Geliy chaqnashi sahifasining manbasini koʻrish

[[Fayl:Triple-Alpha_Process.svg|thumb| Uch karra geliy reaksiyasi]]
'''Geliy chaqnashi''' [[Yulduz|yulduzda]] geliyning yadroviy yonishining portlovchi boshlanishidir. Bu geliyning yonishi sodir bo'lgan hudud haroratning oshishi bilan tez sovib keta olmasa va keyin isitish [[Yadro reaksiyasi|yadro reaksiyalari]] tezligining oshishiga olib keladigan bo'lsa, bu sodir bo'ladi, bu esa moddaning yanada qizib ketishiga olib keladi. Geliy olovi yulduzning kimyoviy tarkibiga va ba'zi hollarda uning tuzilishiga ta'sir qiladi.

Odatda geliy chaqnashi moddasi [[Degenerat modda|degeneratsiyalangan gaz]] holatida bo'lgan qizil gigant yulduzlarning yadrolarida geliyning yonishi boshlanishini anglatadi, ammo boshqa turdagi geliy chaqnashlari boshqa ob'ektlarda, masalan, asimptotik qatlamli manbalarda paydo bo'lishi mumkin. yirik shoxli yulduzlar yoki [[Oq mitti yulduzlar|oq mittilarda]].

== Xossalari ==
Geliy chaqnashi yulduzda geliyning yonishining boshlanishi bo'lib, u portlovchi tarzda sodir bo'ladi va qisqa vaqt ichida katta miqdorda energiya ajralib chiqadi. Bu yulduzning kimyoviy tarkibining o'zgarishiga olib keladi va strukturaning o'zgarishiga olib kelishi mumkin<ref name=":0">{{veb manbasi|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1168152}}</ref><ref name=":1">{{veb manbasi|url=http://femto.com.ua/articles/part_1/0701.html}}</ref>.

Geliy chaqnashi yulduzning geliy yonishi boshlangan hududi kengayish tufayli haroratning oshishi bilan tez sovib keta olmaganida sodir bo'ladi, chunki isitish bosimning oshishi bilan birga kelmaydi. Bunday holda, geliyning yonishi paytida ajralib chiqadigan energiya ushbu mintaqadagi haroratni oshiradi, bu esa, o'z navbatida, geliy yadrolari ishtirokidagi yadro reaksiyalarining tezligini oshiradi va energiyaning ajralib chiqish quvvatini oshiradi. Bunday shartlar, masalan, bosimi [[Degenerat modda|buziladigan gazning]] bosimi bilan saqlanadigan moddada, bunda bosim deyarli haroratga bog'liq emas va shuning uchun gaz kengaymaydi<ref name=":1"/><ref>{{veb manbasi|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/helium_flash.html}}</ref>{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=148—149, 189—190}}.

Geliyning yonishi energiyani chiqarish quvvati bilan tavsiflanadi <math>P</math> haroratga juda bog'liq <math>T</math> : agar bu qaramlikni kuch qonuni bilan yaqinlashtirsak <math>P \propto T^\nu,</math> keyin 1-2 {{E|8}}  [[Kelvin (oʻlchov birligi)|K]] oralig'idagi harorat uchun indeks qiymati <math>\nu</math> 19 dan 40 gacha o'zgarib turadi, shuning uchun geliy chaqnash paytida energiya chiqishining ko'payishi juda tez sodir bo'ladi{{sfn|Kippenhahn et al.|2012}}. Umuman olganda, geliyning yonishi boshida chaqnash har doim ham sodir bo'lmaydi, masalan, ba'zi sohalarda reaksiyalar tezligining oshishi uning kengayishi bilan birga bo'lib, haroratning pasayishiga olib keladigan bo'lsa, u holda gidrostatik muvozanat yuzaga keladi. saqlanib qoladi va reaksiya tezligi o'sishni to'xtatadi{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}.

=== Oq mittilarda va neytron yulduzlarida geliy porlaydi ===
[[Fayl:Degenetate.Gas.Pressure.vs.Temperature.plot-ru.svg|thumb| [[Degenerat modda|Degeneratsiyalangan]] va [[Ideal gaz|ideal]] gazlar uchun haroratga nisbatan bosim]]
Eng tez-tez, geliy chirog'i vodorod allaqachon charchab, chunki geliy iborat degenerativ yadro bilan [[Degenerat modda|qizil gigantlari yulduz filiali]] [[Geliy|yadrolari, ham Gorenje]] yonish boshlanishi va uch geliy[[Termoyadroviy reaksiya| reaksiya]] boshlanishi uchun harorat etarli emas, deb anglatadi<ref name=":0"/>. Uch geliy reaksiyasida muhim energiya ajratish moddadagi zichlik {{E|6|0}}3<sup> bo'lsa va harorat 8</sup>⋅10{{E|7}} bo'lsa, sodir bo'ladi. Yadro massasi deyarli yulduz massasiga bog'liq emas va ayni paytda 0,48-0,50  Gorenje yadro harorati ko'taradi, lekin, chunki unda moddaning degenerat davlat bosim ortadi yadro kengaytirish emas va sovutish emas, harorat ortishi energiya ajratish tezligini oshiradi, energiya o'z navbatida, harorat ortadi, jarayon ko'chki kabi rivojlanadi, shuning uchun geliy Flash{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005}}{{Sfn|Karttunen et al.|2007}} bor.

Degeneratsiyalangan yadrolar massasi 2,3 dan kam bo'lgan yulduzlarda yulduzlar evolyutsiyasining ma'lum bir bosqichida paydo bo'ladi.M ⊙ va printsipial jihatdan uch karra geliy reaksiyasi faqat massasi 0,5 dan katta bo'lgan yulduzlarning yadrolarida sodir bo'lishi mumkin.M ⊙ - engilroq yulduzlarning yadrolaridagi harorat ularning evolyutsiyasining istalgan bosqichida geliyning yonishini ta'minlash uchun etarli emas va shuning uchun yulduzlar yadrolarida geliyning chaqnashi faqat 0,5-2,3 [[massa]] diapazonidagi yulduzlarda sodir bo'ladi.M ⊙ [6]. Ko'proq massiv yulduzlar uglerod yonishi bilan o'xshash jarayonga ega bo'lishi mumkin -uglerod detonatsiyasi [8] [7].

Dastlab, energiya chiqishi juda sekin o'sib boradi - taxminan bir necha yuz ming yil davomida geliy yadrosi tomonidan chiqarilgan quvvat taxminan 1000 ga etadi.  Bir necha yil o'tgach, quvvat {{E|10|0}}  - {{E|11|0}}  darajali qiymatga etadi. , [[Galaktika|galaktikalarning]] yorqinligi bilan solishtirish mumkin va bir necha soniya davomida shu darajada qoladi. Yulduz yorqinligining keskin oshishi bu holda kuzatilmaydi: yadrodagi geliy chaqnashida ajralib chiqadigan energiya yulduz yuzasiga etib bormaydi, balki tashqi qatlamlari va yadro tomonidan so'riladi, bu esa qiziydi. shunday darajadaki, u degeneratsiyadan to'xtaydi, kengayadi va soviydi. Reaksiyalar tezligi pasayadi va yadroning kengayishi tufayli sovuqroq hududlarga ko'chib o'tgan vodorodli yonishning [[vodorod]] qatlami manbai qisqa vaqt ichida energiya ishlab chiqarishni to'xtatadi. Geliyning yonishi kamroq intensivlik bilan davom etadi - shunday qilib, geliy chirog'i tugaydi{{sfn|Kippenhahn et al.|2012}}{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}.

Geliy chayqalishidan so'ng, yadro kattalashadi, undan oldingiga qaraganda kamroq zichroq va sovuqroq bo'ladi. Vodorod qatlami manbasida energiya chiqishi portlashdan oldingiga qaraganda ancha kam bo'lib chiqadi, shuning uchun yulduzning umumiy energiya chiqishi kamayadi. Natijada [[Yulduz yorqinligi|, yorug'lik]] taxminan kattalik tartibiga tushadi, ya'ni radiatsiya bosimi pasayadi va shuning uchun yulduzning tashqi qobiqlari siqiladi<ref>{{veb manbasi|url=http://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=helium+flash}}</ref><ref>{{veb manbasi|url=http://personal.psu.edu/rbc3/A534/lec23.pdf}}</ref>. Natijada, taxminan {{E|4|0}}  yil davomida yulduz qizil gigant novdasining tepasidan gorizontal shoxchaga o'tadi<ref>{{veb manbasi|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_5.html}}</ref>. Bu jarayon davomida yulduz ham massasining bir qismini yoʻqotishi mumkin{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}{{sfn|Karttunen et al.|2007}}.

Qizil gigant shoxli yulduz yadrosining markaziy qismlari ko'p miqdorda [[Neytrino|neytrinolar]] chiqaradi, shuning uchun geliy chaqnashdan oldin, maksimal harorat yulduzning eng markazida emas, balki neytrinoning sovishi tufayli undan ma'lum masofada joylashgan.. Aynan oʻsha yerda geliy porlashi sodir bo'ladi, shuning uchun undan keyin degeneratsiya faqat tashqi qatlamlardan chiqariladi, lekin ichki qatlamlardan emas. Yulduz materiyasining holat tenglamasi [[ideal gaz]] holati tenglamasiga yaqinlashguncha va yulduz markazida geliy yonishi sodir bo'lmaguncha, yana bir necha kuchsizroq, ikkilamchi geliy chaqnashlari sodir bo'ladi - taxminan {{E|6|0}}  yil o'tadi. birinchisining boshidan oxirigacha va shu vaqt ichida taxminan {{Nobr|5%}}Yadrodagi {{Nobr|5%}} geliy [[Uglerod|uglerodga]] aylanadi{{sfn|Kippenhahn et al.|2012}}{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}.

=== Qatlamli geliy chirog'i ===
[[Fayl:Evolution_on_the_TP-AGB-ru.svg|thumb|300x300px| Termal pulsatsiyalar natijasida yulduz parametrlarining o'zgarishi]]
Geliy qatlamining porlashi [[uglerod]] va [[Kislorod|kisloroddan]] tashkil topgan inert yadroga ega bo'lgan asimptotik gigant shoxli yulduzlarda sodir bo'ladi. Ularning yadrosi yupqa [[geliy]] qatlami bilan o'ralgan, tashqi qatlamlari esa asosan [[Vodorod|vodoroddan]] iborat. Dastlab geliy qatlamli manbada yonadi, lekin bir nuqtada geliy tugaydi va geliy va vodorod chegarasida vodorodning geliyga aylanishi boshlanadi. Natijada geliy qatlamining massasi asta-sekin o'sib boradi va bir muncha vaqt o'tgach, undagi sharoitlar geliyning yonishi uchun qulay bo'ladi. Buning uchun zarur bo'lgan geliy qobig'ining massasi yadro massasiga bog'liq: yadro massasi 0,8 ga teng.{{Quyosh massasi}} bu taxminan {{E|−3|0}}  ga teng{{Quyosh massasi}} va yadro massasining ortishi bilan kamayadi<ref name=":1"/>{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}.

Yadrodagi geliy chirog'idan farqli o'laroq, bu holda geliy qatlami degenerativ emas, shuning uchun u reaksiyalar boshlanganidan keyin kengayishni boshlaydi. Biroq, geliy qatlami etarlicha nozik bo'lsa, kengayish uni sovutmaydi, balki uni isitadi. Buni tushuntirish uchun qalinligi bo'lgan geliy qatlamini ko'rib chiqishimiz mumkin <math>s,</math> uning ichki chegarasi uzoqda joylashgan <math>r_0</math> yulduz markazidan, tashqi qismi esa uzoqda <math>r = r_0 + s.</math> Da <math>s \ll r_0</math> ifodalash mumkin <math>m \propto \rho r_0^2 s,</math> qayerda <math>m</math> qatlamning doimiy massasi, <math>\rho</math> uning zichligi. Shunday qilib, bu miqdorlardagi mumkin bo'lgan o'zgarishlarni, deb taxmin qilish bilan bog'lash mumkin <math>r_0</math> o'zgarishsiz qoladi{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}{{sfn|Kippenhahn et al.|2012}} :

: <math>\frac{d \rho}{\rho} = -\frac{ds}{s} = -\frac{r}{s} \frac{dr}{r}.</math>

* Geliy qatlamidagi bosim tashqi qatlamlar tomonidan belgilanadi, geliy qatlami kengayishi yoki qisqarishi natijasida ko'tariladi va tushadi. Shunday qilib, bosimning o'zgarishi <math>P</math> kengayish va demak, zichlikning o'zgarishi bilan ifodalanishi mumkin   :

: <math>\frac{d P}{P} = -4\frac{dr}{r} = 4\frac{s}{r} \frac{d\rho}{\rho}.</math>

Geliy qatlami uchun [[holat tenglamasi]] har qanday holatda quyidagi shaklga ega, bu yerda <math>T</math> harorat va <math>\alpha</math> va <math>\beta</math> musbat konstantalar{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}{{sfn|Kippenhahn et al.|2012}} :

: <math>\frac{d P}{P} = \alpha \frac{d\rho}{\rho} + \beta \frac{dT}{T}.</math>

Agar bosimning o'zgarishini zichlikning o'zgarishi bilan ifodalasak, biz{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}{{sfn|Kippenhahn et al.|2012}} ni olamiz:

: <math>\frac{d\rho}{\rho} \left(4\frac{s}{r} - \alpha \right) = \beta \frac{dT}{T}.</math>

Shunday qilib, geliy qatlami etarli darajada nozik va bo'lsa <math display="inline">4\frac{s}{r} < \alpha</math>, keyin qavs ichidagi qiymat manfiy bo'ladi. Demak, geliy qatlamining kengayishi va uning zichligining pasayishi uning haroratining oshishiga olib keladi. Bunday holda, geliy chirog'i rivojlanadi va maksimal quvvatga taxminan {{E|7|0}}  - {{E|8|0}}  ga etadi.  Geliy qobig'ining kengayishi vodorod yonadigan hududni yulduzning sovuqroq va kamroq zich qismlariga o'tkazadi, shuning uchun vodorodning yonishi to'xtaydi, lekin geliy qatlamining miltillashi tugagandan so'ng, barqaror geliy yonishi davom etadi. Ta'riflangan butun jarayon termal pulsatsiya deb ham ataladi ({{lang-en|thermal pulse}}) va bir necha yuz yil davom etadi, bu davrda yulduz yorqinligining vaqtincha pasayishi kuzatiladi<ref name=":1"/>{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}{{sfn|Kippenhahn et al.|2012}}.

Bir muncha vaqt o'tgach, geliy tugaydi va vodorod yulduzda yonishni boshlaydi va geliy qatlamining massasini oshiradi. U ma'lum bir massaga yetganda, geliy chaqnashi takrorlanadi - u termoyadroviy reaksiyalar va kuchli yulduz shamoli tufayli vodorod to'liq tugamaguncha takrorlanishi mumkin. Shundan so'ng, yulduz asimptotik gigant novdasini tark etadi, qisqaradi va [[Planetar tumanliklar|sayyora tumanligiga]] aylanadi. Vaqt oralig'i <math>\Delta t</math> qatlamlar orasidagi miltillashlar yadro massasiga bog'liq <math>M_c</math> va formula bilan ifodalanishi mumkin <math>\lg \Delta t = 7{,}55 - 4{,}5~M_c,</math> qayerda <math>\Delta t</math> yillar bilan ifodalangan <math>M_c</math> — quyosh massalarida<ref name=":1"/>{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}.

=== Oq mittilarda va neytron yulduzlarida geliy porlaydi ===
Geliy chaqnashi hamroh yulduzning moddasi to'planib borayotgan [[Oq mitti yulduzlar|oq mittida]] [[Akkretsiya|paydo]] bo'lishi mumkin. Misol uchun, agar geliy oq mitti massasi 0,6 dan katta bo'lsa{{Quyosh massasi}}, keyin unda geliy chirog'i paydo bo'ladi, uning davomida taxminan {{E|44|0}}  J energiya chiqariladi. Bunda oq mitti [[materiya]] kengayib, I tipdagi [[Oʻta yangi yulduzlar|oʻta yangi yulduz]] portlashi kuzatiladi.Agar geliy uglerod-kislorodli oq mitti ustiga toʻplansa ham epidemiya sodir boʻlishi mumkin: geliyning massasi 0,1–0,3 boʻlganda.{{Quyosh massasi}}, portlash sodir bo'ladi, bunda oq mitti ham butunlay uchib, ham tirik qolishi mumkin<ref name=":1"/>{{sfn|Salaris, Cassisi|2005}}.

Agar geliy [[Neytron yulduzlar|neytron yulduzga]] to'plangan bo'lsa, uning qobig'ida davriy geliy chaqnashlari ham sodir bo'lishi mumkin va bu holda neytron yulduzi yorilish sifatida [[Barsterlar|kuzatiladi]]<ref name=":1"/><ref>{{veb manbasi|url=http://femto.com.ua/articles/part_1/0275.html}}</ref>.

== Eslatmalar ==

# https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D1%81%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%B5%D1%82  
# https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D1%81%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%B5%D1%82
# [https://Baturin&#x20;V.&#x20;A.,&#x20;Mironova&#x20;I.&#x20;V.&#x20;Yadroda&#x20;geliy&#x20;porlashi&#x20;.&#x20;Astronet&#x20;lug'ati&#x20;. Baturin V. A., Mironova I. V. Yadroda geliy porlashi. Astronet lug'ati.]{{Oʻlikhavola|date=oktabr 2022 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }} 2021-yil 7-mayda olindi. Asl nusxadan 2021-yil 7-mayda arxivlangan.Baturin V. A., Mironova I. V. Yadroda geliy porlashi. Astronet lug'ati. 2021-yil 7-mayda olindi. Asl nusxadan 2021-yil 7-mayda arxivlangan. Архивная копия от 5 июня 2020 на Wayback Machine
# {{kitob manbasi|ref=Kippenhahn et al.|url=https://www.google.ru/books/edition/Stellar_Structure_and_Evolution/wdSFB4B_pMUC?hl=ru&gbpv=0|author=Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A.|title=Stellar Structure and Evolution|year=2012|publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|allpages=606|isbn=978-3-642-30304-3}}
# {{kitob manbasi|ref=Salaris, Cassisi|url=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala|author=Salaris M., Cassisi S.|title=Evolution of Stars and Stellar Populations|year=2005|location=Chichester|publisher=[[John Wiley & Sons]]|allpages=338|isbn=978-0-470-09219-X}}[[Fizika va muhandislik entsiklopediyasi]]

== Adabiyotlar ==

* Baturin V. A., Mironova I. V. [[Yadroda geliy porlashi.]] Astronet lug'ati. 2021-yil 7-mayda olindi. Asl nusxadan 2021-yil 7-mayda arxivlangan. Архивная копия от 5 июня 2020 на Wayback Machine
* {{kitob manbasi|ref=Kippenhahn et al.|url=https://www.google.ru/books/edition/Stellar_Structure_and_Evolution/wdSFB4B_pMUC?hl=ru&gbpv=0|author=Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A.|title=Stellar Structure and Evolution|year=2012|publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|allpages=606|isbn=978-3-642-30304-3}}
* {{kitob manbasi|ref=Salaris, Cassisi|url=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala|author=Salaris M., Cassisi S.|title=Evolution of Stars and Stellar Populations|year=2005|location=Chichester|publisher=[[John Wiley & Sons]]|allpages=338|isbn=978-0-470-09219-X}}
{{Добротная статья|Астрономия}}
[[Turkum:Astrofizika]]
[[Turkum:Fizik kimyo]]
[[Turkum:Pages with unreviewed translations]]