Ulduz

Ulduz — ilk vaxtlardan bəri insan səma ilə maraqlanmış, ulduzları araşdırmaq üçün ilk ciddi addım isə, ilk teleskopu reallaşdıran İtalyan alimi Qalileo Qaliley tərəfindən atılmışdır. Göy hadisələri ilə maraqlanan elm sahəsi də "astronomiya" adı altında inkişaf etmişdir. Göy üzündə görünənlərdən də daha çox ulduz olduğu bilinməkdədir. Gözlə görülənlərin sayı, 8000 qədərdir. Şəkilləri çəkilə bilən ulduzların sayı isə 50000000000 qədərdir. Ayrıca səmada işıq verməyən ulduzlar da vardır ki, bunlar öz günəşləri olan ulduzların ətrafında dönməkdədirlər.

Ulduzlar kainatda ən çox yayılmış göy cisimləridir. Kosmik maddənin kütləsinin 98%-i ulduzlara məxsusdur. Ulduzlar Günəşəbənzər obyektlərdir, yəni işıq və istilik enerjisinə malik olan qaz kütlələridir. Ulduzlar kütlə, radius və işıqlıqlarına görə bir-birlərindən ciddi fərqlənirlər. Elə ulduzlar var ki, onların radiusuları Günəşinkindən yüz dəfələrlə, hətta min dəfə böyükdür. Ulduzların kütləsi Günəşinkindən 50 dəfə kiçik və ya 80 dəfə böyük ola bilir. İşıqlıqları isə Günəşinkindən yüz min dəfə böyük, yaxud kiçik ola bilir.

Ulduzların daxili qatlarında və atmosferində fiziki şərait müxtəlifdir. Bu müxtəliflik onların kütləsindən, radiusundan və işıqlığından ciddi surətdə asılıdır.

Ulduzların spektrləri də bir-birindən ciddi fərqlənir. Ulduzların əksəriyyətinin spektri xarakter etibarilə Günəşinkinə bənzəyir, yəni parlaq kəsilməz spektrin fonunda udulma xətlərindən ibarətdir. Lakin kəsilməz spektrdə enerjinin paylanmasına, spektrdə udulma xətlərinin sayı və intensivliyinə görə ulduzların spektrləri bir-birindən ciddi surətdə fərqlənir.

Ulduzların yaranması

Ulduzun təkamülü onun ulduz beşiyi adlanan nəhəng molekulyar buludlarda yaranması ilə başlayır. Qalaktikada ulduzlararası fəzada 1sm³ 0,1–1 molekul düşür. Molekulyar buludlar da isə sıxlıq 1 sm³ -da təxminən milyon molekula çatır. Belə buludun kütləsi 100 000–10 000 000 Günəş kütləsi qədər və ölçüsü 50–300 işıq ili tərtibində olur.

Molekulyar bulud qalaktikanın ətrafında sərbəst dolandığı müddətdə heç nə baş vermir. Lakin qravitasiya sahəsinin qeyri-bircinsliyi nəticəsində lokal maddə konsentrasiyasına səbəb olan həyacanlanmalar baş verir^[1]^[2]. Bu cür həyacanlanmalar molekulyar buludda qravitasiya kollapsına səbəb olur. Qravitasiya kollapsına səbəb olacaq fərziyyələrdən biri iki buludun toqquşmasıdır. Digərinə görə isə qravitasiya kollapsı molekulyar buludun qalaktikanın böyük sıxlıqlı spiral qolundan keçməsi zamanı baş verir. Həmçinin molekulyar buludun yaxınlığında partlayan ifratyeni ulduzun böyük sürətlə yayılan zərbə dalğası da qravitasiya kollapsına səbəb ola bilər. Bir sözlə bütün hallarda molekulyar buludda qeyri-bircinslik yarda biləcək bütün prosesler ulduzyaranma prosesinə təkan verə bilər. Yaranmış qeyri-bircinslik səbəbindən molekulyar buludun təyziqi sıxılma qüvvəsinin qarşısını ala bilmir və nəticədə qaz kütləsi bir mərkəzdə toplanmağa başlayır^[3].

Virial teoreminə əsasən qravitasiya enerjisinin yarısı buludun qızmasına, digər yarısı şüalanmaya sərf olunur. Qaz buludlarında sıxlıq və təyziq mərkəzə doğru artır. Nəticədə mərkəzi hissənin kollapsı periferiyaya nisbətən daha tez baş verir. Sıxılma nəticəsində fotonların sərbəst qaçış məsafəsi azalır və bulud məxsusi şüalanması üçün qeyri- şəffaf olur. Bu isə öz növbəsində temperatur və təyziqin daha sürətlə armasına səbəb olur. Sonra qravitasiya qüvvəsi ilə təyziq qüvvəsi tarazlaşır və kütləsi ulduzun kütləsinin 1% -ni təşkil edən hidrostatik nüvə yaranır. Bu period müşahidə oluna bilmir, çünki qlobullar optik diapazonda qeyri-şəffafdırlar. Protoulduzun sonrakı təkamülü akresiyadır — nüvənin üzərinə maddə tökülür və onun ölçüləri böyüyür. Sonda buludda sərbəst hərəkət edən maddə tükənir və ulduz optik şüalarda görünən olur. Bu an protoulduz fazasının bitməsi və cavan ulduz fazasının başlanğıcı hesab olunur.

Bu senari molekulyar bulud firlanmadığı hal üçün doğrudur, lakin bütün hallarda bütün molekulyar buludlar kiçik də olsa fırlanma momentinə malik olur. İmpulsun saxlanması qanununa əsasən buludun ölçüsü kiçildikcə fırlanma sürəti artır və müəyyən anda maddə bir cisim kimi deyil laylara bölünərək, müstəqil kollapsa davam edirlər. Bu layların sayı və kütləsi molekulyar buludun başlanğıc kütləsindən asılıdır. Bu parametrlərdən asılı olaraq göy cisimlərinin müxtəlif sistemi formalaşır: ulduz topaları, qoşa sistemlər, planetə malik ulduzlar.

Ulduzların təkamülü

Ulduzların daxilində istilik nüvə reaksiyaları gedir. Bunun hesabına ulduzun daxilindəki enerji kosmosa şüalanır və o işıq saçır. İstilik nüvə reaksiyaları zamanı ilk olaraq hidrogenin yanaraq hidrogenə çevrilməsi baş verir. Bu proses daha ağır elementlərə çevrilənə qədər davam edir. Məsələn, İfrat nəhəng ulduzların nüvəsində dəmir yaranana qədər davam edir. Ulduzlar, dumanlıq dediyimiz ulduz əmələgəlmə sahələrindən yaranırlar. Astronomlar müşahidədən ulduzların ölçüsünü, kütləsini, işıqlıqlarını, temperaturlarını, kimyəvi tərkibini və spektrlərini təyin edirlər. Ulduzların kütləsi onların təkamülündə mühüm rol oynayır. Onların temperatur və diametrləri isə mövcud olduqları müddətdə daim dəyişir. Ulduzların işıqlılıqlarının temperaturdan asılılığı Hersşprunq-Ressel diaqramı vasitəsilə təyin olunur. Həmçinin ulduzun bu diaqramdakı yeri onun yaşını və təkamülün hansı mərhələsində olduğunu təyin etməyə imkan verir.

Ulduzun həyatı qaz dumanlığındakı qravitasiya kollapsı ilə başlayır və əsasən hidrogen və heliumdan və cüzi miqdarda digər ağır elementlərdən ibarət olur. Nüvə kifayət qədər sıxlaşdığı anda istilik nüvə reaksiyasının başlanması üçün lazımi temperatur yaranır və hidrogen yanaraq heliuma çevrilir. Radiasiya və konveksiya proseslərinin hesabına ayrılan enerji ulduzun daha üst qatlarına ötürülür. Daxili təyziq qüvvəsi ilə qravitasiya qüvvəsinin kollapsa səbəb olmasına mane olur. Kütləsi 0.4 Günəş kütləsindən böyük olan ulduzun hidrogen yanıb tükəndikdə radiusu genişlənərək və soyuyaraq qırmızı ifratnəhəngə çevrilir. Massiv kütləli ulduzlarda yanma prosesi ağır elementlərin yaranmasına kimi gedir və sonda dəmir nüvə yaranır. Ulduz təkamülünün sonunda kütləsindən asılı olaraq ağ cırtdana, neytron ulduzuna və ya qara dəliyə çevrilir.

Ulduzların uzaqlığını ölçmək üçün tətbiq olunan metod ilk dəfə 1838-ci ildə Bassel tərəfindən tapılmışdır. Səmadakı araşdırmalar, uzaqlıqların çox böyük olması üzündən qeyri-kafi qalmaqdadır. Dünyaya ən yaxın ulduzun işığının gəlməsi belə 4 il davam etməkdədir. Göy üzündə görünən bəzi ulduzlar hərəkət halındadır.

Ulduz ölçüsü

Astrofizikada işıqlanmanın fiziki analoqu olaraq ulduz ölçüsü adlanan kəmiyyətdən istifadə edilir. Əlbəttə, ulduz ölçüsü termini obyektin həndəsi ölçüsünə aid deyildir. Ulduz ölçüsü ilk astrofotometrik anlayışdır. Belə ki, hələ Hipparx eramızdan əvvəl II yüzillikdə gözlə seçilən ulduzların işıqlanmalarına görə altı ulduz ölçüsünə ayırmışdır. O, qəbul etmişdir ki, ən parlaq (işıqlı) ulduzun ulduz ölçüsü 1, ən zəifinki isə 6-dır.^[4] Parlaqlığın ulduz ölçüsü vasitəsilə qiymətləndirilməsinin fiziki, daha doğrusu fizioloji əsasları yalnız Hipparxdan iki min il sonra XIX yüzillikdə fizioloq Veber və psixoloq Fexner tərəfindən kəşf edilən bir qanuna əsasən öz izahını tapmışdır. Bu qanuna görə hər hansı qiciqlandırıcı təsirin hiss olunmasındakı dəyişiklik həmin qıcıqlandırıcı amilin nisbi dəyişməsi ilə düz mütənasibdir. Bu qanunu ulduz ölçüsü anlayışına tətbiq etsək, Kainat obyektinə qıcıqlandırıcı, qəbulediciyə (gözə, fotoemulsiyaya, fotoelementə və s).^[5]

Ulduzların spektral təsnifatı

Adi gözlə müşahidədən görmək olur ki, ulduzlar rənglərinə görə bir-birindən fərqlənirlər. Ulduzlarin arasında qırmızı, sarı, ağ və mavi ulduzlara təsadüf edirik. Bu ulduzların spektrləri bir-birindən kəskin fərqlənir. Ulduzların spektrlərinin müxtəlifliyi onlarda fiziki şəraitin müxtəlifliyi ilə əlaqədardır. Burada əsas rolu ulduzun effektiv temperaturu oynayır. Birinci növbədə temperaturdan asılı olaraq bəzi kimyəvi elementlərin xətləri spektrdə zəifləyir, bəzilərininki isə güclənir. Ulduzların spektrində bəzi xətlər temperatura o qədər həssasdır ki, bu xətlərə görə ulduzların temperaturunu gözəyarıda qiymətləndirmək olur.

1885-ci ildən etibarən bütün göyü əhatə etməklə müntəzəm olaraq ulduz spektrləri toplanmışdır. 1918–24-cü illərdə ABŞ-nin Harvard universitetində Henri Dreper bu işin nəticələrini 9 cildlik ulduz kataloqunda nəşr etdirdi. Qısa olaraq bu kataloq HD adlanır və bu kataloqa 225 330 ulduzun xarakteristikaları və spektr sinfi verilmişdir. Bu təsnifata görə oxşar spektrə malik ulduzlar eyni sinfə aid edilir və siniflər latın əlifbasının hərfləri ilə aşağıdakı ardıcıllıqla ifadə olunur:

O, A, B, F, G, K, M

Bu ardıcıllıqla ulduzların effektiv temperaturu azalır. Hər bir sinif özü 10 altsinfə ayrılır. O sinfi O4 dən başlayır, O 9.5-də qurtarır. Sonrakı siniflər B0, B1, ……., B9 ardıcıllığı ilə düzülürlər. Burada bölgü elədir ki, məsələn, B9 altsinfinə aid ulduz A0 altsinfinə daha yaxındır və s.

Hazırda Harvard variantı bir qədər dəyişdirilmişdir və indi ardıcıllıq belədir :

                                              O, A, B, F, G (C) , K (S), M

Burada C və S siniflərinə məxsus ulduzlar uyğun olaraq K və M siniflərinə məxsus ulduzlara bənzəyir. C sinfi K sinfindən onunla fərqlənir ki, C sinfinə məxsus ulduzların spektrində karbon molekulu ( C₂) və sian (CN) birləşmələrinin udulma zolaqları vardır. Əgər bu ulduz atmosferinin kimyəvi tərkibindəki fərqlə əlaqədardırsa, onda deyə bilərik ki, C sinfinə məxsus ulduzlarda K sinfinə məxsus ulduzlara nisbətən karbonun miqdarı çoxdur. Odur ki, bu ulduzlara çoxkarbonlu ulduzlar da deyilir. S sinfinə məxsus ulduzlar M sinfinə məxsus ulduzlardan onunla fərqlənir ki, onların spektrlərində titan oksidi (TİO) əvəzinə nadir torpaq elementlərinin oksidləri, birinci növbədə sirkonium oksidin (ZrO) udulma zolaqları vardır.

Spektral təsnifatda əsas meyar udulma xətlərinin və zolaqlarının intensivliyidir. Bu isə hər şeydən əvvəl ulduzun effektiv temperaturundan asılıdır.

Ən soyuq ulduzların spektrləri (M,S) molekulyar zolaqlar və neytral metal atomları xətləri ilə zəngindir. Bu ulduzların kəsilməz spektrində infraqırmızı şüalanma güclüdür.

Temperaturun müəyyən qədər artması ilə molekullar dissosasiya edir və bunun nəticəsində spektrdə molekulyar zolaqlar demək olar ki, itir. Spektr neytral metal atomunun udulma xətləri ilə səciyyələnir (K sinfi). Belə ulduzlarda spektrin qırmızı oblastında kəsilməz şüalanma güclü olur.

Temperaturun sonrakı artımı ionlaşma potensialı kiçik olan metal atomlarının ionlaşmasına səbəb olur. Odur ki, spektr xeyli mürəkkəbləşir – həm neytral, həm də ionlaşmış metal xətləri ilə zəngin olur ( G sinfi). Bu ulduzlarda spektrin vizual hissəsində kəsilməz şüalanma güclüdür.

Temperatur daha böyük olanda spektrdə ionlaşmış metal atomlarının intensivliyi daha da böyükdür (F sinfi). Belə ulduzların kəsilməz spektrin uzun dalğalar tərəfdən fotoqrafik oblastında şüalanma güclü olur.

G və hətta F sinfi üçün o qədər də səciyyəvi olmayan hidrogenin Balmer seriyasının xətləri, temperaturu F sinfindəkindən müəyyən qədər böyük olan ulduzların spektrində ən intensiv xətlər olur (A sinfi). Bu ulduzlarda spektrin qısa dalğa tərəfdən fotoqrafik oblastda kəsilməz şüalanma kəskin artır.

Temperaturun artması ilə spektrin görünən oblastında neytral heliumun intensiv xətləri yaranır və spektri bu xətlər səciyyələndirir (B sinfi). Belə ulduzların spektri üçün spektrin mavi oblastında kəsilməz şüalanma çox xarakterikdir.

Nəhayət daha isti ulduzlarda helium xeyli miqdarda ionlaşır və nəticədə görünən oblastda ionlaşmış heliumun intensiv xətləri spektri səciyyələndərən əsas xətlər olur (O sinfi). Bu ulduzların spektrində ultrabənövşəyi oblastda kəsilməz şüalanma çox xarakterikdir.

O sinfinin ulduzları mavi rəngdədir ( Kərtənkələ bürcünün 10-cu ulduzu); B sinfinin ulduzları açıq mavi rəngdə görünürlər ( Qız bürcünün α-sı Sünbül); A sinfinin ulduzları ağ rəngdə görünür ( Liranın α-sı Veqa, Böyük Köpəyin α-sı Sirius); F sinfinin ulduzları açıq sarı rəngdədir ( Kiçik Köpəyin α-sı Prosion); G sinfinin ulduzları sarııdr ( Günəş); K sinfinin ulduzları qırmızımtıl ( narıncı) rəngdədirlər ( Arabaçının α-sı Arktur. Buğanın α-sı Əldebaran); M sinfinin ulduzları qırmızıdır ( Orionun α-sı Bətəlgeyze).^[6]

Normal ulduzlar

Dəyişən ulduzlar

Elə ulduzlar vardır ki, onların parlaqlığı zamandan asılı olaraq dəyişir. Bu ulduzlara dəyişən ulduzlar deyilir. Dəyişən ulduzlar iki əsas sinfə bölünürlər.

1) Optik dəyişənlər

2) Fiziki dəyişənlər

Optik dəyişənlərin parlaqlığının dəyişməsinin səbəbi tutulmalardır. Fiziki dəyişən ulduzların parlaqlıqlarının və başqa parametrlərinin dəyişməsi isə onların daxilində gedən fiziki proseslərlə əlaqədardır. Dəyişən ulduz dedikdə fiziki dəyişən ulduzlar nəzərdə tutulur. Bu dəyişən ulduzlar iki əsas qrupa bölünürlər :

1. Döyünən dəyişənlər. Bu ulduzların parlaqlığının dəyişməsi və effektiv temperaturlarının müəyyən amplitud və periodla dəyişməsi ilə əlaqədardır.

2. Eruptiv-partlayış xarakterli dəyişən ulduzlar. Bu ulduzların parlaqlığının dəyişməsi partlayış xarakterli enerji ayrılması ilə əlaqədardır. Fiziki dəyişən ulduzların bu iki növündən fərqli dəyişən ulduzlar da vardır.

Hər bir ulduz bürcündə birinci 334 dəyişən ulduz latın əlifbasının bir və ya iki hərfi ilə işarə olunur və bürcün adından əvvəl yazılır. Məsələn UV Balina- Balina bürcünün UV dəyişən ulduzu kimi oxunur. RR Lira – Lira bürcünün RR ulduzu kimi oxunur. Dəyişən ulduzların sayı 334-dən çox olarsa ulduz, məxsus olduğu bürcün adı və bu adın qarşısında yazılan latınca dəyişən sözünün baş hərfi olan V hərfi ilə işarə olunur :

V335 Qu-Qu bürcünün 335-ci dəyişən ulduzudur.

Əvvəllər yunan hərfi ilə işarə olunmuş ulduzun sonralar dəyişən olduğu aşkar edilərsə, əvvvəlki adı saxlanılır. Məsələn Sefeyin δ ulduzunun döyünən dəyişən olduğu tapılandan sonra da bu ulduz əvvəlki adını saxlamaqla bu tip ulduzlara Sefeyin δ-sı tipli ulduzlar və yaxud sefeidlər adı verilmişdir, yaxud Lira tipli dəyişənlərə liridlər deyilir.

Bə'zi dəyişənlər məxsus olduqları prototip ulduzun adı ilə adlanırlar. Məsələn, w Qız, T Buğa tipli dəyişənlər və s.^[6]

Ulduzların enerjiləri

Ulduzlar arasında bir çox fərqlər vardır, bunlar müxtəlif xüsusiyyətlərdən qaynaqlanırlar. Lakin ulduzların hamısında təməl enerji qaynağı eynidir. Bu təməl enerji qaynağı, yüngül atomlardan, ağır atomlar meydana gəlməsidir.

Günəş və ulduzların enerjilərini haradan aldıqları elm adamları üçün davamlı bir sual olmuşdur. Enerjilərini maddələrin kimyəvi yanmasından aldıqları qarşıya qoyulmuş, bu bir nəticə gətirməyincə radioaktiv atomların bu enerjini meydana gətirdiyi qarşıya qoyulmuşdur. Sonradan bunun da doğru olmadığı aydın olmuş və 1920-ci illərdə bu enerjiyə, nüvə reaksiyalarının meydana gətirdiyi maddənin dəyişməsinin səbəb olduğu aydın olmuşdur.

Orta böyüklükdə bir ulduz olan Günəşin səth istiliyi 6000 °C olmaqla birlikdə istilik mərkəzə getdikcə artmaqda və mərkəzdə 14–15.000.000 dərəcəni tapmaqdadır. Günəşin içərisində təməl enerji istehsal edən reaksiyaların var olduğu bir gərçəkdir. Bu reaksiyalar hidrogen nüvəsi yaxud pratonlar arasındakı vuruşmalardan meydana gələn Helyum nüvəsidir. Günəşdə və Günəşə yaxın ağırlıqları olan ulduzlarda "Praton-praton bir-birini təsir etmə" reaksiyası vardır.

Bu reaksiyadan başqa ağır ulduzlarda aktiv olan başqa bir reaksiya daha vardır. Temperatur 20.000.000 dərəcəni tapan bu ulduzlarda "karbon dövrəsi" adı verilən reaksiya aktiv haldadır. Bu dövrədə karbon atomunun keçən pratonlarla hərəkət etdiyi altı pillə vardır. Əməliyyatın, yəni reaksiyasını sonunda dörd praton istifadə bir helium nüvəsi meydana gətirmişdir. Bunun ağırlığı "Proton-birini təsir etmə" reaksiyonunda olduğu kimi, orijinal nüvə ağırlığının 0.810'u qədər bir azalma göstərir. Bu azalan fərq enerji olaraq ətrafa yayılır. Karbon dövrəsinin Günəşdə də az miqdarda olduğuna dair çox qüvvətli olmayan dəlillər vardır.

Ulduzların Ömrü

Əslində bir ulduzun yaşaması və ölümü kütləsinə bağlıdır. Ağır çəkili bir ulduz (təxminən 20 Günəş kütləsi) nüvə yanacağını sürətli istifadə və hidrojenini tez istehlak edər. Yüngül çəkili bir ulduz isə, başlanğıcda çox az bir yanacağa sahib olmasına baxmayaraq, bunu az-az istifadə edir və daha uzun bir müddət yaşayır. Bir ulduzun ömrü bizim asanca dəyərləndirə bilməyəcəyimiz qədər uzundur. Buna görə Günəşi bir müqayisə ünsürü olaraq istifadə edə bilərik. Günəş təxminən olaraq 10 milyard il yaşayacaq.

Ən ağır bir ulduz bu müddətin mində biri qədər bir müddətdə ömrünü davam etdirəcək çox yüngül kütləli ulduzlar isə bu müddətdən 100 qat daha uzun bir müddət yaşayacaqlar. Ağır ulduzların ömrü bu mərhələlərdən keçir: Milyardlarla il parlayaraq mərkəzindəki hidrogeni tamamilə istehlak edən ulduz sıx bir helium qoru ilə qırmızı nəhəng halına gəlmək üçün genişləyər. Sonunda bu genişləmə ulduzun bir neçə saniyə içində hamısı ilə çökməsinə və çökən kordan yayılan bir enerji dalğası ilə bir komet olaraq partlamasına gətirib çıxarar.

Ulduzun xarici bölgələri tamamilə yox olduqdan sonra ancaq çox isti kiçik qoru görə bilərik. Bu yalnız günəş diametrinin yüzdə biridir. Yəni dünya çox çox böyük deyil və yüksək istilikdən dolayı ulduz ağ bir rəng almışdır. Buna görə bu cisimlərə "ağ cırtdan" adı verilmişdir. Ağ cırtdanlar çox kiçik olduqlarından səmada olduqca sönük görünərlər. Bu bir mənada yüngül ulduzun ömrünün sonu, yəni ölümü deməkdir.

Əmələgəlmə prosesi

Ulduzların əmələgəlmə məsələsində iki baxış müvcuddur. Bu baxışların hər biri müəyyən müşahidə faktlarına və nəzəri hesablamalara əsaslanır. Hər iki nəzəriyyə təqdirə layiqdir, güclü və dəqiq işlənmişdir.

Birinci nəzəriyyə bu təklifə əsaslanır ki, ulduzlar hal-hazırda Qalaktikada müşahidə edilən diffuz qaz qaz maddəsindən əmələ gəlmişdir. Belə güman edilir ki, qaz maddəsinin sıxlığı və kütləsi müəyyən qiymətdən böyükdürsə, onda həmin hissə öz məxsusi cəzbetməsi nəticəsində sıxılaraq əvvəlcə soyuq şəklinə düşür. Sıxılmanın davam etməsi nəticəsində qaz şarının mərkəzi hissələrində temperatur artmağa başlayır. Qaz şarının cazibə sahəsində olan hissəciklərin potensial enerjisi mərkəzə yaxınlaşdıqca azalır. Sıxılma prosesi o hala gətirir ki, ulduzların mərkəzi hissələri yüksək temperatura qədər qızır. Mərkəzi hissələrdə temperatur bir neçə milyon dərəcəyə çatdıqda, çoxlu miqdarda enerjinin ayrılması ilə müşahidə edilən istilik nüvə reaksiyaları başlayır.

Spektral analizlərin nəticələri

Ulduzların xarici qatları spektral üsullarla bilavasitə müşahidə edilir. Ulduzların spektrləri kəsilməz şüalanma fonunda, əsasən, udulma xətlərindən ibarətdir. Bəzi ulduzların spektrində şüalanma xətləri var. Kəsilməz şüalanmanın yarandığı qat fotosfer, udulma xətlərinin yarandığı üst qat isə atmosfer adlanır. Əksər ulduzlarda fotosferin qalınlığı 300 km tərtibində olur. Ulduzların fotosferində sıxlıq və temperatur kəsilməz spektrdə enerjinin paylanması və spektral xətlərin intensivliyinə əsasən öyrənilir (ulduzların spektral təsnifi).

Parametrləri

Ulduzların parametrləri (kütlə, radius və işıqlıq) adətən Günəş vahidlərində verilir.

Ulduzların parlaqlıq vahidi ulduz ölçüsüdür. Ulduzların həqiqi parlaqlığı onların bir sıra fiziki xarakteristikalarından asılıdır.

Ulduzların ölçüləri

İfratnəhənglərin radiusu Günəşinkindən 100 dəfələrlə böyükdür. neytron ulduzların radiusu isə bir neçə kilometrdir.

Ulduzlar arasında işıqlığı Günəşinkindən yüz min dəfə çox və o qədər dəfə az olanı var.

Kütlə artıqca ulduz daxilində temperatur artır. Volf-Raye tipli ulduzların temperaturu çox yüksəkdir, bəzən 100 000 K. Kütlə çox böyük olduqda qaz və şüalanma təzyiqi cazibə qüvvəsinə üstün gəlir və ulduz dayanıqsız olur. Çox kiçik olduqda daxili temperatur aşağı olur və ulduz işıq saçmır, planet kimi soyuq cismə çevrilir. Yalnız qoşa ulduzların kütləsi bilavasitə təyin edilir.

Dəyişən ulduzların parlaqlığı müəyyən dövr ilə (bir neçə saatdan bir ilədək) artıb azalır. Bunların bəziləri soyuq nəhənglərdir.

Qeyri-stasionar ulduzların parlaqlığı vaxtaşırı kəskin artır, qısa müddətdə böyük miqdarda enerji ayrılır. Yeni və ifrat yeni ulduzlarda bu hadisə xüsusilə güclüdür. T Buğa və UV Balina tipli qeyri-stasionar ulduzlar soyuq cırtdan ulduzlardır. Əksər ulduzların maqnit sahəsi zəifdir. Maqnit ulduzlar adlanan dəyişən ulduzlarda sahənin intensivliyi 10 minlərlə qauss, bəzi elementlərin miqdarı adi ulduzlardakına nisbətən bir neçə dəfə çox və ya az olur.

Ulduzaqədər məsafənin təyini

1835–39 illərdə yaxın ulduzlara qədər məsafə təyin edildi.

Ulduzlara qədərki məsafə (parseklə) parallaksın tərs qiymətinə (bucaq saniyələri ilə) bərabərdir. Lakin 0,01 saniyədən kiçik bucaqları ölçmək mümkün olmadığından bu üsul 50 parsekədək məsafə üçün doğrudur. Əksər ulduzlar çox uzaqdır.

Ulduzların həqiqi parlaqlığı onların bir sıra fiziki xarakteristikalarından asılıdır. Bu parlaqlıqları tutuşdurmaqla ulduzlara qədərki məsafə tapılır (buna spektral parallaks üsulu deyilir).

Məsafənin təyini üçün digər üsullar da var.

Ulduz topaları

Ulduzlar tək-tək, qoşa, misilli və ulduz topaları şəklində müşahidə edilir. Bunlandan bəzilərini, yaxşı müşahidə şəraitində, adi gözlə də görmək mümkündür.

Ulduz topaları aşağıdakı formalarda ola bilər:

Kürəvi ulduz topaları

Kürəvi ulduz topalarında ulduzlar xəyali kürə şəklində yerləşir. Kürənin mərkəzinə doğru ulduzların sayı artır.

Dağınıq ulduz topaları

Dağınıq və ya açıq ulduz topalarında ulduzlar xaotik yerləşir. Heç-bir adıcıllıq və ya forma əsas götürülə bilmir. (bəzən müəyyən fiqurlara bənzədilə bilir)

Kürəvi topalarda ulduzların sayı, dağınıq topalardakılara nisbətən yüz dəfə çox olur.

Pulsarlar

Güclü radio, bəzən optik və rentgen şüalanma verən ulduzlar pulsarlar adlanır.

Bir pulsar bir elektromaqnetik radiasiya şüası yayan , dönən bir neytron ulduzu və ya ağ cırtdandır..Neytron ulduzları çox sıxdır və qısa, nizamlı dönmə periyotlarına malikdir. Bu, tək bir pulsar üçün milisaniyəden saniyəyə qədər dəyişən zərbələr arasında çox həssas bir sıra yaradır. Pulsarların, müşahidə zamanı ultra-yüksək enerji kosmik şüalarının adalardan biri olduğuna inanılır .

Pulsarların kəskin periodları onları çox faydalı istifadə halına gətirər. Cazibə radiasiyanın varlığını təsdiq etmək üçün, bir ikili neytron ulduz sistemindəki pulsar müşahidələri istifadə edilmişdir. İlk ekstrasol planetlər bir pulsar ətrafında kəşf edildi, PSR B1257 + 12. Bəzi pulsar növləri, atom saatlarını zaman tutmasında qəti olaraq rəqibdirlər.

İlk pulsar 28 noyabr 1967-ci ildə Jocelyn Bell Burnell və Antony Hewish tərəfindən müşahidə edilib. Səmadakı eyni yerdən qaynaqlanan və sadə bir zamana sahib olan 1.33 saniyəylə ayrılmış paxlalar görüldü. Zərbələr üçün şərhlər axtararkən, zərbələrin qısa periodu, ulduzlar kimi astrofizik radiasiya mənbələrini ləğv etdi və nəbzləri sadereal zaman təqib etdiyindən, insan tərəfindən edilən radio tezliyi müdaxiləsi ola bilməzdi. Başqa bir teleskop ilə müşahidələr emissiyası doğruladığında, hər cür alət efektini ortadan qaldırdı. Bu nöqtədə Bell Burnell, "başqa bir mədəniyyətdən siqnal aldığımıza həqiqətən inandığımızı düşünmədik lakin açıqcası fikir ağılımıza girdi və özünün tamamilə təbii bir radio emissiyası olduğuna dair bir sübutumuz olmadığını ifadə etdi. Səmanın fərqli bir hissəsində ikinci bir titrəşmə qaynağı olana qədər "LGM hipotezi" tamamilə tərk edildi. Pulsarları daha sonra CP 1919 olaraq adlandırıldı və bu anda PSR 1919 + 21, PSR B1919 + 21 və PSR J1921 + 2153 kimi bir dizi dizayner tərəfindən bilinir. CP 1919 radio dalğa boylarında yayımlanmasına baxmayaraq, daha sonra pulsarların görünən işıq, X-şüaları və / və ya qamma şüası dalğa boylarında yayılan göstərdiyi təsbit edilmişdir.

1974-cü ildə Cozef Hooton Taylor, Jr. və Russell HULS, ilk dəfə ikili bir sistemdə bir pulsar kəşf etdi: PSR B1913 + 16. Bu titrəşimi, yalnız səkkiz saatlıq bir orbit müddətlə başqa bir neytron ulduzu ətrafında dönür. Eynşteynin ümumi nisbilik nəzəriyyəsi, bu sistemin, cazibə radiasiyasının yayması və orbitin orbit enerjisini itirdiyi üçün davamlı olaraq müqavilə etməsinə səbəb olacağını nəzərdə tutur. Pulsar'ın müşahidələri, cazibə dalğalarının varlığının ilk dəlili olan bu qiymətləndirmənin qısa müddətdə təsdiqləndi. 2010-ci ilin etibarilə, bu titrəşmə müşahidələri ümumi görelilikle eyni fikirdədir. [16] 1993-cü ildə, Nobel Fizika Mükafatı, bu titrəmənin kəşfi üçün Taylor və Hulse'e verildi.

1992-ci ildə Aleksandr Wolszczan PSR B1257 + 12'nin ətrafındakı ilk extrasolar planetləri kəşf etdi. Bu tapıntı, hər hansı bir canlının pulsar yaxınlığında sıx radiasiya mühitində həyatda qalması çox ola biləcək olmadığı halda, Günəş Sistemi xaricindəki planetlərin məşhurluğu mövzusunda əhəmiyyətli dəlillər təqdim etdi.

2016-ci ildə AR Scorpii, kompakt obyektin bir neytron ulduzu yerinə ağ cırtdan olduğu ilk pulsar olaraq təyin olundu. [19] ətaləti momenti bir neytron ulduza görə çox daha yüksək olduğu üçün, bu sistemdəki ağ cırtdan hər 1.95 dəqiqədə bir, neytron ulduzu pulsalarından çox daha yavaş dönər. Sistem ultrabənövşəyi radio dalğaboylarına güclü maqnit sərgiləyir, güclü maqnitləşmiş ağ cırtdanın spinlənməsi ilə gücləndirilir.

Bürclər

Ulduzlar bürclərdə qruplaşır. Bürclərin çoxuna adları qədim yunanlar vermişdir. Ulduzlar arasında daha asan istiqamətlənmək və onları ayırmaq üçün səma qədim dövrdə 88 bürcə ayrılmışdır. Onlara qəhrəmanların (Herakl, Persey) , heyvanların (Qoç , Şir , Zürafə, Ayı) və məişət əşyalarının (Tərəzi, Dolça) adları verilmişdir. Bürclərdə ən parlaq ulduzlara yunan hərfləri ilə işarə adı da əlavə olunur.

Parallaks

Əsas məqalə: Parallaks

Yerin Günəş ətrafına hərəkəti nəticəsində ulduzlar göy sferasında il ərzində yerini dəyişir (buna illik parallaks deyilir).

Qədim adları məlum olan ulduzlar

Antares, Deneb, Əlqul, Əltair, Kapella, Kastor, Mitsar, Polluks, Requl, Rigel, Sadalmalik, Spika, Veqa

Sirius ulduzu

Alimlər ən parlaq ulduz olan Sirius ulduzunun bir cüt ulduz olduğunu kəşf etdilər. Bu səbəbdən Sirius ulduzu Sirius A və Sirius B olaraq ifadə edilən iki ulduzdan ibarət ulduz toplusudur.

Sirius ulduz toplusu bir-birlərinə doğru sanki yay şəklində ox çəkər və hər 49,9 ildən bir yaxınlaşarlar. Bu elmi məlumat hal-hazırdada Harvard, Ottawa və Leicester Universitetlərinin astronomiya bölmələrinin qəbul etdikləri elmi gerçəkdir.

Ən parlaq ulduz olan Sirius əslində bir cüt ulduzdur. Dönmə periodu 49.9 ildir. Burada, diqqət yetirilməsi lazım olan nöqtə, iki ulduzun bir-birləri ətrafında fırlanarkən yay şəklində iki ədəd orbit çəkdikləridir.

Rentgen ulduzları

İlk dəfə Günəşin timsalında ulduzların rentgen şüalanması mənbəyi ola bilməsi fikri yaranmişdir. Əlbəttə ən yaxın ulduz belə Günəşinki qədər rentgen oblastda şüalandırsa onu müşahidə etmək olmaz. Başqa sözlə ulduzun rentgen şüalanmasını müşahidə etmək üçün o, güclü rentgen şüalanma mənbəyinə malik olmalıdır. İlk belə mənbə 1962-ci ildə Əqrəb bürcündə tapıldı. Bundan sonra çoxlu yeni rentgen şüalanma mənbələri aşkar edilmişdir. Rentgen mənbə, mənsub olduğu bürcün adı ilə, bu addan sonra yazılmaqla rentgen şüalanması simvolu olan X hərfi ilə ( X-Raxs-naməlum şüalanma sözündəndir) və nəhayət mənbəyin həmin bürcdə tapılma ardıcılığına uyğun rəqəmlə işarə olunur. Beləliklə ilk rentgen şüalanma mənbəyi "Əqrəb X-1" oldu. 1962-ci ildən xüsusi süni peyklər vasitəsilə bizim Qalaktikada 100-dən artıq rentgen şüalanma mənbəyi-rentgen ulduzu tapılmışdır.^[7]

Ulduzlar və s

Ulduz

Bir ulduz, qazın öz çəkisi ilə sferik bir forma toplandığı və nüvə birləşməsi reaksiyası ilə enerjini sərbəst buraxdığı bir göy cisimidir. Böyüdücü sinifə görə, Əsas Seriya Ulduzu, Quasi Nəhəng Ulduz, Nəhəng Ulduz, Parlaq Nəhəng Ulduz, Super Nəhəng Ulduz kimi təsnif edilir və hər sinif mavi O tiplidir Qırmızı M tipli OBAFGKM sırasında təsnif edilir.

Kompakt ulduz

Ağ kometa
- Qara cırtdan — Ağ cırtdanların qara cırtdan olması ehtimal olunur
Neytron ulduzu
- Pulsar
Qara dəlik

Digər

Dəyişən ulduz kimi təsnifat

İstinadlar

↑ Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). "Sequential formation of subgroups in OB associations". Astrophysical Journal, Part 1. 214: 725–741. Bibcode:1977ApJ…214..725E. doi:10.1086/155302.
↑ Getman, K. V.; et al. (2012). "The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 2917–2943. arXiv:1208.1471 . Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. doi:10.1111/j.1365–2966.2012.21879.x.
↑ Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series. 33. Cambridge University Press. pp. 103–104. ISBN 0-521-62313-8.
↑ https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html
↑ R.Ə.Hüseynov Ümumi astrofizika Bakı, "Bakı Universiteti" nəşriyyatı, 2010
↑ ¹ ² R.Ə.Hüseynov, Astronomiya, Bakı 1997.
↑ R.Ə.Hüseynov, Astronomiya, "Maarif" nəşriyyatı, Bakı, 1997

[1] Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). "Sequential formation of subgroups in OB associations". Astrophysical Journal, Part 1. 214: 725–741. Bibcode:1977ApJ…214..725E. doi:10.1086/155302.

[2] Getman, K. V.; et al. (2012). "The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 2917–2943. arXiv:1208.1471 . Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. doi:10.1111/j.1365–2966.2012.21879.x.

[3] Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series. 33. Cambridge University Press. pp. 103–104. ISBN 0-521-62313-8.

[4] ttps://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html

[5] R.Ə.Hüseynov Ümumi astrofizika Bakı, "Bakı Universiteti" nəşriyyatı, 2010

[:0-6] ¹ ² R.Ə.Hüseynov, Astronomiya, Bakı 1997.

[7] R.Ə.Hüseynov, Astronomiya, "Maarif" nəşriyyatı, Bakı, 1997

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]