Mavi - ağ - sarı - qırmızı ulduzlar - rəngə görə ulduzlar arasındakı fərqlər. Ulduzların rənginin mənşəyi Ağ mavi sarı qırmızı qırmızı ulduzlar hansılardır?

Hər kəs ulduzların səmada necə göründüyünü bilir. Kiçik, parlaq işıqlar. Qədim dövrlərdə insanlar bu fenomen üçün bir izahat tapa bilmirdilər. Ulduzlar gecənin qaranlığında insanın dincliyini qoruyan tanrıların gözü, ölmüş əcdadların ruhu, qəyyum və qoruyucu hesab olunurdu. Onda heç kim Günəşin də ulduz olduğunu düşünə bilməzdi.

Ulduz nədir

İnsanlar ulduzların nə olduğunu başa düşməzdən əvvəl bir çox əsrlər keçdi. Ulduzların növləri, onların xüsusiyyətləri, orada baş verən kimyəvi və fiziki proseslər haqqında təsəvvürlər - bu, yeni bilik sahəsidir. Qədim astronomlar belə bir işığın əslində kiçik bir işıq deyil, reaksiyaların baş verdiyi ağlasığmaz böyüklükdə isti qaz topu olduğunu təsəvvür belə edə bilmirdilər.

termonüvə sintezi. Qəribə bir paradoks var ki, zəif ulduz işığı nüvə reaksiyasının gözqamaşdırıcı parıltısı, günəşin rahat istisi isə milyonlarla Kelvinlərin dəhşətli istisidir.

Səmada adi gözlə görülə bilən bütün ulduzlar Süd Yolu qalaktikasında yerləşir. Günəş də bunun bir hissəsidir və onun kənarında yerləşir. Günəş Süd Yolunun mərkəzində olsaydı, gecə səmasının necə görünəcəyini təsəvvür etmək mümkün deyil. Axı bu qalaktikadakı ulduzların sayı 200 milyarddan çoxdur.

Astronomiyanın tarixi haqqında bir az

Qədim astronomlar səmadakı ulduzlar haqqında da qeyri-adi və maraqlı şeylər deyə bilirdilər. Şumerlər artıq ayrı-ayrı bürcləri və zodiacal çevrəni müəyyən etmişlər və onlar ilk dəfə tam bucağın 360 0-a bölünməsini hesablamışlar. Onlar ay təqvimini də yaratdılar və onu günəşlə sinxronlaşdıra bildilər. Misirlilər Yerin kosmosda olduğuna inanırdılar, lakin Merkuri və Veneranın Günəş ətrafında fırlandığını da bilirdilər.

Çində astronomiya bir elm kimi eramızdan əvvəl III minilliyin sonlarında öyrənilmişdir. e., və

İlk rəsədxanalar 12-ci əsrdə meydana çıxdı. e.ə e. Onlar Ay və Günəş tutulmalarını tədqiq edərək, onların səbəblərini anlaya bildilər və hətta proqnoz tarixlərini hesabladılar, meteorit yağışlarını və kometlərin trayektoriyalarını müşahidə etdilər.

Qədim İnkalar ulduzlar və planetlər arasındakı fərqləri bilirdilər. Onların Qalileyalılardan və planetdə atmosferin olması səbəbindən Venera diskinin konturlarının vizual bulanıqlığından xəbərdar olduqlarına dair dolayı sübutlar var.

Qədim yunanlar Yerin sferikliyini sübut edə bildilər və sistemin heliosentrik olması ilə bağlı fərziyyə irəli sürdülər. Onlar səhv də olsa, Günəşin diametrini hesablamağa çalışıblar. Lakin yunanlar ilk olaraq Günəşin Yerdən daha böyük olduğunu irəli sürdülər, hər kəs vizual müşahidələrə arxalanaraq bunun əksini düşünürdü; Yunan Hipparxı ilk dəfə işıqforların kataloqunu yaratmış və müxtəlif ulduz növlərini müəyyən etmişdir. Bu elmi işdə ulduzların təsnifatı parıltının intensivliyinə əsaslanırdı. Hipparx 6 parlaqlıq sinfi müəyyən etdi, ümumilikdə kataloqda 850 işıqfor var idi.

Qədim astronomlar nələrə diqqət yetirirdilər?

Ulduzların orijinal təsnifatı onların parlaqlığına əsaslanırdı. Axı bu meyar yalnız teleskopla silahlanmış astronom üçün mövcud olan yeganə meyardır. Ən parlaq ulduzlar və ya bənzərsiz görünən xüsusiyyətləri olanlar hətta öz adlarını aldılar və hər bir xalqın öz adları var. Deməli, Deneb, Rigel və Alqol ərəb adlarıdır, Sirius latınca, Antares isə yunancadır. Hər xalqda qütb ulduzunun öz adı var. Bu, bəlkə də "praktiki mənada" ən vacib ulduzlardan biridir. Yerin fırlanmasına baxmayaraq, onun gecə səmasında koordinatları dəyişməzdir. Əgər digər ulduzlar günəşin doğuşundan gün batımına kimi səmada hərəkət edərlərsə, Şimal Ulduzu öz yerini dəyişmir. Buna görə də, dənizçilər və səyahətçilər etibarlı bələdçi kimi istifadə etdilər. Yeri gəlmişkən, məşhur inancın əksinə olaraq, bu, göydəki ən parlaq ulduz deyil. Qütb ulduzu heç bir şəkildə zahiri cəhətdən fərqlənmir - nə ölçüsünə, nə də parıltısının intensivliyinə görə. Yalnız hara baxacağınızı bilsəniz tapa bilərsiniz. Kiçik Ursanın "vedrənin sapının" ən sonunda yerləşir.

Ulduzların təsnifatı nəyə əsaslanır?

Müasir astronomlar, ulduzların hansı növlərinin olması ilə bağlı suala cavab verərkən, gecə səmasında parıltının parlaqlığını və ya yerini qeyd etməyəcəklər. Bəlkə də tarixi ekskursiya və ya astronomiyadan tamamilə uzaq bir auditoriya üçün nəzərdə tutulmuş mühazirə kimi.

Ulduzların müasir təsnifatı onların spektral analizinə əsaslanır. Bu zaman adətən göy cisminin kütləsi, parlaqlığı və radiusu da göstərilir. Bütün bu göstəricilər Günəşə münasibətdə verilir, yəni ölçü vahidləri kimi götürülən onun xüsusiyyətləridir.

Ulduzların təsnifatı mütləq böyüklük kimi bir meyara əsaslanır. Bu, müşahidə nöqtəsindən şərti olaraq 10 parsek məsafədə yerləşən atmosfersiz görünən parlaqlıq dərəcəsidir.

Bundan əlavə, parlaqlıq dəyişiklikləri və ulduzun ölçüsü nəzərə alınır. Ulduzların növləri hal-hazırda onların spektral sinfi və daha ətraflı desək, alt sinifləri ilə müəyyən edilir. Astronomlar Russell və Hertzsprung müstəqil olaraq parlaqlıq, mütləq temperatur səthi və işıqlandırıcıların spektral sinfi arasındakı əlaqəni təhlil etdilər. Onlar müvafiq koordinat oxları ilə diaqram qurdular və nəticənin heç də xaotik olmadığını gördülər. Qrafikdəki korifeylər aydın şəkildə fərqlənən qruplarda yerləşirdi. Diaqram ulduzun spektral sinifini bilməklə onun mütləq böyüklüyünü ən azı təxmini dəqiqliklə təyin etməyə imkan verir.

Ulduzlar necə doğulur

Bu diaqram bu göy cisimlərinin təkamülünün müasir nəzəriyyəsinin lehinə aydın sübut rolunu oynadı. Qrafik aydın şəkildə göstərir ki, ən çoxlu sinif sözdə əsas ardıcıllıq ulduzlarına aid olanlardır. Bu seqmentə aid olan ulduz növləri hazırda Kainatda ən ümumi inkişaf nöqtəsindədir. Bu, radiasiyaya sərf olunan enerjinin termonüvə reaksiyası zamanı əldə edilən enerji ilə kompensasiya olunduğu bir ulduzun inkişaf mərhələsidir. İnkişafın bu mərhələsində qalma müddəti göy cisminin kütləsi və heliumdan daha ağır olan elementlərin faizi ilə müəyyən edilir.

Hal-hazırda ümumi qəbul edilmiş ulduz təkamülü nəzəriyyəsi ilkin olaraq bildirir

İnkişaf mərhələsində ulduz boşaldılmış nəhəng qaz bulududur. Öz cazibə qüvvəsinin təsiri altında büzülür, tədricən topa çevrilir. Sıxılma nə qədər güclü olarsa, qravitasiya enerjisi bir o qədər sıx olarsa, istilik enerjisinə çevrilər. Qaz qızır və temperatur 15-20 milyon K-ə çatdıqda yeni doğulmuş ulduzda termonüvə reaksiyası başlayır. Bundan sonra qravitasiya sıxılma prosesi dayanır.

Bir ulduzun həyatının əsas dövrü

əvvəlkindən xeyli qısadır. Onun sonrakı taleyi az öyrənilmişdir. Müxtəlif fərziyyələr var, lakin etibarlı təsdiq hələ alınmayıb. Ən çox yayılmış nəzəriyyə odur ki, helium çox olduqda, öz kütləsinə tab gətirə bilməyən ulduz nüvəsi büzülür. Helium termonüvə reaksiyasına girənə qədər temperatur yüksəlir. Dəhşətli temperatur başqa bir genişlənməyə səbəb olur və ulduz qırmızı nəhəngə çevrilir. Alimlərin fikrincə, ulduzun sonrakı taleyi onun kütləsindən asılıdır. Ancaq bununla bağlı nəzəriyyələr yalnız kompüter simulyasiyalarının nəticəsidir, müşahidələrlə təsdiqlənmir.

Soyuyan ulduzlar

Ehtimal ki, aşağı kütləli qırmızı nəhənglər kiçiləcək, cırtdanlara çevriləcək və tədricən soyuyacaq. Orta kütləli ulduzlar xarici örtüklərdən məhrum olan bir nüvəyə çevrilə bilər və belə bir formalaşmanın mərkəzində mövcud olmağa davam edəcək, tədricən soyuyaraq ağ cırtdana çevriləcəkdir. Əgər mərkəzi ulduz əhəmiyyətli infraqırmızı şüalanma yayırdısa, planet dumanlığının genişlənən qaz zərfində kosmik maserin aktivləşməsi üçün şərait yaranır.

Kütləvi ulduzlar sıxılaraq elə bir təzyiq səviyyəsinə çata bilər ki, elektronlar sözün əsl mənasında atom nüvələrinə sıxılır və neytronlara çevrilir. Çünki arasında

Bu hissəciklərin elektrostatik itələmə qüvvələri yoxdur; ulduz bir neçə kilometr ölçüsünə qədər kiçilə bilər. Üstəlik, onun sıxlığı suyun sıxlığından 100 milyon dəfə çox olacaq. Belə bir ulduza neytron ulduzu deyilir və əslində nəhəng atom nüvəsidir.

Heliumdan - karbondan, sonra oksigendən, ondan - silisiumdan və nəhayət, dəmirdən termonüvə reaksiyaları prosesində ardıcıl olaraq sintez edən superkütləvi ulduzlar mövcud olmağa davam edir. Termonüvə reaksiyasının bu mərhələsində fövqəlnova partlayışı baş verir. Supernovalar da öz növbəsində neytron ulduzlarına çevrilə bilər və ya onların kütləsi kifayət qədər böyükdürsə, kritik həddə qədər çökməyə davam edərək qara dəliklər əmələ gətirir.

Ölçülər

Ulduzların ölçülərinə görə təsnifatı iki şəkildə həyata keçirilə bilər. Ulduzun fiziki ölçüsü onun radiusu ilə müəyyən edilə bilər. Bu vəziyyətdə ölçü vahidi Günəşin radiusudur. Cırtdanlar, orta ölçülü ulduzlar, nəhənglər və super nəhənglər var. Yeri gəlmişkən, Günəşin özü sadəcə bir cırtdandır. Neytron ulduzlarının radiusu cəmi bir neçə kilometrə çata bilər. Və super nəhəng Mars planetinin orbitinə tam uyğun olacaq. Ulduzun ölçüsü onun kütləsinə də aid edilə bilər. Ulduzun diametri ilə sıx bağlıdır. Ulduz nə qədər böyük olarsa, onun sıxlığı bir o qədər aşağı olar və əksinə, ulduz nə qədər kiçik olarsa, sıxlığı da bir o qədər yüksək olar. Bu meyar o qədər də fərqli deyil. Günəşdən 10 dəfə böyük və ya kiçik olan çox az ulduz var. İşıqlandırıcıların əksəriyyəti 60 ilə 0,03 günəş kütləsi diapazonuna düşür. Başlanğıc göstəricisi kimi qəbul edilən Günəşin sıxlığı 1,43 q/sm 3 təşkil edir. Ağ cırtdanların sıxlığı 10 12 q/sm 3-ə çatır və nadir super nəhənglərin sıxlığı Günəşdən milyonlarla dəfə az ola bilər.

Ulduzların standart təsnifatında kütləvi paylanma sxemi aşağıdakı kimidir. Kiçik işıqlandırıcılara kütləsi 0,08-dən 0,5 günəşə qədər olan işıq lampaları daxildir. Orta - 0,5 ilə 8 günəş kütləsi, kütləvi - 8 və ya daha çox.

Ulduzların təsnifatı . Mavidən ağa

Ulduzların rənginə görə təsnifatı əslində bədənin görünən parıltısına deyil, spektral xüsusiyyətlərə əsaslanır. Bir cismin emissiya spektri ulduzun kimyəvi tərkibi ilə müəyyən edilir və onun temperaturu da ondan asılıdır.

Ən çox yayılmışı 20-ci əsrin əvvəllərində yaradılmış Harvard təsnifatıdır. O dövrdə qəbul edilmiş standartlara görə, ulduzların rənginə görə təsnifatı 7 növə bölünməyi nəzərdə tutur.

Beləliklə, ən yüksək temperaturu 30 ilə 60 min K arasında olan ulduzlar O sinfinə aid işıqlandırıcılar kimi təsnif edilirlər, onlar mavi rəngdədirlər, belə göy cisimlərinin kütləsi 60 günəş kütləsinə (s.m.) çatır və radiusu 15 günəş radiusudur. s.m.). Onların spektrində hidrogen və helium xətləri olduqca zəifdir. Belə göy cisimlərinin parlaqlığı 1 milyon 400 min günəş işığına (s.s.) çata bilər.

B sinfinin ulduzlarına temperaturu 10 ilə 30 min K arasında olan işıqforlar daxildir. Bunlar ağ-mavi rəngli göy cisimləridir, onların kütləsi 18 s-dən başlayır. m., radius isə 7 s-dir. m. Bu sinif obyektlərinin ən aşağı parlaqlığı 20 min s-dir. s. və spektrdə hidrogen xətləri intensivləşərək orta qiymətlərə çatır.

A sinfi ulduzların temperaturu 7,5 ilə 10 min K arasında dəyişir və ağ rəngdədir. Belə göy cisimlərinin minimum kütləsi 3,1 s-dən başlayır. m., radius isə 2,1 s-dir. R. Obyektlərin parlaqlığı 80 ilə 20 min s arasında dəyişir. ilə. Bu ulduzların spektrində hidrogen xətləri güclüdür və metal xətlər meydana çıxır.

F sinif obyektləri əslində sarı-ağ rəngdədir, lakin ağ görünür. Onların temperaturu 6 ilə 7,5 min K arasında dəyişir, kütləsi 1,7 ilə 3,1 sm, radiusu 1,3 ilə 2,1 s arasında dəyişir. R. Belə ulduzların parlaqlığı 6 ilə 80 s arasında dəyişir. ilə. Spektrdəki hidrogen xətləri zəifləyir, metalların xətləri, əksinə, güclənir.

Beləliklə, ağ ulduzların bütün növləri A-dan F-ə qədər siniflərə düşür. Sonra təsnifata görə sarı və narıncı işıqlandırıcılardır.

Sarı, narıncı və qırmızı ulduzlar

Ulduz növləri temperaturun aşağı düşməsi və obyektin ölçüsü və parlaqlığının azalması ilə mavidən qırmızıya qədər rəng alır.

Günəşi də əhatə edən G sinfi ulduzları 5-6 min K temperatura çatır və sarı rəngdədir. Belə obyektlərin kütləsi 1,1 ilə 1,7 s arasındadır. m., radius - 1,1 ilə 1,3 s arasında. R. Parlaqlıq - 1,2 ilə 6 s arasında. ilə. Helium və metalların spektral xətləri intensivdir, hidrogen xətləri getdikcə zəifləyir.

K sinfinə aid lampaların temperaturu 3,5-5 min K. Onlar sarı-narıncı görünür, lakin bu ulduzların əsl rəngi narıncıdır. Bu obyektlərin radiusu 0,9 ilə 1,1 s aralığındadır. r., çəki - 0,8 ilə 1,1 s arasında. m. Parlaqlıq 0,4 ilə 1,2 s arasında dəyişir. ilə. Hidrogen xətləri demək olar ki, görünməzdir, metal xətlər çox güclüdür.

Ən soyuq və ən kiçik ulduzlar M sinfinə aiddir. Onların temperaturu cəmi 2,5 - 3,5 min K-dir və qırmızı görünür, baxmayaraq ki, bu obyektlər narıncı-qırmızıdır. Ulduzların kütləsi 0,3 ilə 0,8 s arasındadır. m., radius - 0,4 ilə 0,9 s arasında. R. Parlaqlıq yalnız 0,04 - 0,4 s-dir. ilə. Bunlar ölən ulduzlardır. Yalnız bu yaxınlarda kəşf edilmiş qəhvəyi cırtdanlar onlardan daha soyuqdur. Onlar üçün ayrıca M-T sinfi ayrılıb.

Səma cisimləri dünyası

İnsanlar uzun müddət günəşə sevgi və xüsusi hörmətlə yanaşdılar. Axı, artıq qədim zamanlarda onlar başa düşdülər ki, günəş olmadan nə insan, nə heyvan, nə də bitki yaşaya bilməz.
Günəş Yerə ən yaxın ulduzdur. Digər ulduzlar kimi, bu da daim işıq və istilik yayan nəhəng isti göy cismidir. Günəş Yerdəki bütün canlılar üçün işıq və istilik mənbəyidir.

Məlumatdan istifadə edərək mətndəki rəqəmləri yazın.
Günəşin diametri Yerin diametrindən 109 dəfə böyükdür. Günəşin kütləsi planetimizin kütləsindən 330 min dəfə böyükdür. Yerdən Günəşə olan məsafə 150 milyon kilometrdir. Günəşin səthində temperatur 6 min dərəcəyə, Günəşin mərkəzində isə 15-20 milyon dərəcəyə çatır.

Adi gözlə insan gecə səmasında təxminən 6 min ulduz görə bilər. Alimlər milyardlarla ulduz tanıyırlar.
Ulduzların ölçüsü, rəngi və parlaqlığı fərqlidir.
Ulduzlar rənginə görə ağ, mavi, sarı və qırmızıya bölünür.

Günəş sarı ulduzlara aiddir.

Mavi ulduzlar ən isti, sonra ağ, sonra sarı və qırmızı ulduzlar ən soyuqdur.
Ən parlaq ulduzlar Günəşdən 100 min dəfə çox işıq saçır. Ancaq Günəşdən milyon dəfə zəif parlayanlar da var.

Rənginə görə ulduzlar arasındakı fərq

Günəş və onun ətrafında hərəkət edən göy cisimləri Günəş sistemini təşkil edir. Günəş sisteminin modelini qurun. Bunu etmək üçün, plastilindən planetlərin modellərini qəlibləyin və onları düzgün ardıcıllıqla karton vərəqə qoyun. Planetlərin adlarını etiketləyin və onları modelinizə yapışdırın.

Krossvord həll edin.

boş krossvord açın >>

1. Günəş sistemindəki ən böyük planet. Cavab: Yupiter
2. Teleskopla aydın görünən halqaları olan planet. Cavab: Saturn
3. Günəşə ən yaxın olan planet. Cavab: Merkuri
4. Günəşdən ən uzaq planet. Cavab: Neptun
5. Yaşadığımız planet. Cavab: Yer
6. Planet Yerlə qonşudur, Yerdən daha Günəşə yaxın yerləşir. Cavab: Venera
7. Planet Yerlə qonşudur, Günəşdən Yerdən daha uzaqda yerləşir.
Cavab: Mars
8. Planet Saturn və Neptun arasında yerləşir. Cavab: Uran

Müxtəlif məlumat mənbələrindən istifadə edərək, haqqında daha çox bilmək istədiyiniz ulduz, bürc və ya planet haqqında mesaj hazırlayın. Mesajınız üçün əsas məlumatları yazın.

Mars- Günəş sistemindəki Yerdən adi gözlə görülə bilən beş planetdən biri. Yerdən kiçik qırmızı nöqtəyə bənzəyir, buna görə də Marsı bəzən Qırmızı Planet adlandırırlar. Planet qədim Roma müharibə tanrısının adını daşıyır və Phobos və Deimos adlı iki peyki var. Bunlar müharibə tanrısının iki oğlunun adıdır, "Qorxu" və "Dəhşət" kimi tərcümə olunur. Mars Günəşdən dördüncü planetdir. Bir çox xüsusiyyətlərinə görə Yerə çox bənzəyir. Onun atmosferi var və Marsda fəsillər dəyişir. Planetin hər iki qütbündə, Yerdəki kimi, buz örtükləri var. Mars planetimizin demək olar ki, yarısı qədərdir.

Heç vaxt düşünmürük ki, bəlkə də planetimizdən başqa, günəş sistemimizdən başqa başqa bir həyat var. Ola bilsin ki, mavi, ağ və ya qırmızı və ya sarı ulduzun ətrafında fırlanan planetlərdən birində həyat var. Bəlkə də eyni insanların yaşadığı başqa bir planet var, amma hələ də bu barədə heç nə bilmirik. Peyklərimiz və teleskoplarımız həyat ola biləcək bir sıra planetləri kəşf etdilər, lakin bu planetlər on minlərlə və hətta milyonlarla işıq ili uzaqdadır.

Mavi stragglers mavi rəngli ulduzlardır.

Qlobus ulduz qruplarında yerləşən, temperaturu adi ulduzlardan daha yüksək olan və spektri oxşar parlaqlığa malik çoxluq ulduzlarına nisbətən mavi bölgəyə əhəmiyyətli yerdəyişmə ilə xarakterizə olunan ulduzlara mavi stragglers deyilir. Bu xüsusiyyət onlara Hertzsprung-Russell diaqramında bu çoxluqdakı digər ulduzlara nisbətən fərqlənməyə imkan verir. Bu cür ulduzların mövcudluğu ulduzların təkamülü ilə bağlı bütün nəzəriyyələri təkzib edir, onun mahiyyəti ondan ibarətdir ki, eyni dövrdə yaranan ulduzların Hertzsprung-Russell diaqramının dəqiq müəyyən edilmiş bölgəsində yerləşməsi gözlənilir. Bu zaman ulduzun dəqiq yerləşməsinə təsir edən yeganə amil onun ilkin kütləsidir. Yuxarıdakı əyridən kənarda tez-tez mavi stragglerlərin görünməsi anormal ulduz təkamülü kimi bir şeyin mövcudluğunu təsdiqləyə bilər.

Onların meydana gəlməsinin mahiyyətini izah etməyə çalışan mütəxəssislər bir neçə nəzəriyyə irəli sürdülər. Onların ən çox ehtimalı, bu mavi ulduzların keçmişdə ikiqat olduğunu, bundan sonra birləşmə prosesindən keçməyə başladığını və ya indi birləşmə prosesindən keçdiyini göstərir. İki ulduzun birləşməsinin nəticəsi eyni yaşdakı ulduzlardan qat-qat böyük kütləsi, parlaqlığı və temperaturu olan yeni bir ulduzun yaranmasıdır.

Əgər bu nəzəriyyənin doğruluğu sübuta yetirilsəydi, ulduzların təkamülü nəzəriyyəsi mavi başıboşlar problemindən azad olardı. Yaranan ulduzda daha böyük miqdarda hidrogen olacaq ki, bu da gənc ulduz kimi davranacaq. Bu nəzəriyyəni dəstəkləyən faktlar var. Müşahidələr göstərdi ki, stragglerlər ən çox qlobular klasterlərin mərkəzi bölgələrində olur. Orada vahid həcmli ulduzların sayının üstünlük təşkil etməsi nəticəsində yaxın keçidlər və ya toqquşma ehtimalı artır.

Bu fərziyyəni yoxlamaq üçün mavi stragglerlərin pulsasiyasını öyrənmək lazımdır, çünki Birləşən ulduzların asterosesmoloji xüsusiyyətləri ilə normal pulsasiya edən dəyişənlər arasında bəzi fərqlər ola bilər. Qeyd etmək lazımdır ki, pulsasiyaları ölçmək olduqca çətindir. Bu prosesə həm də ulduzlu səmanın həddən artıq çox olması, mavi stragglerlərin pulsasiyalarında kiçik dalğalanmalar, eləcə də onların dəyişənlərinin nadirliyi mənfi təsir göstərir.

Birləşmənin bir nümunəsini 2008-ci ilin avqustunda müşahidə etmək olar, belə bir hadisə V1309 obyektinə təsir göstərdi, aşkar edildikdən sonra parlaqlığı bir neçə on minlərlə dəfə artdı və bir neçə aydan sonra ilkin dəyərinə qayıtdı. 6 illik müşahidələr nəticəsində alimlər belə qənaətə gəliblər ki, bu obyekt bir-birinin ətrafında orbital müddəti 1,4 gün olan iki ulduzdur. Bu faktlar alimləri 2008-ci ilin avqustunda bu iki ulduzun birləşmə prosesinin baş verdiyinə inandırdı.

Mavi stragglers yüksək fırlanma anı ilə xarakterizə olunur. Məsələn, 47 Tucanae klasterinin ortasında yerləşən ulduzun fırlanma sürəti Günəşin fırlanma sürətindən 75 dəfə yüksəkdir. Fərziyyəyə görə, onların kütləsi çoxluqda yerləşən digər ulduzların kütləsindən 2-3 dəfə böyükdür. Həmçinin, tədqiqatlar nəticəsində məlum olub ki, əgər mavi ulduzlar hər hansı digər ulduzların yaxınlığında yerləşirsə, o zaman sonuncular qonşularına nisbətən daha az oksigen və karbon faizinə malik olacaqlar. Ehtimal ki, ulduzlar bu maddələri öz orbitlərində hərəkət edən digər ulduzlardan çəkirlər, nəticədə onların parlaqlığı və temperaturu artır. “Oğrulanmış” ulduzlarda ilkin karbonun digər elementlərə çevrilməsi prosesinin baş verdiyi yerlər aşkar edilir.

Mavi ulduzların adları - nümunələr

Rigel, Gamma Paralis, Alpha Zürafə, Zeta Orionis, Tau Canis Majoris, Zeta Puppis

Ağ ulduzlar ağ ulduzlardır

Köniqsberq rəsədxanasına rəhbərlik edən Fridrix Bessel 1844-cü ildə maraqlı bir kəşf etdi. Alim səmanın ən parlaq ulduzu Siriusun səma boyunca trayektoriyasından ən kiçik sapmasını müşahidə etdi. Astronom Siriusun peyki olduğunu irəli sürdü, həmçinin ulduzların kütlə mərkəzi ətrafında təxminən əlli il olan təxmini fırlanma müddətini hesabladı. Bessel digər elm adamlarından adekvat dəstək tapa bilmədi, çünki Heç kim peyki aşkar edə bilmədi, baxmayaraq ki, onun kütləsi Sirius ilə müqayisə oluna bilərdi.

Və cəmi 18 il sonra, o dövrlərin ən yaxşı teleskopunu sınaqdan keçirən Alvan Graham Clark, Siriusun yaxınlığında onun peyki olduğu ortaya çıxan, Sirius B adlı tutqun ağ ulduz kəşf etdi.

Bu ağ ulduzun səthi 25 min Kelvinə qədər qızdırılıb və radiusu kiçikdir. Bunu nəzərə alan alimlər belə nəticəyə gəliblər ki, peyk yüksək sıxlığa malikdir (106 q/sm3 səviyyəsində, Siriusun özünün sıxlığı təqribən 0,25 q/sm3, Günəşinki isə 1,4 q/sm3 təşkil edir). 55 il sonra (1917-ci ildə) onu kəşf edən alimin adını daşıyan başqa bir ağ cırtdan kəşf edildi - Balıqlar bürcündə yerləşən van Maanen ulduzu.

Ağ ulduzların adları - nümunələr

Lira bürcündə Veqa, Aquila bürcündə Altair (yay və payızda görünür), Sirius, Kastor.

Sarı ulduzlar - sarı ulduzlar

Sarı cırtdanlar adətən kütləsi Günəşin kütləsi daxilində olan kiçik əsas ardıcıl ulduzlar adlanır (0,8-1,4). Adına görə, bu cür ulduzlar hidrogendən heliuma termonüvə birləşmə prosesi zamanı buraxılan sarı bir parıltıya malikdir.

Belə ulduzların səthi 5-6 min Kelvin temperatura qədər qızır və onların spektral sinifləri G0V ilə G9V arasında dəyişir. Sarı cırtdan təxminən 10 milyard il yaşayır. Ulduzda hidrogenin yanması onun ölçülərinin çoxalmasına və qırmızı nəhəngə çevrilməsinə səbəb olur. Qırmızı nəhəngin bir nümunəsi Aldebarandır. Belə ulduzlar xarici qaz təbəqələrini tökərək planetar dumanlıqlar əmələ gətirə bilirlər. Bu vəziyyətdə nüvə yüksək sıxlığa malik olan ağ cırtdana çevrilir.

Hertzsprung-Russell diaqramını nəzərə alsaq, onda sarı ulduzlar əsas ardıcıllığın mərkəzi hissəsində yerləşir. Günəşi tipik sarı cırtdan adlandırmaq olar, onun modeli sarı cırtdanların ümumi modelini nəzərdən keçirmək üçün olduqca uyğundur. Ancaq səmada başqa xarakterik sarı ulduzlar var, onların adları Alhita, Dabikh, Toliman, Khara və s. Bu ulduzlar çox parlaq deyil. Məsələn, Proxima Centauri-ni nəzərə almasanız, Günəşə ən yaxın olan eyni Toliman 0-cı böyüklüyünə malikdir, lakin eyni zamanda parlaqlığı bütün sarı cırtdanlar arasında ən yüksəkdir. Bu ulduz Centaurus bürcündə yerləşir və o, həm də 6 ulduzu özündə birləşdirən mürəkkəb sistemin bir hissəsidir. Tolimanın spektral sinfi G. Amma bizdən 350 işıq ili uzaqda yerləşən Dabih F spektral sinfinə aiddir. Lakin onun yüksək parlaqlığı yaxınlıqda spektral sinfə aid olan ulduzun - A0 olması ilə bağlıdır.

Tolimandan əlavə G spektral sinfi əsas ardıcıllıqda yerləşən HD82943-ə malikdir. Kimyəvi tərkibinə və temperaturuna görə Günəşə bənzəyən bu ulduzun da iki böyük planeti var. Bununla belə, bu planetlərin orbitlərinin forması dairəvi deyil, buna görə də onların HD82943-ə yaxınlaşmaları nisbətən tez-tez baş verir. Hazırda astronomlar sübut edə biliblər ki, bu ulduzda əvvəllər daha çox sayda planet var idi, lakin zaman keçdikcə o, hamısını uddu.

Sarı ulduzların adları - nümunələr

Toliman, ulduz HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Qırmızı ulduzlar qırmızı ulduzlardır

Əgər həyatınızda heç olmasa bir dəfə teleskopunuzun obyektivindən səmada qara fonda yanan qırmızı ulduzları görmüsünüzsə, bu anı xatırlamaq bu məqalədə nələrin yazılacağını daha aydın təsəvvür etməyə kömək edəcək. Əgər əvvəllər belə ulduzları görməmisinizsə, növbəti dəfə mütləq onları tapmağa çalışın.

Əgər həvəskar teleskopla belə asanlıqla tapıla bilən səmadakı ən parlaq qırmızı ulduzların siyahısını tərtib etməyə başlasanız, onların hamısının karbon ulduzları olduğunu görəcəksiniz. İlk qırmızı ulduzlar hələ 1868-ci ildə kəşf edilmişdir. Belə qırmızı nəhənglərin temperaturu aşağıdır, əlavə olaraq onların xarici təbəqələri çox miqdarda karbonla doldurulur. Əgər əvvəllər oxşar ulduzlar iki spektral sinifdən - R və N-dən ibarət idisə, indi elm adamları onları bir ümumi sinfə - C-yə ayırdılar. Hər bir spektral sinfin alt sinifləri var - 9-dan 0-a qədər. Üstəlik, C0 sinfi ulduzun yüksək temperatura malik olması deməkdir, lakin C9 ulduzlarından daha az qırmızıdır. Karbonun üstünlük təşkil etdiyi bütün ulduzların təbiətcə dəyişkən olması da vacibdir: uzun dövrlü, yarı nizamlı və ya nizamsız.

Bundan əlavə, qırmızı yarı nizamlı dəyişənlər adlanan iki ulduz da bu siyahıya daxil edilmişdir ki, onlardan ən məşhuru m Cephei-dir. William Herschel onun qeyri-adi qırmızı rəngi ilə maraqlandı və onu "nar" adlandırdı. Bu cür ulduzlar parlaqlığın qeyri-müntəzəm dəyişmələri ilə xarakterizə olunur ki, bu da bir neçə onlarla gündən bir neçə yüz günə qədər davam edə bilər. Belə dəyişən ulduzlar M sinfinə aiddir (səthin temperaturu 2400 ilə 3800 K arasında olan sərin ulduzlar).

Reytinqdəki bütün ulduzların dəyişən olduğunu nəzərə alsaq, qeydlərə müəyyən qədər aydınlıq gətirmək lazımdır. Ümumiyyətlə qəbul edilir ki, qırmızı ulduzların iki komponentdən ibarət adı var - Latın əlifbasının hərfi və dəyişən bürcün adı (məsələn, T Hare). Müəyyən bir bürcdə aşkar edilən ilk dəyişənə R hərfi təyin edilir və s. Z hərfinə qədər. Belə dəyişənlər çox olarsa, onlar üçün latın hərflərinin ikiqat kombinasiyası təmin edilir - RR-dən ZZ-ə qədər. Bu üsul 334 obyekti "adlandırmağa" imkan verir. Bundan əlavə, ulduzlar seriya nömrəsi (V228 Cygnus) ilə birlikdə V hərfindən istifadə etməklə təyin edilə bilər. Reytinqin birinci sütunu dəyişənlərin təyin edilməsi üçün ayrılmışdır.

Cədvəlin növbəti iki sütunu ulduzların 2000.0 dövründəki yerini göstərir. Uranometria 2000.0 atlasının astronomiya həvəskarları arasında populyarlığının artması nəticəsində reytinqin sonuncu sütununda reytinqdə olan hər bir ulduz üçün axtarış cədvəlinin nömrəsi göstərilir. Bu halda, birinci rəqəm həcmin nömrəsinin ekranıdır, ikincisi isə kartın seriya nömrəsidir.

Reytinq həmçinin ulduz böyüklüklərinin maksimum və minimum parlaqlıq dəyərlərini göstərir. Yadda saxlamaq lazımdır ki, parlaqlığı minimal olan ulduzlarda qırmızı rəngin daha çox doyması müşahidə olunur. Dəyişkənlik dövrü məlum olan ulduzlar üçün bu, günlərin sayı kimi göstərilir, lakin düzgün dövrü olmayan obyektlər Irr kimi göstərilir.

Bir karbon ulduzu tapmaq çox bacarıq tələb etmir; onu görmək üçün teleskopunuzun imkanları kifayətdir. Ölçüsü kiçik olsa belə, parlaq qırmızı rəngi diqqətinizi çəkməlidir. Buna görə də, onları dərhal aşkar edə bilmirsinizsə, üzülməməlisiniz. Yaxınlıqdakı parlaq ulduzu tapmaq üçün atlasdan istifadə etmək və sonra ondan qırmızıya keçmək kifayətdir.

Fərqli müşahidəçilər karbon ulduzlarını fərqli görürlər. Bəziləri üçün onlar yaqutlara və ya uzaqda yanan közlərə bənzəyirlər. Digərləri bu cür ulduzlarda qırmızı və ya qan-qırmızı çalarları görürlər. Başlamaq üçün reytinqdə altı ən parlaq qırmızı ulduzun siyahısı var, bir dəfə tapıldıqdan sonra onların gözəlliyindən tam zövq ala bilərsiniz.

Qırmızı ulduzların adları - nümunələr

Ulduz rəng fərqləri

Təsvir edilə bilməyən rəng çalarları olan çox sayda ulduz var. Nəticədə, hətta bir bürc "Jewel Box" adını aldı, onun əsası mavi və sapfir ulduzlardan ibarətdir və onun mərkəzində parlaq bir narıncı ulduz var. Günəşə baxsanız, solğun sarı rəngə malikdir.

Ulduzlar arasındakı rəng fərqinə birbaşa təsir edən amil onların səthinin temperaturudur. Bu sadə izah olunur. İşıq öz təbiətinə görə dalğalar şəklində radiasiyadır. Dalğa uzunluğu onun zirvələri arasındakı məsafədir və çox kiçikdir. Təsəvvür etmək üçün 1 sm-ni 100 min eyni hissəyə bölmək lazımdır. Bu hissəciklərin bir neçəsi işığın dalğa uzunluğunu təşkil edəcək.

Nəzərə alsaq ki, bu rəqəm olduqca kiçikdir, onda hər, hətta ən əhəmiyyətsiz dəyişiklik müşahidə etdiyimiz mənzərənin dəyişməsinə səbəb olacaqdır. Axı, görmə qabiliyyətimiz işığın müxtəlif dalğa uzunluqlarını fərqli rənglər kimi qəbul edir. Məsələn, mavinin uzunluğu qırmızıdan 1,5 dəfə qısa olan dalğalar var.

Həmçinin, demək olar ki, hər birimiz temperaturun cisimlərin rənginə çox birbaşa təsir göstərə biləcəyini bilirik. Məsələn, hər hansı bir metal əşyanı götürüb atəşə qoya bilərsiniz. İstilik zamanı qırmızıya çevriləcək. Yanğın temperaturu xeyli artsaydı, obyektin rəngi dəyişəcəkdi - qırmızıdan narıncıya, narıncıdan sarıya, sarıdan ağa və nəhayət ağdan mavi-ağ rəngə.

Günəşin səth istiliyi 5,5 min 0 C civarında olduğundan, sarı ulduzların tipik bir nümunəsidir. Ancaq ən isti mavi ulduzlar 33 min dərəcəyə qədər qıza bilir.

Rəng və temperatur alimlər tərəfindən fiziki qanunlardan istifadə edərək əlaqələndirilmişdir. Bədənin temperaturu onun şüalanması ilə düz mütənasib və dalğa uzunluğu ilə tərs mütənasibdir. Mavi dalğalar qırmızı ilə müqayisədə daha qısa dalğa uzunluqlarına malikdir. İsti qazlar enerjisi temperaturla düz mütənasib və dalğa uzunluğu ilə tərs mütənasib olan fotonlar buraxır. Buna görə ən isti ulduzlar mavi-mavi emissiya diapazonu ilə xarakterizə olunur.

Ulduzlarda nüvə yanacağı qeyri-məhdud olmadığı üçün istehlaka meyllidir və bu da ulduzların soyumasına səbəb olur. Buna görə də orta yaşlı ulduzlar sarıdır, köhnə ulduzları isə qırmızı kimi görürük.

Günəşin planetimizə çox yaxın olması nəticəsində onun rəngini dəqiq təsvir etmək olar. Ancaq bir milyon işıq ili uzaqda olan ulduzlar üçün iş daha da çətinləşir. Bunun üçün spektroqraf adlanan cihaz istifadə olunur. Alimlər ulduzların buraxdığı işığı oradan keçir, bunun nəticəsində demək olar ki, istənilən ulduzu spektral analiz etmək mümkündür.

Bundan əlavə, bir ulduzun rəngindən istifadə edərək, onun yaşını təyin edə bilərsiniz, çünki riyazi düsturlar ulduzun temperaturunu təyin etmək üçün spektral analizdən istifadə etməyə imkan verir ki, ondan onun yaşını hesablamaq asandır.

Video ulduzların sirləri online baxın

Miqdarlarda. Ümumi razılığa əsasən, bu tərəzilər elə seçilir ki, Sirius kimi ağ ulduz hər iki miqyasda eyni böyüklüyə malik olsun. Fotoqrafik və fotovizual böyüklüklər arasındakı fərqə verilmiş ulduzun rəng indeksi deyilir. Rigel kimi mavi ulduzlar üçün bu rəqəm mənfi olacaq, çünki adi boşqabdakı belə ulduzlar sarıya həssas boşqabdan daha çox qaralma göstərir.

Betelgeuse kimi qırmızı ulduzlar üçün rəng indeksi +2-3 böyüklüyünə çatır. Bu rəngin ölçülməsi həm də ulduzun səthinin temperaturunun ölçülməsidir, mavi ulduzlar qırmızılardan əhəmiyyətli dərəcədə daha isti olur.

Rəng indeksləri hətta çox zəif ulduzlar üçün də kifayət qədər asanlıqla əldə oluna bildiyi üçün ulduzların kosmosda paylanmasının öyrənilməsində böyük əhəmiyyət kəsb edir.

Ulduzları öyrənmək üçün ən vacib vasitələrə alətlər daxildir. Ulduzların spektrlərinə ən səthi baxış belə onların hamısının eyni olmadığını göstərir. Hidrogenin Balmer xətləri bəzi spektrlərdə güclü, bəzilərində zəif, bəzilərində isə tamamilə yoxdur.

Tezliklə məlum oldu ki, ulduzların spektrləri tədricən bir-birinə çevrilərək az sayda siniflərə bölünə bilər. Hal-hazırda istifadə olunur spektral təsnifat Harvard Rəsədxanasında E. Pikerinqin rəhbərliyi altında hazırlanmışdır.

Əvvəlcə spektral siniflər latın hərfləri ilə əlifba sırası ilə təyin olundu, lakin təsnifatın aydınlaşdırılması prosesində ardıcıl siniflər üçün aşağıdakı təyinatlar təyin edildi: O, B, A, F, G, K, M. Bundan əlavə, a bir neçə qeyri-adi ulduz R, N və S siniflərinə birləşdirilir və bu təsnifata ümumiyyətlə uyğun gəlməyən bəzi şəxslər PEC (xüsusi - xüsusi) simvolu ilə təyin olunur.

Maraqlıdır ki, ulduzların siniflərə görə düzülməsi həm də rəngə görə düzülməkdir.

Rigel və Oriondakı bir çox başqa ulduzların daxil olduğu B sinfi ulduzlar mavidir;
O və A sinifləri - ağ (Sirius, Deneb);
F və G sinifləri - sarı (Procyon, Capella);
K və M sinifləri - narıncı və qırmızı (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

Spektrləri eyni ardıcıllıqla düzərək, maksimum şüalanma intensivliyinin bənövşəyi rəngdən spektrin qırmızı ucuna necə keçdiyini görürük. Bu, O sinfindən M sinfinə keçdikcə temperaturun azaldığını göstərir. Ulduzun ardıcıllıqdakı yeri kimyəvi tərkibindən çox onun səthinin temperaturu ilə müəyyən edilir. Ümumiyyətlə qəbul edilir ki, kimyəvi tərkibi ulduzların böyük əksəriyyəti üçün eynidir, lakin müxtəlif səth temperaturları və təzyiqlər ulduz spektrlərində böyük fərqlərə səbəb olur.

Mavi O-sinif ulduzlarən istidirlər. Onların səthinin temperaturu 100.000°C-ə çatır. Onların spektrləri bəzi xarakterik parlaq xətlərin olması və ya fonun ultrabənövşəyi bölgəyə qədər yayılması ilə asanlıqla tanınır.

Onları dərhal təqib edirlər mavi sinif B ulduzları, həmçinin çox isti (səthin temperaturu 25.000°C). Onların spektrlərində helium və hidrogen xətləri var. Keçid zamanı birinci zəifləyir, ikincisi isə güclənir sinif A.

IN F və G sinifləri(tipik G sinif ulduzu bizim Günəşimizdir), kalsium və dəmir və maqnezium kimi digər metalların xətləri tədricən güclənir.

IN K sinfi Kalsium xətləri çox güclüdür və molekulyar zolaqlar da görünür.

Sinif M səthi temperaturu 3000°C-dən az olan qırmızı ulduzlar daxildir; onların spektrlərində titan oksidinin zolaqları görünür.

R, N və S sinifləri spektrlərində digər molekulyar komponentlərin mövcud olduğu soyuq ulduzların paralel qoluna aiddir.

Bir bilici üçün, "soyuq" və "isti" sinif B ulduzları arasında çox böyük fərq var, dəqiq təsnifat sistemində hər bir sinif daha bir neçə alt sinifə bölünür. Ən isti B sinif ulduzları aiddir alt sinif VO, müəyyən bir sinif üçün orta temperaturu olan ulduzlar - k alt sinif B5, ən soyuq ulduzlar - to alt sinif B9. Ulduzlar birbaşa onların arxasınca gedirlər. alt sinif AO.

Ulduzların spektrlərinin öyrənilməsi çox faydalıdır, çünki bu, ulduzları mütləq böyüklüklərinə görə təqribən təsnif etməyə imkan verir. Məsələn, VZ ulduzu mütləq böyüklüyü təxminən - 2,5-ə bərabər olan nəhəngdir. Bununla belə, ulduzun on qat daha parlaq (mütləq böyüklük - 5,0) və ya on dəfə daha sönük (mütləq böyüklük 0,0) olması mümkündür, çünki yalnız spektral tipə əsaslanaraq daha dəqiq bir qiymətləndirmə vermək mümkün deyil.

Ulduz spektrlərinin təsnifatını qurarkən, hər bir spektral sinif daxilində nəhəngləri cırtdanlardan ayırmağa çalışmaq və ya bu bölgü olmadıqda, parlaqlığı çox və ya çox az olan nəhəng ulduzların normal ardıcıllığından təcrid etmək çox vacibdir. .

Hər kəs ulduzların səmada necə göründüyünü bilir. Soyuq qarlı ağ işıqla parlayan kiçik işıqlar. Qədim dövrlərdə insanlar bu fenomen üçün bir izahat tapa bilmirdilər. Ulduzlar gecənin qaranlığında insanın dincliyini qoruyan tanrıların gözü, ölmüş əcdadların ruhu, qəyyum və şəfaətçi hesab olunurdu. Onda heç kim Günəşin də ulduz olduğunu düşünə bilməzdi.

İnsanlar ulduzların nə olduğunu başa düşməzdən əvvəl bir çox əsrlər keçdi. Ulduzların növləri, onların xüsusiyyətləri, orada baş verən kimyəvi və fiziki proseslər haqqında fikirlər - bu, yeni bilik sahəsidir. Ən qədim astroloqlar belə bir işığın əslində kiçik bir işıq deyil, termonüvə birləşmə reaksiyalarının baş verdiyi ağlasığmaz böyüklükdə isti qaz topu olduğunu təsəvvür belə edə bilmirdilər. Qəribə bir paradoks var ki, sönük ulduz işığı nüvə reaksiyasının göz qamaşdıran parıltısı, günəşin rahat istisi isə milyonlarla Kelvinin dəhşətli istisidir.

Səmada adi gözlə görülə bilən bütün ulduzlar Süd Yolu qalaktikasında yerləşir. Günəş də bu ulduz sisteminin bir hissəsidir və o, onun kənarında yerləşir. Günəş Süd Yolunun mərkəzində olsaydı, gecə səmasının necə görünəcəyini təsəvvür etmək mümkün deyil. Axı bu qalaktikadakı ulduzların sayı 200 milyarddan çoxdur.

Astronomiyanın tarixi haqqında bir az

Ən qədim astroloqlar da səmadakı ulduzlar haqqında qeyri-adi və heyranedici şeylər deyə bilirdilər. Şumerlər artıq ayrı-ayrı bürcləri və zodiacal çevrəni müəyyən etmişdilər. Onlar ilk olaraq tam bucağın 3600-ə bölünməsini hesablamışlar. Misirlilər Yerin Kainatın mərkəzində olduğuna inanırdılar, lakin Merkuri və Veneranın Günəş ətrafında fırlandığını da bilirdilər.

Çində astronomiya bir elm kimi eramızdan əvvəl III minilliyin sonlarında öyrənilmişdir. e. və ilk rəsədxanalar 12-ci əsrdə meydana çıxdı. e.ə e. Onlar Ay və Günəş tutulmalarını tədqiq edərək, onların səbəblərini anlaya bildilər və hətta proqnoz tarixlərini hesabladılar, meteorit yağışlarını və kometlərin trayektoriyalarını müşahidə etdilər.

Qədim İnkalar ulduzlar və planetlər arasındakı fərqləri bilirdilər. Onların Yupiterin Qaliley peyklərini və planetdə atmosferin olması səbəbindən Veneranın diskinin konturlarının vizual bulanıqlığını bildiklərinə dair dolayı sübutlar var.

Qədim yunanlar Yerin sferikliyini əsaslandıra bildilər və sistemin heliosentrik olması fərziyyəsini irəli sürdülər. Onlar səhv də olsa, Günəşin diametrini hesablamağa çalışıblar. Ancaq yunanlar ilk olaraq Günəşin Yerdən daha böyük olduğunu irəli sürdülər, hər kəs vizual müşahidələrə əsaslanaraq fərqli düşünürdü; Yunan Hipparxı ilk dəfə işıqforların kataloqunu yaratmış və müxtəlif ulduz növlərini müəyyən etmişdir. Bu elmi işdə ulduzların sistemləşdirilməsi parıltının intensivliyinə əsaslanırdı. Hipparx 6 parlaqlıq sinfi müəyyən etdi, ümumilikdə kataloqda 850 işıqfor var idi.

Qədim astroloqlar nələrə diqqət yetirirdilər?

Ulduzların ilkin sistemləşdirilməsi onların parlaqlığına əsaslanırdı. Axı, bu xüsusi meyar yalnız teleskopla silahlanmış bir astroloqun asanlıqla əldə edə biləcəyi yeganə meyardır. Ən parlaq ulduzlar və ya bənzərsiz görünən xüsusiyyətləri olanlar hətta öz adlarını aldılar və hər bir xalqın öz adları var. Beləliklə, Deneb, Rigel və Alqol ərəb adlarıdır, Sirius latınca, Antares isə yunancadır. Hər xalqda qütb ulduzunun öz adı var. Bu, bəlkə də "praktiki mənada" ən vacib ulduzlardan biridir. Yerin fırlanmasına baxmayaraq, onun gecə səmasında koordinatları dəyişməzdir. Əgər digər ulduzlar günəşin doğuşundan gün batımına kimi səmada hərəkət edərlərsə, Şimal Ulduzu öz yerini dəyişmir. Buna görə də dənizçilər və səyahətçilər tərəfindən etibarlı bələdçi kimi xüsusi olaraq istifadə edilmişdir. Yeri gəlmişkən, məşhur inancın əksinə olaraq, bu, göydəki ən parlaq ulduz deyil. Qütb ulduzu heç bir şəkildə kənardan seçilmir - nə ölçüsünə, nə də parıltısının intensivliyinə görə. Yalnız hara baxacağınızı bilsəniz tapa bilərsiniz. Kiçik Ursanın "vedrənin sapının" ən sonunda yerləşir.

Ulduzların sistemləşdirilməsi nəyə əsaslanır?

Müasir astroloqlar, hansı növ ulduzların olması ilə bağlı suala cavab verərək, gecə səmasında parıltının parlaqlığını və ya yerini qeyd etməyəcəklər. Bəlkə də tarixi ekskursiya və ya astronomiyadan tamamilə uzaq bir auditoriya üçün nəzərdə tutulmuş mühazirə kimi.

Ulduzların müasir sistemləşdirilməsi onların spektral analizinə əsaslanır. Bu zaman adətən göy cisminin kütləsi, parlaqlığı və radiusu da göstərilir. Bütün bu göstəricilər Günəşə münasibətdə verilir, yəni onun spesifik xüsusiyyətləri ölçü vahidləri kimi götürülür.

Ulduzların sistemləşdirilməsi mütləq ulduz miqyası kimi bir meyara əsaslanır. Bu, şərti olaraq müşahidə nöqtəsindən 10 parsek məsafədə yerləşən, atmosferi olmayan bir göy cisminin görünən parlaqlıq dərəcəsidir.

Bundan əlavə, parlaqlıq dəyişiklikləri və ulduzun ölçüsü nəzərə alınır. Ulduzların növləri hal-hazırda onların spektral sinfi və daha ətraflı desək, alt sinifləri ilə müəyyən edilir. Astroloqlar Russell və Hertzsprung müstəqil olaraq parlaqlıq, mütləq böyüklük, temperatur səthi və işıqlandırıcıların spektral sinfi arasındakı əlaqəni təhlil etdilər. Onlar müvafiq koordinat oxları ilə diaqram qurdular və nəticənin heç də xaotik olmadığını gördülər. Qrafikdəki korifeylər aydın şəkildə fərqlənən qruplarda yerləşirdi. Diaqram ulduzun spektral sinifini bilməklə onun mütləq böyüklüyünü ən azı təxmini dəqiqliklə təyin etməyə imkan verir.

Ulduzlar necə doğulur

Bu diaqram bu göy cisimlərinin təkamülünün müasir nəzəriyyəsinin lehinə aydın təsdiq kimi xidmət etdi. Qrafik aydın şəkildə göstərir ki, ən çoxlu sinif sözdə əsas ardıcıllıq ulduzlarına aid olanlardır. Bu seqmentə aid olan ulduz növləri hazırda Kainatda ən ümumi inkişaf nöqtəsindədir. Bu, radiasiyaya sərf olunan enerjinin termonüvə reaksiyası zamanı əldə edilən enerji ilə kompensasiya olunduğu bir ulduzun inkişaf mərhələsidir. İnkişafın bu mərhələsində qalma müddəti göy cisminin kütləsi və heliumdan daha ağır olan elementlərin faizi ilə müəyyən edilir.

Hal-hazırda ulduzların təkamülünün ümumi qəbul edilmiş nəzəriyyəsi deyir ki, inkişafın ilkin mərhələsində ulduz nadirləşmiş siklop qaz bulududur. Öz cazibə qüvvəsinin təsiri altında büzülür, tədricən topa çevrilir. Sıxılma nə qədər güclü olarsa, qravitasiya enerjisi istilik enerjisinə bir o qədər yaxşı çevrilir. Qaz qızır və temperatur 15-20 milyon K-ə çatdıqda yeni doğulmuş ulduzda termonüvə reaksiyası başlayır. Bundan sonra qravitasiya sıxılma prosesi dayanır.

Bir ulduzun həyatının əsas dövrü

Əvvəlcə gənc ulduzun dərinliklərində hidrogen dövrünün reaksiyaları üstünlük təşkil edir. Bu, ulduzun ömrünün ən uzun dövrüdür. İnkişafın bu mərhələsindəki ulduz növləri yuxarıda təsvir olunan diaqramın ən kütləvi əsas ardıcıllığında təmsil olunur. Zamanla ulduzun nüvəsindəki hidrogen heliuma çevrilərək tamamlanır. Bundan sonra termonüvə yanması yalnız nüvənin periferiyasında baş verə bilər. Ulduz daha parlaq olur, onun xarici təbəqələri əhəmiyyətli dərəcədə genişlənir və temperaturu aşağı düşür. Göy cismi qırmızı nəhəngə çevrilir. Ulduzun ömrünün bu dövrü əvvəlkindən xeyli qısadır. Onun gələcək taleyi az araşdırılıb. Müxtəlif fərziyyələr var, lakin etibarlı təsdiq hələ alınmayıb. Ən çox yayılmış nəzəriyyə deyir ki, helium çox olduqda, öz kütləsinə tab gətirə bilməyən ulduz nüvəsi büzülür. Helium termonüvə reaksiyasına girənə qədər temperatur yüksəlir. Dəhşətli temperatur başqa bir genişlənməyə səbəb olur və ulduz qırmızı nəhəngə çevrilir. Alimlərin fikrincə, ulduzun gələcək taleyi onun kütləsindən asılıdır. Ancaq bununla bağlı nəzəriyyələr yalnız kompüter simulyasiyalarının nəticəsidir, müşahidələrlə təsdiqlənmir.

Soyuyan ulduzlar

Ehtimal ki, aşağı kütləli qırmızı nəhənglər kiçiləcək, cırtdanlara çevriləcək və tədricən soyuyacaq. Orta kütləli ulduzlar planetar dumanlıqlara çevrilə bilər, halbuki belə formalaşmanın mərkəzində xarici örtüklərdən məhrum olan nüvə mövcud olmağa davam edəcək, tədricən soyuyaraq qar kimi ağ Liliputaya çevriləcək. Əgər mərkəzi ulduz əhəmiyyətli infraqırmızı şüalanma yayırdısa, planet dumanlığının genişlənən qaz zərfində kosmik maserin aktivləşməsi üçün şərait yaranır.

Kütləvi ulduzlar sıxılaraq elə bir təzyiq səviyyəsinə çata bilər ki, elektronlar praktiki olaraq atom nüvələrinə sıxılır və neytronlara çevrilir. Bu hissəciklər arasında elektrostatik itələmə qüvvələri olmadığı üçün ulduz bir neçə kilometr ölçüsünə qədər kiçilə bilər. Üstəlik, onun sıxlığı suyun sıxlığından 100 milyon dəfə çox olacaq. Belə bir ulduza neytron ulduzu deyilir və əslində nəhəng atom nüvəsidir.

Ölçülər

Ulduzların ölçülərinə görə sistemləşdirilməsi iki yolla həyata keçirilə bilər. Ulduzun fiziki ölçüsü onun radiusu ilə müəyyən edilə bilər. Bu vəziyyətdə ölçü vahidi Günəşin radiusudur. Cücələr, orta ölçülü ulduzlar, nəhənglər və super nəhənglər var. Yeri gəlmişkən, Günəşin özü də liliputdur. Neytron ulduzlarının radiusu cəmi bir neçə km-ə çata bilər. Və super nəhəng Mars planetinin orbitinə tam uyğun olacaq. Ulduzun ölçüsü onun kütləsinə də aid edilə bilər. Ulduzun diametri ilə sıx bağlıdır. Ulduz nə qədər böyük olarsa, onun sıxlığı bir o qədər aşağı olar və əksinə, ulduz nə qədər kiçik olarsa, sıxlığı da bir o qədər yüksək olar. Bu meyar o qədər də fərqli deyil. Günəşdən 10 dəfə böyük və ya kiçik ola biləcək çox az ulduz var. İşıqlandırıcıların əksəriyyəti 60 ilə 0,03 günəş kütləsi diapazonuna düşür. Başlanğıc göstəricisi kimi qəbul edilən Günəşin sıxlığı 1,43 q/sm3 təşkil edir. Qar kimi ağ cırtdanların sıxlığı 1012 q/sm3-ə çatır, nadir supernəhənglərin sıxlığı isə Günəşdən milyonlarla dəfə az ola bilər.

Ulduzların standart sistemləşdirilməsində kütləvi paylanma sxemi belə görünür. Kiçik işıqlandırıcılara kütləsi 0,08-dən 0,5 günəşə qədər olan işıq lampaları daxildir. Orta - 0,5 ilə 8 günəş kütləsi, kütləvi - 8 və ya daha çox.

Ulduzların sistemləşdirilməsi . Mavidən qar kimi ağ rəngə qədər

Ulduzların rəngə görə sistemləşdirilməsi əslində bədənin görünən parıltısına deyil, spektral xüsusiyyətlərə əsaslanır. Bir cismin emissiya spektri ulduzun kimyəvi tərkibi ilə müəyyən edilir və onun temperaturu da ondan asılıdır.

Ən çox yayılmışı 20-ci əsrin əvvəllərində yaradılmış Harvard sistemləşdirməsidir. O dövrdə qəbul edilmiş standartlara görə, ulduzların rənginə görə sistemləşdirilməsi 7 növə bölünməyi nəzərdə tutur.

A sinfi ulduzların temperaturu 7,5 ilə 10 min K arasında dəyişir və qar-ağ rəngdədir. Belə göy cisimlərinin minimum kütləsi 3,1 s-dən başlayır. m., radius isə 2,1 s-dir. R. Obyektlərin parlaqlığı 80 ilə 20 min s arasında dəyişir. ilə. Bu ulduzların spektrində hidrogen xətləri güclüdür və metal xətlər meydana çıxır.

F sinif obyektləri əslində sarı-ağ rəngdədir, lakin qar kimi görünür. Onların temperaturu 6 ilə 7,5 min K arasında dəyişir, kütləsi 1,7 ilə 3,1 sm, radiusu 1,3 ilə 2,1 s arasında dəyişir. R. Belə ulduzların parlaqlığı 6 ilə 80 s arasında dəyişir. ilə. Spektrdəki hidrogen xətləri zəifləyir, metalların xətləri, əksinə, güclənir.

Beləliklə, bütün növ qarlı ağ ulduzlar A-dan F-ə qədər siniflərə düşür. Sonra, sistemləşdirməyə görə, sarımtıl və narıncı işıqlandırıcılardır.

Sarımtıl, narıncı və qırmızı ulduzlar

Ulduz növləri temperaturun aşağı düşməsi və obyektin ölçüsü və parlaqlığının azalması ilə mavidən qırmızıya qədər rəng alır.

Günəşi də əhatə edən G sinfi ulduzları 5-6 min K temperatura çatır və sarımtıl rəngdədir. Belə obyektlərin kütləsi 1,1 ilə 1,7 s arasındadır. m., radius - 1,1 ilə 1,3 s arasında. R. Parlaqlıq - 1,2 ilə 6 s arasında. ilə. Helium və metalların spektral xətləri intensivdir, hidrogen xətləri getdikcə zəifləyir.

Ən soyuq və ən kiçik ulduzlar M sinfinə aiddir. Onların temperaturu cəmi 2,5 - 3,5 min K-dir və qırmızı görünür, baxmayaraq ki, bu obyektlər narıncı-qırmızıdır. Ulduzların kütləsi 0,3 ilə 0,8 s arasındadır. m., radius - 0,4 ilə 0,9 s arasında. R. Parlaqlıq yalnız 0,04 - 0,4 s-dir. ilə. Bunlar ölən ulduzlardır. Yalnız daha sərin olanlar bu yaxınlarda kəşf edilmiş qəhvəyi midgetlərdir. Onlar üçün ayrıca M-T sinfi ayrılıb.

Ümumi:0
ilə təmasda 0
Google+ 0
tamam 0
Facebook 0