoshini ham hisoblay oladilar.
Yorqinligi
Harorati va yorqinligi oʻrtachadan past sohalar yulduz dogʻlari, deyiladi. Quyosh kabi kichik, mitti yulduzlar diskida bunday dogʻlar siyrak va kichik boʻladi. Kattaroq, gigant yulduzlarda esa dogʻlar katta va koʻzga tashlanadigan boʻladi, shuningdek ularning terminatori qorongʻiroq boʻlishi kuzatiladi. Yaʼni yorqinlik yulduz diskiga tomon kamayib boradi. UV Ceti kabi qizil mitti chaqnovchi yulduzlar ham yaqqol dogʻlarga ega boʻlishi mumkin.
Yulduz kattaligi
Yulduz kattaliklari logarifmik shkalada joylashgan: yulduz kattaligidagi bir farq porloqlik 2,5 marta (100 ning 5-darajali ildizi taxminan 2,512 ga teng) farqlanishini bildiradi. Demak, birinchi kattalikli (+1,00) yulduz ikkinchi kattalikdagi (+2,00) yulduzdan 2,5 baravar, oltinchi kattalikdagi (+6,00) yulduzdan esa 100 baravar porloqroq. Toza havoda koʻzi oʻtkir odam koʻra oladigan eng ojiz yulduzlar kattaligi +6 dir.
Lake Worth (Texas)
Lake Worth AQShning Texas shtatida joylashgan shahardir. Tarrant okrugi tarkibiga kiradi.
Yulduz
Yulduz kattaligi
Yulduz kattaligini bildiruvchi son qancha kichik boʻlsa, yulduz shuncha porloq boʻladi va aksincha. Eng porloq yulduzlarning yulduz kattaliklari manfiy (0 dan kichik). Ikki yulduz porloqliklari orasidagi farqni (ΔL) hisoblash uchun xiraroq yulduz kattaligidan (mx) porloqroq yulduz kattaligi (mp) ayirib, 2,512 asos sonni chiqqan ayirma darajasiga oshiriladi:
Yorqinligi va Yerdan uzoqligiga qarab, absolut kattalik (M) koʻrinma kattalikka (m) ekvivalent emas; masalan, Sirius koʻrinma yulduz kattaligi −1,44 ga, absolut yulduz kattaligi esa +1,41 ga teng.
Lake Worth (Texas)
Geografiyasi
Maydoni — 6,5 km2. Shundan 6,5 km2 quruqlik. Dengiz sathidan oʻrtacha 196 m balandlikda joylashgan.
Yulduz
Yulduz kattaligi
Quyoshning koʻrinma yulduz kattaligi −26,7, biroq absolut yulduz kattaligi esa atigi +4,83. Sirius, tungi osmondagi eng porloq yulduz, Quyoshdan taxminan 23 marta yorqinroq boʻlsa, tungi osmonda ikkinchi eng porloq Kanopus yulduzi (absolut kattaligi -5,33) Quyoshdan 14 000 ming marta yorqinroqdir. Kanopus Siriusga nisbatan juda yorqinroq, lekin Sirius Yer uchun porloqroq koʻrinadi. Sababi Sirius Yerda 8,6 yorugʻlik yili uzoqlikda, Kanopus esa ancha uzoqroq joylashgan — ungacha masofa 310 yorugʻlik yilidir.
2006-yilga koʻra eng katta absolut yulduz kattaligiga ega yulduz LBV 1806-20 boʻlib, magnitudasi −14,2 ga teng. Bu yulduz Quyoshdan kamida 5 000 000 marta yorqinroq. Bizga maʼlum yorqinligi eng kam yulduzlar NGC 6397 klasterida joylashgan. Bu klasterdagi eng zaif qizil mittilar magnitudasi 26, shuningdek 28 magnitudali oq mitti ham kashf etilgan. Bu yulduzlar shunchalik xiraki, ularning porloqligi Yerdan qaralganda Oyda yoqilgan shamnikidek keladi.
Perur (Tiruchirappalli tumani)
Perur - Hindistonning Tamil Nadu shtatida joylashgan Tiruchirappalli tumanidagi Srirangam talukidagi qishloq hisoblanadi.
Yulduz
Tasnifi
Zamonaviy yulduz sinflantirish XX asr boshlarida kelib chiqib, neytral vodorod radiochizigʻi kuchiga asoslangan holda yulduzlar A dan Q gacha sinflarga ajratilgan. U paytda vodorod chizigʻiga harorat katta taʼsir etishi nomaʼlum edi; vodorod chizigʻi 9000 K atrofida choʻqqiga chiqib, undan baland yoki past haroratlarda kuchsizlashadi. Tasnif harorat boʻyicha qayta tartibga solinib, zamonaviy tarxga yaqin keldi.
Perur (Tiruchirappalli tumani)
Aholisi
2001 yilgi aholini ro'yxatga olishdagi ma'lumotlarga ko'ra, Perurda 528 erkak va 521 ayol bo'lgan 1049 aholi bor edi. Jinsiy nisbat 987, savodxonlik darajasi esa 76,97 hisoblanadi.
Yulduz
Tasnifi
Yulduzlar spektrlariga koʻra bir harf bilan belgilanadigan turli sinflarga ajratiladi, O eng issiq yulduz sinfi boʻlsa, M sinfidagi yulduz shunday sovuq-ki, uning atmosferasida molekulalar shakllanishi mumkin. Sirt harorati kamayishi boʻyicha sinflar quyidagicha: O, B, A, F, G, K va M. Kamyob spektr tiplar uchun maxsus sinflar mavjud. Ulardan eng keng tarqalganlari L va T boʻlib, bu sinflarga eng sovuq kichik massali yulduzlar va jigarrang mittilar kiradi. Har bir harf harorat kamayishi boʻylab 0 dan 9 gacha 10 ta ostqismga ega. Biroq ushbu tizim ekstremal yuqori haroratlarda buziladi: O0 va O1 yulduzlar mavjud boʻlmasligi mumkin.
Yulduzlar shuningdek spektr chiziqlaridagi yorqinlik samaralariga koʻra ham sinflarga ajratilishi mumkin, bu samaralar ularning hajmi va sirt gravitatsiyasiga bogʻliq. Bular 0 (gipergigantlar) va III (gigantlar) dan to V (bosh ketma-ketlik mittilari) gacha boʻladi; ayrim olimlar VII (oq mittilar) sinfini ham qoʻshishadi. Aksariyat yulduzlar vodorod sintezi bilan mashgʻul bosh ketma-ketlikka oid. Absolut yulduz kattaligi va spektr tipiga koʻra grafik chizilganda bunday yulduzlar tor, diagonal chiziqqa tushadi. Quyosh bosh ketma-ketlikdagi G2V sinfli sariq mitti boʻlib, harorat va hajmda oʻrtachadir.
Vandergrift
Vandergrift AQShning Pennsylvania shtatida joylashgan shahardir. Westmoreland County okrugi tarkibiga kiradi.
Aholisi
5131 nafar aholi istiqomat qiladi (2006).
Geografiyasi
Maydoni — 3,4 km2. Shundan 3,2 km2 quruqlik, 0,2 km2 esa suv maydonidir. Dengiz sathidan oʻrtacha 416 m balandlikda joylashgan.
Noʻxta
Noʻxta — chorvachilik anjomi, otulovni (ot, eshak, xachir) va qoramollarni bogʻlash, yetaklash uchun qoʻllaniladi. Maxsus N.lar hayvon turi va boshining shakliga mos holda maxsus tas-malar yoki pishiq xom teridan tayyorlanadi.
Yulduz
Tasnifi
Kichik harflar bilan belgilanadigan qoʻshimcha nomenklatura spektrning qiziqarli xususiyatlarini bildirish uchun ishlatiladi. Masalan, „e“ emissiya chiziqlari borligini; „m“ metallar darajasi yuqoriligini, „var“ esa spektr tipi oʻzgarib turishini bildiradi.
Oq mitti yulduzlar D harfi bilan boshlanuvchi alohida sinfga joylashtirilgan. Bu sinf spektr chiziqlariga koʻra yana DA, DB, DC, DO, DZ va DQ sinflariga boʻlinadi. Ushbu sinflar nomiga harorat koʻrsatkichi ham qoʻshiladi.
Oʻzgaruvchi yulduzlar
left|thumb|200px|Tebranuvchi oʻzgaruvchi yulduz [[Mira (yulduz)|Miraning asimmetrik koʻrinishi. NASA HST surati]] Oʻzgaruvchi yulduzlar ichki yoki tashqi xususiyatlari tufayli yorqinliklarida davriy yoki tasodifiy oʻzgarishlar boʻlib turadi. Ichki oʻzgaruvchi yulduzlar uchta prinsipial guruhga ajratiladi.
Evolutsiyasi paytida ayrim yulduzlar pulsatsiyalanuvchi oʻzgaruvchi yulduz fazasidan oʻtadi. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar hajmiga qarab bir necha daqiqadan bir necha yillargacha davriylik bilan radiusi va yorqinligini oʻzgartirib turadi. Bu turkumga Sefeidasimon yulduzlar va uzoq davriylikli Mirida yulduzlar kiradi.
Chaqnash yoki massiv otilib chiqish hodisalari tufayli yorqinligini keskin oshiruvchi yulduzlar eruptiv oʻzgaruvchilar toifasiga kiradi. Bu guruhga protoyulduzlar, Wolf-Rayet va chaqnovchi yulduzlar hamda gigant va supergigantlar kiradi.
Yulduzlar yorqinligi oʻzgarishiga shuningdek tutiluvchi qoʻshaloq yulduzlar, kuchli dogʻlar chiqaruvchi aylanuvchi yulduzlar kabi tashqi faktorlar ham sabab boʻlishi mumkin. Tutiluvchi qoʻshaloq yulduzga Algol misol boʻladi, uning yulduz kattaligi 2,87 kun davriylik bilan 2,3 va 3,5 orasida oʻzgarib turadi.
Tuzilishi
Barqaror yulduz ich qismi gidrostatik muvozanatdadir: har qanday kichik hajmdagi kuchlar bir-birini kompensatsiyalaydi. Muvozanatlashgan kuchlar yulduz ichkarisiga qaratilgan gravitatsiyaviy va tashqarisiga qaratilgan gradiyent bosim kuchlaridir. Bosim gradiyenti plazma harorati gradiyenti tomonidan belgilanadi; yulduz tashqi qismlari uning yadrosidan sovuqroq. Bosh ketma-ketlikdagi yoki gigant yulduz yadrosidagi harorat — kamida 107 K. Bosh ketma-ketlik yulduzida vodorod yoqilayotgan yadrodagi harorat va bosim termoyadroviy reaksiya olib borish va yulduz kollapsining oldini olish uchun yetarli boʻladi.
Yulduz ichida atom yadrolari parchalanar ekan, ular gamma nurlanish shaklida energiya chiqaradi. Bu fotonlar atrofdagi plazma bilan taʼsirlashib, yadroning issiqlik energiyasini oshiradi. Bosh ketma-ketlikdagi yulduzlar vodorodni geliyga ayalantirib, asta-sekin yadroda geliy yigʻib boradilar. Oqibatda geliy miqdori oshib ketib, yadroda energiya chiqarilishi toʻxtaydi. 0,4 va undan ortiq Quyosh massasili yulduzlarda reaksiya geliy yadroni oʻrab turuvchi va sekin oʻsib boruvchi degenerat qobiqqa koʻchadi.
Gidrostatik muvozanatdan tashqari, barqaror yulduz ichida issiqlik muvozanati ham ushlab turiladi. Ichkaridan tashqariga uzluksiz harorat gradiyenti oqib, issiqlik energiyasi har qatlamda sobit saqlanib turadi.
thumb|360px|left|Ushbu diagramma Quyosh tipli yulduz kesimini koʻrsatadi. NASA rasmi Yulduz ichida energiya oqimini ushlab turuvchi mintaqaga nurlanish hududi deyiladi. Bu mintaqada plazma perturbatsiyasi boʻlmay, har qanday massiv harakatlar toʻxtatiladi. Aks holda plazma beqaror boʻlib qolib, konveksiya boshlanadi va mintaqa konveksiya hududiga aylanadi. Bu hol juda yuqori energiya oqimlari boʻladigan mintaqalarda, masalan, yadro yaqinida yoki yuqori xiralik qatlamlarida roʻy berishi mumkin.
NGC 5969
NGC 5969 Ajdaho yulduz turkumidagi E-S0 tipli galaktikadir.
Yulduz
Tuzilishi
Bosh ketma-ketlikdagi yulduz tashqi qatlamida konveksiya boʻlish-boʻlmasligi uning massasiga bogʻliq. Quyoshdan bir necha marta massivroq yulduzlarda konveksiya hududi chuqur ichkarida, nurlanish hududi esa tashqi qatlamlarda boʻladi. Quyosh kabi kichikroq yulduzlarda esa aksincha, konveksiya hududi tashqariroqda joylashadi. 0,4 Quyosh massasidan yengilroq qizil mittilar butunlay konvektivdirlar, bu ularda geliy yadrosi yigʻilishiga yoʻl qoʻymaydi. Koʻp yulduzlarda konvektiv hududlar joylashuvi vaqt oʻtishi bilan oʻzgarib turadi.
NGC 5969
Ushbu obyektni Lewis Swift 1885-yilda kashf etgan.
Yulduz
Tuzilishi
Yulduzning kuzativchiga koʻrinadigan qismi fotosfera deyiladi. Bu qatlamda yulduz plazmasi yorugʻlik fotonlari uchun shaffof boʻladi. Bu yerdan yadrodan chiqayotgan energiya fazoga tarqaydi. Yulduz dogʻlari aynan shu fotosferada hosil boʻladi.
NGC 5969
Ushbu obyekt Yangi umumiy katalog asl nashrida mavjud.
Yulduz
Tuzilishi
Fotosferadan tepada esa yulduz atmosferasi boʻladi. Quyosh kabi bosh ketma-ketlik yulduzida atmosferaning eng quyi qatlami xromosfera mintaqasi boʻlib, unda spikulalar shakllanadi va yulduz chaqnashlari roʻy beradi. Xromosferadan teparoqda oʻtish mintaqasi boʻlib, unda harorat atigi 100 km balandlikdayoq keskin koʻtariladi. Undan tepada esa yulduz toji boʻlib, u yerdagi oʻta qizigan plazma bir necha million kilometrga choʻzilishi mumkin. Toj mavjudligi yulduz konvektiv hududining tashqi qatlamlarda yotishiga bogʻliq. Yuqori haroratli boʻlishiga qaramay, toj juda kam yorugʻlik chiqaradi. Masalan, Quyosh toji faqatgina Quyosh tutilishi paytida koʻrinadi.
Tojdan teparoqda plazma zarrachalari shamoli esib, yulduzlararo muhitgacha tarqaladi. Quyosh shamoli geliosfera dab atalmish pufaksimon mintaqadan tashqariga chiqadi.
Termoyadroviy reaksiya yoʻllari
Yulduzlar qaʼrida yulduz massasi va tarkibiga koʻra turli xil termoyadroviy reaksiyalar kechadi. Bu reaksiyalar majmuiga yulduz nukleosintezi deyiladi. Sintezlangan atom yadrosi sof massasi reagentlar massasi yigʻindisidan kichik. Qolgan massa massa va energiya ekvivalentligi (E = mc2) qonuniga binoan elektromagnit energiya sifatida ajralib chiqadi.
Yadrosi 10 million kelvingacha qizigan Quyoshda vodorod geliyga proton-proton sikli deb ataladigan reaksiyda aylanadi: : 41H → 22H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV): 21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV): 23He → 4He + 21H (12,9 MeV)
bu yerda e+ — pozitron, γ — gamma nurlanish fotoni, νe — neytrino, H va He — mos ravishda vodorod va geliy izotoplari. Bu reaksiya natijasida millionlab elektron volt energiya chiqadi (eV juda kichik energiya miqdori, shuning uchun bu energiya katta emas). Biroq bir vaqtda bunday reaksiyalarning juda ulkan miqdori sodir boʻlgani uchun yulduz nurlanishi kuchli boʻladi.
Carrier (Oklahoma)
Carrier AQShning Oklahoma shtatida joylashgan shahardir. Garfield okrugi tarkibiga kiradi.
Aholisi
77 nafar aholi istiqomat qiladi (2000). Aholi zichligi – har kvadrat kilometrga 24,4 nafar kishi.
Geografiyasi
Maydoni — 3,2 km2. Shundan 3,2 km2 quruqlik, 0,0 km2 esa suv maydonidir. Dengiz sathidan oʻrtacha 412 m balandlikda joylashgan.
Yulduz
Termoyadroviy reaksiya yoʻllari
Massivroq yulduzlarda geliy katalizatori uglerod boʻlgan uglerod-azot-kislorod siklida ajralib chiqadi.
Massasi 0,5 va 10 Quyosh massasi oraligʻida, yadrosi 100 million kelvinda boʻlgan evolutsiyalangan yulduzlarda geliy berilliy ishtirokidagi uchlamchi alfa jarayonida uglerodga aylanishi mumkin:
Natijaviy reaksiya quyidagicha:: 34He → 12C + γ + 7,2 MeV
Massiv yulduzlarning siqilayotgan yadrosida ogʻirroq unsurlar neon yadroviy yonishi va kislorod yadroviy yonishi jarayonlarida ham yoqilishi mumkin. Yulduz nukleosintezining oxirgi bosqichi kremniy yadroviy yonishi boʻlib, unda barqaror temir-56 izotopi ajralib chiqadi. Bundan soʻng sintez faqatgina endotermik jarayon orqali davom etishi, qolgan energiya faqat gravitatsiyaviy siqilish natijasida chiqishi mumkin.
Chahains
Chahains Fransiyaning Quyi Normandiya mintaqasida joylashgan kommunadir. Orne departamenti Alençon tumani tarkibiga kiradi.
Aholisi
90 nafar aholi istiqomat qiladi (1999). Aholi zichligi — har kvadrat kilometrga 12,0 nafar kishi.
Geografiyasi
Maydoni — 7,5 km2.
Mentana
Mentana Italiyaning Lazio mintaqasida joylashgan kommunadir. Maydoni — 24 km2. 18 879 nafar aholi istiqomat qiladi (2005).
Maardu
Maardu-(Maart)-Estoniyaning Harju okrugida joylashgan shaharcha va aholi punktidir.Bu Tallinn metropolitanining bir qismi hisoblanadi.Shahar 22.76 km² maydonni egallaydi va aholisi 16 170 kishini tashkil etadi.
Muuga porti, Estoniyadagi eng yirik yuk qabul qiluvchi porti bo'lib,qisman Maardu shahrida joylashgan.
2000-yilgi demografik ma'lumotlarga ko'ra, shahar aholi soni 16,738 kishi bo'lgan.Aholining 61,7%i ruslar, 19,9%i estonlar, 6,6%i ukrainlar, 5,7%i belaruslar, 1,5%i tatarlar, 0,9%i finlar, 0,6%i polyaklar, 0,5%i litvalar, 0,2%i latviyaliklar va nemislar va yahudiylar tashkil etadi.
Shaharning tashqarisida (Maardu qishlog'ida), Narvaga boradigan yo'lning janubida Estoniyadagi eng qadimgi saqlanib qolgan barokko uylaridan biri bo'lgan Maardu manor joylashgan.Uning kelib chiqishi 1389-yilga to'g'ri keladi, ammo hozirgi bino XIX asrda kiritilgan qo'shimchalar bilan 1660-yillarga to'g'ri keladi. Manorning egasi Herman Jensen Bohn 1739-yilda eston tilida bosilgan birinchi Injilni chop etishni moliyalashtirdi.
Maardu qishloqlari
Maardu aholi punkti olti qismga bo'lininadi:
Rasmlar
Maarduning diqqatga sazovor joylari
Steinsfeld
Steinsfeld Germaniyaning Bavariya yerida joylashgan kommunadir. Ushbu kommuna Ansbach tumani tarkibiga kiradi. Maydoni — 31,80 km2. Aholisi — 1234 kishi (2010).
Hududi
Steinsfeldning hududi km2dir. Dengiz sathidan oʻrtacha m balandlikda joylashgan.
Arafura dengizi
Arafura dengizi — Hind okeanining chekka dengizi. Avstraliya, Yangi Gvineya, Tanimbar va Kay o.lari oraligʻida. Maydoni 1017 ming km². Koʻp qismining chuq. 200 m, shimoli-gʻarbda 3680 m gacha. Oqimlar yozda gʻarbdan sharqqa, qishda sharqdan gʻarbga yoʻnalgan. Suvining oʻrtacha temperaturasi 25 — 28°. Shoʻrligi 34 — 35‰. Eng katta qoʻltigʻi — Kar-pentariya.
Araxnozlar
Araxnozlar (yun. arachne — oʻrgimchak) — hayvonlarda parazit va zaharli oʻrgimchaksimonlar (kanalar) qoʻzgʻatadigan yuqumli kasalliklar. De-modekozlar, sarkoptoz, psoroptoz, xori-optoz, notoedroz, ototsentoz va boshqa kasalliklar chorvachilikka katta zarar kel-tiradi. Hayvonlar A.ini veterinariya araxnologiyasi oʻrganadi.
Charalampos Lykogiannis
Charalampos Lykogiannis (1993-yil 22- oktyabrda Gretsiyaning Pirey shahrida tugʻilgan) — yunon futbolchisi, „Bolonia“ futbol klubi va Gretsiya terma jamoasi himoyachisi.
Klublardagi faoliyati
Lykogiannis oʻz shahrining „Olimpiako“s futbol klubi tarbiyalanuvchisi hisoblanadi. 2012-yil 24-oktabrda Lykogiannis Chempionlar ligasi doirasida Fransiyaning „Montpelhièr“ futbol klubiga qarshi o‘yinda asosiy jamoa safida debyut qilgan. 29-oktyabr kuni Salonikining „Aris“ jamoasiga qarshi oʻyinda u Gretsiya Superligasida debyut qilgan. Debyut mavsumi yakunida Lykogiannis chempion va Gretsiya kubogi sohibiga aylangan.
2013-yilning yozida Lykogiannis oʻyin amaliyotiga ega boʻlish uchun ijara asosida „Levadiakos“ futbol klubiga oʻtgan. 26-avgust kuni „Ergotelis“ futbol klubiga qarshi oʻyinda u yangi jamoada debyut qilgan.
2014-yilning yozida Lykogiannis yana ijaraga berilgan, „Ergotelis“ futbol klubi uning yangi klubiga aylangan. 25-avgust kuni „Panionios“ futbol klubiga qarshi oʻyinda u yangi jamoada debyut qilgan. 28- avgust kuni „Panetolikos“ futbol klubiga qarshi bahsda Lykogiannis „Ergotelis“ futbol klubi safida birinchi golini urgan. 2015-yilda Lykogiannisning „Olimpiakos“ futbol klubi bilan shartnomasi tugagan va futbolchi erkin agent sifatida Avstriyaning „Sturm“ futbol klubiga oʻtgan. 7-noyabr kuni „Ried“ futbol klubiga qarshi oʻyinda u Avstriya Bundesligasida debyut qilgan. 2016-yilning 27-noyabrida „Rapid Wien“ futbol klubiga qarshi kechgan bahsda Lykogiannis „Sturm“ futbol klubi safida ilk golini urgan.
2018-yil boshida Lykogiannis Italiyaning „Caralis“ futbol klubiga oʻtib, 4 yillik shartnoma imzolagan. 28- yanvar kuni „Crotone“ futbol klubiga qarshi oʻyinda u Italiya A seriyasida debyut qilgan.
Xalqaro faoliyati
2012-yilda Lykogiannis Estoniyada boʻlib oʻtgan yoshlar oʻrtasidagi Yevropa chempionatining kumush medali sovrindori boʻlgan. Turnirda u Angliya, Estoniya va ikki marta Ispaniya jamoalariga qarshi oʻyinlarda ishtirok etgan. Angliya bilan kechgan bahsda Lykogiannis gol urgan.
2013-yilda Gretsiya yoshlar terma jamoasi tarkibida Lykogiannis Turkiyada boʻlib oʻtgan yoshlar oʻrtasidagi jahon chempionatida ishtirok etgan. Turnirda u Meksika va Paragvay terma jamoalariga qarshi oʻyinlarda ishtirok etgan.
Araxnoidit
Araxnoidit (yun. arachne — oʻrgimchak va eidos — koʻrinish) — bosh miya va orqa miyadagi oʻrgimchak toʻrisimon pardaning yalligʻlanishi; miyaning yumshoq pardasi yonma-yon joylashganligi uchun ular odatda birga yalligʻlanadi (qarang Leptomeningit).
Münchwald
Münchwald Germaniyaning Rheinland-Pfalz yerida joylashgan kommunadir. Ushbu kommuna Bad Kreuznach tumani tarkibiga kiradi. Maydoni — 1,46 km2. 305 nafar aholi istiqomat qiladi (2010).
Hududi
Münchwaldning hududi km2dir. Dengiz sathidan oʻrtacha m balandlikda joylashgan.
Implantatlar
thumb| miya implanti ulagichi thumb| [[Koxlear implanti|koxlear implant]] Implantatlar (Germaniya) dan ← in" " + plantare „oʻsimlik“ da), implantlar (inglizcha  dan)   — tanaga protez sifatida implantatsiya qilish uchun (odamning etishmayotgan aʼzolari oʻrnini bosuvchi moddalar) yoki tibbiy asboblar sinfi. identifikator (masalan, uy hayvonlari haqida maʼlumotga ega chip, teri ostiga implantatsiya qilingan). Bu atama XX asrning 60-yillarida paydo boʻlgan. Implantlar har doim greftdan farqli ravishda noorganik tarkibga ega.
Tish implantlari — bu olinadigan va qoʻzgʻalmas tish protezlarini biriktirish uchun asos sifatida ishlatiladigan yuqori va pastki jagʻlarning suyaklariga implantatsiya qilish uchun implantlarning bir turi.
Implantatsiya turlari
Nervlardan nerv impulslarini olib tashlash orqali texnologiyani boshqarish imkonini beruvchi implantlar ishlab chiqilmoqda yoki sinovdan oʻtkazilmoqda, baʼzi bir maxsus maqsadlar uchun nerv impulslarini bloklaydigan implantlar va boshqalar.
Ispaniya — Kanada munosabatlari
Ispaniya — Kanada munosabatlari Ispaniya va Kanada oʻrtasidagi ikki tomonlama diplomatik munosabatlardir.
Tarixi
1774-yil iyul oyida ispan navigatori Xuan Xose Peres Ernandes Alyaskaga ketayotganda Xaida Guay arxipelagiga tashrif buyurgan birinchi yevropalik boʻldi. Ushbu arxipelag kashf etilgandan soʻng, yana bir nechta ispan ekspeditsiyalari Britaniya Kolumbiyasi qirgʻoqlari boʻylab suzib kelishdi. 1789-yilda Ispaniya Nootka orolida ikkita aholi punkti tashkil etdi: Santa Cruz de Nuca va Fort San Migel. Ispaniya imperiyasi oʻsha paytda Amerikadagi Argentinadan Alberta va Saskachevangacha boʻlgan hududni nazorat qilgan. 250px|thumb|Ottavadagi Makkenzi-Papineau batalyoniga yodgorlik. 1936-yildan 1939-yilgacha Ispaniyada respublikachilar va millatchilar oʻrtasida fuqarolar urushi boʻlib oʻtdi. Kanada mojaro paytida rasman neytral boʻlgan, ammo 1700 dan ortiq kanadalik koʻngillilar respublikachilar uchun kurashga qatnashgan. Kanadalik koʻngillilar Amerikaning Linkoln-Vashington batalyoniga qoʻshilishdi va keyinchalik oʻzlarining Makkenzi-Papino Kanada koʻngillilar batalyonini tuzdilar. 1937-yilda Kanada parlamenti kanadaliklarning xorijiy urushlarda yollanma askar sifatida ishtirok etishini taqiqlovchi qonun qabul qildi. Ispaniya fuqarolar urushida 700 ga yaqin kanadaliklar halok boʻlgan. 1939-yil aprel oyida soʻnggi kanadalik koʻngillilar Ispaniyani tark etib, Fransisko Franko gʻalabasidan keyin Kanadaga qaytib kelishgan.
Savdo aloqalari
2014-yilda Kanada va Ispaniya oʻrtasidagi umumiy savdo hajmi 2 milliard dollardan ortiqni tashkil etdi. Kanadaning Ispaniyaga eksporti: samolyotlar va ehtiyot qismlar, rudalar, don mahsulotlari, mashinalar. Ispaniyaning Kanadaga eksporti: farmatsevtika, yonuvchan moddalar, moylar va minerallar, ichimliklar va elektron uskunalar. Bombardier, BlackBerry va Thomson Reuters kabi Kanada transmilliy kompaniyalari Ispaniyada, Zara ispan kompaniyasi esa Kanadada faoliyat yuritadi. 2014-yilda Kanada va Yevropa Ittifoqi (jumladan, Ispaniya) keng qamrovli iqtisodiy va savdo bitimi deb nomlanuvchi erkin savdo shartnomasini tuzdilar.
Yuqori darajadagi tashriflar
thumb|right|Kanada Bosh vaziri [[Justin Trudeau va Ispaniya Bosh vaziri Pedro Sanchezning 2018-yilgi Bryussel sammiti doirasidagi uchrashuvi.]] Bosh vazirlarning Kanadadan Ispaniyaga tashrifi
Ispaniyadan Kanadaga Bosh vazir va qirollik tashriflari
Amsaisi
Amsaisi— Gruziyaning Mhara-Imeretiya yerida joylashgan shahar; Zestafoni munitsipalitetining maʼmuriy markazi.
Kocaçimen (Kemaliye)
Koʻjachimen — Erzinjon viloyatining Kemaliye tumaniga qarashli qishloq.
Tarix
Qishloqning eski nomi 1878-yil yozuvlarida arman asli Mushegga (Küçük Musheg qishlogʻi) boʻlgan.
Geografiya
Qishloq Erzincan shahar markazidan 162 km,Kemaliye tumani markazidan 13 km uzoqlikda joylashgan.