Maqnit ulduzlar: Redaktələr arasındakı fərq
Silinən məzmun Əlavə edilmiş məzmun
Redaktənin izahı yoxdur Teqlər: Mobil redaktə Mobil veb redaktə |
Redaktənin izahı yoxdur Teqlər: Vizual redaktor Mobil redaktə Mobil veb redaktə |
||
Sətir 5:
'''TƏSVİR'''
Maqnetarların diametri adi neytron ulduzlarında olduğu kimi 10-20 km-dir.Lakin bir maqnetarın kütləsi Günəşin kütləsindən ortalama 2 dəfə çoxdur.Bir qaşıq maqnetar maddəsinin çəkisi Yer kürəsində 1000 milyard tona bərabər olar.Bir maqnetarın maqnit sahəsinin gücü Günəşin maqnit sahəsindən 1000 trilyon dəfə güclüdür.Süd Yolu qalaktikasının mövcud olduğu müddət ərzində ortalama 30 milyon maqnetarın formalaşdığı güman olunur.Formalaşdıqdan 10.000 il sonra maqnetarların maqnit sahələri yox olur və onların aktivliyi və [[Rentgen şüaları|rentgen şüalanması]] dayanır.
İlk baxışda maqnit ulduzları eyni növ adi normal ulduzlardan fərqlənməyən ulduzlardır. Hələ təxminən 100 il bundan əvvəl ulduzların spektrlərinə görə onların məşhur Henri Dreper kataloqunu tərtib edərkən məşhur Amerika alimi [[Antoniya Maury]] (1866-1952) qeyri-adi (pekulyar) bir ulduz spektrinə rast gəldi. Bu ulduz o vaxtlarda məlum olan [[Tazılar (bürc)|Tazılar bürcü]]<nowiki/>nün ən parlaq ulduzu “α<sup>2</sup> Canium Vinoticorum” (α<sup>2</sup> CVn) ulduzu idi. Bu ulduza bəzən də “XII Karlın Ürəyi” deyilirdi. Onun spektrində qeyri-adi anomal (pekulyar) güclü spektral xətlər müşahidə olunur. Həmin vaxtlarda bu ulduza bənzər bir çox ulduzların da olması müşahidə olundu. Bunların əksəriyyəti temperaturu təxminən 10000 dərəcə olan A spektral sinfə mənsub olan ulduzlardan ibarət idi. O dövrlərdə bu cür ulduzları başqalarından fərqləndirmək üçün, A-qəribə və yaxud A-pekulyar (Ap) ulduzları adı verildi. Bəzən də bunlara Tazılar bürcünün ən parlaq ulduzu α<sup>2</sup> CVn tipli ulduzlar da deyilirdi.<ref name=":0">Gutnik P., Prager R.// 1917, Astron. Nachr., v.205,p.97-99.</ref>
| |||