Astronomiya

Bir ulduzun spektrindən fırlanma müddətini necə qiymətləndirmək olar?

Bir ulduzun spektrindən fırlanma müddətini necə qiymətləndirmək olar?

Rəqəm göstərilir; Ölçmələr iki ardıcıl müşahidə gecəsində aparıldı. Ordinat davamlılığa normallaşmış axındır və absissa dalğa uzunluğu şkalasıdır. Ləkə profildə hərəkət edərkən bəzi Starspot-a istinad edən oxlarla göstərilən "zərbələri" görə bilərsiniz; tək bir zamana dayanıqlı mövqe sabit bir nöqtə götürmək.

Ləkə fırlandıqda ulduz kimi səthdə "hərəkət edərkən" alt profillə müqayisədə yuxarı sətir profilindəki oxlarla göstərildiyi kimi "zərbələr" bir qədər dəyişir; buradan fırlanma müddətinin qiymətləndirməsini necə əldə edəcəyimə əmin deyiləm? Yalnız absis üçün dalğa boyu verilmişdir.

Şəkil istinad: Gray, D. (2005). Ulduz Fotoşəkillərin Müşahidəsi və Təhlili (3-cü nəşr), səhifə 498. Cambridge: Cambridge University Press. doi: 10.1017 / CBO9781316036570


Xətt profilinin mavi tərəfindən qırmızıya keçmək üçün fırlanma müddətinin yarısını bir ləkə "qabar" etmək lazımdır.

Çarpmanın bəlkə də bir gecədə profilin 20% -i boyunca hərəkət etdiyini görə bilərsiniz, beləliklə fırlanma dövrü belə qiymətləndiriləcəkdir $ sim 10 $ günlər.

Sigma Gem dövrünə baxanda 19,6 gündür. Beləliklə, metodum gözlə çox dəqiq deyil, ancaq əzaların qaralmasını və spektrografın spektral həllini nəzərə almaq üçün ulduz və ləkə spektrini daha dəqiq simulyasiya etməlisiniz.


Mündəricat

Qaya planetlər və asteroidlər kimi qatı cisimlər üçün fırlanma dövrü tək bir dəyərdir. Ulduzlar və qaz nəhəngləri kimi qaz və ya maye cisimlər üçün, dönüş dövrü, diferensial fırlanma deyilən bir fenomen səbəbiylə obyektin ekvatorundan qütbünə qədər dəyişir. Tipik olaraq, bir qaz nəhəngi (Yupiter, Saturn, Uranus, Neptun kimi) üçün göstərilən fırlanma dövrü, planetin maqnit sahəsinin fırlanmasından təyin olunduğu kimi onun daxili fırlanma dövrüdür. Sferik simmetrik olmayan cisimlər üçün fırlanma dövrü ümumiyyətlə cazibə qüvvəsi və ya gelgit qüvvələri olmadıqda belə sabit deyil. Çünki fırlanma oxu kosmosda sabitləşsə də (bucaq impulsunun qorunması ilə), mütləq obyektin öz bədənində sabitləşmir. [ alıntıya ehtiyac var ] Bunun nəticəsində cisimin fırlanma oxu ətrafındakı ətalət anı dəyişə bilər və bu səbəbdən də fırlanma sürəti dəyişə bilər (çünki ətalət momenti və fırlanma sürətinin məhsulu bucaq impulsuna bərabərdir, sabitdir). Məsələn, Saturnun peyki olan Hyperion bu davranışı sərgiləyir və fırlanma dövrü xaotik olaraq xarakterizə olunur.

Yerin Günəşə nisbətən fırlanma müddəti (ortalama günəş günü) tərifinə görə ortalama günəş vaxtının 86.400 saniyəsindən ibarətdir. Bu saniyələrin hər biri bir SI saniyəsindən bir qədər uzundur, çünki Yerin günəş günü, gelgit yavaşlaması səbəbiylə 19-cu əsrdə olduğundan bir qədər uzundur. 1750 ilə 1892-ci illər arasındakı orta günəş saniyəsi 1895-ci ildə Simon Newcomb tərəfindən Günəş Masaları adlı kitabında müstəqil zaman vahidi olaraq seçilmişdir. Bu cədvəllər 1900-1983-cü illər arasında dünya efemeridlərini hesablamaq üçün istifadə olundu, buna görə bu saniyə ephemeris saniyəsi kimi tanındı. SI saniyəsi, 1967-ci ildə ephemeris saniyəsinə bərabər edildi. [1]

Yerin sabit ulduzlara nisbətən fırlanma dövrü, onun adlanır Ulduz gün Beynəlxalq Yer Fırlanması və Referans Sistemləri Xidməti (IERS) tərəfindən 86164.098 903 691 saniyə orta günəş vaxtıdır (UT1) (23 h 56 m 4.098 903 691 s ). [2] [3] Yer kürəsinin əvvəlki və ya hərəkət edən orta bərabərliklə müqayisədə fırlanma dövrü, onun sidereal gün, ortalama günəş vaxtının (UT1) 86164.090 530 832 88 saniyəsidir (23 h 56 m 4.090 530 832 88 s ). [2] Beləliklə, sidereal gün ulduz günündən təxminən 8.4 ms qısadır. [4] Orta Günəş gününün SI saniyələrdəki uzunluğu 1623-2005 [5] və 1962-2005 dövrləri üçün IERS-də mövcuddur. [6] Bu yaxınlarda (1999-2005) 86400 SI saniyəni aşan orta günəş gününün orta illik uzunluğu 0,3 ms və 1 ms arasında dəyişdi ki, bu da yuxarıda orta günəş vaxtında verilən həm ulduz, həm də sereal günlərə əlavə edilməlidir. uzunluqlarını SI saniyələrində əldə etmək.


Neytron Ulduzları

Kütləvi bir ulduzun yanacağı bitdikdə, nüvəsi Yerin ölçüsündən cəmi on mil və ya ondan az olan bir yığcam neytron topuna qədər çökür. Nüvənin xaricindəki material bu çox sərt, sıx topa düşür və xaricə sıçrayır və ulduzun zərfindən şok dalğası göndərir. Şok dalğası zərfi milyonlarla dərəcəyə qədər qızdırır və saniyədə 10.000 kilometrdən çox sürətlə kosmosa atır.

Bu gün neytron ulduzlarına və qara dəliklərə bir az sonra baxacağıq.

Neytron ulduzları

Adi maddədə atom nüvələri bir-birlərindən onları əhatə edən elektron buludları ilə ayrılır.

Hər nüvə bir insanın ölçüsündə olsaydı, onları təxminən 100 kilometr ayıracaqdılar. Əgər bir nüvə olsaydınız, ən yaxın qonşunuz Buffaloda yaşayardı.

Ağ bir cırtdanın içərisində - köhnə, vaxtı keçmiş, az kütləli bir ulduzun özəyi - atomlar bir-birinə bükülür və təxminən 100 dəfə yaxınlaşırlar.

Əgər bir nüvə olsaydınız, ən yaxın qonşunuz şəhərciyin o biri tərəfində olardı. Hətta bir-birinizi görə biləcəksiniz. Ancaq fərdi nüvələr hələ də saysız-hesabsız elektronlar tərəfindən bir-birindən ayrı tutulur və birbaşa qarşılıqlı əlaqə qurma şansı yoxdur.

Çökən bir nüvənin içərisində sıxlıq və təzyiq o qədər böyüyür ki, elektronlar və protonlar bir-birinə sıxılaraq neytronlar meydana gətirərlər (və əlavə məhsul olaraq, neytrinolar):

Neytronlar bir-birinə çox, çox sıx şəkildə doludur.

SİZ neytron ulduzundakı bir nüvə olsaydınız, ən yaxın qonşunuz, tam dolu bir metro vaqonundakı insanlar kimi sizə qarşı basaraq tam yanında duracaqdı.

Həqiqi bir neytron ulduzunun sıxlığı santimetr kub başına təxminən 10 ^ (15) qrama çatır. Bu nə qədər sıx? Yer üzündəki bütün insanları götürüb bir-bir zar cütünə doldurdunuzsa:

insan ətinin sıxlığı neytron ulduzuna yaxınlaşar. Yox.

Bəzi hallarda (əksər hallarda) neytron dejenerasiya təzyiqi ulduz nüvəsinin dağılmasını həmişəlik dayandırır. Xarici təbəqələr bu günə qədər genişləndikdən sonra şəffaflaşdıqdan sonra (bir neçə il çəkir), aşağıya doğru partlayışın mərkəzinə baxa və çox kiçik, çox sıx, ÇOX isti bir topa baxa bilərsiniz: a neytron ulduzu. Məsələn, Crab Bulutsusuna baxın:

Genişlənən qaz buludunun mərkəzinin yaxınlığında son dərəcə mavi olan bir ulduz var, yəni çox isti. Hər saniyədə 30 dəfə yanıb sönür. Aşağıdakı şəkillərin ardıcıllığı, Crab Nebula mərkəzinin yaxınlığında (təsirli) 1/240 saniyə və ya fırlanma dövrünün səkkizdə birində olan iki cismi göstərir.

Neytron ulduzu səbəbiylə sürətlə fırlanır açısal impulsun qorunması. Açısal impuls kütlə, ölçü və fırlanma sürətini birləşdirən bir kəmiyyətdir:

Yıxılmadan əvvəl ulduz Günəşimiz kimi nisbətən yavaş döndü: bəlkə də hər beş-on gündə bir dəfə. Ancaq çökdükcə material orijinal açısal təcilini qorudu. Kütlə təxminən eyni qaldı, lakin kompensasiya etmək üçün radius azaldı, fırlanma sürəti artmalı idi. Orijinal açısal impulsu son açısal impulsa qoysanız, neytron ulduzunun fırlanma sürətini hesablaya bilərsiniz. Çökmədən sonra fırlanma dövrü ortaya çıxır

Məsələn, Günəş hazırda təxminən bir ay müddətində fırlanır və Yerin radiusundan təxminən 100 dəfə çoxdur. Günəş Yerin ölçüsünə büzülsəydi, ayın on minin biri = (1/100) ^ 2 dövrü ilə dönərdi: bu, təxminən dörd dəqiqə!

Pulsar fenomeni

Niyə neytron ulduzu fırlandıqda yanıb-sönür? Bir ulduzun bucaq impulsu kiçildikcə qorunur - daha sürətli fırlanmasına səbəb olur - ulduzun orijinal maqnit sahəsi kiçildikcə qorunur - səth yaxınlığında son dərəcə güclü olmağa səbəb olur. Yer üzündə maqnit sahəsi fırlanma oxu ilə hizalanır, beləliklə maqnetik qütblər planetin fırlandığı anda çətinliklə hərəkət edir.

Bəzi neytron ulduzlarında maqnit sahəsi fırlanma oxu ilə düzəldilmir. Nəticədə, maqnit sahəsi neytron ulduzu ilə birlikdə dönər, döndükcə çox sürətlə yüklənmiş hissəcikləri özü ilə birlikdə çəkər. Yüklənmiş hissəciklər ətrafa və ətrafa çəkildikləri üçün bütün dalğa uzunluğunun işığını - görünən, rentgen və xüsusən də radio - yayırlar. Nəticə, hər dövrdə iki dəfə istiqamətimizdə yanıb sönən bir növ maqnit mayakdır. Bu şəkildə yanıb-sönən neytron ulduzuna a pulsar.

Pulsar fırlandıqca, radio şüaları kainat boyunca bir mayak yandırır. Bir radio teleskopunu bir pulsara yönəldirsinizsə və alıcını adi bir gücləndiriciyə və dinamikə bağlayırsınızsa, nəbzləri dinləyə bilərsiniz.

Pulsarın fırlanma enerjisinin bir hissəsi, ətrafını süpürdüyü yüklü hissəciklər tərəfindən şüalanır, enerjinin bir hissəsi qazları xaricə itələmək üçün sərf olunur. Bir neçə ay ərzində Nebulanın daxili bölgələrinə təsirini göstərən bir film görmək üçün aşağıdakı Crab pulsarının rentgen şəklini vurun.

Pulsarın fırlanma dərəcəsi, ətrafdakı materiala enerji ötürdükcə tədricən azalır. Radio astronomları bir çox pulsarın dövrlərini çox dəqiq ölçməyi bacardılar və əksəriyyətinin tədricən yavaşladığını görə bildilər. Aşağıda PSF 0833-45 adlanan pulsarın ölçülən tezliyini (saniyədə fırlanma) göstərən bir qrafik verilmişdir.

Bir neçə milyon il ərzində neytron ulduzu müəyyən bir enerji yaymaq üçün kifayət qədər yüklənmiş hissəcikləri sürətləndirə bilməyəcəyi nöqtəyə qədər fırlanır. Daha sonra "görünməz" olur və daha yavaş və yavaş fırlanmağa davam edir. Nəhayət, yüz milyonlarla il sonra, kosmosda üzən sadə bir neytron topu olacaqdır.

İkili sistemlərdəki pulsarlar

Təcrid olunmuş bir neytron ulduzu da insanın diqqətini cəlb edir və kainat boyunca şüa şüaları göndərir. Ancaq yoldaşları olan neytron ulduzları keçməyə yaxın olduqları təqdirdə daha maraqlı ola bilər kütləvi köçürmə.

Birlikdə meydana gələn iki ulduzu təsəvvür edin.

Onlardan biri çox kütləsə, yanacağından sürətlə yanacaq, qırmızı bir nəhəng hala gələcək

və supernova kimi partlaya bilər,

arxasında neytron ulduzu qoyur.

Nəhayət, cütlüyün daha az kütləli üzvü də nüvəsində hidrogen tükənəcək və qırmızı nəhəngə çevrilməyə başlayacaq.

Genişləndikcə bəzi materialları səthindən kosmosa uçurur. Bu materialın bir hissəsi neytron ulduzunun cazibə qüvvəsi ilə tutulur. Yoldaş kifayət qədər böyüyərsə, neytron ulduzu birbaşa qırmızı nəhəngin xarici təbəqələrindən qaz götürə bilər:

Maddə neytron ulduzuna düşəndə ​​düz aşağıya doğru düşmür. Bunun əvəzinə, iki ulduz bir-birinin ətrafında fırlandığı üçün qaz axan spiral bir-birinə çevrilir yığılma diski neytron ulduzu ətrafında.

Yoldaşından neytron ulduzuna doğru içəriyə düşən materialın kompüter simulyasiyasını göstərən bir film:

Diskdəki qaz, içəriyə doğru fırlanır, daha sürətli və daha sürətli və neytron ulduzuna yaxınlaşdıqca daha sürətli hərəkət edir. Ətrafında və ətrafında dövr etdikləri zaman ayrı-ayrı atomlar arasında toqquşmalar qazı qızdırır. Mərkəzin yaxınlığındakı material yüz minlərlə və ya milyonlarca dərəcə istiliyinə çata bilər, daha uzaqdakı qaz isə nisbətən sərin qalır. Disk bütövlükdə çox geniş bir dalğa uzunluğunda enerji yayır.

X-ray teleskopları ilə göyə baxdığımız zaman ən parlaq mənbələr bunlardır X-ray ikili sistemlər. Məsələn, Andromeda qalaktikasının rentgen dalğa uzunluğundakı görünüşü, diskinə səpələnmiş bir çox fərdi "isti nöqtə" göstərir.

Bu parlaq nöqtələrin hər biri, bir neytron ulduzunun yoldaşından material yığdığı ikili bir sistemdir.

Daha ətraflı məlumat üçün

Müəllif hüquqları və surəti Michael Richmond. Bu iş Creative Commons Lisenziyası ilə lisenziyalaşdırılır.


Ulduz Çağı, Fırlanma və Maqnetik Fəaliyyəti birləşdirir

Bunu dəfələrlə görmüşük Kepler ekzoplanetləri tapmaq üçün ilkin missiyasını aşır. Bugünkü kağız da istisna deyil. 540 ulduz üçün Kepler, García et al. bunlardan 310-u üçün fırlanma dövrlərini və fotometrik maqnit dəyişkənliyini ölçün. Ulduzların yaşı, fırlanma dərəcələri və maqnit aktivliyi səviyyələri arasındakı əlaqələri araşdırmaq üçün asterosismologiyanın əvvəlki nəticələrindən istifadə edirlər.

İşıq əyrisində nə var?

Bir çox fərqli fiziki effekt ulduzun zamanla dəyişən parlaqlığından məsul ola bilər. Bunlara daxildir:

  • Tutulma. Ulduz bir ikili sistemdədirsə və ya bir planet sisteminə sahibdirsə, bu yoldaşlar bir-birinin qarşısından keçərək gördüyümüz işıq miqdarını dəyişdirə bilər. García et al. bundan tutaraq tutulan məlum bir ovar ikili binanı və planetin ev sahibi ulduzlarını tapmaq və nümunələrindən çıxarmaq üçün istifadə edin.
  • Pulsasiya. Günəşimiz də daxil olmaqla bir çox ulduzun konveksiya təbəqələrində yayılmış səs dalğası rəqsləri var. Bu günəşə bənzər rəqslər asterosismologiya ilə ölçülür və ulduz yaşları da daxil olmaqla bir çox xüsusiyyətləri qiymətləndirmək üçün istifadə edilə bilər (bu əslində olduqca dəqiqdir!). García et al. 540 ulduzun son asterosismik bir tədqiqatından istifadə edin Kepler bir başlanğıc nöqtəsi kimi sahə.
  • Fırlanma. Ulduzlar mükəmməl vahid kürələr deyildir. Ulduz ləkələr və digər səth xüsusiyyətləri göz qabağında və xaricində hərəkət etdikdə, fırlanma müddətini ölçməyimizə imkan verir. García et al. müvəffəqiyyətlə bunu 540 təyin olunan pulsasiya edən ulduzdan 310-u üçün edin.
  • Ümumilikdə dəyişkənlik. Ulduzun işıq əyrisində ayrı-ayrı zərbələri ölçməklə yanaşı, ümumi dəyişkənlik səviyyəsini kəmiyyətlə müəyyənləşdirmək ulduzun maqnit fəaliyyətini ölçmək üçün bir yoldur. Böyük bir standart sapmaya sahibdirsə, ulduzun yüksək fotometrik dəyişkənliyə və buna görə də əhəmiyyətli dərəcədə maqnit fəaliyyətinə sahib olduğunu söyləyirik. García et al. bu kəmiyyəti 310 fırlanan, pulsasiya edən ulduz nümunələri üçün ölçün.

Parçaları bir araya gətirmək

Həyatlarının müxtəlif mərhələlərində olan ulduzlar fiziki cəhətdən çox fərqli olduqları üçün müəlliflər nümunələrini temperatur və səth cazibəsinə əsasən üç kateqoriyaya böldülər: isti ulduzlar, sərin əsas ardıcıl cırtdanlar və subgiants Hamısı bu ulduzlar sadəcə Günəşə bənzər qlobal fiziki xüsusiyyətlərini asteroseismologiya ilə müşahidə edə bildiyimizə görə, bütün Günəş xüsusiyyətlərimizi paylaşdıqlarına görə & # 8220sollar tipi & # 8221 olaraq adlandırılır.

310 salınan ulduz nümunəsi üçün fırlanma dərəcələri (solda) və maqnit aktivlik səviyyələri (sağda). Ulduzlar üç qrupa bölünür: isti ulduzlar (qırmızı), sərin əsas ardıcıllıq ulduzları (mavi) və subgiants (yaşıl). Gözlənildiyi kimi isti ulduzlar əsas ardıcıllıqdakı ulduzlara nisbətən daha sürətli fırlanır və alt qatlar daha yavaş fırlanır. Bununla birlikdə, hər üç qrupun fotometrik maqnit aktivliyi təxminən eyni səviyyədədir.

Sol histogramda göstərildiyi kimi müəlliflər isti ulduzların sərin, əsas ardıcıllıqla cırtdanlardan daha sürətli fırlandığını tapdılar. Bu nəticə gözlənilir, çünki sərin əsas ardıcıllıq ulduzları maqnit əyləclə qarşılaşır və ümumiyyətlə zamanla “aşağı fırlanır”. Əslində, material ulduzun maqnit sahəsinə tutulduqda və xaric edildikdə açısal təcil itir. Buna qarşı isti ulduzlar bu tendensiyanı göstərməməlidirlər, çünki konveksiya qatının daha incə olması və maqnit əyləcinin daha zəif olmasıdır. Ulduzlar genişlənərək subgiantlara çevrildikdə, açısal impulsun qorunması əvvəlkilərdən daha yavaş fırlanmasını tələb edir və bu da müşahidə olunur.

Maraqlıdır ki, düzgün histoqram üç ulduz kateqoriyasının da maqnetik aktivlik səviyyələrinin oxşar olduğunu göstərir. Müəlliflər bu ulduzların iki yanaşma yarada biləcəyi asteroseismologiya ilə öyrənilə biləcəyi kriteriyalara əsasən əvvəlcədən seçildiklərinə işarə edirlər. Birincisi, maqnit fəaliyyətinin bəzi hallarda salınımları inhibə etdiyi göstərilmişdir ki, bu da nümunəni daha az ümumi maqnit fəaliyyətinə yönəldəcəkdir. İkincisi, daha güclü rəqslər daha yaşlı olan ulduzlarda görünməyə meyllidir ki, bu da nümunəni yaşlı populyasiyaya yönəldəcəkdir.

Asterosismologiyadan gələn dövrlər 310 salınan ulduzun nümunəsi üçün fırlanma dərəcələrinə qarşı cızdılar. Qatı qara əyrilər, sərin əsas ardıcıllıq ulduzları üçün əvvəllər yaranmış bir dövr yaş əlaqəsini təmsil edir. Gözlənildiyi kimi müəlliflərin nümunəsindəki sərin əsas ardıcıllıq ulduzları (mavi) bu sətirlər arasında düşür. Bununla birlikdə isti ulduzlar (qırmızı) və subgiants (yaşıl) öz tendensiyalarına malikdir və bütün ulduzlar üçün eyni dövr yaş əlaqəsini qəbul etmək səhv olardı.

Nəhayət, müəlliflər fırlanma və maqnit fəaliyyətinin yaşa görə necə dəyişdiyini araşdırırlar. Yuxarıda göstərildiyi kimi, yaş və rotasiya arasında aydın bir əlaqə tapırlar, lakin bu münasibət müxtəlif ulduz növləri üçün fərqlidir. Yaş və maqnit fəaliyyəti arasındakı əlaqə daha az aydın olur.

Bir nəticə göz qabağındadır: bir ulduzun yaşını öyrənmək üçün ulduzların fırlanması və ya maqnit fəaliyyətinin miqdarı kimi asanlıqla ölçülən kəmiyyətlərdən istifadə etmək istəyirsinizsə, hansı ulduza baxdığınızı bilmək çox vacibdir.


Qütb Ulduzu

Tam təsadüfən şimal səma qütbünün yaxınlığında orta dərəcədə parlaq bir ulduz - Polaris, qütb ulduzu (və ya şimal ulduzu) görünür. Polaris tam olaraq qütbdə deyil, lakin gündəlik dairəsi çox kiçikdir və bir çox məqsəd üçün bunu qəbul etmək olar edir qütbdə, bütün göyün ətrafında fırlanan bir dönmə.

Bütün bunlar olduğunu xatırladığı təqdirdə bütün bunlar daha aydın görünür Yer dönən, göy deyil. Yerin fırladığı ox göydə müəyyən bir istiqamətə işarə edir və bu da qütb ulduzunun (və ya daha doğrusu, şimal səma qütbünün) istiqamətidir. Torpaq döndükcə, müşahidəçi özü ilə hərəkət etsə də (məsələn, rəsmdəki B nöqtəsindən A nöqtəsinə qədər), o istiqamət həmişə üfüqlə eyni açı qurur və həmişə şimaldadır. Buna görə qütb ulduzu həmişə eyni nöqtədədir - müşahidəçinin şimalında və üfüqün üstündəki eyni hündürlükdədir.

Açıq bir gecədə özünüzü tapsanız itirdi çöldə və ya dənizdə, qütb ulduzu şimalın harada olduğunu sizə izah edə bilər və bundan asanlıqla şərq, qərb və cənub hissələrini çıxara bilərsiniz. İstənilən başqa bir ulduz istiqaməti təyin etmək üçün etibarsızdır - göy üzündə hərəkət edəcək və hətta bata bilər - amma bu deyil. Gecə qütb ulduzunu tapmaq üçün təlimatlar üçün buraya vurun.

Ekvatora nə qədər yaxın olsanız, qütb ulduzu üfüqə daha yaxındır və at ekvator (nöqtə C) haqqında üfüqdə və yəqin ki, görmək asan deyil. Daha cənubda, D kimi nöqtələrdə artıq görünmür, ancaq indi göyün cənub qütbünü görə bilərsiniz. Təəssüf ki, Polaris ilə müqayisə edilə bilən heç bir parlaq ulduz bu mövqeyi göstərmir. Şimal səma qütbünün yaxınlığında parlaq bir ulduzun olması sadəcə şanslı bir qəzadır və göründüyü kimi bu həmişə belə deyildi və bundan bir neçə min il sonra da olmayacaqdır.


Kimyəvi Tərkib və Metallik

Bir ulduzun spektrində bir ion, element və ya molekul üçün müəyyən bir enerji keçidinə uyğun bir spektral xəttin olması, bu ulduzda spesifik ionun, atomun və ya molekulun olduğunu göstərir. Bu, kifayət qədər açıq, lakin astronomlar üçün böyük əhəmiyyətə sahib bir açıqlama. Yerdə təcrid olunmadan əvvəl helyumun Günəşdə ilk dəfə kəşf edilməsi belə idi. İndi bilirik ki, ulduzlar əsasən az miqdarda bəzi digər elementlərlə hidrogen və helyumdan ibarətdir. Bu, yalnız spektroskopiya ilə bilinir.

Yadda saxlamaq lazım olan əsas məqam, spektral bir xəttin olmaması da mütləq həmin elementin həmin ulduzda olmaması anlamına gəlməməsidir. sadəcə udma və emissiya xətlərindən məsul olan ulduz təbəqələrindəki şərtlərin həmin keçid və ya xəttin meydana gəlməsi üçün əlverişli olmadığı deməkdir.

Müasir spektroskopiya yüksək dərəcədə effektivdir və tez-tez spektral xətləri incə təfərrüatlarla göstərən çox yüksək qətnamə spektrografları ilə aparılır. Astronomlar yalnız bir xəttin varlığını aşkar edə bilmirlər, əksər hallarda mövcud elementlərin və molekulların nisbi miqdarını təyin edə bilirlər. Beləliklə metallıq bir ulduz. Astronomiyada termin Metal tarixən helyumdan daha ağır olan hər hansı bir elementə tətbiq edilmişdir, belə ki karbon və oksigen kimi elementlərə də metal deyilir. Metallikdən bəhs edərkən astronomlar əslində bir ulduzun nisbi kimyəvi tərkibindən danışırlar. Metalların nisbəti daha yüksək olan ulduzların daha yüksək metalikliyə sahib olduğu deyilir. Ulduzların metalikliyində niyə dəyişdiyini Ulduz təkamül bölməsində müzakirə edəcəyik.


Ulduz Faktlar: Rasalhague

Rasalhague (Alpha Ophiuchi), görünən görmə böyüklüyü +2.07 olan ikili bir ulduzdur və onu Ophiuchus bürcünün ən parlaq ulduzu və ümumiyyətlə bütün gecə səmasında 59-cu ən parlaq ulduz halına gətirir. Bununla birlikdə, təxminən 390.000 il əvvəl Rasalhague, Günəşə ən yaxın yanaşma nöqtəsində idi, bu zaman qədim müşahidəçilər onun aydın görünən vizual böyüklüklə parladığını görərdilər. Ulduzun qeyri-adi adı, Rasalhague'nin bədəninə bükülmüş nəhəng bir ilan tutan yaşlı bir insanın alnında təsvir olunan qonşu bürcün təmsil etdiyi İlan-sehrbazın başı & # 8217 mənasını verən ərəb ifadəsindən gəlir. Serpens.

Tez Faktlar

• Bürc: Ophiuchus
• Koordinatlar: RA 17h 34m 56.06945s | Aralık + 12 ° 33 & # 8242 36.1346 & # 8243
• Dünyaya məsafə: 48.6 işıq ili
• Ulduz növü: A5 III / K5–7 V
• Kütlə: (a Oph A) 2.40 sol | (a Oph B) 0.85 sol
• Radius: 2,6 sol
• Görünən böyüklük: +2.07 (Kombinə edilmiş)
• Parlaqlıq: 25.1 - 25.6 sol
• Səth Temperaturu: 7880K - 8050K
• Dönmə Hızı: 240 km / san
• Yaş: 0,77 milyard il
• Digər təyinatlar: Ras Alhague, Rasalhague, 55 Ophiuchi, BD + 12 ° 3252, FK5 656, HD 159561, HIP 86032, HR 6556, SAO 102932

Rasalhague, Əqrəb və Oxatan arasında tapılan, ancaq + 80 ° və -80 ° arasında olan enliklərdən müşahidə olunan Ophiuchusun cənub səma bürcündədir. Ulduzun özünü nəhəng bürcdə tapmaq olduqca çətindir və onu tapmaq bəzi ulduz atlamalarını tələb edir. Ancaq xoşbəxtlikdən, Ophiuchus, bir qədər də Masallı, M9, M10, M12, M14, M19, M62 və M107 kimi yeddi Messier obyekti daxil olmaqla Rasalhague'yi tapmaq üçün istifadə edilə bilən çox möhtəşəm və məşhur obyektlər ehtiva edir. Bürcün içərisində Rasalhague'yi tapmaq üçün müxtəlif yollar olsa da, ən asan yollardan biri, M14 kürə qrupunun yerini tapmaq və sonra Rasalhague olan ilk parlaq ulduza təxminən 16 dərəcə şimalda bir xətt çəkməkdir. Əl ilə bu xəttdə başqa parlaq ulduzlar yoxdur, baxmayaraq ki, yolu bürcün beşinci parlaq ulduzu olan Beta Ophiuchi (Celbalrai) nin sağından keçəcəkdir.

Fiziki xüsusiyyətlər

İkili sistem

Rasalhague, əsas komponenti olan Alpha Ophiuchi A olaraq təyin olunan ikiqat bir sistemdir və təxmin edilən kütləsi Günəşin 2,4 qatına bərabərdir, ikincil komponenti olan Alpha Ophiuchi B isə Günəş kütləsinin yalnız 85% -ə sahib olduğu təxmin edilir. İkincil komponentin kütləsi, bu ulduzun K7V-dən K7V-dək bir növü olduğunu göstərir və bu təsnifat onu əsas ardıcıllığa yerləşdirəcəkdir. Əksinə, A5 III təsnifatına sahib olan birincil komponent, hidrogenini nüvəsində tükənmiş və günəşdən təxminən 25 dəfə daha parlaq olan inkişaf etmiş bir ağ nəhəngdir. Rasalhague'nin uzun müddət bir yoldaşı olduğu bilinsə də, yalnız 2011-ci ildə adaptiv optik istifadə edən müstəntiqlər, sistemin orbital müddətini komponentlərin müvafiq kütlələrinə əsaslanaraq dəqiq hesablaya bildilər. Yoldaşın indi 8.62 ildə bir dəfə əsas ulduz ətrafında dövr etdiyi bilinir.

Fırlanma sürəti

Rasalhague, 240 km / san yüksək fırlanma sürəti ilə ulduzun əks halda uçma sürətinin 88.5% -ni təmsil edən çox sürətli bir rotatordur. Bu yüksək spin dərəcəsi, ulduzun ekvatorial dairəsini qütb dairəsindən 20% daha böyük hala gətirərək, çox oblat forma almasına səbəb oldu. Bu nəhəng təhrif, eyni zamanda ulduzun ekvatorial bölgəsindəki temperaturu qütb bölgələrindən təxminən 1840K yuxarı qaldırır.

Bir qədər təəccüblüdür ki, ulduzun spektri anormal dərəcədə yüksək dərəcədə tək-ionlaşmış kalsium (Ca II), udma göstərir. Ancaq bu, ulduzun tərkibinin bir xüsusiyyəti ola bilsə də, daha çox ulduzların Dünya ilə Rasalhague arasında hələ bilinməyən bir materialdan keçən işığının nəticələri ola bilər.


Günəşin fırlanma dövrü

Günəşin fırlanma müddəti günəş ləkələrinin istifadəsi ilə müəyyən edilir. Günəşin fotosferasında siklonik narahatlıqlar olan günəş ləkələrinin gündən-günə günəş diski boyunca hərəkət etdiyi, bəzən bir neçə ay davam edən, bəzən də bir neçə saat ərzində yoxa çıxdığı müddətə görə bir-birindən çox fərqli olduğu təsbit edildi. Bu günəş ləkələrinin fırlanma müstəvisi ekliptikaya yeddi dərəcə meyllidir. Günəş ləkələrinin hərəkəti müəyyən bir enlikdə fırlanma sürətini təyin edir. Günəş qatı bir cisim kimi dönmür, əksinə ekvatordan qütblərə qədər fırlanma müddətini dəyişir. Müxtəlif fırlanma dövrləri də zamana görə dəyişə bilər. Günəş ləkələri günəş səthində az miqdarda hərəkət edir, lakin bu hərəkətlər nəzərə alınmayacaq qədər kiçikdir və bu səbəbdən günəş ləkələri günəşin fırlanmasını təyin etmək üçün istifadə edilə bilər.

Günəş öz oxu ilə şərqdən qərbə doğru fırlanır. Günəşin bütöv bir dönmə dövrü yoxdur, ancaq səthinin fərqli hissələri müxtəlif dövrlərdə öz çevrilişlərini edirlər. Ekvatorial bölgələr Günəş səthinin qalan hissələrindən daha sürətlə hərəkət edir və nəticədə bütün fırlanışı daha qısa müddətdə tamamlayırlar. Günəşin fırlanma müddəti enliyə görə bir qədər dəyişir, (daha yüksək enliklərdə günəş daha yavaş dönməyə meyllidir), lakin günəşin səthdə fırlanma müddətinin ekvatorda təxminən 25 gündən təxminən 35 günə qədər dəyişdiyi təxmin edilir. dirəklərdə.

Biblioqrafik giriş Nəticə
(ətrafdakı mətnlə)
Standartlaşdırılmışdır
Nəticə
Ebbinghausen, E. G. Astronomiya. 5 ed. Merrill, 1985. & quotGünəşin rasional dövrü ekvatorda təxminən 25 gündür,
27 dərəcə 35 dərəcə enlikdə,
33 dərəcə 75 dərəcə enlemde və qütblərin yaxınlığında təxminən 35 gün. & Quot;
25-35 gün
Kimya və Fizika haqqında məlumat kitabı. 61 ed. Florida: CRC Press, 1980. & quotFiziki məlumatlar: (dönmə dövrü günləri) günəş 24.66225 & plusmn.00003 & quot 24.66225 gün
Gutsch, William A. Kainat haqqında hər kəsin bilməsi lazım olan 1001 şey. New York: Doubleday, 1998. & quot; Ekvatorda günəş təxminən 25 dünya günündə bir dəfə çevrilir. & quot; 25 gün
Pananides, Nicholas A. Giriş Astronomiyası. Massachusetts: Addison Wesley, 1979. & quotEkvatorda fırlanma müddəti 25 gündür və enlik 30 dərəcədə 27 & # 0189 günə qədər artır. Dövr 75 dərəcə enində 35 günə qədər uzanır. & Quot; 25-35 gün
Goth, George. Fizikanın böyüklüyü. Fizika müəllimi. Dekabr 1996. & quot & # 8230 günəşin fırlanma dövrü: 2.125 & # 0215 10 6 & quot 24.59 gün

Günəş səthi xüsusiyyətlərinin (günəş ləkələrinin) hərəkəti günəşin öz oxu ətrafında fırlanma nöqtəsində olduğunu göstərir. Müşahidələr günəş ekvatorunun ekliptik müstəvisinə təxminən yeddi dərəcə meylli olduğunu göstərir. Günəş qərbdən şərqə dünya ilə eyni istiqamətdə fırlanır. Ancaq dünyadan fərqli olaraq, günəş qatı bir cisim kimi dönmür.

Günəş ləkələrinin hərəkəti müəyyən bir enlikdə fırlanma sürətini təyin edir. Günəş ləkələri, iki yaxşı müəyyən edilmiş hissəni ehtiva edən kifayət qədər dairəvi strukturlardır. Ləkələr cüt və ya qrup halında olur, lakin iki əsas ləkə ilə. Bir cütün mərkəzlərini birləşdirən xətt demək olar ki, günəş ekvatoruna paraleldir. Ekvatorda günəşin fırlanma dövrü iyirmi beş gündür, yüksək enliklərdə isə günəş daha yavaş dönməyə meyllidir. Qütblərin yaxınlığında fırlanma dövrü otuz beş gündür. Torpaqdan fərqli olaraq, günəşdəki bir yerin mövqeyi qarşıdakı ekvator sürətinə yaxın yerlərdə dəyişir. Günəşin səthi bərk deyil, mayedir.


Genişləndirilmiş məlumatlar Şəkil 1 Denklik 2-də cəbri olaraq təmsil olunan ehtimal olunan bir qrafik model (PGM).

Kölgələnmiş dairə müşahidə edilmiş məlumatları göstərir və möhkəm qara nöqtələr KDE və müşahidə qeyri-müəyyənliyi kimi digər sabit məlumatları təmsil edir. Qalan dairələr parametrləri təmsil edir. Alt xətt simvolun bir sıra parametrlər və ya məlumatları təmsil etdiyini göstərir. Burada, κsκWMB müvafiq olaraq standart və WMB model populyasiyalarının KDE-lərini təmsil edir. QWMB qarışıq modeli ağırlıq amilidir. Gizli parametrlər θ, müşahidələrimiz (< mathcal> ) və onların qeyri-müəyyənlikləri (< sigma> _ << mathcal>> ) temperaturu daxil edin Teff), kütlə (M), giriş yaşı ( ( mathrm, (t) )), metallik [Fe / H]) və log-rotasiya ( ( mathrm, (P) )). Bu model iyerarxikBütün gizli parametrlər tərəfindən təyin olunan ümumi ehtimal paylanmasından çəkildiyi üçün QWMB və (3) tənliyində təsvir edilmişdir.


Videoya baxın: GENCLIKE Ulduz Bayramin qonagi Ani ile reqsi (Sentyabr 2021).