Astronomiya

Qırmızı cırtdan ulduzların spektral bir L növü ola bilərmi?

Qırmızı cırtdan ulduzların spektral bir L növü ola bilərmi?

Bizdə "normal" əsas ardıcıllıq ulduzları, OBAFGKM var. K və M-nin altında L, T və Y qəhvəyi cırtdanlar var. M və L kənarındakı əraziyə yaxınlaşdıqda M9, ​​M9.5, L0 və L1 spektral tiplərimiz var. Beləliklə, merak edirəm, spektral bir L növünə sahib olan qırmızı cırtdan varmı?


Bəli. Ulduzlar (hidrogen birləşməsi ilə dəstəklənən obyektlər) spektral tip L2 qədər sərin ola bilər.

Qəhvəyi cırtdanlar gənc ikən M4 / 5 qədər isti ola bilər.

yəni aydın bir spektral tip Vs kütlə əlaqəsi yoxdur. Bu da yaşdan asılıdır.


L sinif ulduzu

A L sinif ulduzu erkən qəhvəyi cırtdanlar və ultracool aşağı kütləli ulduzları əhatə edən bir ulduz sinifidir. Ümumilikdə Yupiterdən 65-90 dəfə çoxdur və istilikləri ümumiyyətlə 1,300 - 2,400 K & # 911 & # 93-dir. Daha kütləvi L sinfi ulduzları hidrogeni birləşdirə bilən ən kiçik ulduzların hüdudlarında, daha az kütləsi isə bunun əvəzinə deuterium və litiumu birləşdirir & # 912 & # 93. İnfraqırmızıda spektrinin zirvəsi ilə zərif narıncıdan narıncı-qırmızıya kimi görünürlər.

L sinfi ulduzları, həyatlarına tez-tez 3.000 K-dan çox olan bir M sinfi spektrindəki tullantılarla başlayır, lakin zaman keçdikcə sərinləşir və qaralırlar.

L sinfi ulduzları 0,007 ilə 0,04 AU arasında və ya 1,050,000 ilə 6,700,000 km arasında məskunlaşa bilən bir zonaya sahibdir ki, bu da Merkurinin Günəşə orbitindən 10 - 54 dəfə yaxındır. Bu yaxın məsafə planetin ulduza yığcam şəkildə kilidlənməsinə səbəb olardı. Bu, aşağı temperaturla birlikdə L sinfi ulduzlarını ömür boyu son dərəcə kasıb namizədlərə buraxır.

Çox L sinfi ulduzları ya çox kütləvi qəhvəyi cırtdanlar və ya daha az kütləvi əsas ardıcıllıq ulduzları olmasına baxmayaraq, atipik dərəcədə sərin supergiant ulduzların L sinif ulduzlarına nümunə ola bilməsi mümkündür. & # 913 & # 93 V838 Monocerotis, L tipli bir supergian namizədinin bilinən bir nümunəsidir. Bu cür supergians, ehtimal ki, tipik bir ulduz təkamülündən meydana gələ bilməz və ulduzların toqquşması nəticəsində yaranmalıdır.


Yeni bir super-Earth qırmızı cırtdan bir ulduzun ətrafında döndüyünü təsbit etdi

Qırmızı cırtdan ulduz GJ-740-ın orbitindəki super-Yerin bədii təəssüratı. Kredit: Gabriel Pérez Díaz, SMM (IAC).

Son illərdə qırmızı cırtdan ulduzların ətrafındakı orbitdə ekzoplanetlər tapmaq üçün hərtərəfli bir tədqiqat aparılmışdır. Bu ulduzların təsirli səth temperaturu 2400 ilə 3700 K arasında (Günəşdən 2000 dərəcə daha soyuqdur), kütlələr isə 0,08 ilə 0,45 günəş kütlələri arasındadır. Bu çərçivədə, bu tip ulduzların ətrafında planetlərin axtarışı ilə məşğul olan Severo Ochoa-La Caixa İnstitutunun (IAC) doktorantı Borja Toledo Padronun rəhbərlik etdiyi bir tədqiqatçı qrupu bir super GJ 740 ulduzunun ətrafında fırlanan dünya, qırmızı cırtdan ulduz, Yerdən 36 işıq ili yaxınlıqda yerləşir.

Planet ulduzunun ətrafında 2,4 gün dövr edir və kütləsi Yerin kütləsindən 3 qat çoxdur. Ulduz Günəşə və planet ulduza çox yaxın olduğundan, bu yeni super dünya bu on ilin sonlarına doğru çox böyük diametrli teleskoplarla gələcək tədqiqatların obyekti ola bilər. Tədqiqatın nəticələri bu yaxınlarda jurnalda dərc edildi Astronomiya və Astrofizika.

"Bu, bu tip ulduzların ətrafında ən qısa ikinci orbital dövrü olan planetdir. Kütlə və dövr, TUS peyki ilə gələcək müşahidələrdə təsdiqlənə bilən, radiusu 1,4 Yer radiusuna sahib olan qayalıq bir planet təklif edir" deyir. Məqalənin ilk müəllifi Borja Toledo Padrón. Məlumatlar, eyni zamanda, orbital dövrü 9 il olan ikinci bir planetin və Saturnun (100 Yer kütləsinə yaxın) kütləsi ilə müqayisə edilə bilən bir kütlənin olduğunu göstərir, baxmayaraq ki, onun radial sürət siqnalı ulduzun maqnit dövrü ilə əlaqəli ola bilər ( siqnalın həqiqətən bir planet sayəsində olduğunu təsdiqləmək üçün daha çox məlumatlara ehtiyac olması üçün Günəşə bənzər).

Tranzit metodundan istifadə edərək ekzoplanetlərin aşkarlanmasında ən uğurlu birində tanınan Kepler missiyası (özümüzlə onun ətrafında dövr edən planetlərin özümüzlə özümüz arasında keçidinin səbəb olduğu bir ulduzun parlaqlığında kiçik dəyişikliklərin axtarılmasıdır) cəlbedici ulduzlar ətrafında cəmi 156 yeni planet. Məlumatlara görə bu tip ulduzların ortalama dövrləri 200 gündən az olan orta hesabla 2,5 planet saxladığı təxmin edilmişdir. "Sərin ulduzlar ətrafında yeni ekzoplanetlərin axtarışı planetin kütləsi ilə ulduzun kütləsi arasındakı isti spektral siniflərdəki ulduzlarla müqayisədə daha kiçik fərqə (bu, planetlərin siqnallarının aşkarlanmasını asanlaşdırır) və bunun çox sayına əsaslanır. Galaktikamızdakı ulduz növü "şərhlərini Borja Toledo Padrón verdi.

Sərin ulduzlar eyni zamanda radial sürət metodu ilə planetlərin axtarışı üçün ideal bir hədəfdir. Bu metod spektroskopik müşahidələrdən istifadə edərək bir planetin ətrafındakı orbitdə cazibə cazibəsi səbəbindən bir ulduzun sürətində kiçik dəyişikliklərin aşkarlanmasına əsaslanır. 1998-ci ildə sərin bir ulduzun ətrafındakı bir ekzoplanetin ilk radial sürət siqnalının kəşfindən bəri bu günə qədər radial sürət metodu ilə bu ulduzlar sinfi ətrafında cəmi 116 ekzoplanet kəşf edilmişdir. "Bu metodun əsas çətinliyi ekzoplanet səbəbindən çox oxşar spektroskopik siqnallar yarada bilən bu tip ulduzların sıx maqnit fəaliyyəti ilə əlaqədardır" deyir Jonay I. González Hernández. bu məqalənin müəllifidir.


Ulduz spektrlərin təsnifatı

Astronomlar ulduzları a sıralamaq üçün ulduz spektrlərində müşahidə olunan xətt naxışlarından istifadə edirlər spektral sinif. Bir ulduz & rsquos temperaturu spektrində hansı udma xətlərinin mövcud olduğunu təyin etdiyindən, bu spektral siniflər səth istiliyinin ölçüsüdür. Yeddi standart spektral sinif var. Ən isti və ən soyuqdan bu yeddi spektral sinif O, B, A, F, G, K və M olaraq təyin olunur. Son zamanlarda astronomlar daha da sərin obyektlər və mdashL, T və Y üçün üç əlavə sinif əlavə etdilər.

Bu nöqtədə bu məktublara təəccüblə baxır və özünüzü astronomların spektral tipləri A, B, C və s. Adlandırmadıqlarını soruşa bilərsiniz. Tarixini izah etdiyimiz kimi, ənənənin sağlam düşüncə üzərində qalib gəldiyi bir nümunə olduğunu görəcəksiniz.

1880-ci illərdə Williamina Fleming hidrogen udma xətlərinin gücünə görə ulduzları təsnif etmək üçün bir sistem hazırladı. Ən güclü xətləri olan spektrlər & ldquoA & rdquo ulduzları, növbəti güclü & ldquoB, & rdquo və s. Əlifbadan aşağı hidrogen xətlərinin çox zəif olduğu & ldquoO & rdquo ulduzlarına təsnif edildi. Ancaq yuxarıda gördük ki, yalnız hidrogen xətləri ulduzları təsnif etmək üçün yaxşı bir göstərici deyil, çünki ulduzlar çox isti və ya çox soyuduqda xətləri görünən işıq spektrindən yox olur.

1890-cı illərdə Annie Jump Cannon, orijinal sistemdən yalnız bir neçə hərfə diqqət yetirərək bu təsnifat sistemini yenidən nəzərdən keçirdi: A, B, F, G, K, M ve O. Başlamaq əvəzinə, Cannon mövcud sinifləri və mdashin sırasını da yenidən düzəltdi. Azalan temperatur və mdashinto'dan öyrəndiyimiz ardıcıllıqla: O, B, A, F, G, K, M. Annie Cannon: Ulduzların Təsnifatçısı bölməsində oxuduğunuz kimi bu hissədə, onun üzərindəki 500.000 ulduzu təsnif etdi. Ulduz spektrlərə baxaraq dəqiqədə üç ulduzu təsnif edən ömür boyu.

Spektral növlərə dərin bir dalmaq üçün Sloan Rəqəmsal Səma Tədqiqatında ulduzları özünüz təsnifləşdirməklə məşğul ola biləcəyiniz interaktiv layihəni araşdırın.

Astronomların bu çılğın məktub sıralarını xatırlamalarına kömək etmək üçün Cannon bir mnemonic & ldquoOh A Fine Girl, Me Kiss. ​​& Rdquo (İsterseniz & ldquoGuy & rdquo əvəzinə & ldquoGirl. & Rdquo) yaratdı, ümid etmədiyimiz digər mnemonics. sizin üçün & ldquoOh Brother, Astronomlar Tez-tez Killer Arterms & rdquo verin və & ldquoOh Boy, Bir F Grade Məni Öldür! & rdquo Yeni L, T və Y spektral sinifləri ilə mnemonic & ldquoOh Gözəl Qız Olun (Guy), Öp öp beni, Yo! & Rdquo

Bu spektral siniflərin hər biri, ehtimal ki, hələ müəyyənləşdirilən Y sinfi istisna olmaqla, 0 ilə 9 arasındakı rəqəmlərlə təyin olunmuş 10 alt sinfə bölünür. B0 ulduzu ən isti B ulduz növüdür, B9 ulduzu ən sərin tipdir. B ulduzu və A0 ulduzundan biraz daha isti.

Və yalnız bir söz ehtiyatı: tarixi səbəblərə görə astronomlar bütün elementləri helyumdan daha ağır adlandırırlar metal, əksəriyyəti metal xüsusiyyətlərini göstərməməsinə baxmayaraq. (Astronomların istifadə etdikləri özünəməxsus jarqondan əsəbiləşirsinizsə, nəzərə alın ki, insan fəaliyyətinin hər sahəsi özünün xüsusi lüğət inkişaf etdirməyə meyllidir. Yalnız hüquq təhsili almadan bu günlərdə kredit kartı və ya sosial media müqaviləsini oxumağa çalışın! )

Gəlin & rsquos ulduzların spektrlərinin temperaturla dəyişməsinin bəzi təfərrüatlarına nəzər salaq. (Annie Cannon'un ulduzların spektral növlərini dəqiqədə üç dəfə müəyyənləşdirməsinə imkan verən bu detallardır!) Şəkil ( PageIndex <2> ) də göstərildiyi kimi, ən isti O ulduzlarında (temperaturu 28.000 K-dan yuxarı olanlar) , yalnız ionlaşmış helium xətləri və digər elementlərin yüksək dərəcədə ionlaşmış atomları nəzərə çarpır. Hidrogen xətləri atmosfer istiliyi təqribən 10.000 K olan bir ulduzda ən güclüdür. İonlaşmış metallar 6000 - 7500 K (spektral tip F) olan ulduzlarda ən gözə çarpan xətləri təmin edir. Ən sərin M ulduzlarında (3500 K-dan aşağı) titan oksid və digər molekulların udma zolaqları çox güclüdür. Yeri gəlmişkən, Günəşə təyin olunmuş spektral sinif G2-dir. Spektral siniflərin ardıcıllığı Cədvəl ( PageIndex <1> ) - də ümumiləşdirilmişdir.

Şəkil ( PageIndex <2> ): Müxtəlif Temperatur Ulduzlarındakı Absorbsiya Xəttləri. Bu qrafik isti (soldan) sərin (sağ) ulduzlara doğru hərəkət etdikdə müxtəlif kimyəvi növlərin (atomlar, ionlar, molekullar) udma xətlərinin gücünü göstərir. Spektral növlərin ardıcıllığı da göstərilir.

Cədvəl ( PageIndex <1> ): Ulduzlar üçün Spektral Dərslər
Spektral sinif Rəng Təxmini İstilik (K) Əsas xüsusiyyətlər Nümunələr
O Mavi & gt 30,000 Neytral və ionlaşmış helium xətləri, zəif hidrogen xətləri 10 Lacertae
B Mavi-ağ 10,000 & ndash30,000 Neytral helium xətləri, güclü hidrogen xətləri Rigel, Spica
A 7500 & ndash10,000 Ən güclü hidrogen xətləri, zəif ionlaşmış kalsium xətləri, zəif ionlaşmış metal (məsələn, dəmir, maqnezium) xətlər Sirius, Vega
F Sarı-ağ 6000 & ndash7500 Güclü hidrogen xətləri, güclü ionlaşmış kalsium xətləri, zəif natrium xətləri, bir çox ionlaşmış metal xətt Canopus, Procyon
G Sarı 5200 & ndash6000 Zəif hidrogen xətləri, güclü ionlaşmış kalsium xətləri, güclü natrium xətləri, bir çox ionlaşmış və neytral metal xətləri Günəş, Capella
K Narıncı 3700 & ndash5200 Çox zəif hidrogen xətləri, güclü ionlaşmış kalsium xətləri, güclü natrium xətləri, neytral metalların bir çox xətti Arcturus, Aldebaran
M Qırmızı 2400 & ndash3700 Güclü neytral metal xətləri və titan oksidin molekulyar zolaqları üstünlük təşkil edir Betelgeuse, Antares
L Qırmızı 1300 & ndash2400 Metal hidrid xətləri, qələvi metal xətlər (məsələn, natrium, kalium, rubidium) Teide 1
T Magenta 700 & ndash1300 Metan xətləri Gliese 229B
Y İnfraqırmızı 1 & 700 Ammonyak xətləri Aqil 1828 + 2650

Spektral təsnifatın necə işlədiyini görmək üçün, Şəkil ( PageIndex <2> ) istifadə edək. Tutaq ki, hidrogen xətlərinin A ulduzunda göründüyündən təxminən yarısı qədər güclü bir spektri var. Rəqəmimizdəki cizgilərə baxanda ulduzun ya B ulduzu, ya da G ulduzu ola biləcəyini görürsünüz. Ancaq spektrdə helium xətləri varsa, o zaman B ulduzu, ionlaşmış dəmir və digər metalların xətləri varsa, G ulduzu olmalıdır.

Şəkil ( PageIndex <3> ) - yə baxsanız, siz də tipi hələ bilinməyən bir ulduza spektral sinif təyin edə biləcəyinizi görə bilərsiniz. Etməli olduğunuz tək şey, spektral xətlərin naxışını tipi artıq müəyyən edilmiş standart bir ulduzla (şəkildə göstərilənlər kimi) uyğunlaşdırmaqdır.

Şəkil ( PageIndex <3> ): Fərqli Spektral Sinifli Ulduzların Spektrləri. Bu görüntü fərqli spektral siniflərin spektrlərini müqayisə edir. Bu ulduz spektrlərinin hər birinə təyin olunmuş spektral sinif şəklin sol hissəsində verilmişdir. Spektral A1 tipində (biri qırmızı, biri mavi-yaşıl və ikisi mavi) ən güclü dörd xətt Balmer hidrogen xəttləridir. Bu xətlərin həm yüksək, həm də aşağı temperaturda necə zəiflədiyinə diqqət yetirin. Sərin ulduzlarda sarı rəngdə sıx bir-birinə yaxın olan cizgilərin cütlüyü neytral sodyuma (neytral metallardan biri) bağlıdır.

Bir ulduzun temperaturunu qiymətləndirmək üçün həm rənglər, həm də spektral siniflər istifadə edilə bilər. Spektrləri ölçmək daha çətindir, çünki işıq göy qurşağının bütün rənglərinə yayılmaq üçün kifayət qədər parlaq olmalıdır və detektorlar fərdi dalğa boylarına cavab verəcək qədər həssas olmalıdır. Rəngləri ölçmək üçün dedektorlar yalnız seçilmiş rəngli filtrlərdən eyni vaxtda keçən bir çox dalğa uzunluğuna cavab verməlidir. hamısı mavi işıq və ya hamısı sarı-yaşıl işıq.

ANNIE CANNON: Ulduzların təsnifatçısı

Annie Jump Cannon 1863-cü ildə Delaverdə anadan olmuşdur (Şəkil ( PageIndex <4> )). 1880-ci ildə gənc qadınlara təhsil vermək üçün açılan ABŞ kolleclərinin yeni cinslərindən biri olan Wellesley Kollecinə getdi. O dövrdə cəmi 5 yaşında olan Wellesley, ölkədəki ikinci tələbə fizikası laboratoriyasına sahib idi və təməl elmlər üzrə mükəmməl bir təhsil verirdi. Kollecdən sonra Cannon bir on il valideynləri ilə birlikdə keçdi, lakin elmi iş görmək arzusu ilə çox narazı qaldı. 1893-cü ildə anası və ölümündən sonra Wellesley-ə müəllim köməkçisi olaraq qayıtdı və eyni zamanda Harvard ilə əlaqəli qadınlar və qadınlar kolleci olan Radcliffe-də kurslar keçdi.

Şəkil ( PageIndex <4> ): Annie Jump Cannon (1863 & ndash1941). Cannon, ulduz spektrlərinin təsnifatları ilə məşhurdur.

1800-cü illərin sonlarında Harvard Rəsədxanasının direktoru Edward C. Pickering, ulduz spektrlərini təsnif etmək üçün iddialı proqramı ilə çox köməyə ehtiyac duydu. Bu tədqiqatların əsası, Massachusettsdəki Harvard Kolleci Rəsədxanasında və Cənubi Amerika və Cənubi Afrikadakı uzaq müşahidə stansiyalarında uzun illər aparılan müşahidələr nəticəsində əldə edilmiş bir milyona yaxın ulduz fotoqrafiya spektrinin anıtsal bir kolleksiyası idi. Pickering, savadlı gənc qadınların kişilərə verilən maaşın üçdə birinə və ya dörddə birinə köməkçi olaraq işə götürülə biləcəyini və eyni təhsilli kişilərin dözməyəcəkləri iş şəraitinə və təkrarlanan vəzifələrə tez-tez dözdüklərini aşkarladı. Bu qadınlar Harvard Kompüterləri kimi tanınmağa başladılar. (Vətəndaşların evdən kənarda işləyən yuxarı sinif, savadlı qadınların nisbətən yeni ideyası haqqında bu cür nəticələrə gəlməkdə astronomların tək olmadıqlarını vurğulamalıyıq: qadınlar bir çox sahələrdə istismara məruz qalmış və dəyərsiz qiymətləndirilmişdir. Bu, cəmiyyətimizin yeni başladığı bir mirasdır. ortaya çıxmaq.)

Cannon, spektrlərin təsnifatına kömək etmək üçün & ldquocomputers & rdquo-dan biri olaraq Pickering tərəfindən işə götürüldü. Buna görə o qədər bacarıqlı oldu ki, vizual olaraq saatda bir neçə yüz ulduzun spektral növlərini müəyyənləşdirə və təyin edə bildi (nəticələrini köməkçiyə söylədi). 300 dəyişkən ulduz (parlaqlığı vaxtaşırı dəyişən ulduzlar) daxil olmaqla Harvard fotoqrafiya lövhələrini araşdırarkən bir çox kəşf etdi. Ancaq onun əsas mirası iyirminci əsr astronomiyasının çox hissəsi üçün təməl rolunu oynayan yüz minlərlə ulduz üçün möhtəşəm bir spektral tip kataloqudur.

1911-ci ildə bir ziyarət edən astronomlar heyəti, & ldquoshe'nin bu işi dünyada sürətli və dəqiq bir şəkildə edə biləcəyini söylədi və Harvard'ı Cannon'a bacarıq və şöhrətinə uyğun olaraq rəsmi bir görüş verməyə çağırdı. Ancaq 1938-ci ilə qədər Harvard onu 75 yaşında olduğu universitetdə astronom təyin etdi.

Cannon bir qadına verilən ilk fəxri Oxford dərəcəsini aldı və ABŞ-da astronomların əsas peşə təşkilatı olan Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin zabiti seçilən ilk qadın oldu. Qazandığı əsas mükafatlardan birindən pulunu səxavətlə bağışladı, astronomiyada qadınlar üçün xüsusi bir mükafat tapdı, indi də Annie Jump Cannon mükafatı olaraq bilinir. Həqiqi mənada, o, 1941-ci ildə həyatının sonuna qədər ulduz spektrlərini təsnif etməyə davam etdi.


Cırtdan ulduz

Cırtdan ulduz
A cırtdan ulduz orta və ya aşağı parlaqlıq, kütlə və ölçülü hər hansı bir ulduz idi.
2376-cı ildə USS Voyager, çökmüş oxunuşa bənzər qravimetrik oxu istehsal edən bir planetlə qarşılaşdı cırtdan ulduz. (VOY: "Göz qırpması").

cırtdan ulduz: bax ağ cırtdan.
Astronomiya: Ümumi haqqında daha çox Ensiklopediya məqaləsinə baxın
REKLAM.

10 parsek arasında qırmızı cırtdan ulduzlar
Daha böyük xəritə.
Bu gün 260-dan çox qırmızı cırtdan ulduz
içərisində olduğu bilinir
10 parsek (Sol) Sol.

Qəhvəyi cırtdan ulduzlar qəhvəyi deyil
Bütün ulduzlar spektral siniflərinə görə təsnif edilir və ya təsnif edilir, lakin adlarına baxmayaraq qəhvəyi cırtdan ulduzlar qəhvəyi deyil. Qəhvəyi cırtdan ulduzlar dörd spektral sinifə bölündü, yəni.

Ağ Cırtdan Ulduz
Bir ulduzun ömrünün sonunda, xarici qabıqlar atıldıqda, yalnız əsas hissə qalır. Ağ cırtdan ölü bir ulduzun isti, sıx bir nüvəsidir. İstiliyi sayəsində milyonlarla və ya milyardlarla il qara bir cırtdana çevrilmədən əvvəl ağ rəngdə parlayacaq.

s
Ən parlaq çılpaq göz ulduzu Siriusdur. Sirius əslində Sirius A və Sirius B olaraq təyin edilmiş iki komponentlə ikili ulduz sistemidir.

Elm Astronomiyası
Nisbətən kiçik, 20 günəş kütləsindən çox olmayan (və daha az) ulduzlar üçün ümumi termin. Qalaktikadakı ulduzların çoxu bu kateqoriyaya aiddir.

Qırmızı cırtdan ulduzlar, günəşimizdən daha kiçik və qaranlıq olsalar da, adətən çox aktiv olduqları və atmosferlərinin yaxınlıqdakı planetlərini soyaraq həyatın mövcud olmasını çətinləşdirən və ya qeyri-mümkün vəziyyətə gətirə biləcək güclü radiasiya partlayışları yaydıqları ilə tanınırlar.

Fotosentezləşdirici bakteriyalar yetişdirmək üçün istifadə olunan qırmızı cırtdan ulduz
Kainatın Sonuna Başlama: İlk ulduzlar doğulur
Ulduz qonşuları.

s
Göstərilənlərə keçin
Transkripsiyaya və ya endirin
Qeydləri göstərin.

Astronomlar Yeni Nəbzli Ağ Cırtdan Ulduz növünü kəşf edirlər
Ağ cırtdanlar
Günəşimiz kimi ulduzlar öləndə ağ cırtdanlar olacaqlar. Günəşimiz kimi bir ulduzun özündə yanacaq tükəndiyi üçün qırmızı bir nəhəng halına gəlməyə başlayır. Bu, 5 milyard ildən sonra günəşimizə gələcəkdir.

"Son on ildə ağdan şübhələnirik

lər qayalı əşyaların qalıqları ilə qidalanırdılar və bu nəticə axtardığımız siqaret silahı ola bilər.

Planetlər Kepler kosmik gəmisi tərəfindən KOI-961 kimi tanınan 130 işıq ili uzaq qırmızı cırtdan ulduzun ətrafında və yerdəki Palomar Rəsədxanasından və W. M.-dən gələn müşahidələrlə aşkar edildi.Keck Rəsədxanasının, Yerin ölçüsündən yalnız 0,57 - 0,78 dəfə böyük olduğu təsbit edildi.

: HR diaqramında ölçüləri və əsas ardıcıllığı nisbətən kiçik bir ulduz. Betelgeuse və Antares kimi inkişaf etmiş nəhəng ulduzlardan fərqli olaraq Günəş kimi bir ulduz.
E.

- ana ardıcıllıqla uzanan günəş kimi bir ulduz
Eksantriklik - bir planetin orbitinin mükəmməl bir dairəyə nə qədər yaxın olduğunu ölçən bir ölçü
Tutulma - bir səma cismi digərinin qarşısından keçəndə işığını qaraldır və ya qaraldır (məsələn, günəş, ay və tutulma ikili).

Hertzsprung Russell (HR) Diaqramının əsas ardıcıllıq hissəsində olan Günəşimiz kimi bir ulduz. Bu, ömrünün böyük əksəriyyəti üçün edəcəyi normal şəkildə hidrogen yandıran sabit bir ulduzdur.

lər parlaqlığı azdır və kainatda ən çox rast gəlinən ulduz növlərindən biridir. Günəşimiz sarı bir cırtdan ulduzdur.
E
Qartal Dumanlığı: M16 və ya NGC 6611 olaraq təyin edilmiş yeni doğulmuş ulduzlar qrupunu əhatə edən parlaq bir dumanlıq.

- Kiçik bir ulduz. Orta və aşağı parlaqlıq, kütlə və ölçülü hər hansı bir ulduz.
-E-
Eksantrik - Bir orbitin formasını təsvir edərkən tətbiq olunan bir dairədən sapma.

. Əsas ardıcıllıq və ya daha kiçik bir ulduz
E
Erkən tip ulduz. O, B və ya A spektral sinifindəki hər hansı bir isti ulduz Bəzən 'erkən spektral tip' olaraq adlandırılır. .

s
Kütlələri Günəşə bərabər və ya daha az olan əsas ardıcıllıq ulduzları. Daha ümumiyyətlə, Hertzprung-Russell diaqramında Əsas Sıra üzərində və ya altındakı hər hansı bir ulduz. [F88]
Dyad.

keçid diskində Herbig HD 142527 - Fiziki parametrlər və A90 orbital elementləri
S. Lacour, B. Biller, A. Cheetham, A. Greenbaum, T. Pearce, S. Marino, P. Tuthill, L. Pueyo, E. E. Mamajek, J. H. Girard et al. (Daha 22)
DOI:.

lərin sıx bir şəkildə doldurulmuş hidrogen və helyum nüvəsinə sahibdirlər. Bunlar Günəşin kütləsindən, Yerin ölçüsündən təxminən 4 dəfə çoxdur. Bu ulduzlar həm zəif, həm də isti. Çox isti olduqları üçün xırdadırlar, çünki çox kiçikdirlər. Mavi-ağ görünürlər.

s
Yerin ölçüsünə çökən və H-R diaqramının sol alt hissəsində yavaş-yavaş soyuyan ölməkdə olan ulduzlar.
Qış Solstice.

Hertzsprung-Russell Diaqramında Əsas Sıra üzərində yatan bir ulduz.
& # 9733 Earthshine Ayın səthinin Günəş tərəfindən işıqlandırılmayan hissəsində görünən zəif, boz-mavi işıq.

s
Qırmızı Cırtdanlar
Qırmızı cırtdanlar əsla atəş etməyi bacarmayan kiçik ulduzlardır. Kütlələrimiz günəşimizin təxminən 40% -i ilə nisbətən sərin, səthinin temperaturu 3200C-dən az olduğu üçün daha zərif, qırmızı rəngli bir görünüşə sahibdirlər.

Ulduz ana ardıcıllıqla uzanır. 'Cırtdan' termini, ulduzların əsas ardıcıllıqla 'cırtdanlara' və daha parlaq 'nəhənglərə' bölündüyü ilk dövr Hertszsprung-Russell diaqramının tarixindən götürülmüşdür. Kütləsi 0-dan aşağı olan ulduzlar xaricində 'ana ardıcıllıq ulduzu' termini bu gün daha çox istifadə olunur.

Günəşimiz kimi aşağı və orta kütlə ulduzlarının təkamül son nöqtəsini qeyd edir. Bu ulduzların nüvələrindəki birləşmə prosesləri, helyumun karbona çevrilməsindən sonra dayandırılır, çünki müqavilə edən karbon nüvəsi alovlanacaq qədər yüksək bir temperatura çatmır.

lərin D hərfi ilə başlayan öz sinfi var.Bu spektrdə aşkar xətt növlərinə görə DA, DB, DC, DO, DZ və DQ siniflərinə bölünür. Bundan sonra temperatur indeksini göstərən ədədi bir dəyər gəlir. [144]
Dəyişən ulduzlar.

ağ cırtdan ulduz
Təxminən günəş kütləsi və nüvə yanacaqları istehlak edildikdən sonra son vəziyyət olaraq çıxarılan (108 ilə 1011 kq / m3) sıxlıqdakı planet ölçülü bir ulduz.
Wien qanunu.

Ağ cırtdan ulduz, Günəş qədər ağır olan, ancaq Yerin radiusundakı bir cisimdir. Ağ cırtdanın orta sıxlığı sudan milyon dəfə daha sıxdır. Ağ

s qırmızı nəhəng ulduzların mərkəzlərində meydana gəlir, ancaq qırmızı nəhəngin zərfi kosmosa atılana qədər görünmür.

Kütləsi 0,2 Msun olan qırmızı cırtdan ulduz, 20 gündə bir dəfə tranzit keçən bir planetin ətrafında dövr edir. (a) Keplerin 3-cü qanununun Newton versiyasından istifadə edərək P2 = (4p2 / GM) a3, planetin orbiti üçün AU-da yarı əsas ox nədir?

LTT8273 olaraq bilinən bir optik yoldaş ola bilər. Bu ulduzun əvvəlcə Fomalhaut, Vega və Castor daxil olmaqla dağılmış bir ulduz qrupunun üzvü olduğu düşünülür. Fomalhautun gələcəyi bir milyard ildə ağ cırtdana çevrilməyə səbəb ola bilər. (Gözləməyin!).

Ağ cırtdan ulduz ikili ulduz sisteminin bir hissəsidirsə, bəzi maraqlı şeylər ola bilər.
(Şəkil krediti: Brooks / Cole Thomson Learning)
Ağ cırtdan olduqca kütləvi olduğundan (Yerin diametrində olan bir cisimdəki Günəşin kütləsi) yoldaş ulduzun atmosferi ulduza yerləşə bilər.

Köhnə bir qəhvəyi cırtdan ulduz, Yupiterin indiki kimi görünə bilər və eyni ölçü daha böyük olacağı istisna olmaqla - indiyə qədər tapılan ən kiçik qəhvəyi cırtdan ulduz, Yupiterin kütləsindən cəmi 8 dəfə çoxdur.

F. Günəş sistemimizdə olan sarı cırtdan ulduz.
Günəş sistemi obyekti: günəş
Uyğun Kart Nömrəsi: 4
G. Bu çirkli qartopu, Yer kürəsində hər 76 ildə bir görülə bilər.

Kiçik Qəhvəyi Cırtdan Ulduz
İndiyə qədər müşahidə edilən ən kiçik ulduzlardan biri, Gliese 229B (GL229B) adlanan sərin qırmızı bir ulduz Gliese 229 ətrafında dövr edən qəhvəyi cırtdanın ulduzudur. Amma doğrudanmı ulduzdur?

lar planetar dumanlıqların özəyi kimi tapılır. Qalaktikamızda bir neçə yüzü "çılpaq" şəkildə aşkar edilmiş, zərfləri görünməzliyə qovulmuşdur (ya da qısa müddətdə bəhs edildiyi kimi ikili bir yoldaş tərəfindən götürülmüşdür).

Bu zəif qırmızı cırtdan ulduz parlaq olduğu üçün deyil, sürətli hərəkət etdiyi üçün məşhurdur - bir neçə il ərzində izləsəniz, səmada hərəkət etdiyini görə bilərsiniz.
Celestial News & Events
Volkanlar Twilights'ı Bənövşəyə çevirir.

Ross 614 qırmızı cırtdan bir ulduz bir UV Ceti tipli dəyişən olaraq təsnif edildi, yəni bunun bir parlama ulduzu olduğu mənasını verir. Ulduz Dünyadan cəmi 13.3 işıq ili məsafədə yerləşən ikili sistemin əsas komponentidir. 11.15 vizual böyüklüyə malikdir.

Qəhvəyi cırtdan ulduz Nüvə reaksiyalarının nüvəsində meydana gəlməsi üçün doğuşunda çox kiçik bir uğursuz ulduz. Çox yaygındır, ancaq çox zəif parıldadıqları üçün aşkarlanması çox çətindir. Qəhvəyi cırtdanlar qəhvəyi deyil, həyatlarına solğun bir qırmızı parıltı ilə başlayır və sonra solur.

Əsas ardıcıllıq ulduzları olan V parlaqlıq sinfi ulduzlarını ifadə edən potensial yanıltıcı bir termin. 'Ağ cırtdanlar' ilə qarışdırmaq olmaz. tutulma ikili Hər bir komponent ulduzunun digərinin dövri tutulması ilə aşkarlanan ikili sistem.

İlk müşahidə edilən ağ cırtdan ulduz, 1860-cı illərdə Alvan Clark tərəfindən həll edildikdə və yoldaşından (Sirius A) ayrıldığı zaman Sirius B idi. Eyni müqayisə etmək və ilk neytron ulduzunun optik olaraq nə zaman müşahidə olunduğunu soruşmaq istəyirsinizsə, cavab 1990-cı illərdə Kosmik Teleskop tərəfindən verilmişdir. Şəkil aşağıdadır.

İlk ağ cırtdan ulduz 1862-ci ildə təsbit edildi. Sirius B adlanan bu göydəki ən parlaq görünən ulduz Sirius A ilə ikili bir sistem meydana gətirir. Zəif işığı yaxınlıqdakı Sirius A-nın parıltısında itirilməyə meylli olduğu üçün kəşf və təhlildən uzun müddət imtina etdi (şəkil 18.17).

Qırmızı cırtdanlar (M cırtdanlar olaraq da bilinən qırmızı cırtdan ulduzlar): M spektral sinifə sahib olan ulduzlar Bu, ulduzları azalan temperatura və spektrlərinin görünüşünə görə təsnif etmək üçün ən sadə sxemdəki yeddi sinifdən ən havalıdır.

Qəhvəyi cırtdan ulduz nədir?
Qəhvəyi bir cırtdan çox kiçik bir ulduzdur, o qədər kiçikdir ki, normal ulduzların etdiyi kimi nüvə reaksiyalarından enerji çıxara bilmir.

Sirius B ağ cırtdan bir ulduzdur, yalnız Sirius A qədər on mində biri kimi parlaqdır. Sonrakı hesablamalar göstərir ki, A günəşimizin kütləsindən iki dəfə çoxdur, lakin B bir günəş kütləsindən biraz çoxdur.

BY Draconis BY Draconis tipli dəyişənlərdir

spektral tip K və ya M, kvaziperiodik işıq dəyişikliyi ilə bir neçə yüzdən .5 böyüklüyə qədər dəyişir. Müddət bir neçə saatdan 120 günə qədər davam edəcəkdir.

NOVA: İkili sistemdəki ağ cırtdan bir ulduz, yoldaş ulduzundan çəkilən qazın termonüvə reaksiyasında partladığı anda birdən bir neçə bal gücündə parlayır.

: Günəşdən kiçik bir ulduz.
Tutulma: Bir obyektin digər birinin fəzadakı ümumi və ya qismən bloklanması. Məsələn, Ay Günəşin qarşısından keçəndə Günəş tutulur.

Cüt iki narıncıdan ibarətdir

5-ci və 6-cı maq.
407 gün ərzində Chi Cyg parlaqlığı 12-ci magdan 4-cü və ya 5-ci mag-a qədər dəyişir.
P Cyg keçmişdə 3-cü mag-a qədər alovlandı. Ümumiyyətlə bu mavi ulduz 4.81 mag parlaqlığı göstərir. Fiziki cəhətdən bunun ulduzun qaz qabıqlarını atdığı izah olunur.

Həm "24", həm də "286" oxşar və ümumi bir A hidrogen qaynaşma sinifidir

s ("24" sinif A2, HR 286 sinif A3). Ancaq oxşarlıqlar sona çatır.

Nova, ağ bir səthdən bir partlayışdır.

ikili ulduz sistemində. Bir vaxtlar normal bir ulduzun sıx nüvəsi olan ağ cırtdan, yaxın yoldaşı ulduzundan qazı 'oğurladığı' zaman bir nova meydana gəlir. Ağ cırtdanın səthində kifayət qədər qaz çıxdıqda, bir partlayışa səbəb olur.

Tip 1a supernova, ağ cırtdan ulduzun kataklizmik partlaması nəticəsində yaranır. Ağ Cırtdanlar nüvə birləşməsini dayandırmış ara kütlə ulduzlarının (günəşimiz kimi) son mərhələsidir. Ağ Cırtdanlar 1,38 günəş kütləsindən az kütlələrlə məhdudlaşır.

s birbaşa teleskoplar vasitəsilə müşahidə edilə bilər, baxmayaraq ki, onlar son dərəcə zəifdir. Yuxarıda göstərilən M4, Yer kürəsinə ən yaxın kürə qrupudur. Yerdəki teleskoplarla görünən yüz minlərlə ulduzu ehtiva edir və təxminən 40.000 ağ cırtdanın olduğu gözlənilir.

Qırmızı nəhəng fazadan sonra qalan kütlə günəşimizdən bir neçə dəfə çox deyilsə, sıx, solğun bir ağ cırtdan ulduza çevrilir və ya supernova adlanan şiddətli bir ulduz partlayışından sonra neytron ulduzu deyilən daha sıx bir soyuq ulduz olur. Ağ cırtdan, eyni kütlənin daha kiçik bir ulduzundan təxminən 100 dəfə kiçikdir.

Ağın kütləsi arasında bir əlaqə var

s və onların radiusu: kütlə nə qədər böyükdürsə, radius da o qədər kiçik olur. Bu düşündüyünüzdən geri qalır, yəni bir ulduz kütləsini artırdıqca daha da böyüməlidir.

Günəşimiz qırmızı nəhəng mərhələyə qədəm qoyduqdan sonra Yerimizin ölçüsünə yaxınlaşana qədər çökəcək və o zaman ağ cırtdan bir ulduz olacaq.
Göy cisimlərinə dairəvi forma verən cazibə qüvvəsidir və bu qədər güclü cazibə qüvvəsi ilə günəşimiz təbiətdə mükəmməl bir kürə olmaq üçün ən yaxın şeydir.

Bir yoldaş ulduzdan qazın ikili sistemdə yığılması və ya başqa bir ağ cırtdanla birləşməsi bir ağ cırtdan ulduzun kütləsini Chandrasekhar həddinin 1-dən çox itələdikdə.

Daha sonra astronomlar nüvə birləşməsinə sahib olmayan kütləsi daha az olan qəhvəyi cırtdan ulduzları aşkar etdilər (və şərti tərifə görə də ulduz deyillər). Bu ulduzlar L və T olaraq təsnif edilir

s. L cırtdanların temperaturu 1300-2000 K, T cırtdanların temperaturu 1300 K-dan azdır.

Tip I supernova, ağ cırtdan bir ulduz olan ikili ulduz sistemində meydana gəlir və bu yoldaş ulduzdan termonükleer partlamağa məruz qalacaq qədər material əldə edir. Daha çox. ağ cırtdan Ulduz təkamülünün mümkün olan üç kompakt obyekt son nöqtələrindən biri.

Günəş sistemimizin mərkəzindəki Günəş sarı cırtdan bir ulduzdur, parlayan qazların isti bir topudur. Cazibə qüvvəsi günəş sistemini bir araya gətirir, ən böyük planetlərdən tutmuş öz orbitindəki ən kiçik zibil hissəciklərinə qədər hər şeyi saxlayır.

Ən yaxın ulduzlardan biri (15 işıq ili) olan Gliese 876, biri planetdəki bir Super-Earth olan dörd planetdən ibarət olan bir planet sisteminə sahib olan ilk qırmızı cırtdan başlanğıc idi. 91 Aquarii, bir planetin çevrəsindəki turuncu nəhəng bir ulduzdur, 91 Aquarii b, Super-Jupiter.

İkili sistemdəki ağ cırtdan ulduz, kütlə üzərinə töküldükdə yalnız nova çıxmaqdansa, həqiqətən böyükdürsə (1,4 günəş kütləsinə yaxındır), özünü saxlaya bilməyəcək qədər böyük olacaq və bunun əvəzinə supernovaya çevrilə bilər.

Exoplanets Orbit Qırmızı Cırtdan Ulduzları Həyat üçün çox Qurudurmu ?, Michael Schirber, Astrobiology Magazine, 27 Avqust 2013
Karbonla Zəngin Ekzoplanetlərdə Səth Suyu Yoxdur, 26 Oktyabr 2013
'Su tələsinə düşmüş' Dünyalar, Adam Hadhazy, Astrobiology Magazine, 18 iyul 2013
Istakoz Şekilli Ekstrasolar Okeanlar, 10 Mart 2014, Charles Q.

4227 Angstroms-da neytral kalsiumun udma xətti sərin M tipində güclüdür

təzyiqin yüksək və temperaturun aşağı olduğu s.

Chandrasekhar Limiti: Astronomiyada Chandrasekhar həddi sabit ağ cırtdan ulduzun maksimum kütləsidir. Bu sərhədin xaricində ulduz neytron ulduzu və ya qara dəlik halına gəlmək üçün çökəcək. Əslində, ağ cırtdan, elektronların degenerasiya təzyiqi ilə cazibə qüvvəsinin dağılmasına qarşı sabitdir.

Kimi bir cazibə cazibə mərkəzi ətrafında toplanan bir qaz diski

və ya qara dəlik. Ümumiyyətlə maddə yaxınlıqdakı başqa bir ulduzdan sürükləndikdə əmələ gəlir.
Albedo
Parlaq olmayan bir cismin yansıtıcı xüsusiyyəti. Məsələn, bir kometa, bir kömür kökünün yarısı qədər bir albedoya sahibdir.

Nova - Ağ cırtdan bir ulduzun səthində hidrogenin qəfildən heliuma çevrildiyi partlayış
Nükleik turşu - Nükleotidlərin uzun bir zənciri. DNT və RNT nükleik turşulardır
Nükleosintez - Ulduzlarda nüvə reaksiyaları nəticəsində daha az kütləli elementlərdən daha kütləvi elementlərin yaranması.

Yer qədər kompakt və Günəş qədər nəhəng olanlar mövcuddur və bəlkə də yandırılmış, qaranlıq və soyuq olanlar ola bilər. Əgər belədirsə, belə bir manevr üçün mükəmməl bir hədəf olardılar. İndi bunlar yalnız təmiz xəyaldır: ancaq bəşəriyyətin vaxtı var, kosmosa giriş yeni başlayır.

Lacaille 9352-nin ən yaxın qonşusu, əslində üçqat qırmızı cırtdan ulduz sistemidir EZ Aquarii.
61 Cygni paralaks üçün uğurla müşahidə olunan ilk ulduz idi. Fridrix Wilhelm Bessel (1784-1846) paralaksı 1837-1840 arasında ölçdü.
Sirius B kimi, Procyon B da ağ cırtdandır.

Gliese 581, dünyadan 20.3 işıq ili uzaqda yerləşən M3V ulduz təsnifatına sahib qırmızı cırtdan bir ulduzdur. Kütləsi Günəşin təxminən üçdə biri olduğu təxmin edilir və Günəşə bilinən 87-ci ən yaxşı ulduz sistemidir.
, qırmızı cırtdan
Qırmızı cırtdan.

Planet Bulutsusu:
Qazlı dumanlıq, nüvə ömrünün sonunda, bir Ağ Cırtdan ulduzuna çevrilmədən əvvəl günəşə bənzər bir ulduz tərəfindən atıldı. William Herschel-ə Uran planetinin görünüşünü xatırlatdıqlarına görə belə adlandırılmışdır. Planet dumanlıqları qısa ömürlü cisimlərdir və bir neçə 10.000 il ərzində kosmosa yayılır.

Kiçik kütləli ulduzlar heliumu daha ağır elementlərə birləşdirə bilmir və yavaş-yavaş ağ bir cırtdana çevrilir. Ağ

lər əvvəlki mərhələlərindən və çöküşdən hələ də isti, lakin yavaş-yavaş soyumağa və nəticədə kosmosda bir həzrətə çevrilməyi hədəfləyirlər.

Chandrasekhar, Subrahmanyan (1937-1995): Hindistanlı astrofizik ağın nəzəri modellərini yaratmağı ilə məşhurlaşdı

digər nailiyyətlər arasında. Tənlikləri ağ cırtdanların, neytron ulduzlarının və digər kompakt cisimlərin yaradılmasının arxasında dayanan fizikanı izah etdi.

S. Teixeira (Astrofizika Mərkəzi) partlayan ulduzun şok dalğası, NASA Ames / W. Stenzel 4b ağ cırtdan ulduz, NASA, ESA, H. Bond (STScI) və M. Barstow (Leicester Universiteti) 9. Günəş və Yer, NASA Goddard Kosmik Uçuş Mərkəzi globelik qrupu Messier 56, NASA & ESA.

Günəş Günəş sistemimizin ürəyidir və cazibə qüvvəsi hər planeti və hissəciyi orbitdə saxlayır. Bu sarı cırtdan ulduz, Samanyolu qalaktikasında olduğu kimi milyardlardan yalnız biridir.
Günəş faktları '
Ay .

Gənc ulduzlara xas olan güclü Balmer udma xəttlərinə sahib olun, lakin ulduz əmələ gətirən bölgələrə xas olan optik emissiya xüsusiyyətlərinə (məsələn, O III 5007) malik olmalısınız və daha yaşlı bir populyasiyanın göstəricisidir (məsələn, Ca H və K).

Supernova qalıqları - II tip supernova, təkamül dövrü sona çatdıqdan sonra bir müddət sonra olduqca şiddətli bir şəkildə partlayacaq olan Günəşimizdən daha böyük bir ulduzdur. Alternativ olaraq, ağ cırtdan ulduzun üzərinə düşən maddə I tip bir supernova kimi partlamağa səbəb ola bilər.

Çox kiçik, ağ bir ulduz, orta ölçülü bir ulduz yanacaq ehtiyatını tükəndikdə və çökdüyündə meydana gəldi. Bu proses tez-tez mərkəzində ağ cırtdan ulduz olan planetar bir dumanlığı meydana gətirir.
Sözlük: X
X-ray.

Axtarışlar bu günə qədər Günəşə bənzər ulduzlara yönəldi, baxmayaraq ki, bir neçə sistemdə pulsarın ətrafında dönən planetlər var (Ulduz təkamül bölməsində bəhs edilən ultra kompakt, ölü ulduz növü), altı sistemdə M tipli qırmızı cırtdan ulduzlar var (yaşana bilən zonasında yerüstü bir planet olan bir planet daxil olmaqla) və.

Astronomlar erkən kainatı araşdırmaq və qəhvəyi cırtdan ulduzlar və toz buludları da daxil olmaqla görünən işıq yaratmaq üçün çox soyuq olan obyektləri öyrənmək üçün infraqırmızı dalğa uzunluqlarını araşdırırlar.

Öz Günəşimizin qalıqları, mərkəzində ağ cırtdan bir ulduz olan bir planetar dumanlığa çevriləcəkdir. Bu, həyatının qırmızı nəhəng mərhələsinə çatdıqdan sonra baş verəcəkdir.

Yuxarıda s, birdən çox ulduz sistemində bir neytron ulduzu meydana gəlsə, yaxınlıqdakı hər hansı bir yoldaşından təmizləyərək qaz qazana bilər. Rossi X-Ray Zamanlama Kəşfiyyatçısı, neytron ulduzunun səthindən cəmi bir neçə mil məsafədə fırlanan qazın rentgen emissiyalarını ələ keçirdi.

Həm də bizə ulduzun səth cazibəsini və dolayısı ilə ulduzun nəhəng və ya fövqəladə bir ulduz, yoxsa "normal" olduğunu izah edə bilər.

günəş kimi Bu məlumatlar astronomların ulduza olan məsafəni qiymətləndirməsinə imkan verir.

Bir teleskopunuz varsa, baxmağa dəyər başqa iki xüsusiyyət var. & Beta və & gamma Lyrae arasında kiçik bir boz tüstü üzüyü tapacaqsınız. Ring Bulutsusu ən məşhur bilinən planet dumanlığıdır, 'tüstü üzüyü' mərkəzində ölməkdə olan ağ cırtdan ulduzun atdığı qabıqdır.

Bir obyekt iki yoldan biri ilə aşkar edilə bilər: ya birbaşa müşahidə etməklə, ya da digər obyektlərə təsirini müşahidə etməklə. Məsələn, ulduzlar və radio dalğa uzunluğunda radiasiya yayan qaz buludları kimi öz-özünə işıq saçan obyektlər birbaşa müşahidə edilə bilər, sərin bir qəhvəyi cırtdan ulduz isə bunu edə bilmir.

Ulduzlar həm də Günəş sisteminin yarısını fövqəladə vəziyyətə gətirən nəhənglərdən böyük ölçüdə fərqlənir

s. Ulduzlar əsas ardıcıllıqda olduqda, yanacaqlarını daha tez yandıran və ölən daha böyük ulduzlardır. Günəşimiz kimi kiçik ulduzlar yanacaqlarını qorumağa və daha uzun müddət dayanmağa meyllidirlər.

İkili ulduzlar, proto-ulduzlar da daxil olmaqla bir çox fərqli ulduz növü var.

s (Günəş dediyimiz ən yaxın ulduz kimi), supergigents, supernovalar, neytron ulduzları, pulsarlar, kvazarlar və s. Gözlənilən kainatda təxminən 10 milyard milyard ulduz (1022) var.

Lederer, Laetitia Delrez, Julien de Wit, Artem Burdanov, Valerie Van Grootel, Adam J. Burgasser, Amaury H. M. J. Triaud, Cyrielle Opitom, Brice-Olivier Demory, Devendra K. Sahu, Daniella Bardalez Gagliuffi, Pierre Magain və Didier Queloz. 2016. Yaxınlıqdakı ultrakooldan tranzit keçən Mülayim Yer ölçülü planetlər

Damğa ölçüsü bir qalaktikanın uyğun eninə diametrini qiymətləndirmək üçün istifadə edilə bilər. Tip 1a supernova - ağ cırtdan bir ulduzun çökməsi nəticəsində yaranan inanılmaz parlaq bir partlayış. Qalaktikalara qədər olan məsafələri qiymətləndirmək üçün istifadə edilə bilər.Dalğa - dövriliyi göstərən səyahət narahatlığı.


Spektral Təsnifat M L Və T Cırtdanlar Nədir Erkən müşahidələr

Optik spektroskopiyanın gəlişi XIX əsrin ortalarında astronomiyada inqilab yaratdı. İlk dəfə astronomlar ulduz materialının təbiətini araşdıracaqları bir vəziyyətə gətirildi. Bu qabiliyyət, gecə saatlarında gərgin fizioloji şərtlər altında keçici təəssüratlara arxalanmaqdansa, nisbətən rahat bir şəkildə yoxlanılması üçün ulduz spektrlərini qeyd etmək üçün istifadə edildikdə bu qabiliyyət çox inkişaf etdi. Hearnshaw [H3] ulduz spektroskopiyasının erkən inkişafını və yarı dəqiq bir elmə çevrilməsini qəti şəkildə təsvir edir. Əvvəldən ulduzların davranış qaydaları olduğu aydın idi: müxtəlif spektral xüsusiyyətlər arasındakı naxışlar müəyyən ulduzların bir yerə toplanmasına imkan verirdi. 1864-cü ildə Secchi, spektral təsnifatdakı ilk ciddi cəhddə ulduzları üç başlıq altında yerləşdirdi: I, II və III tiplər. Tip III obyektlər spektrlərində geniş udma zolaqları olan 'rəngli' ulduzlar idi, lakin 19O4-cü ilə qədər Fowler [F3] bu spektral xüsusiyyətləri metal titan və ya titan ehtiva edən bir birləşmə səbəbindən təyin etdi. Buna baxmayaraq, titan oksid udma zolaqları - M ulduzlarının müəyyənedici xüsusiyyəti - başlanğıcda aydın şəkildə fərqlənirdi.

Erkən təsnifat sistemlərinin hamısı ulduzları mavidən qırmızıya sıraladı və bu, ilk dəfə 1874-cü ildə Vogel tərəfindən düşən temperatur miqyasını və bəlkə də təkamül ardıcıllığını təmsil etdiyinə dair şübhəni əks etdirdi. Lockyer və (heç olmasa əvvəlcə) Hale daxil olmaqla nisbətən az sayda tədqiqatçı, fərqli udma xüsusiyyətlərinin nisbi güclərindəki dəyişikliklərin (xətt örtüklənməsi) həm spektral, həm də rəng dəyişikliyinin əsas səbəbi olduğunu iddia etdilər. Yalnız 1909-cu ilədək Wilsing və Scheiner [W2] qəti şəkildə O tipli və M tipli ulduzların həqiqətən ulduz temperatur şkalasında əks həddlərdə olduqlarını nümayiş etdirdilər (daha geniş nəzərdən keçirmək üçün [H3] -ə bax).

'M tipi' təyin olunmasının mənşəyi, Harvardda, xanım WP Fleming tərəfindən hazırlanmış - 1890-cı il Draper Memorial Kataloqunda göstərilən spektral təsnifata aid sxemlə bağlıdır (Secçinin I və II siniflərindən qaynaqlanan 'M'). ulduzlar on bir alt sinifə bölündü, A-dan K-yə, J). Bu kataloqa ən parlaq şimal ulduzlarından 10.351-i daxil idi - böyük, lakin çox sayda olmayan və Harvard sisteminin bəzi rəqibləri var, xüsusən Lockyer və Vogel. Ancaq Hearnshaw'un izah etdiyi kimi, Pickering’in yerli sistemini dəstəkləməsi, Cannon’un Henry Draper kataloğundakı 225.300 ulduzu təsnif etməsinin qarşısıalınmaz qüvvəsi ilə birlikdə (1918-1924), Harvard spektral növlərinin faktiki astronomik istinad sisteminə çevrilməsinə səbəb oldu. 1920-ci illər.

Vizual və ya fotoqrafiya məlumatlarına əsaslanan erkən spektral kataloqlar parlaq görünən böyüklüyə malik ulduzlarla məhdudlaşdırıldı. Nəticə etibarilə, bu kataloqlardakı demək olar ki, bütün M ulduzları cırtdanlar deyil, nəhənglərdir. Bu yalnız Hertzsprung [H5] və Russell [R5] diaqramın adlarını daşıyan versiyalarına müstəqil olaraq gəldikdən sonra aydın oldu. Parlaqlıqları bir temperatur göstəricisinə (Hertzsprung hadisəsindəki rəng indeksləri [H6] və Russellin [R6] spektral növləri) qarşı təsvir etmək 'nəhənglər' və 'cırtdanlar' (Russell tərəfindən adlandırılmışdır) və 'əsas ardıcıllıqla' istək sümüyü şəklində diaqram meydana gətirdi. (Hertzsprung tərəfindən Hyades və Pleiades klaster üzvlərinin müşahidələrindən təyin edilmişdir). Şəkil 2.1, ESA Hipparcos peyki ilə ölçülmüş paralakslı ulduzlara əsaslanan bu diaqramın müasir təcəssümünü göstərir. İlkin H-R diaqramlarında bir neçə gec tipli (sərin, aşağı kütləli) cırtdanlar var idi, lakin bununla birlikdə əsas ardıcıllıq boyunca sonrakı spektral tiplərlə parlaqlığın azaldığını göstərdi.

Harvard sistemi bir çox ulduzun ümumi xüsusiyyətlərini müqayisə etmək üçün hazır bir vasitə təqdim etdi, ancaq təxminən bir şəkildə. Faydalılığı daxili təsnifat meyarlarından asılılığı ilə məhdudlaşdı: yəni proqram ulduzundakı xətlərin və zolaqların nisbi gücləri (məsələn, CN-yə qarşı H ^) ölçülmüş və sətir nisbətlərinin istinad siyahısı ilə müqayisə edilmiş və spektral bir sıra standart ulduzlarla uyğunlaşdırılmaqdansa, bu müqayisə əsasında təyin olunan tip. Üstəlik, son kalibrləmə olduqca spesifik idi, hər spektral sinif geniş spektral tip M ilə, xüsusən də spektral tip M ilə birlikdə, Mount Mount-da Adams son problemi qiymətləndirilən mütləq böyüklüyə əsaslanan ədədi bir təsnif əlavə edərək həll etməyə çalışdı. fərdi spektral xətlərin nisbi gücündən. Lakin bu yanaşmanın uğursuz nəticəsi oldu ki, mütləq böyüklükdəki kalibrləmə dəyişikliyi bütün spektral tip miqyasını dəyişdirdi.

Hər iki problemə də MK və spektral təsnifat sisteminin tərifində Morgan və Keenan müraciət etmişlər (bu sistemin yaranma səbəbini ətraflı müzakirə etmək üçün [O2]). Sistemlərinin əsas nailiyyəti onun empirik tərifi idi

Rəng

Şəkil 2.1. ESA Hipparcos peyki [El] tərəfindən% 10-dan daha yüksək dəqiqliklə ölçülən paralakslı ulduzlar tərəfindən təyin olunduğu Hertzsprung-Russell diaqramı.

spektral tiplər müəyyən bir standart ulduzlar dəstinə görə. Proqram ulduzlarının spektrləri, standart ulduzların eyni siqnal səs-küyünə və eyni dispersiyasına aparılmış müşahidələrə qarşı müəyyən bir dalğa uzunluğu aralığında (əvvəlcə 3,930-4,860 A) göstərilən xüsusiyyətlərin nisbi gücünü müqayisə edərək təsnif edilir. Üstəlik, MK sistemi, fasilələrlə istifadə olunan 'c' (dar astarlı), 'g' (nəhəng) və 'd' (cırtdan) seçmələri əvəz edən I, III və V tipləri ilə parlaqlıq sinifinin rəsmiləşdirilmiş bir tərifini əlavə etdi. Standartların başlanğıc ucu MKK ulduz spektrlərinin atlasında qoyulmuşdur [M8]. Sistemin ümumi uğuru, indiki astronomik tədqiqatlarda davamlı istifadəsi (dəyişdirilmiş formada olsa da) ilə qiymətləndirilə bilər. Sonrakı dəyişikliklərin və təkmilləşdirmələrin bir çoxu cırtdan ulduzların müalicəsi üzərində qurulmuşdur.

2.2.2 M cırtdan təsnifat sistemi

Spektral təsnifat sırf morfologiyaya əsaslanır - müəyyən spektral xüsusiyyətlərin görünüşü və itməsi qanunauyğunluqları. Gözlənilən odur ki, spektral dəyişmə ilə sıralanan yaxşı dizayn edilmiş bir sistem də fiziki xüsusiyyətlərə əsaslanır. Buna görə də spektral tip, müəyyən bir ulduzun ümumi fiziki xüsusiyyətlərini təsvir etmək üçün stenoqrafiya metodunu təmin edir, baxmayaraq ki, fizikanın (ulduzların niyə spektral dəyişkənlik göstərdiyini) tarixlərdən sonrakı tarixlər olduğu və təsnifat sisteminin tərifindən asılı olmadığı vurğulanmalıdır.

Spektral təsnifat sisteminin müəyyənləşdirilməsinin ənənəvi metodu, tercihen məlum olan mütləq böyüklük və parlaqlıq sinifindəki ulduzlar ansamblının müşahidələrini aparmaq və asanlıqla tanınması üçün kifayət qədər görkəmli olan bir neçə əsas spektral xüsusiyyəti müəyyənləşdirməkdir. spektrlər uyğun şəkildə düzülmüşdür. Beləliklə, hidrogen Balmer seriyası xətləri O tipindən B tipinə qədər gücünü artırır, daha sonra F, G və K növləri ilə gücünü azaldır, əvvəllər (OB) və sonrakı (FG) ulduzları digər xüsusiyyətləri nəzərə alaraq ayırd edilə bilər, məsələn He I xətlərinin, G-bandın (CH molekuluna görə) və ya ionlaşmış Ca (Ca II) səbəbiylə H və K xətlərinin varlığı və gücü.

M ulduzlarının optik spektrlərində üstünlük təşkil edən TiO lentləri spektral tipin əsas göstəricisi olaraq açıq bir seçimdir. İşlənə bilən bir təsnifat sisteminin müəyyənləşdirilməsində növbəti əməliyyat mərhələsi standartlar şəbəkəsinin qurulmasıdır. Erkən müşahidələr nisbətən parlaq görünən böyüklüyə malik ulduzlarla məhdudlaşdı və nəticədə az sayda M tipli cırtdanları əhatə etdi. Üstəlik, 1940-cı illərdən əvvəl əksər fotoqrafiya müşahidələri spektral xüsusiyyətlərin azalan temperaturla sürətlə doyduğu spektrin mavi-yaşıl bölgəsi ilə məhdudlaşırdı. Nəticədə, ilk MK sistemi M cırtdan təsnifatında məhdud bir faydalıdır.

Bu məhdudiyyətləri nəzərə alaraq, MK sistemi əvvəlcə yalnız M2 tipindən əvvəl əsas ardıcıllıq ulduzları üçün müəyyən edilmişdir. Daha böyük teleskopların və daha səmərəli spektroqrafların və detektorların inkişafı ilə sonrakı tip cırtdanların müşahidələri toplandı və təsnifatı bu soyuducu cırtdanlara da çatdırmaq lazım oldu. Bununla birlikdə, ümumiyyətlə qəbul edilmiş heç bir təlimat olmadan, bir-birinə uyğun olmayan bir neçə sistem ortaya çıxdı. Morgan [M7] və Kuiper [K10] tərəfindən inkişaf etdirilən və ilk növbədə 5.800-6.500 A arasındakı TiO bantlarının gücünə bağlı olan Yerkes sistemi və Joy's Mount Wilson sistemi idi ki, bu da TiO bant gücünü spektral tipin əsas göstəricisi kimi mavi spektral rejim. Fərqli dalğa boylarındakı fərqli meyarlara əsaslanan bu sistemlər, sonrakı tip M cırtdanların təsnifatında fərqləndilər. Wolf 359 ulduzu Morgan tərəfindən M8 tipi, Joy tərəfindən dM6e tipi olaraq təsnif edildi. Beləliklə, fərqli M cırtdanlarının müşahidələri müqayisə olunmazdan əvvəl bir ulduzun təsnif edilməsi üçün hansı sistemdən istifadə edildiyini müəyyənləşdirmək lazım idi.

M cırtdanları vizual və ya mavi spektrlərdən istifadə etməklə təsnifləşdirməkdə problemin bir hissəsi, bu dalğa uzunluqlarının enerji paylanmasının zirvəsindən uzaq olması və yüksək siqnal-səs-küy müşahidələrini çətinləşdirməsidir. Keenan və MacNeil [K1] yenidən işlənmiş MK sisteminin dalğa boyu örtüyünə əlavə edərkən, Boeshaar [B6] əvvəlcə 6.800 A qədər qırmızı rəngli xüsusiyyətləri özündə birləşdirdi. Kirkpatrick və əməkdaşları [K2] sistemi daha da uzun dalğa boylarına və sonrakı tip ulduzlara uzadıblar. .1 Onların kalibrlənməsi - KHM sistemi olaraq təyin edilmişdir - hər iki nisbi üstünlüklərə əsaslanır

1 Bu müşahidələr, əksəriyyəti ya Willem Luytenin illik uyğun hərəkətləri 0,5arcsec-dən çox olan Ulduzlar kataloqundakı sayı ilə (LHS 2924-də olduğu kimi LHS olaraq təyin olunmuş Luyten Half Second Catalog) sayları ilə ya da onların ulduzları üzərində cəmləşir. Wilhelm Gliese və Hartmut Jahreiss tərəfindən tərtib edilmiş yaxınlıqdakı ulduz kataloqu nömrəsi (Gl və ya GJ təyin, məsələn, Wolf 359, Gliese'nin 1969 kataloqundakı 406-cı ulduz Gl406'dır [G5].

Şəkil 2.2. M cırtdanların mavi-yaşıl optik spektrləri, spektral tipin kalibrlənməsi üçün istifadə olunan əsas xüsusiyyətləri əks etdirir. Görkəmli molekulyar zolaqlar və atom xüsusiyyətləri müəyyən edilmişdir.

Dalğa boyu

Şəkil 2.2. M cırtdanların mavi-yaşıl optik spektrləri, spektral tipin kalibrlənməsi üçün istifadə olunan əsas xüsusiyyətləri əks etdirir. Görkəmli molekulyar zolaqlar və atom xüsusiyyətləri müəyyən edilmişdir.

6,300-9,000 A aralığında və bu dalğa boylarında ümumi spektral yamacda spektral xüsusiyyətlərin. Təsnifat, geniş standartlar şəbəkəsinin eyni qətnamədə aparılmış müşahidələrə qarşı axını kalibr olunmuş spektrlərin ən kiçik kvadratlarına uyğunlaşdırılmasıdır. Bütün spektral xüsusiyyətlər müəyyən dərəcədə son tip təyin olunmasına kömək edir. Bununla birlikdə, kalibrləmə içərisindəki ağırlığın çox hissəsi daha güclü molekulyar zolaqlara (titan oksidi, vanadium oksidi və kalsium hidrid) əsaslanır və fərdi xüsusiyyətlərin gücü təxminən KHM sisteminə uyğun bir tərəzi təyin etmək üçün istifadə edilə bilər. Məsələn, 7.050 A TiO bandın dərinliyinin ölçülməsi, cırtdanlar üçün M6 tipindən (band başlığı doyurduğu) daha erkən dövrlərdə KHM standart ulduzları üçün məlumatlara qarşı kalibrlənmiş spektral növlər təmin edir [R2].

Bessell [B5] M cırtdanlar üçün alternativ bir spektral tipli kalibrləmə təyin etmişdir. Onun sistemi TiO bandı əsasında Wing'in [W3] nəhəng ulduz spektral növləri ilə əlaqədardır.

Şəkil 2.3. M cırtdanların qırmızı optik spektrləri, spektral növlərin kalibrlənməsi üçün istifadə olunan əsas xüsusiyyətləri göstərir.

6500 7000 7500 8000 8500 9000 Dalğa boyu

Şəkil 2.3. M cırtdanların qırmızı optik spektrləri, spektral növlərin kalibrlənməsi üçün istifadə olunan əsas xüsusiyyətləri göstərir.

əvvəlki tip M cırtdanlar və VO-da TiO lentlərinin doymuş olduğu sonrakı tip ulduzlar üçün güc. Ağlabatan razılaşma var (

Əvvəlki vəziyyətdə KHM sistemi ilə 0.5 spektral sinif), lakin Bessell sonrakı VLM cırtdanlarına sistematik olaraq daha erkən növlər verir: məsələn, Gl 752 B (VB 10) KHM sistemində M8 tipidir, lakin Bessellin sistemində M7 tipidir. Daha geniş istifadə olunan KHM sistemi bu kitabda qəbul edilmişdir.

Rəqəmlər 2.2 və 2.3 göy-yaşıl və uzaq qırmızı dalğa uzunluğunu əhatə edən və əsas spektral xüsusiyyətləri müəyyənləşdirən K və M cırtdanlarının optik spektrlərini təqdim edirlər. Dəyişən spektral tipli fərdi xətlərin və zolaqların gücündə açıq bir korrelyasiya var. TiO K7 tipində mövcuddur, lakin zəifdir və band başlarının çoxunun doymuş olduğu M6 tipinə qədər gücünü artır. Bir neçə metal hidriddən - MgH, FeH və xüsusən də CaH-dan qaynaqlanan lentlər də əvvəlcə K7 ulduzları arasında aşkar olunmağa başlayır və sonrakı spektral tipi ilə məşhurlaşır. Daha qırmızı TiO zolaqlarının doyması ilə eyni temperaturda, VO 7,330-7,530 A-da özünü göstərir. FeH bant başlıqları da ən son spektral tiplərdə 7,786, 8,692 və 9,020 A-da görünür.

Bu dalğa boylarında ən güclü atom xətləri 4.227 A-da Ca I, 5.890 / 5.896 A-da Na I dubletləri (Şəkil 2.2-də çəkilən mavi-göyərən spektrlərin uzun dalğa uzunluğu həddində D xətləri) və 8,183 / 8,195 A, 7.665 / 7.699 A-da KI dubleti və daha az dərəcədə, Ca.4 'infraqırmızı' üçlüyü 8.498, 8.542 və 8.662 A-da, sonrakı spektral tiplərə qarşı gücün son qeyd edilən azalması, 8.432 olaraq aşkarlanması daha çətindir. TiO bandı gücü artır. Digər atom xüsusiyyətləri ümumi güc artımını göstərir, baxmayaraq ki Ca I 4,227 A sonrakı spektral tiplərdə TiO udma ilə bataqlaşır. KI dubleti arasında bərabər enlikdə daralır

M7 və M9.5, sonrakı növlərdə dramatik şəkildə genişlənmədən əvvəl. Ətraflı M cırtdan spektroskopik atlaslar Kirkpatrick et al. [K2], [K3] və ən son M spektral növləri üçün Tinney və Reid [T1].

M cırtdanlar uzun müddət hidrogen yandıran əsas ardıcıllığın ən aşağı ətraflarını - H-R diaqramının Ultime Thule-ni təyin edən olaraq qəbul edildi. Bununla birlikdə, xüsusilə yaxın infraqırmızı dalğa uzunluqlarında geniş açılı fotometrik tədqiqatların həssaslığında nəzərəçarpacaq dərəcədə yaxşılaşma getdikcə daha zəif və soyuducu aşağı kütləli cırtdanların aşkarlanması ilə nəticələndi. Bu cisimlərin ən həddindən çoxu, M sinifində yerləşə bilməyən, yeni bir spektral sinifin - təxminən yarım əsrdən birincisi olan L sinfinin tərifini tələb edən spektral xüsusiyyətlərə malikdir.

1988-ci ildə kəşf edilən ilk L cırtdanı, bir DA ağ cırtdanın son dərəcə qırmızı, aşağı parlaqlıq yoldaşı GD 165B idi [B2]. İlkin spektroskopik müşahidələr [K4] bu cırtdan və VB 10, LHS 2924 və LHS 2065 kimi yaxşı tədqiq edilmiş gec tipli M cırtdanlar arasındakı şaşırtıcı fərqli cəhətləri təklif etdi. Lakin, yalnız 2.3 m teleskopla səs-küyün səs-küy mövcud spektr az idi, daha parlaq ağ cırtdan yoldaş əhatə dairəsini ^ 7500 A ilə məhdudlaşdırdı. Nəhayət, asimptotik nəhəng budaq və ya planetar bulutsunun təkamül mərhələsində (zəngin) metal zəngin ejektura ilə atmosferin əhəmiyyətli dərəcədə çirklənməsi ehtimalı artırıldı. degenerasiya olunmuş yoldaş. Beləliklə, GD 165B, ümumiyyətlə, bənzərsiz bir qəribəlik hesab edildi.

Buna baxmayaraq, Kirkpatrick, Henry və əməkdaşlıq edənlər tərəfindən rəhbərlik edilən aşağı temperaturlu və daha parlaq cırtdanların axtarışı davam etdirildi, onlar 'ultracool' (& gtM7) cırtdanların nümunələrini müvafiq hərəkət kataloqularından tərtib etdilər [K5]. Fəsil 6-da daha ətraflı təsvir edildiyi kimi, kəşf 1997-ci ildə gəldi. Əvvəlcə, 2-Micron All- üçün prototip kamera ilə əldə edilmiş infraqırmızı fotometrinin köməyi ilə seçilmiş ümumi sahədəki namizəd tip cırtdanların spektroskopiyası. Sky Survey (2MASS, [S6]), başlanğıcda & gtM10 [K6] növü kimi təsnif edilmiş bir həddindən artıq ultracool cırtdanının, 2MASSP J0345432 + 254023, müəyyənləşdirilməsi ilə nəticələndi. Bundan qısa müddət sonra Ruiz və s. [R4], GD 165B-ni xatırladan qeyri-adi bir optik spektri olan Kelu 1 (Kelu qırmızı üçün Mapuchedir) adlı zəif bir hərəkət ulduzunu kəşf etdi.

Şəkil 2.4. L cırtdan spektral ardıcıllıq. ([K8] -dən, Astrofizika jurnalının nəzakəti.)

Damlama infraqırmızı yaxınlıqdakı geniş sahə tədqiqatları, DENIS və 2MASS-ın ilk nəticələri ilə selə çevrildi. DENIS qəhvəyi cırtdan mini-sorğusundan [Dl] ultrakool namizədlərinin spektroskopiyası GD 165B-yə bənzər üç təcrid olunmuş cırtdan aşkar etdi. Eynilə, 2MASS anketində rəng seçilmiş namizədlərin təqib müşahidələri, 1997-ci ilin avqustu ilə 1999-cu ilin iyul ayları arasında 85-dən çox bu cür obyektin müəyyənləşdirilməsi ilə nəticələndi [K8]. Əsasən ya Sloan Rəqəmsal Səma Araşdırması (SDSS - F4, S7) və 2MASS (C3, C4) məlumatlarına əsaslanan sonrakı tədqiqatlar mövcud nümunəni üç dəfədən çox artırdı. Bu təqib müşahidələrinin bir çoxu Keck 10 metrlik teleskopdakı Aşağı Çözünürlüklü Görüntüləmə Spektroqrafının [Ol] misilsiz işıq tutma üstünlüyünə malikdir, lakin buna baxmayaraq bir çox L cırtdan A & lt 7.000 A-da müşahidə etmək üçün çox zəifdir. İndi bilinən 300 L-dən çox cırtdan ilə GD 165B qəribəlikdən prototipə çevrildi.

Şəkil 2.5. Spektral sinif L.-ni təyin edən əsas xüsusiyyətlər ([K8] -dən, Astrofizika Jurnalı nəzakəti ilə.)

Şəkil 2.5. Spektral sinfi L.-ni təyin edən əsas xüsusiyyətlər ([K8] -dən, Astrofizika jurnalının nəzakəti ilə.)

2MASS verilənlər bazası kifayət qədər zəngindir, yeni spektral sinif üçün yaxşı seçilmiş bir ardıcıllıq təmin edir (Şəkil 2.4). KHM M cırtdan ardıcıllığında olduğu kimi, əsas təsnifat dalğa uzunluğu 6.000-10.000 A arasındakı spektral davranışa əsaslanır. Xüsusi xüsusiyyətlər Şəkil 2.5-də müəyyən edilmişdir. L tipini M tipindən ayıran əsas xarakterik xüsusiyyət, spektral sinfi M-nin əsas meyarı olan TiO-nun azalma gücüdür. VO ən erkən L cırtdanlar arasında önəmli olaraq qalır, lakin Kelu 1-də (spektral tip L2) çətinliklə aşkar olunur. Dominant molekulyar xüsusiyyətlər metal hidridlərdir: uzaq qırmızı dalğa boylarında CaH, FeH və CrH və 6000 A qısa MgH. 8,183 / 8,192 A-da Na I dubleti getdikcə daha spektral tiplə zəifləyir, lakin rezonans xətləri KI, Cs I, Rb I və natrium D xətləri getdikcə güclənir. K I 7,665 / 7,699 A davranışı

dublet xüsusilə maraqlıdır, spektral tip L4-də bariz şəkildə genişlənir. İki komponent bir-birinə bərabər olan eni 100 A-dan çox olan bir-birindən mahiyyətcə fərqlənmir. Natrium D cizgiləri bu dalğa boylarında müşahidə üçün kifayət qədər parlaq bir neçə L cırtdanında oxşar davranış göstərir.

Bu dəyişikliklərin təməlində dayanan fizika 4 və 6-cı fəsillərdə ətraflı şəkildə müzakirə olunur. Keyfiyyət baxımından toz əmələ gəlməsinin TiO və VO-nu atmosferdən kənarlaşdıraraq qeyri-şəffaflığı azaldır. Nəticədə fotosfer (ulduz 'səthi) nisbətən yüksək dərinlikdə yerləşir, burada təzyiq genişlənmə daha çox növ arasında ağ cırtdan nisbətlərin xətt enlərinə səbəb olur.

Şəkil 2.4-də çəkilən spektrlərdən bir neçəsi 6,708 A-da bir udma xətti nümayiş etdirir (məsələn, 2MASS J1146 + 2230 və 2MASS J0850 + 1057). Bu xüsusiyyət lityumdan qaynaqlanır və 3-cü fəsildə izah edildiyi kimi, bu cisimlərin 0,06 M0-dan aşağı kütlələrə sahib olduğunu - qəhvəyi cırtdan rejiminin içərisində olduğunu müəyyənləşdirir.Bununla birlikdə, Fəsil 3-də təsvir olunan nəzəri modellər, kütlələri 0.08-0.085 M0-dan aşağı olan ulduzların ehtimal olunan M cırtdan / L cırtdan sərhəddən (^ 2.000 K) daha aşağı temperaturlara çatdığını göstərir. Beləliklə, erkən tip L cırtdanlar çox az kütləli hidrogen yanan ulduzlar və degenerasiya olunmuş qəhvəyi cırtdanların qarışığıdır.

1990-cı illərin ortalarında edilən kəşflər L cırtdan təsnifatını belə tükəndirdi. Fəsil 6-da daha sonra müzakirə ediləcəyi kimi, yeni bir qəhvəyi cırtdan növü, Günəşdən yalnız 5.5 parsekdə uzanan bir M0.5 cırtdanının parlaqlığı çox aşağı olan Gl 229B-nin təsbit edilməsi ilə ortaya çıxdı [N1]. Bu obyekt Günəş sistemindəki nəhəng planetlərin spektrlərinə bənzər infraqırmızı dalğa boylarında güclü metan udma ilə xarakterizə olunur. Xüsusiyyətlərdəki bu köklü dəyişiklik Gl 229B'yi L cırtdanlarından ayırır və onu spektral sinif T prototipi olaraq qeyd edir.

Bütün T cırtdanlar yeraltı kütləli qəhvəyi cırtdanlardır - effektiv temperatur istənilən mərkəzi hidrogen birləşməsini yerləşdirmək üçün çox aşağıdır. Bu obyektlər son dərəcə aşağı parlaqlığa malikdir (& lt10

5 L0) və nəticədə digər nümunələrin kəşfi daha parlaq L cırtdanlara nisbətən daha yavaş bir sürətlə davam etmişdir. Buna baxmayaraq, SDSS [S8, L10] və 2MASS [B8, B9] tədqiqatları 2004-cü ilin sonunadək təsdiqlənmiş 60-dan çox T cırtdanın kataloqu üçün birləşdirildi (bax. Bölmə 6.6.2).

T cırtdan təsnifat sistemi əsasən infraqırmızı dalğa uzunluğundakı spektral morfologiyaya əsaslanır (metan zolaqlarının üstünlük təşkil etdiyi 1-2.5 (bax. Bölmə 2.2.6). Uzaq qırmızı optik dalğa uzunluqlarında spektrlər ən son görünən meylləri davam etdirir. L tipli cırtdanlar (Şəkil 2.6 da baxın [B10]). KI 7,665 / 7,699 dubleti, 8000 A-dan qısa müddətə axının çox hissəsini udmaq üçün Na ID xətləri ilə birləşərək gücündə böyüməyə davam edir, lakin ola bilər hələ erkən tip T cırtdanlarda mövcuddur, rubidiya və sezyum atom xətləri artdıqca zəifləyir, lakin davam edir

T7. 9.250 / 9.450 A-da su udma sonrakı tip T cırtdanlarda gücündə artım və spektrin ümumi forması T2-dən T8-ə qədər qırmızıya doğru dik olur.

İki son məsələni xatırlatmaq lazımdır. Birincisi, niyə L və T spektral növləri? Əsaslandırmanı Kirkpatrick [K7] verir: ilə mümkün qarışıqlığı aradan qaldırdıqdan sonra

Şəkil 2.6. Uzaq-qırmızı T optik spektrləri, geniş Na I və K I emilimini daha yaxşı göstərmək üçün, loqosma axını miqyasında SDSS1254-in R / I-band spektrini cızdırır. ([B10] -dan, Astrofizika jurnalının nəzakəti.)

Şəkil 2.6. Uzaq-qırmızı T optik spektrləri, geniş Na I və K I emilimini daha yaxşı göstərmək üçün, loqosma axını miqyasında SDSS1254-in R / I-band spektrini cızdırır. ([B10] -dan, Astrofizika jurnalının nəzakəti.)

ağ cırtdanlar, eliptik qalaktikalar, supernovalar və s., yalnız beş hərf - H, L, T, Y və Z - birmənalı spektral tip təyinatları olaraq qalır. Bu beşdən L, M-ə ən yaxındır və T ardıcıllıqdakı növbəti Y, daha da soyuq qəhvəyi cırtdanlar üçün ayrılmışdır [K14]. İkinci məsələ, yeni spektral təsnifat sxemi OBAFGKMLT (Y) üçün uyğun bir mnemonik hazırlamaqla əlaqədardır. Bu məsələ oxucu üçün bir tapşırıq olaraq qalır.

Son bir neçə ildə H-R diaqramında K və M cırtdanlarına paralel bir ardıcıllıq meydana gətirən spektral panteon-karbon cırtdanlarına gözlənilməz bir əlavə edildi. Karbonla zəngin nəhəngləri ilk olaraq 1868-ci ildə Secchi müşahidə etdi [S9], ulduz spektrlərinin 'əks karbon spektri ilə əhəmiyyətli bir bənzətmə' göstərdiyini şərh etdi (əksinə, laboratoriya karbon spektri emissiyadadır, ulduz spektri isə udma ilə). Secchi, spektral təsnifat sxemində bunları Tip IV kimi təsnif etdi. Fleming 'özünəməxsus spektrləri' araşdırmasına karbon nəhənglərini daxil etdi və ən çox Harvard sisteminə N sinfi olaraq əlavə edildi [F5]. Pickering, R sinfinə təyin edilmiş bir sıra mavi rəngli karbon ulduzlarını təyin etdi. Keenan və Morgan, molekulyar xüsusiyyətlərə deyil, atom xəttlərinin gücünə görə C0 - C9 kimi təsnif edilən C tipi olaraq hər iki ulduz dəstini MKK sisteminə hopdurdular. [K11]. Eyni zamanda, Keenan və Morgan, 'qeyri-adi dərəcədə böyük CH intensivliyi ilə xarakterizə olunan' CH ulduzlarının - karbon ulduzlarının mövcudluğunu qeyd etdilər. Bunlar metaldan zəif bir halo subgantıdır (bax. Fəsil 7). Nəhayət, qarışığa J tipli karbon ulduzları əlavə edildi - C13 / C12 izotop nisbətinin qeyri-adi dərəcədə yüksək olduğu ulduzlar, güclü C13N udma zolaqlarına səbəb oldu [B14].

İlk karbon cırtdanı - 58 parsek məsafədə [D3] uyğun bir hərəkət ulduzu G 77-61 - Secchi'nin ilk dəfə karbon nəhənglərini astronomik cəmiyyətin diqqətinə çatdırmasından bir əsr sonra müəyyən edildi. Növbəti iyirmi ildə yalnız bir neçə başqa cırtdan karbon ulduzu kəşf edildi, lakin Sloan anketində çox qırmızı ulduzların təqib etdikləri müşahidələr son bir neçə ildə artan rəqəmləri üzə çıxardı [M14, D4]. Nisbətən az sayda insanın birbaşa məsafə ölçmələri olduğu halda, bu ulduzların gec K, erkən və orta tip M cırtdanlarınki ilə uyğun mütləq görmə böyüklüyünə sahib olduğu aydındır. Tipik nümunələrin optik spektrləri Şəkil 2.7-də göstərilmişdir.

Karbon nəhəngləri üçün meydana gəlmə mexanizmi yaxşı başa düşülür. Karbon üç helyum nüvəsinin birləşərək bir karbon nüvəsi meydana gətirdiyi üçlü nüvə reaksiyasının məhsuludur (bax. Fəsil 3). Bu reaksiya qırmızı nəhəng budağın yuxarı hissəsində alovlanır. İkinci və ya asimptotik nəhəng budaqda (AGB: Cepheid sonrası / üfüqi budaq təkamülü) təkamül zamanı xarici konveksiya zonaları səthdən xeyli aşağıya dalır və nukleosintetik məhsulları daxili bölgələrdən 'dərinləşdirir'. Bu məhsullar xarici zərfin kimyəvi tərkibini dəyişdirir. Karbon oksigenlə güclü şəkildə birləşərək karbon monoksit meydana gətirir. Karbon atomlarının sayı ulduz zərfindəki oksigen atomlarının sayından (C / O & gt 1) artıq olduqda, effektiv şəkildə bütün oksigen CO-ya bağlanır, buna görə TiO əmələ gətirmək və xarakterik M istehsal etmək üçün titanla birləşmək mümkün deyildir. - növ udma spektri. Nəticədə, optik spektrdə molekulyar karbon (C2), CH və CN üstünlük təşkil edir.

Bu ssenarinin mürəkkəbliyi üçqat reaksiyanın yalnız 10 milyon dərəcəni aşan temperaturlarda baş verməsi, yalnız orta kütləli ulduzların nüvələrində əldə olunan dəyərlər M & gt 1.5 M0 və yalnız bu ulduzlar əsas ardıcıllığın xaricində inkişaf etdikdən sonra baş verməsidir. Bu məhdudiyyətləri nəzərə alsaq, 0,5 M0 əsas ardıcıllıqla cırtdan bu qədər karbon necə əldə edə bilər? Cavab karbon cırtdanlarının tək ulduzlar deyil, digərinin (əvvəlcə) daha kütləvi ulduzun qırmızı nəhəng, Cepheid, AGB və planet dumanlığı mərhələlərində ağ cırtdana çevrildiyi təkamül etdiyi ikili sistemin daha parlaq komponenti olduğu görünür. . Planet bulutsusu mərhələsində, kütləvi hissəsi zərfinin çox hissəsini atır və işlənmiş materialın bir hissəsi aşağı kütlə yoldaşı tərəfindən toplanır. Bu qırıntılar C tipli AGB ulduzundan gəlirsə, aşağı kütlə komponentinin xarici zərfi C / O & gt 1 səviyyəsinə qədər çirklənə bilər. Xalis nəticə dC tipi kimi təsnif edilmiş bir karbon cırtdanıdır [G8]. Məlum dC ulduzlarının nisbətən metal olduğuna dair bəzi dəlillər də var.


Uğursuz Ulduzlar

Qəhvəyi cırtdanlar kimi tanınan uğursuz ulduzlar, ulduzlar kimi meydana gəlir və böyük hidrogen qaz buludlarının cazibə qüvvəsinin dağılması nəticəsində yaranır. Ancaq ulduzlardan fərqli olaraq, qəhvəyi cırtdanlar, günəşimiz kimi ulduzları gücləndirən proses olan hidrogenləri alovlandırmaq və birləşdirmək üçün kifayət qədər kütləyə sahib deyillər. Bu səbəbdən parlamırlar və kiçik ola bilər, bəzən Yupiter kimi qaz nəhənglərindən bir az daha böyükdür.

Qəhvəyi cırtdanlar

& # 8211 Spektral Növ: M, L, T, Y
& # 8211 Yaşam Döngüsü: Əsas olmayan ardıcıllıq
& # 8211 Yayılma:

2.800K
& # 8211 Tipik parlaqlıq:

0.08
& # 8211 Tipik yaş: Müəyyən olunmamış, lakin bir neçə trilyon il olduğu şübhəsi var

Qəhvəyi cırtdanlara Gliese 229 B, 54 Piscium, Luhman 16 daxildir. Qeyd edək ki, qəhvəyi cırtdan ulduzlar çox sayda mövcud olduğu halda, Luhman 16, yalnız 6,5 işıq ili uzaqlıqda olan ən yaxın nümunədir.

Qəhvəyi cırtdanlar, ümumiyyətlə “uğursuz ulduzlar” olaraq da adlandırılırlar, ən kütləvi qaz planetləri ilə ən az kütləvi həqiqi ulduzlar arasındakı boşluğu dolduran ulduz cisimləridir. Tipik olaraq, qəhvəyi cırtdan ulduzlar 13 - 80 Yupiter kütləsi kütləsi aralığına düşür, alt qəhvəyi cırtdan ulduzlar bu aralığın altına düşür və ən az kütləvi qırmızı cırtdan ulduzlar onun üstünə düşür. Qeyd edək ki, qəhvəyi cırtdan ulduzlar əsasən görünən işıq yaymırlar, amma harada olduqları zaman geniş rənglərdə meydana gələ bilərlər. İnsanın görmə qabiliyyəti bu tip ulduzların çoxunu tünd qırmızı və ya tünd qırmızı rəng kimi qəbul edəcəkdir.

Qəhvəyi cırtdan ulduzlar hidrogenlərin nüvələrindəki heliuma çevrilmə prosesini başlatmaq və davam etdirmək üçün kifayət qədər kütləli olmasa da, bəzi qəhvəyi cırtdanlar, deyerium (2H) və lityumun (7Li) müxtəlif izotoplara çevrildiyi bir prosesi davam etdirə bilirlər. ulduz kütlələri müvafiq olaraq 13 və 65 Yupiter kütləsindən yuxarıdır.


İlk Tip-Y Ulduz?

Müəllif: Alan MacRobert 10 aprel 2008 3

Bu kimi məqalələri gələnlər qutunuza göndərin

Kanada-Fransa-Havay Teleskopundan alınan bu rəngli infraqırmızı görüntüdə, mərkəzdəki qırmızı nöqtə, Cetusda yeni kəşf edilmiş qəhvəyi cırtdan CFBDS 0059-dur. Fırınınızdan çox isti deyil.

230 dərəcə istiliyin olduğu yerə çatmıram. Bəhs etdiyiniz press-relizdə 'istilik 350 ° C' dir. Mənə elə gəlir ki, sən hardasa səhv etmisən.

Düz deyirsiniz, onu düzəltdim. Təşəkkürlər! --A.M.

Şərh yazmaq üçün daxil olmalısınız.

Tamam, səhvləri düzəltmə mərhələsində olduğumuz zaman görünür: bu ulduz Balıqlardakı kimi deyil. Cetus'dakı başqa bir yerdə oxudum və koordinatları bunun doğru olduğunu göstərəcəkdir.

Sabit oldu. Həqiqətən Balıqların altındadır. --A.M.

Şərh yazmaq üçün daxil olmalısınız.

Əvvəlcə "O Ol Fine Girl / Guy, Kiss Me" öyrətdim, sonra ". Dodaqlar və Dil" sonuna əlavə edə bildim. indi "Y" ilə nə edə bilərəm?


Morgan Keenan Ulduz Təsnifatı

Nəhayət, Harvard sistemi ilə Yerkes parlaqlıq sinifləri birləşdirildikdə, mövcud Morgan Keenan (MK) ulduz təsnifat sistemini əldə edirik. Bu səbəbdən hər bir ulduz səthinin istiliyinə görə spektral sinif və səth cazibəsinə (parlaqlığına) uyğun bir parlaqlıq sinfi təyin olunur. Yəni Günəşimiz G2V ulduzudur. Səthinin temperaturu təxminən 5.900 K (G tipi) və hidrogenini nüvəsindəki helyuma birləşdirir, bu səbəbdən əsas ardıcıllıq (V) ulduzdur. MK sistemi, Kainatdakı bütün ulduzları növbəti məqalədə öyrənəcəyimiz yalnız bir diaqram - Hertzsprung Russell diaqramı üzərində qurarkən işə düşür.


Tədqiqatçılar, GJ 740 adlı Qırmızı Cırtdan Ulduzun ətrafında dövr edən bir Super-Earth kəşf edirlər

Qırmızı cırtdan ulduzların ətrafındakı orbitdəki ekzoplanetlər son illərdə çox tədqiq edilmişdir. Bu ulduzların təsirli səth temperaturu 2400 ilə 3700 K arasında dəyişir (Günəşdən 2000 dərəcədən çox) və kütlələr 0,08 ilə 0,45 günəş kütlələri arasında dəyişir. Bu çərçivədə, bu tip ulduzlar ətrafında planetlərin axtarışı ilə məşğul olan Severo Ochoa-La Caixa İnstitutunun (IAC) doktorantı Borja Toledo Padronun rəhbərlik etdiyi bir tədqiqatçı qrupu, bir super-Earth orbitini kəşf etdi. ulduz GJ 740, dünyadan 36 işıq ili qırmızı cırtdan ulduz.

Planet ulduzunun ətrafında 2,4 gün dövr edir və kütləsi Yer kürəsindən təxminən üç qat çoxdur. Ulduz Günəşə və planet ulduza çox yaxın olduğundan, bu yeni super-Earth bu on ilin sonuna qədər çox böyük diametrli teleskoplarla gələcək tədqiqat mövzusu ola bilər. Tədqiqat & # 8217s tapıntıları bu yaxınlarda Astronomy and Astrophysics jurnalında yayımlandı.

Tədqiqatçılar, dünyadan 36 işıq ili yaxınlıqda yerləşən qırmızı cırtdan bir ulduz olan GJ 740 ulduzunun ətrafında dövr edən bir super-dünya kəşf etdiyini bildirdi.

& # 8220Bu planet bu tip ulduz ətrafında ən qısa ikinci orbital dövrə sahibdir. Kütlə və dövr, təxminən 1,4 Earth radius radiuslu, qayalı bir planetə işarə edir və bunu gələcək TESS müşahidələrində təsdiq edə bilər & # 8220Borja Toledo Padrón, məqalənin ilk müəllifi & # 8217. Məlumatlar ayrıca 9 il orbital dövrü olan və Saturnun (100 Yer kütləsinə yaxın) kütləsi ilə müqayisə edilə bilən ikinci bir planetin mövcudluğunu göstərir, baxmayaraq ki, onun radial sürət siqnalı ulduzun maqnit dövrü ilə əlaqəli ola bilər (oxşar) siqnalın bir planet sayəsində olduğunu təsdiqləmək üçün daha çox məlumatlara ehtiyac var.

Tranzit metodundan istifadə edərək ekzoplanetlərin aşkarlanmasında ən uğurlu biri kimi tanınan Kepler missiyası (ətrafındakı planetlərin özümüzlə özümüz arasında keçməsi səbəbindən bir ulduzun parlaqlığındakı kiçik dəyişikliklərin axtarışıdır), ümumilikdə 156 kəşf etdi sərin ulduzlar ətrafında yeni planetlər. Məlumatlara görə, bu tip ulduzlar ortalama dövrləri 200 gündən az olan 2,5 planetə sahibdir.

Sərin ulduzlar ətrafında yeni ekzoplanetlərin axtarışı planetin kütləsi ilə ulduz kütləsi arasındakı daha kiçik fərqdən daha isti spektral siniflərdəki ulduzlarla müqayisədə (planetlərin aşkarlanmasını asanlaşdıran) əsaslanır. bizim Galaxy’da bu tip bir çox ulduz kimi & # 8221 şərh Borja Toledo Padrón.

Yeni bir super-Earth qırmızı cırtdan bir ulduzun ətrafında döndüyünü təsbit etdi

Sərin ulduzlar eyni zamanda radial sürət metodundan istifadə edərək planetlərin axtarılması üçün yaxşı bir yerdir. Spektroskopik müşahidələrdən istifadə edərək bu metod bir planetin ətrafındakı orbitdə cazibə cazibəsi nəticəsində meydana gələn sürətindəki kiçik dəyişiklikləri aşkar edir. 1998-ci ildə sərin bir ulduz ətrafında bir ekzoplanetin ilk radial sürət siqnalının aşkarlanmasından bəri, radial sürət metodu ilə cəmi 116 ekzoplanet kəşf edilmişdir.

& # 8220Bu metodun əsas çətinliyi ekzoplanet səbəbindən çox oxşar spektroskopik siqnallar yarada bilən bu tip ulduzların sıx maqnit fəaliyyəti ilə əlaqədardır. & # 8221 deyir IAC tədqiqatçısı olan Jonay I. González Hernández. bu məqalənin həmmüəllifidir.

Tədqiqat, IAC-ın Kataloniyanın Institut de Ciències de l & # 8217Espai (IEEC-CSIC) və İtalyan proqramı GAPS (Global Architecture of) ilə əməkdaşlıq etdiyi HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey) layihəsinin bir hissəsidir. Məqsədləri Roque de Los Muchachos Rəsədxanasında (Garafía, La Palma) Teleskopio Nazionale Galileo (TNG) üzərində HARPS-N istifadə olunan sərin ulduzlar ətrafındakı ekzoplanetlərin aşkarlanması və xarakteristikası olan Planetary Systems).

Bu kəşf, Calar Alto Rəsədxanasında (Almera) 3,5 metrlik teleskopda CARMENES spektrografı və La Silla Rəsədxanasında 3,6 metrlik teleskopda HARPS ilə ölçmələr aparan HARPS-N ilə aparılan altı illik müşahidə kampaniyası sayəsində mümkün olmuşdur ( Çili), eləcə də ASAP və EXORAP anketlərindən fotometrik dəstək. IAC tədqiqatçıları Alejandro Suárez Mascareo və Rafael Rebolo da bu layihədə iştirak edirlər.


Videoya baxın: Miro - Nəfəs #MediaStation (Sentyabr 2021).