İfratnəhəng ulduzlar

İfratnəhəng ulduzlar — ən böyük ən parlaq ulduzlardır. İfratnəhəng ulduzlar Hersşprunq-Ressel diaqramında ən üstdə yerləşir, görünən ulduz ölçüləri -3 ÷ -8 aralığında, temperaturları isə 3500 K ÷ 20000K aralığında dəyişir.

Tərifi

İfratnəhəng termini bir ulduza aid edildikdə konkret tərifə malik olmur. Nəhəng ulduz termini ilk dəfə Hersşpruq tərəfindən daxil edilmişdir, aydın olmuşdur ki, bu ulduzlar Hersşprunq-Ressel diaqramında iki ayrı hissədə yerləşir. Birinci hissə A spektral sinfindən M spektral sinfinə qədər olan geniş bir hissəni tutur və özündə daha parlaq ulduzları cəmləşdirir və nəhəng ulduzlar adlanır.^[1] Sonradan ölçüləbilən parallaks olmadığından, bu ulduzların bir hissəsinin digərlərindən həcmcə daha böyük və daha işıqlı olduğu müəyyən edildi və ifrat-nəhəng termini ortaya çıxdı və zamanla ifratnəhəng olaraq qəbul edildi.^[2]^[3]^[4]

Xüsusiyyətləri

Spektral işıqlıq sinfi

İfrat nəhənglər qrupuna məxsus ulduzlar ən böyük işıqlığa malik olan ulduzlardır; bu ulduzların işıqlığı 30000-100000 L_ʘ. İfrat nəhənglər O-M siniflərini əhatə edirlər, xüsusilə ötgün siniflərə məxsus (G-M) ifrat nəhənglərin radiusu Günəşkindən daha böyükdür (1000 dəfə) və bunlar qırmızı ifratnəhənglərə aiddir. İfrat nəhənglərin fırlanmasında yəni ilkin spektral sinifdən ötgün spektral sinifə keçdikdə fırlanma sürəti azalır 100 km/san dən 10 km/san enir. İşıqlıq təsnifatına görə Ia ( olduqca parlaq ifrat nəhənglər) və Ib (parlaq nəhənglər) işıqlıq sinfinə ayrılır. Adətən ifratnəhənglərin mütləq ulduz ölçüsü M=-5^m ÷ -12^m intervalındadır. Xüsusilə parlaqlığı -8^m kiçik olan ifratnəhənglər olduqca parlaq ifratnəhənglər kimi xarakterizə olunur. İfratnəhənglərin kütləsi 10 və 70 M_ʘ intervalındadır. Radiusları isə 30 və 500 R_ʘ intervalındadır. Bəzi hallarda isə 1000 R_ʘ radiusuda olur.^[5]

Kütlələrinin nəhəng olmasına görə onların ulduz ömrü qısadır 30 - dan bir neçə yüz milyon ilə qədər. Aktiv əmələgəlmə prosesləri dağınıq ulduz topalarında, spiralvari qalaktikanın qollarında və qeyri-müntəzəm qalaktikalarda müşahidə olunur. Ulduz əmələ gəlmə prosesləri çox nadir hallarda spiralvari qalaktikaların nüvələrində, kürəvi və elliptik qalaktikalarda müşahidə olunur. Spektral sinfinə görə Harvard təsnifatında ifratnəhənglər O və M aralığında yerləşir. İsti ifratnəhəng ulduzlar O, B, A, F soyuq ifratnəhənglər isə G, K, M və s. siniflərini əhatə edir.^[5]

Qırmızı ifratnəhənglər

Qırmızı ifratnəhənglərin işıqlığı 105-106 L_ʘ , radiusları isə 1000 R_ʘ, kütlələri 8-40 M_ʘ-dir. Bu ulduzlar K, M sinfinə mənsubdurlar. Qırmızı ifratnəhənglər spektrin qırmızı və infraqırmızı oblastlarında şüalanırlar. Bu ulduzların spektrlərinin xarakterik cəhəti metalların emissiya xətlərinin olması, H, K xətləri olmasıdır. Antares və Betelqeyz (7´104 L_ʘ, 7000R_ʘ) ömrünü başa vurmuş qırmızı ifratnəhəglərin nümayəndələridir. Qırmızı ifratnəhənglərin effektiv temperaturu 3000-5000 K.^[5]

Qırmızı ifrat nəhəng ulduzlar 2 .jpeg

Qırmızı ifrat nəhəng ulduzların örtüklərində qatların yanma ardıcıllığı

Başlanğıcda bu ulduzların helium nüvələri vardır, bu nüvələri əhatə edən təbəqələrdə hidrogenin yanması ilə gedən termodinamik reaksiyalar baş verir. Ulduzun mərkəzindəki temperatur 2108K olduqda heliumun yanması başlayır. Heliumun yanması karbon və oksigen nüvəsinin yaranmasına səbəb olur, ulduz nəhəng mərhələsini tərk edir və qırmızı ifratnəhənglərə çevrilir. Onların qaz örtüyü hədsiz dərəcədə genişlənərək millionlarla kilometr məsafəyə yayılır ^[5].

İfratnəhənglər üçün maddənin intensiv itgisi ( ulduz küləyi) xarakterikdir. Ulduz küləyi dayanıqsız pulsasiya eden şüalanmanın təzyiqi altında, ulduz taclarındakı zərbə dalğaları nəticəsində yaranır. Güclü maddə itgisi və ulduzun soyuması nəhəng qaz-tozdan ibarət ulduzətrafı örtüyün yaranmasına gətirib çıxarır. Belə qaz-toz dumanlığı ulduzun optik şüalanmasını bəzən tamamilə udur. Belə obyektlər spektrin infraqırmızı diapozonunda şüalanır.

Ulduzun qırmızı ifratnəhəng mərhələsində keçirdiyi vaxt onun bütün ömrünün 10% nı təşkil edir.^[5]

Mavi ifratnəhəng ulduzlar

Mavi ifratnəhənglərə misal olaraq Orion bürcünün β-sı Rigel, Yelkənlərin qamması, Zürafənin alfası, Orionun zetası, Böyük köpəyin tausu. Bu ulduzlara spiralvari qalaktikalarda və açıq ulduz topalarında rast gəlinir. Mavi ifratnəhənglərin spektrlərində ağır elementlərə rast gəlinir. Ağır elementlərin miqdarı ulduzun yaşından asılıdır. Bu miqdar həm də nüvədən səthə doğru gedən konveksiyanın intensivliyindən də asılıdır. Mavi ifratnəhəng ulduzlar səthlərində temperatur 20000-50000K olan çox qaynar və parlaq O və B siniflərinə məxsus cavan uduzlardır. H-R diaqramında onlar yuxarı sol hissədə yerləşirlər. Onların kütlələri 10-50 M_ʘ maksimal radiusu isə 25 R_ʘ qədər olur. Bu nadir tapılan ulduzlar kainatın öyrənilmiş hissələrinin ən qaynar nəhəng və parlaq obyektləridir. Nəhəng kütlələri olduğu üçün onların ömrü qısadır (10-50 mln il). Qırmızı ifratnəhənglər ömrünün son mərhələlərində olan ulduzlara aiddir. Bu mərhələdə ulduzun nüvəsində baş verən istilik-nüvə reaksiyalarının intensivliyi azalır və ulduzun sıxılmasına səbəb olur. Nəticədə ulduzun səthinin sahəsinin kifəyət qədər azalması və şüalanan enerjinin sıxlığının artması səthinin qızmasına gətirir. Böyük kütləli ulduzların bu cür sıxılması qırmızı ifratnəhəngin mavi ifratnəhəngə çevrilməsinə gətirib çıxarır. Əks proses mavi ifratnəhəngin qırmızıyada çevrilməsi mümkündür.. Buda onu göstərir ki, onlar əvvəllər qırmızı ifratnəhəng olublar. İnkişafı dövründə ulduz bir neçə dəfə qırmızı ifratnəhəngdən (yavaş sıx külək) mavi ifratnəhəngə (sürətli, yüklənmiş külək) və tərsinə çevrilə bilər. Buda ulduzun ətrafında konsentrik zəif təbəqələr yaradır. Aralıq mərhələdə ulduz sarı və ya ağda ola bilər. məs Qütb ulduzu.^[5]

İstinadlar

↑ Russell, Henry Norris (1914). "Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars". Popular Astronomy. 22: 275. Bibcode:1914PA.....22..275R.
↑ Henroteau, F. (1926). "An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables". Popular Astronomy. 34: 493. Bibcode:1926PA.....34..493H.
↑ Shapley, Harlow (1925). "S Doradus, a Super-giant Variable Star". Harvard College Observatory Bulletin No. 814. 814: 1. Bibcode:1925BHarO.814....1S.
↑ Payne, Cecilia H.; Chase, Carl T. (1927). "The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8". Harvard College Observatory Circular. 300: 1. Bibcode:1927HarCi.300....1P.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ "Arxivlənmiş surət". 2021-05-10 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2017-11-28.

[1] Russell, Henry Norris (1914). "Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars". Popular Astronomy. 22: 275. Bibcode:1914PA.....22..275R.

[2] Henroteau, F. (1926). "An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables". Popular Astronomy. 34: 493. Bibcode:1926PA.....34..493H.

[3] Shapley, Harlow (1925). "S Doradus, a Super-giant Variable Star". Harvard College Observatory Bulletin No. 814. 814: 1. Bibcode:1925BHarO.814....1S.

[4] Payne, Cecilia H.; Chase, Carl T. (1927). "The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8". Harvard College Observatory Circular. 300: 1. Bibcode:1927HarCi.300....1P.

[:0-5] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ "Arxivlənmiş surət". 2021-05-10 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2017-11-28.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]