Qırmızı nəhənglər: Redaktələr arasındakı fərq
Yeni səhifə: thumb|273x273px|Solar-type Red Giant structure it Qırmızı nəhəng, aşağı və ya aralıq kütlənin (təxminən 0,3-8 günə... |
(Fərq yoxdur)
|
07:38, 26 oktyabr 2018 tarixindəki versiya
Qırmızı nəhəng, aşağı və ya aralıq kütlənin (təxminən 0,3-8 günəş kütləsi (MY)) ulduzlu təkamülün son mərhələsində parlaq nəhəng bir ulduzdur. Xarici atmosfer şişirdilmiş və yarımçıqdır, radiusun böyük olması və səth temperaturu 5000 K (4,700 ° C, 8,500 ° F) və ya daha aşağı olmasıdır. Qırmızı nəhəngin görünüşü sarı və narıncıdan qırmızı, spektral növləri K və M, həmçinin sinif S ulduzları və ən çox karbon ulduzları daxildir.
Ən çox yayılmış qırmızı nəhənglər hətta hidrogenin inert helyumun ətrafını əhatə edən bir qabıqda helyuma çevirən qırmızı-nəhəng filialın (RGB) ulduzlarıdır. Digər qırmızı nəhənglər üfüqi filialın sərin yarısında qırmızı-yığın ulduzlarıdır, üçlü alfa prosesi vasitəsilə heliumun karbonlarda karbona salınması; və asimptotik-nəhəng-filial (AGB) ulduzları bir dejenere karbon-oksigen hüceyrəsi xaricində bir helyum yanan qövsü və bunun xaricində bir hidrogen yanan qabıqdır.
Xususiyyətləri.
Qırmızı nəhənglər, öz nüvələrində hidrogen təzyiqini tükənmiş və nüvəni əhatə edən bir qabda hidrogen termonükler füzyonuna başlamış ulduzlardır. Günəşdən yüzlərlə dəfə daha böyük radiusları var. Bununla belə, onların xarici örtüyü temperaturda aşağı olur, onlara qırmızı-narıncı bir rəng verir. Zərərlərinin aşağı enerji sıxlığına baxmayaraq, qırmızı nəhənglər böyük ölçüsü ilə Günəşdən çox dəfə daha parlaqdırlar. Qırmızı nəhəng şöbənin ulduzları Günəş (L☉), K və M spektral növləri 3,000-4,000 K səth temperatur və günəşin təxminən 200 dəfədir (R ☉). Horizontal şöbədə Uldızlar 75 litr ətrafında yalnız kiçik bir luminosities ilə istidir. Asimptotik-nəhəng-filial ulduzları qırmızı nəhəng şöbənin parlaq ulduzları kimi eyni parlaqlıqlardan, istilik itələmə fazının sonunda bir neçə dəfə daha parlaqdır.
Asimptotik-nəhəng filial ulduzları arasındakı C-N və mərhum C-R tipli karbon ulduzları yer alır, karbon və digər elementlər səthə süzülür. İlk kəşfiyyat, qırmızı nəhəng şöbədə hidrogen qabığının yanması zamanı baş verir, lakin səthdə böyük bir karbonlu bolluq meydana gəlməz. İkincisi, bəzən üçüncüsü, asimptotik-nəhəng filialda helyum qabığının yanması zamanı baş verir və karbonu kifayət qədər kütləvi ulduzlarda səthə aparır.
Təkamül.
Qırmızı nəhənglər əsas ardıcıl ulduzlardan təxminən 0,3 M-dən 8 M-ə qədər olan kütlələr ilə inkişaf edirlər. [1] Bir ulduz əvvəlcə interstellar mühitində çökən bir molekulyar buluddan meydana gəldiyində, əsasən hidrogen və heliumu ehtiva edir, "metal" lardan ibarətdir (yüngül strukturda, bu sadəcə hidrogen və ya helyum olmayan hər hansı elementə aiddir, yəni atomun sayı 2). Bu elementlər bütün ulduz boyunca vahid şəkildə qarışdırılır. Onun əsas ardıcıllığı boyunca ulduz yavaş-yavaş özündə hidrogenin heliuma çevrilməsini təmin edir; onun əsas ardıcıllığı nüvə içərisində təxminən bütün hidrogen birləşdikdə bitir. Günəş üçün əsas ardıcıllıq ömrü təxminən 10 milyard ildir. Daha çox kütləvi ulduzlar nisbətən daha sürətli yandırırlar və daha az kütləli ulduzlardan daha qısa bir ömrü var. [2]
Nüvə reaktoru öz içərisində hidrogen yanacağı tükənəndə, nüvə reaksiyaları artıq davam edə bilməz və beləliklə, özü öz çəkisi səbəbiylə müqavilə bağlamağa başlayır. Bu, əlavə hidrogenləri temperatur və təzyiqin birbaşa ətrafındakı bir qabıqda bərpasına səbəb olmaq üçün kifayətdir. Sonra ulduzun xarici təbəqələri çox genişlənir və ulduzun həyatının qırmızı-nəhəng mərhələsinə başlayır. Ulduzun genişləndiyi kimi, ulduzun yanan qabığında çıxarılan enerji daha çox bir səth sahəsi üzərində yayılır və nəticədə aşağı səth temperaturu və ulduzun görünən işığında qırmızıya doğru dəyişiklik olur - bu səbəbdən qırmızı nəhəng olur. Hal-hazırda, ulduzun Hertzsprung-Russell (H-R) diaqramının qırmızı-nəhəng dalından yuxarı qalxdığı deyilir. [2]
Qırmızı nəhəng şəffaf boyunca hərəkət edən ulduzun təkamül yolu, nəhayət, nüvənin tam dağılması ilə başa çatır, ulduz kütləsinə bağlıdır. Günəş və təxminən 2 Mq-dən az ulduzlar üçün əsas elektron degenerasiya təzyiqinin daha da çökməsinə maneə törədə biləcək qədər sıx olacaqdır. Əsas nüvəli olduqdan sonra, üçqat alfa prosesi vasitəsilə helyumun karbona salınması üçün kifayət qədər isti olan təxminən 108 K temperatura çatana qədər isitmə davam edəcək. Degenerator əsas bu temperatura çatdıqdan sonra, bütün əsas helyum füzyonu demək olar ki, eyni zamanda helium flaşında başlayacaq. Daha çox kütləvi ulduzlarda, çökən nüvənin parçalanması üçün kifayət qədər sıx olduğu üçün 108 K-ə çatacaq, beləliklə, helyum füzyonu daha hamar bir şəkildə başlayacaq və helium flaşı meydana gəlməz. [2] Bir ulduz həyatının əsas helyum füzyon mərhələsinə metal zəif ulduzlarda horizontal filial deyilir, çünki bu ulduzlar bir çox ulduz kümesinin H-R diaqramında təxminən üfüqi bir xətt üzərində yerləşir. Metal zəngin helyum füzyonlu ulduzlar, H-R diaqramında sözdə qırmızı çöküntü üzərində dayanırlar. [3]
- ↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420.
- ↑ 1 2 3 Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. pp. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
- ↑ Alves, David R.; Sarajedini, Ata (1999). "The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump". The Astrophysical Journal. 511: 225.