Astronomiya

Dumanlıq əmələ gəlməsi ilə neytron ulduzu arasındakı orta vaxt nə qədərdir?

Dumanlıq əmələ gəlməsi ilə neytron ulduzu arasındakı orta vaxt nə qədərdir?

Bir ulduz layihəm var və dumanlıqdan neytron ulduzuna qədər çəkdiyi vaxtda bir şey tapa bilmədim.

Bir dumanlıqdan neytron ulduzu yaratmaq nə qədər vaxt aparır?


Təxminən $ 2 times10 ^ 7 $ ilindən çox və ya bərabərdir.

Bu təxmini rəqəm gəlir Ulduz quruluşu və təkamülü Dina Prialnik tərəfindən

Bulutsu fazasından büzülmə təxminən $ 10 ^ 5 $ il çəkir və qırmızı nəhəng zərf dispersiyası təxminən $ 10 ^ 5 $ il çəkir. Heç biri, MS əmrinin daha böyük iki əmri sayəsində zaman şkalasına təsir göstərmir.


Qisa cavab: Bu nəsil kütləsindən asılıdır, ancaq 5 milyon ilə 30 milyon il arasında.

Güman edirəm ki, ulduz meydana gəlməsi zaman cədvəlinin cəmindən və ulduzun həyatının müxtəlif mərhələlərində təkamül keçib supernova kimi partlaması üçün lazım olan vaxtdan bəhs etdiyinizi düşünürəm.

LaserYeti'nin də qeyd etdiyi kimi, meydana gəlmə zaman şkalası kütləvi bir ulduzun qalan hissəsinə nisbətən son dərəcə qısadır. Əslində, nəhayət supernovalar verəcək nəhəng ulduzlar üçün, həqiqətən, əvvəlcədən ardıcıllıq mərhələsi yoxdur.

Ulduzun ömrü o zaman demək olar ki, tamamilə kütləsindən və az dərəcədə fırlanma və metallıqdan asılıdır. Supernova və neytron ulduzları istehsal edən ulduz növləri, ehtimal ki, 9-40 günəş kütləsi üçündür. Daha az kütləli əcdadlar ağ cırtdanlar istehsal edir, daha böyük nəvələr yəqin ki, qara dəliklər istehsal edir və hətta bir supernova da olmaya bilər. 9 günəş kütləsindəki ulduzlar, 40 günəş metalikliyi ulduzundan təxminən 30 qat daha çox doğulur. Ömürlərini tapmaq üçün nəzəri modellərə müraciət etməliyik.

Schaller et al. (1992), dönməyən, günəş metalikliyi olan ulduzlar üçün hörmətli bir "vanil" hesablama dəsti təqdim edir. H-yanma və He-yanma mərhələlərini (sonrakı təkamül anında nisbi olaraq baş verir) yekunlaşdıran cədvəl 45-də, 9 günəş kütləsi ulduz üçün təxminən 30 milyon ildən, 40 üçün 5 milyon ilədək olan təkamül ömrü təklif olunur. günəş kütləsi ulduz. Bunlar istifadə edəcəyim rəqəmlər olacaqdı, baxmayaraq ki, sürətli fırlanma bu ömürləri bəlkə də 30% artıra bilər. Metallik daha kiçik bir təsirdir.


Neytron ulduzlarına giriş

Neytron ulduz səhifəmə xoş gəlmisiniz! Buradakı şeylərin fikirlərimi ifadə etdiyini vurğulamalıyam və səhvlər bu məlumatları beynimə sıxmağa çalışan xəstə pedaqoqların günahı deyil. Cəmiyyətdə bir mübahisə yaşandığını göstərməyə çalışacağam, amma həmişə uğurlu olmayacağam, buna görə namizədlik imtahanlarınız üçün yalnız bu səhifədən istifadə etməyin! Neytron ulduzlarına və digər kompakt cisimlərə ciddi maraq göstərənlər üçün Stuart Shapiro və Saul Teukolsky'nin (1983, John Wiley and Sons) "Qara deliklər, ağ cırtdanlar və neytron ulduzları" mükəmməl bir istinaddır.

Neytron ulduzları və qara dəliklər haqqında seçilən sərin şeylərə sürətli giriş istəyənlər üçün Chicago Universitetində bir elmi sərgi üçün hazırladığım afişaya baxın. Xüsusən də yarım periodik rəqslər haqqında daha ətraflı məlumat almaq istəyirsinizsə, 2004-cü ilin avqust ayında Rusiyanın Dubna şəhərində yay məktəbində oxuduğum mühazirələr əsasında pedaqoji icmal yazdım. İşdə Postscript və PDF sənədləri.

Neytron ulduzları ilə bağlı aldığım bəzi suallara və cavablarımın bağlantısı da var. Bu səhifədəki mövzular:

  • Əsasları
  • Neytron ulduzu meydana gəlməsi
  • Neytron ulduzunun daxili quruluşu
  • Neytron ulduzu termal və spin təkamülü
  • Təcrid olunmuş neytron ulduzları (pulsarlar daxil olmaqla)
  • Neytron ulduzların yığılması (məs., Rentgen partlayışları)
  • Klassik qamma şüaları
  • Yumşaq qamma şüası təkrarlayıcıları

Neytron ulduzlarına başlamaq

Bu inanılmaz dərəcədə yüksək sıxlıqda bütün insanlığı bir şəkər kubunun ölçüsündə sıxa bilərsən. Təbii ki, beləcə sıxılmış insanlar mövcud formada sağ qala bilməzlər və neytron ulduzunu meydana gətirən məsələ də yoxdur. Orijinal ulduzda normal, yaxşı tənzimlənmiş bir elektron, proton və neytron birləşməsi kimi başlayan bu maddə, neytron ulduzundakı demək olar ki, bütün neytronlar kimi barışığını (aşağı enerji vəziyyəti) tapır. Bu ulduzlar həm də bilinən kainatdakı ən güclü maqnit sahələrinə sahibdirlər. Ən güclü nəticə verilən neytron ulduz sahələri, dünyanın tarlalarından təxminən yüz trilyon qat daha güclüdür və ən zəif neytron ulduz maqnit sahələri də Yerin yüz milyon dəfə çoxdur ki, bu da laboratoriyada yarada biləcəyimiz sabit bir sahədən yüz qat daha güclüdür. Neytron ulduzları bir çox başqa cəhətdən də həddindən artıqdır. Məsələn, kritik temperaturu 100 K civarında olan yüksək temperaturlu superkeçiricilər barədə düşünəndə bəlkə isti bir hiss keçirirsiniz? Hə! Neytron ulduzlarının mərkəzindəki protonların 100 milyon K-də superkeçirici olduğuna inanılır, buna görə bunlar kainatın gerçək yüksək T_c çempionatlarıdır.

Bütövlükdə, bu həddən artıq şeylər neytron ulduzlarının araşdırılmasında bizə başqa cür öyrənə bilmədiyimiz fizika sahələrində bənzərsiz bir fikir verdiyini göstərir.

Yəni neytron ulduzlarını necə əldə edirik?

Bu dağılma ilə əlaqəli çox yüksək təzyiqlərdə, proton və elektronları birləşdirərək neytronlar və neytrinolar meydana gətirmək enerjili baxımdan əlverişlidir. Neytrinolar bir az dağıldıqdan və supernovanın meydana gəlməsinə kömək etdikdən sonra qaçır və neytronlar, cazibə qüvvəsinə qarşı çıxmağı bacaran neytron ulduzuna çevrilirlər. Supernova nisbəti 30 ildə təxminən 1 olduğundan və supernovaların əksəriyyəti qara dəliklər əvəzinə neytron ulduzları yaratdığından, qalaktikanın 10 milyard illik ömrü boyu 10 ^ 8 ilə 10 ^ 9 neytron ulduzları meydana gəlmişdir. Bəlkə də neytron ulduzlarını meydana gətirməyin başqa bir yolu, ağ bir cırtdanın Çandrasekhar kütləsini itələyəcək qədər çökməsinə səbəb olacaq qədər kütləyə sahib olmasıdır. Bu spekulyativdir, buna görə daha çox danışmayacağam.

Neytron ulduzunun bağırsaqları

Hər halda, bir neytron ulduzunun səthindən başlayaraq aşağı endiyinizi təsəvvür edin. Səthin cazibə qüvvəsi Yer kürəsindən təxminən 10 ^ 11 dəfə, maqnit sahəsi isə 10 ^ 12 Gauss təşkil edir ki, bu da atom quruluşunu tamamilə qarışdırmaq üçün kifayətdir: məsələn, hidrogenin torpaq vəziyyəti bağlanma enerjisi 10 ^ -də 160 eV-yə yüksəlir. 12 Gauss sahəsi, heç bir sahədə 13.6 eV-yə qarşı. Atmosferdə və üst qabığınızda çox sayda nüvəniz var, buna görə də bu hələ neytron deyil. Yer qabığının yuxarı hissəsində nüvələr daha çox dəmir 56 və daha yüngül elementlərdir, lakin təzyiqin dərinliklərində tarazlıq atom ağırlıqlarının yüksəlməsi üçün kifayət qədər yüksəkdir və nəticədə Z = 40, A = 120 elementləri tapa bilərsiniz. 10 ^ 6 g / cm ^ 3 sıxlıqda elektronlar degenerasiya olur, yəni elektrik və istilik keçiriciliyi böyükdür, çünki elektronlar qarşılıqlı fəaliyyətə başlamazdan əvvəl çox məsafələr qət edə bilərlər.

Daha dərin, 4x10 ^ 11 g / cm ^ 3 ətrafında bir sıxlıqda "neytron damcı" qatına çatırsınız. Bu təbəqədə neytronların nüvələrdən çıxması və ətrafında sərbəst hərəkət etməsi enerjili olaraq əlverişli olur, bu səbəbdən neytronlar “damlayır”. Daha da aşağıda, əsasən 5% -10% proton və elektron səpələnmiş sərbəst neytronlara sahibsiniz. Sıxlıq artdıqca "makaron-antipasta" ardıcıllığı adlandırılan şeyi tapırsınız. Nisbətən aşağı (təxminən 10 ^ 12 g / sm ^ 3) sıxlıqda nuklonlar bir-birindən nisbətən uzaq köftələr kimi yayılmışdır. Daha yüksək sıxlıqda nuklonlar birləşərək spagetti bənzər ipliklər əmələ gətirir və daha yüksək sıxlıqlarda nuklonlar təbəqələrə bənzəyir (məsələn lazanya). Yoğunluğu artırmaq yuxarıdakı ardıcıllığın geri çevrilməsinə gətirib çıxarır, burada əsasən nuklonlarınız var, ancaq deliklər (sıxlığı artırmaq üçün) anti-lazanya, spagetti və köftəyə qarşı (İsveçrə pendiri də deyilir) əmələ gətirir.

Sıxlıq 2.8x10 ^ 14 g / cm ^ 3 nüvə sıxlığını 2 və ya 3 dəfə üstələdikdə, pion kondensatları, lambda hiperonları, delta izobarları və kvark-qluon plazmaları kimi həqiqətən ekzotik şeylər əmələ gələ bilər. Budur neytron ulduzunun quruluşunu göstərən möhtəşəm bir rəqəm (http://www.astroscu.unam.mx/neutrones/NS-picture/NStar/NStar-I.gif saytından):

Bəli, deyə bilərsən ki, nüvə nəzəriyyəçilərinin işlədilməsi üçün hər şey çox yaxşıdır, amma bunun reallıqda necə olub olmadığını necə deyə bilərik? İnanın ya da inanmayın, bunlar əslində ulduzun soyutma tarixinə və spin davranışlarına təsir göstərə bilər! Bu növbəti hissənin bir hissəsidir.

Neytron ulduzunun eniş və enməsi

Neytron ulduzunun yaranması anında onu təşkil edən nuklonlar sərbəst düşmə üçün xarakterik olan enerjilərə sahibdirlər, yəni hər nuklon başına 100 MeV deməkdir. Bu, 10 ^ 12 K və ya daha çoxa çevrilir. Ulduz neytrino emissiyası ilə çox tez soyuyur, belə ki, bir neçə saniyə ərzində temperatur 10 ^ 11 K-dan aşağı olur və sürətlə düşür. Neytron ulduzunun həyatının bu başlanğıc mərhələsində neytrinlər çox istehsal olunur və neytronların enerjisi təqribən 10 MeV-dən az olduqları üçün qarşılıqlı təsir göstərmədən neytron ulduzunun içərisində üzürlər, ecazkar bir istilik qəbuledicisi rolunu oynayırlar. Erkən, neytrino istehsalının ən asan yolu "URCA" adlanan proseslərdir: n-> p + e + (nu) [burada (nu) antineutrino deməkdir] və p + e-> n + nu. Nüvə yalnız "adi" maddələrdən (neytronlar, protonlar və elektronlar) ibarətdirsə, temperatur təxminən 10 ^ 9 K-nin altına düşəndə ​​bütün hissəciklər degenerasiya olur və proton və ya elektronlardan daha çox neytron olur ki, URCA işləyir. təcili qorumayın, buna görə "dəyişdirilmiş URCA" proseslərinə aparan n + n-> n + p + e + (nu) və n + p + e-> n + n + nu kimi bir ətraf hissəcik tələb olunur. Dəyişdirilmiş URCA prosesləri sayəsində neytron ulduzlarından neytrinoya itirilən güc, T ^ 8 kimi gedir, beləliklə ulduz neytrinodakı emissiyanı kəskin şəkildə azalır.

İstilik kifayət qədər aşağı düşdükdə (ehtimal ki, neytron ulduzu doğulduqdan sonra 10 ilə 10.000 il arasında), istiliyə daha az həssas olan proseslər davam edir. Bir nümunə, T ^ 4 ilə mütənasib bir gücə sahib olan standart termal foton soyutmadır. Başqa bir nümunə, bir elektronun bir nüvənin yanından keçdiyi və standart bremsstrahlungdakı kimi bir foton yaymaq əvəzinə, bir neytrin-antineutrino cütlüyünün yaydığı qabıqdakı termal cüt bremsstrahlungdur. Bunun T ^ 6 kimi bir gücü var, amma əhəmiyyəti qeyri-müəyyəndir. Hər halda ortaya çıxan "standart soyutma" nın keyfiyyət mənzərəsi ulduzun əvvəlcə URCA prosesləri ilə, sonra dəyişdirilmiş URCA ilə, daha sonra nötrino cütlüyü ilə, sonra foton emissiyası ilə soyumasıdır. Belə bir şəkildə, 1000 illik bir neytron ulduzu (Crab pulsar kimi) bir neçə milyon dərəcə Kelvin səth istiliyinə sahib olardı.

Ancaq bu o qədər də sadə olmaya bilər.

Neytron ulduzunun mərkəzinin yaxınlığında, vəziyyətin tənliyinə görə sıxlıq nüvə sıxlığının bir neçə qatına qədər çıxa bilər. Bu, yer üzündə tədqiq edə bilməyəcəyimiz bir rejimdir, çünki yəqin ki, gənc neytron ulduzlarına xas olan 10 ^ 9 K-nin əsas temperaturu əslində nüvə standartlarına görə soyuqdur, çünki yüksək sıxlıq əmələ gəldikdə sürətləndiricilərdə həmişə bir-birinə dəyir. yüksək Lorentz faktorlu hissəciklər. Burada hissəciklərin istilik enerjiləri istirahət kütlələrindən çox azdır. Hər halda, bu, bizi yalnız nəzəri proqnozlarla tərk edir, bu da (bizə rəhbərlik edəcək məlumat çatışmazlığı nəzərə alındığı kimi) çox dəyişir. Bəzi insanlar bu şərtlər daxilində qəribə maddənin, pion kondensatlarının, lambda hiperonlarının, delta izobarlarının və ya sərbəst kvark maddənin meydana gələ biləcəyini düşünür və qəribə şeylər nə olursa olsun, ekzotik maddə varsa neytrino T ^ 6 ilə mütənasib soyutma prosesləri mövcud ola bilər ki, bu da ulduzun düşündüyünüzdən daha sürətli soyuması deməkdir. Hətta bəzi dövlət tənliklərində, nüvədəki proton və elektron hissəsinin URCA prosesinin işləyə biləcəyi qədər yüksək ola biləcəyi mümkündür ki, bu da həqiqətən tələsik şeyləri soyudacaq. Fəsadlara əlavə olaraq, neytronların çox güman ki, bir super maye meydana gətirməsi (superkeçirici əmələ gətirən protonlarla birlikdə!) Və kritik temperaturdan asılı olaraq bəzi soyutma prosesləri kəsilə bilər.

Bəs bütün bunları necə yoxlayırıq? Yüz ildən sonra nüvənin izotermik olacağını gözləyirik (çünki o zaman superfluiddir) və qabıqdakı istilik keçiriciliyini təxmin edə bilərik, buna görə bir çox neytron ulduzunun səthindəki istiliyi ölçə bilsəydik, onların yaş təxminləri və bütün neytron ulduzlarının əsas etibarilə eyni olduğu fərziyyəsi ilə birləşən əsas temperaturlar bizə istilik təkamülü haqqında məlumat verəcək və bu da ekzotik maddəyə ehtiyacımız olub olmadığına dair bir ipucu verəcəkdir. Təəssüf ki, neytron ulduzları o qədər kiçikdir ki, gənc neytron ulduzları üçün gözlənilən 10 ^ 6 K və ya daha yüksək temperaturda da onları çətinliklə ala bilərik. Çətinliyi artıran odur ki, bu temperaturlarda zirvə emissiyası ulduzlararası mühit tərəfindən asanlıqla əmilir, buna görə də yalnız yüksək enerjili quyruğu aydın şəkildə görə bilərik. Buna baxmayaraq, ROSAT yaxınlıqdakı bir neçə gənc neytron ulduzundan davamlı rentgen emissiyası aşkarladı, buna görə indi bu emissiyanı şərh etməli və ulduzun istiliyi barədə bizə nə dediyinə qərar verməliyik.

Bu asan deyil. Birinci fəsad, rentgen emissiyasının termal olmaya bilməsi. Bunun əvəzinə, maqnitosferdən qeyri-istilik emissiyası ola bilər. Bu, öz məlumatlarını daşıyır, ancaq istilik təyinetməsini əsasən çətinləşdirir, demək lazımdır ki, istilik emissiyasında yalnız yuxarı hədlərimiz var. Hamısı istilik olsaydı da, spektrin yalnız bir rentgen peyki ilə müşahidə edilə bilən bir hissəsini gördüyümüzü unutmamalıyıq, beləliklə özümüzü bolometrik parlaqlığa görə aldada bilərik. Əslində, bir neytron ulduzu atmosferi vasitəsilə şüalanma ötürülməsinin bəzi erkən simulyasiyaları, təsirli bir temperatur olan T_eff bir neytron ulduzunun T_eff'deki bir qara cisimdən daha çox sayılan nəticələr verəcəyini göstərdi. Beləliklə, bir qaraciyər uyğunluğu həqiqi istiliyi çox qiymətləndirəcəkdir. Bu simulyasiyalarda sıfır maqnit sahəsi üçün hesablanan qeyri-şəffaflıqlar istifadə edilmişdir. Beləliklə, xüsusilə helium kimi az atom sayı elementləri üçün 500 eV-də (detektorların işlədiyi yerdə) qeyri-şəffaflıq mənbələri yox idi, bu səbəbdən daha isti olduğu atmosferə daha dərin baxırdıq. Bu cür simulyasiyalar, 10 ^ 8 G ilə 10 ^ 10 G aralığında maqnit sahələri olan milisaniyəli pulsarlar üçün aid ola bilər.

Pulsarların əksəriyyəti 10 ^ 12 G sırasına görə daha güclü sahələrə sahibdirlər. Bu güclü sahələrdə atomların bağlanma enerjisi yüksəlir (əvvəl də qeyd edildiyi kimi, 10 ^ 12 G-də hidrogenin torpaq vəziyyəti bağlanma enerjisi 160-a bərabərdir. eV), yəni daha yüksək enerjilərdəki qeyri-şəffaflığın da artması deməkdir. Beləliklə, rentgen detektorları atmosferə qədər uzağı görmürlər və alınan temperatur maqnetik olmayan vəziyyətdən daha azdır. Maqnetik hesablamaların təfərrüatlarını dəqiqləşdirmək çox çətindir, çünki bunlar ionlaşma tarazlığının dəqiq hesablanmasını və qütblü radiasiya ötürülməsini tələb edir və bunlar güclü sahələrdə və sıx, isti, maddədə xoşagəlməzdir. Ancaq görünür ki, maqnit effektləri daxil edildikdə bir qaraciyər çox pis bir yaxınlaşma deyil. Bizi izləyin.

Bəs neytron ulduzlarının tərkibi ilə bağlı bütün bunlar nə deməkdir? Yep, təxmin etdiniz, kifayət qədər məlumatımız yoxdur. Gözlərinizi qırparaq yaşa görə təxmin edilən temperatur qrafikinə baxsanız, özünüzü standart soyutma ssenarisinə uyğun olmayan sürətli soyutma ilə bağlı bəzi dəlillər olduğuna inandıra bilərsiniz. Ancaq təəssüf ki, səhv çubuqları müəyyənləşdirmək üçün çox böyükdür. Həqiqətən daha çox ulduz ala biləcək böyük bir ərazi dedektoruna ehtiyacımız var. Spektrlərdəki xüsusiyyətlər də gözəl olardı, amma bu anda yalnız bir xəyaldır. Bu vaxt daxili kompozisiya ilə bağlı müxtəlif fərziyyələr irəli sürən bir neçə təmsilçi soyutma əyrilərinə qarşı hazırlanan bəzi son məlumatlar (bu qrafik www.physik.uni-muenchen.de/sektion/suessmann/astro/cool/ saytından götürülmüşdür):

Neytron ulduzları saniyədə 600 dəfəyə qədər çox sürətlə fırlanır. Bəs dünyaya gələndə necə fırlanırlar? Çox sürətlə fırlanan analar, dövrləri milisaniyə ilə müqayisə edilə bilər (baxmayaraq ki, dəlillər birmənalı deyil). Bundan sonra maqnit torkları səbəbiylə sonsuza qədər fırlanırlar. Crab pulsar (33 ms) və Vela pulsar (80 ms) kimi ən gənc pulsarların bəzilərinin qeyri-adi dərəcədə qısa dövrləri olması ilə dəstəklənir. Bir pulsar doğulduqdan sonra, onun maqnit sahəsi bir tork göstərəcək və yavaşlayacaq, xərçəng kimi gənc bir pulsar üçün tipik əyilmə dərəcələri 10 ^ -13 s / s.

Ümumilikdə, təcrid olunmuş pulsarların yavaşlamasına meyl olsa da, çox qısa müddətli spinup dövrlərindən keçə bilərlər. Bu hadisələrə "nasazlıqlar" deyilir və bir pulsar müddətini bir milyonda bir neçə hissəyə qədər dəyişə bilərlər. Arızaların təsirləri bir neçə gün ərzində azalır və sonra pulsar normal geri dönməyə davam edir. Mövcud nasazlıq modellərində superfluid nüvəsi və normal qabığın impulsiv şəkildə cütləşəcəyi ehtimal olunur və superfluid ilkin sürətdə fırlanarkən qabığın maqnit sahəsi tərəfindən parçalandığı üçün bu birləşmə qabığı sürətləndirir və nəticədə müşahidə olunan spinup. Bu prosesi ilk (nüvə) prinsiplərdən müalicə etmək çox çətindir, çünki qabıq və superfluidin cütləşdiyi kritik açısal sürət fərqi həssaslıqla neytron superfluidlərinin müxtəlif təyin olunmamış xüsusiyyətlərindən asılıdır və bu xüsusiyyətlərə birbaşa əlçatmazdır. təcrübələr ilə mövcud fenomenoloji təsvirimizdən razı qalmalı ola bilərik. Yeri gəlmişkən, nasazlıq həm də qabığı qızdırmalı və neytron ulduzunun ömrünün sonlarında fırlanma yolu ilə isidilməsi əslində əhəmiyyətli bir istilik mənbəyi ola bilər və temperatur təkamülünə təsir göstərə bilər.

Gözəl, yəni təcrid olunmuş bir neytron ulduzu. Ulduzun bir yoldaşı varsa, yoldaşdan toplana bilər və fırlanma tezliyini bu şəkildə dəyişdirə bilər. Yoldaş az kütləli bir ulduzdursa, Günəşimizin kütləsinin yarısını və ya daha azını deyin, yığılma Roche lobunun daşması ilə davam edir (daha sonra bu barədə). Bu axın növü bir çox açısal impulsa malikdir, buna görə maddə ulduz ətrafında bir disk təşkil edir. Diskin daxili kənarının radiusu maqnit sahəsinin gücü ilə müəyyən edilir, sahə nə qədər güclüdürsə, yığılma axını nə qədər uzaqlaşdırsa (müəyyən bir yığılma dərəcəsi üçün). Ulduz (az və ya çox) yığılma diskinin daxili kənarındakı maddənin Keplerian açısal sürəti ilə tarazlığa gəlməyə çalışır. Bu o deməkdir ki, nisbətən kiçik (10 ^ 8 - 10 ^ 9 Gauss) maqnit sahələri olan neytron ulduzları yüksək tezliklərə qədər bükülə bilər və bu, millisekundalı pulsarları necə əldə etdiyimizin qəbul olunmuş mənzərəsidir.

Neytron ulduzunun yoldaşı əvəzinə yüksək kütləli bir ulduzdursa (10 günəş kütləsindən çox), onda onu neytron ulduzuna çevirən maddə aşağı açısal bir impuls momenti şəklində gedir. Bu səbəbdən neytron ulduzu əslində bu qədər yüksək frekansa qədər əyilməmişdir, yüksək kütləli sistemlərdə olan bəzi pulsarların dövrləri 1000 saniyədən çoxdur. Külək yığma prosesi olduqca mürəkkəb bir prosesdir və prosesin ədədi simulyasiyası kompüterlərin sərhədlərini aşır. Bəzi hallarda, bir neytron ulduzunun ətrafında qısa müddətdə bir disk meydana gələ biləcəyi, ancaq dağılacağı və əksinə gedən bir disk ilə əvəz olunduğu görünür. Bu cür uyğunlaşmanı anlamaq üçün bir maneə budur ki, bugünkü kompüterlərdə belə, yüksək qətnamə ölçülü 3D simulyasiyalar indi mümkün deyil, bu səbəbdən yaxşı iki ölçülü hesablamalardan nə əldə edə bilməliyik.

Misantropik (aka təcrid olunmuş) neytron ulduzları

Jocelyn Bell adında bir irlandiyalı aspirantın təmkinliliyi və çalışqanlığı sayəsində 1967-ci ildə bu ciddi şəkildə dəyişdi. Bell və onun məsləhətçisi Anthony Hewish, 1963-cü ildə kəşf edilmiş kvazarların radio müşahidələri üzərində işləyirdilər. Bell və bəzi digər aspirantlar müşahidələr üçün bir sintilyasiya massivi qurdular, sonra çıxarılan məlumatların cədvəllərini araşdırmağa başladılar. bir neçə kilometrlik qrafikləri əl ilə analiz etməli idi, çünki bu, güclü kompüterlərdən əvvəlki günlərdə idi!). Bir gün o, saniyədə və üçündə bir saniyədə siyahılarda görünən bir az “cızma” diqqət çəkdi. Scruff o qədər müntəzəm idi ki, əvvəlcə bunun süni olduğunu düşündü. Bununla birlikdə, diqqətlə yoxlanılması həqiqətən siqnalın yer üzündən olduğunu və əslində bunun Günəş sisteminin xaricindən olmasını göstərdi. Bu mənbə, CP 1919, kəşf edilən ilk radio pulsardı.

Kəşf hələ də azalmayan bir fəaliyyət fırtınasına başladı. Çin, ərəb və Şimali Amerika astronomları tərəfindən müşahidə edilən (lakin bildiyimizə görə avropalılar tərəfindən qeydə alınmayan) 1054-cü ildə məşhur bir supernovanın yerləşdiyi Crab Nebula da daxil olmaqla bir sıra digər pulsarlar tapıldı. . İlkin kəşfdən bir il və ya bir müddət ərzində (1) pulsarların sürətli olduğu, 1968-ci ildə 0,033 saniyədən (Crab pulsar) təxminən 2 saniyəyə qədər bilinən dövrlərin olduğu, (2) nəbzlərin çox nizamlı olduğu, on milyon ildə yalnız bir saniyəlik tipik dəyişiklik dərəcəsi və (3) zaman keçdikcə bir pulsar dövrü həmişə bir qədər artdı.

Bu məlumatlarla pulsarların fırlanan neytron ulduzları olması lazım olduğu sürətlə başa düşüldü. Bu halda tətbiq olunmayan müəyyən istisnalar istisna olmaqla, bir mənbə t bir müddət ərzində dəyişirsə, onun ölçüsü işığın o vaxt keçə biləcəyi məsafədən və ya ct-dən az olmalıdır (əks halda dəyişmə sürətdən daha sürətli olardı) işıq). Beləliklə, bu cisimlərin ölçüsü 0.033 saniyəyə və ya 10.000 km-ə bərabər 300.000 km / s-dən az olmalı idi. Bu, bizi ağ cırtdanlar, neytron ulduzları və ya qara dəliklərlə məhdudlaşdırır. Bu cür obyektlərdən pulsasiya, fırlanma və ya ikili orbit vasitəsilə dövri bir siqnal ala bilərsiniz. Ağ cırtdanlar maksimum pulsasiya, fırlanma və ya orbital tezliklərinin saniyədən çox olacağı qədər böyükdür, buna görə də bu istisna olunur. Qara dəliklərdə mayak bağlayacağı möhkəm səthlər yoxdur, buna görə də qara dəliklərin fırlanması və ya titrəməsi aradan qaldırılır. Qara dəliklər və ya ikili neytron ulduzları tələb olunan dövrlər aralığını yarada bilər, ancaq ikili cazibə şüası yayacaq, ulduzlar bir-birinə yaxınlaşacaq və dövr azalacaq, artmayacaq (və bunu da çox tez edəcəkdi!) . Neytron ulduzlarının pulsasiyaları ümumiyyətlə saniyə deyil, milisaniyə dövrlərinə malikdir. Qalan yalnız fırlanan neytron ulduzlarıdır və bu, bütün müşahidələrə heyranlıqla uyğundur. Budur pulsarın cizgi filmi.

İndi təxminən 1,4 milisaniyədən 5 saniyəyə qədər olan 1000-dən çox radio pulsarı aşkar edilmişdir. Onların kəşfi iyirminci əsrin ikinci yarısında (kvazarlar və mikrodalğalı fonla birlikdə) ən vacib üç astronomik kəşfdən biri sayılır və qismən pulsarların kəşfindəki roluna görə Anthony Hewish 1974-cü ildə fizika sahəsində Nobel mükafatını bölüşür .

Sosial (akkreting) neytron ulduzları

Yoldaş ulduz Günəşimizin kütləsindən azdırsa, kütlə ötürülməsi Roche lob daşması ilə baş verir. Əgər yoldaş ulduzun zərfinin bir hissəsi neytron ulduzuna kifayət qədər yaxındırsa, zərfin həmin hissəsindəki neytron ulduzunun cazibə cazibəsi yoldaş ulduzunun cazibəsindən daha böyükdür və nəticədə zərfdəki qaz neytron ulduzuna düşür. Bununla birlikdə, neytron ulduzu kiçik olduğundan, astronomik baxımdan qazın ulduza birbaşa düşməsi üçün çox açısal impuls var və bu səbəbdən bir toplama diskində ulduzun ətrafında dövr edir. Diskin içərisində maqnit və ya viskoz qüvvələr diskdəki qazın orbitdə yavaşca sürüşməsinə və nəticədə ulduz səthinə çatmasına imkan yaradır. Əgər neytron ulduzunun səthindəki maqnit sahəsi təxminən 10 ^ 8 G-dən çox olarsa, qaz ulduz səthinə çatmazdan əvvəl sahə maddəylə möhkəm birləşə və sahə xətləri boyunca maqnit qütblərinə axmasına məcbur edə bilər. Neytron ulduzuna dönərkən qazın öz-özünə sürtünməsi qazı milyonlarca dərəcəyə qədər qızdırır və rentgen şüaları yaymasına səbəb olur. Bu cür sistemin bəzi xarakterik ölçüləri şəkildə göstərilir.

Wwwastro.msfc.nasa.gov/xray/openhouse/ns/ saytından neytron ulduzunun maqnit sahəsinin maddələri idarə etdiyi daxili bölgənin cizgi filmi:

Bu tip sistemlərdəki neytron ulduzların 10 ^ 7 ilə 10 ^ 10 Gauss arasında səth maqnit sahələrinin olduğuna inanılır. Bu o deməkdir ki, qaz qazı neytron ulduzuna maqnetik sahə tərəfindən tutulmadan əvvəl çox spiral ola bilər. Bu qədər yaxın məsafədə orbital tezlik çox yüksəkdir (yüzlərlə Hertz), buna görə də neytron ulduzu sürətlə fırlanır. Daha əvvəl də qeyd edildiyi kimi, milisaniyəli pulsarları bu şəkildə aldığımızı düşünürük. Yeri gəlmişkən, bu milisaniyədəki pulsarlar, ən yaxşısı ən azı atom saatları qədər sabitdir! Kosmik saatlar kimi milisaniyəli pulsarlardan istifadə etmənin bizə Böyük Partlayışdan qalan qravitasiya şüalanmasının bir fonunun olması kimi hər cür ekzotik şeylərdən bəhs edə biləcəyi barədə təkliflər var.

Tərkibində az kütləsi olan neytron ulduzları ilə əlaqəli bir başqa əyləncəli hadisə də rentgen partlamalarıdır. Bunlar ümumiyyətlə bir neçə saniyədən bir neçə dəqiqəyə qədər davam edir və Günəşin parlaqlığından təxminən yüz min qat yüksək zirvəyə malikdir. Bu partlayışların modeli, hidrogen və helyumun yoldaşından neytron ulduzuna köçürüldüyü üçün sıx bir təbəqə içində yığılmasıdır. Nəhayət, hidrogen və helyum o qədər sıx və isti bir təbəqəyə yığılmışdı ki, termonükleer birləşmə başlayır və bu zaman qazın böyük bir hissəsini və ya hamısını dəmirə çevirir, çox miqdarda enerji sərbəst buraxır. Bu, bütün dünya nüvə arsenalını bir dəqiqə ərzində neytron ulduzunun səthinin hər kvadrat santimetrində partlatmağa bərabərdir! Bu ikili sənədlərdən bəziləri qəribə bir-birinə yaxın ola bilər. Budur, bir sənətkarın konsepsiyası (heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/exosat/slide_gifs/exosat18.gif-dən), xüsusilə 4U-dan biri

On iki dəqiqədən bir az çox ikili dövrü olan 1820-30! Çox pis məsafələr mildir.

Neytron ulduzunun yoldaşı Günəş kütləsindən on ilə qat arasında bir kütləyə sahibdirsə, kütlə ötürülməsi qeyri-sabitdir və çox uzun sürmür, bu səbəbdən bu kateqoriyada çox az obyekt var.

Neytron ulduzunun yoldaşının kütləsi Günəş kütləsinin on qatından çoxdursa, yoldaş təbii olaraq ulduz bir külək əmələ gətirir və bu küləkin bir hissəsi neytron ulduzuna düşür. Bu sistemlərdəki neytron ulduzları güclü maqnit sahələrinə malikdir, təxminən 10 ^ 12 Gauss (tipik təcrid olunmuş pulsarlara bənzəyir). Sahə gücü bu qədər yüksək olduqda, demək olar ki, bütün yığma qazları sahə xətləri boyunca maqnit qütblərinə axmağa məcbur olur. Bu o deməkdir ki, rentgen şüaları ilk növbədə qütblərdə yaranan isti nöqtələrdən gəlir. Bu həm də o deməkdir ki, ulduzun maqnit oxu və fırlanma oxu bir-birinə uyğun deyilsə, radiasiya fırlanma başına bir dəfə keçib gedir və rentgen nəbzlərini görürük. Bu səbəbdən bu sistemlər, Jocelyn Bell'in keşfettiği "fırlanma gücündə olan pulsarlar" dan ayırt etmək üçün "yığma gücündə olan pulsarlar" adlanır.

Neytron ulduzlarının yığılması ilə bağlı bəzi son nəticələr üçün, Chicago Universitetində təşkil olunmuş böyüklər üçün bir elmi sərgidəki posterə baxın.

@ # $% Gamma-ray partlayışlarını yaradan nədir?

Sərbəst danışsaq, qamma şüaları, əsasən, qamma şüalarında görünən və Yer xaricindən gələn enerji partlayışlarıdır. Yerdəki axın 10 ^ -8 erg / cm ^ 2 / s ilə 10 ^ -3 erg / cm ^ 2 / s arasındadır, partlamaların müddəti 10 ms ilə 1000 s arasındadır və fotonların tipik olaraq enerjisi var 100 keV və 2 MeV, baxmayaraq ki, 5 keV-ə qədər və 18 GeV-ə qədər enerji bəzi partlayışlardan göründü. Zamanın funksiyası olaraq axın partlayışdan partlamağa qədər dəyişir, lakin tez-tez bir partlayış içərisində bir sünbül "fred" profilini izləyir (sürətli yüksəliş, eksponent tənəzzül). Budur Galaxy (xəritədə) xəritəsində gördüyümüz kimi bir partlayış simulyasiyasını və zamanın funksiyası kimi parlaqlığını göstərən cizgi gif (sağda). Ümumiyyətlə, qamma-şüa partlayışları son dərəcə heterojendir, buna görə də asan təsnifata səbəb olacaq xarakterik davranışları çıxarmaq çətindir (GRB üçün tipik bir zaman profilinə baxın).

Heç olmasa qamma şüalarının nə qədər uzaq olduğunu deyə bilərikmi? Son vaxtlara qədər heç bir əminliklə deyil, "yox" cavabı verildi. 1970-ci illərin əvvəllərindən bəri səmanın hər tərəfindən qamma şüalarının təxminən bərabər ehtimalla gəldiyi aydın oldu. Gamma-şüa partlayışlarının digər aspektlərindən bəri (məsələn, sürətli artım vaxtı [tədqiqat səhifəsi)


Neytron Ulduzlarının Kəşfi

1967-ci ildə Jocelyn zəngCambridge Universitetinin bir tədqiqat tələbəsi, məsləhətçisi Antony tərəfindən dizayn edilmiş və inşa edilmiş xüsusi bir detektorla uzaq radio mənbələrini öyrənirdi. Hewish radio siqnallarında sürətli dəyişiklikləri tapmaq. Layihə kompüterləri, teleskopun səmanı harada araşdırdığını göstərən kağız çubuqlar yaydı və Hewish’in aspirantlarının hamısından keçib maraqlı fenomenlər axtarmağı tapşırdı. 1967-ci ilin sentyabrında Bell, dediklərini & # 8220a bit scruff & # 8221 - əvvəllər görülənlərdən fərqli olaraq qəribə bir radio siqnalını tapdı.

Bellin Vulpecula bürcündə tapdığı şey sürətli, kəskin, sıx və son dərəcə nizamlı radio şüalanma mənbəyi idi. Bir saatın müntəzəm tiki kimi, impulslar dəqiq hər 1.33728 saniyədə gəlirdi. Bu cür dəqiqlik, əvvəlcə alimləri bəlkə də ağıllı bir mədəniyyətdən siqnal tapdıqlarını düşünməyə vadar etdi. Radio astronomları yarı zarafatla hətta kiçik yaşıl kişilər üçün mənbəyi & # 8220LGM & # 8221 adlandırdılar. Bununla birlikdə, çox keçmədən göydəki geniş ayrılmış istiqamətlərdə üç oxşar mənbə tapıldı.

Bu tip bir radio mənbəyinin kifayət qədər yaygın olduğu ortaya çıxdıqda, astronomlar, digər sivilizasiyalardan siqnal olma ehtimalı olduqca yüksək olmadığı qənaətinə gəldilər. Bu günə qədər 2500-dən çox bu cür mənbələr kəşf edildi, indi adlandırılırlar pulsarlar, qısaldılmış & # 8220pulsasiya edən radio mənbələri. & # 8221

Fərqli pulsarların nəbz dövrləri saniyənin 1/1000-dən bir az daha çox - 10 saniyəyə qədər dəyişir. Əvvəlcə pulsarlar xüsusilə müəmmalı görünürdü, çünki görünən işıq şəkillərində yerlərində heç bir şey görünmürdü. Ancaq sonra mərkəzin ortasında bir pulsar tapıldı Crab Dumanlığıtərəfindən istehsal olunan bir qaz buludu SN 1054, 1054-cü ildə Çinlilər tərəfindən qeydə alınan bir supernova (şəkil 1). Crab Nebula pulsarından alınan enerji, saniyədə 30 dəfə baş verən kəskin partlayışlarla gəlir - bu bir isveçrəli saat istehsalçısının həsəd aparacağı bir qanunauyğunluqla. Radio enerjisi impulslarına əlavə olaraq, Crab Bulutsusundan görünən işıq və rentgen şüalarını da müşahidə edə bilərik. Pulsarın supernova qalığı bölgəsində olması, qalan neytron ulduzunun dərhal pulsarların bu çətin və böyük ulduzlarla əlaqəli ola biləcəyi barədə astronomlara xəbərdar olmasını gözləyirik.

Şəkil 1: Crab Bulutsusu. Bu görüntüdə təxminən 6500 işıq ili uzaqlıqdakı Crab Bulutsusundan alınan rentgen şüaları əks olunur. Pulsar, konsentrik üzüklərin mərkəzindəki parlaq nöqtədir. Təxminən bir il ərzində alınan məlumatlar hissəciklərin işıq sürətinin təxminən yarısı ilə daxili üzükdən uzaqlaşdığını göstərir. Bu halqaya dik olan jet, bir maddə axınıdır və antimaddə elektronları da işıq sürətinin yarısı ilə hərəkət edir. (kredit: NASA / CXC / SAO tərəfindən işin dəyişdirilməsi)

Crab Bulutsusu füsunkar bir obyektdir. Bütün dumanlıq bir çox dalğa boyunda radiasiya ilə parlayır və ümumi enerji çıxışı Günəşdən 100.000 dəfə çoxdur - demək olar ki, min il əvvəl partlayan bir supernovanın qalığı üçün pis bir hiylə deyil. Astronomlar tezliklə pulsar ilə ətrafdakı dumanlığın böyük enerji çıxışı arasında əlaqə axtarmağa başladılar.


Dumanlıqlar nədir və onlar necə əmələ gəlir?

Dumanlıq əsasən kosmosdakı qaz və toz bulududur və birdən çoxunuz varsa, bunlara dumanlıq deyilir. Bulutsular kainatdakı ən möhtəşəm cisimlərdəndir və bir çoxu quru heyvanları, böcəklər, su heyvanları, quşlar da daxil olmaqla tanış cisimlərin adları ilə adlandırılmışdır, bəzilərinə isə xəyalpərəst görüntülərin adı verilmişdir.

Bəs kosmosun geniş və aydın boşluğunda bir duman necə tam olaraq əmələ gəlir? Oxuyun və öyrənin!

Dumanlıq necə yaranır?

Qalaktikalararası məkan hər kubmetr üçün ondan az atom ehtiva edir, lakin bu mütləq bir vakum deyil! Təbiət boş yerdən iyrənir, axı! Daha sonra bir neçə atom bir-birinə yığışacaq qədər yaxınlaşdıqda bir duman meydana gəlməyə başlayır. Təbii ki, daha çox atom yığışdıqca, cazibə qüvvəsi daha güclü olur. Bu da növbə ilə özlərinə daha da çox hissəcik çəkmələrini təmin edir və zaman keçdikdən sonra məkanda böyük bir qaz buludu əldə edirsiniz.

Bundan əlavə, buludun bəzi hissələri digər bölgələrə nisbətən daha sıx ola bilər. Getdikcə daha çox maddə toplandıqca, material öz-özünə çökməyə başlayanda bir nöqtəyə çata bilər (əsasən hidrogen). Bəzi kritik nöqtələrdə şəffaf kütlə və yüksək cazibə nüvə reaksiyasına başlayır və hidrogen helium etmək üçün əriməyə başlayır. Nəhayət, toz və qaz buludunun içində əmələ gələn bir günəş doğulur.

Ulduzlar və Planetlər üçün uşaq bağçası

Bu yeni ulduzun işığı günəş küləyi ilə əlavə qazı itələməyə başlayır. Daha çox konsentrasiyalar inkişaf edir və planetlər meydana gəlir. Qalan qazların çoxu yola çıxır və yeni yığılma kaskadlarına başlayır və ulduzlar əmələ gəlir və daha çox planet yaranır və sonra dəfələrlə təkrarlanır. Dumanlıqlar həqiqətən ulduz fidanlığıdır, ulduzların doğulduğu yerdir. Bəzən ulduzların öldüyü yerdir.

Hər dəfə bir ulduz uçur. Hidrogen və ya helyum yanacağı tükənir, çox böyüyür, çökür və sonra bum olur - Günəşimizin təxminən 5 milyard il sabit qalmasından narahat olmayın. Yaranan partlayış, daha çox ulduz meydana gəlməsinə səbəb olan dumanlıqları narahat edə biləcək maddi və şok dalğaları göndərir. Bu davam edən bir prosesdir.

Dumanlığın dörd əsas növü

& # 8211 Planet Bulaqlar: Bunlara belə deyilir, çünki astronom William Herschel 1780-ci illərdə kiçik teleskopu ilə bunları nəzərdən keçirərkən şəkillərinin günümüzdə aşkar etdiyi Uran kimi günəş sisteminin qaz nəhəng planetlərinə bənzədiyini düşünür. Planet dumanlığının ən yaxşı nümunələrindən biri, Dolada Helix Dumanlığı və Əkizlər bürcündə Eskimo Dumanı da daxil olmaqla digər gözəl nümunələri ilə Lyra-dakı Ring Dumanlığı (M57).

& # 8211 Yansıma Dumanlıqları: Yansıtıcı bir dumanlıq öz-özünə heç bir görünən işıq saçmır və yalnız yerləşmiş mənbədən gələn işıq onun tozunu işıqlandırdığı üçün parlayır. Ən parlaq əks dumanlıqları, qalın qaz və toz təbəqələrinin cavan, parlaq ulduzlar tərəfindən yayıldığı işıqla işıqlandığı və mavi rəngdə olduğu ulduz fidanlıqlarıdır. Oxatan bürcündəki Trifid Dumanlığı (M20) bir qrup ulduz tərəfindən işıqlandırılan əks dumanlığının yaxşı bir nümunəsidir, digər bir nümunə isə Torosdakı Pleiades yansıma dumanlığıdır.

& # 8211 Emissiya Dumanlıqları: Crab Bulutsusu, Orion Bulutsusu (M42) və digər oxşar emissiya dumanlıqlarında, gənc, isti ulduzların ultrabənövşəyi işığı ətrafdakı hidrogen atomlarından elektronları soyur. Yenidən birləşdikləri zaman spektrin qırmızı hissəsində daha uzun dalğa uzunluqları yayırlar və bu da onlara fərqli qırmızı rənglər verir. Bu tip dumanlıqların toz buludları işığı bağladığı üçün tez-tez qaranlıq ərazilər var. Bir çox dumanlıqda Trifid Dumanlığı da daxil olmaqla həm əks, həm də emissiya komponentləri var.

& # 8211 Absorbsiya Dumanlıqları: Bu tip dumanlıq, məşhur nümunə olan At başlığı dumanlığı olan ulduzlar və parlaq dumanlıqlar da daxil olmaqla arxalarındakı mənbələrdən gələn işığı udur və ya gizlədir. At başlığının qaranlığına əsasən qalın toz səbəb olur, baxmayaraq ki At başının aşağı hissəsi sola kölgə salır. Qaranlıq Dumanlıq olaraq da bilinən şəkillər olduqca nizamsızdır və ən böyük növləri çılpaq gözlə qaranlıq ləkələr kimi görünür, məsələn Parlaq Samanyolu'nun bəzi hissələrini örtən Coalsack Dumanlığı.

Təhsil & # 8216Andromeda Bulutsusu & # 8217 Gökadaların mövcud olduğunu sübut etdi

100 ildən az müddət əvvəl insanlar qalaktikamızın bütün kainat olduğuna inanırdılar və 1920-ci illərdən əvvəl astronomlar teleskopları ilə müşahidə etdikləri qalaktikaların (özümüzün xaricində) öz Samanyolu qalaktikamızdakı yerli dumanlıq olduğuna inanırdılar. Daha sonra onlara “spiral dumanlıq” adını verdilər.

Astronom Edwin Hubble bu xüsusi mövzunu həll etmək qərarına gələnə qədər, Mount Wilson Rəsədxanasındakı 100 düymlük teleskopunu istifadə edərək spiral dumanlıqda ayrı-ayrı ulduzları həll etməyi bacardı. Ardından bunların ümumiyyətlə qaz buludu olmadığını, ancaq bizimki kimi həqiqi qalaktikalar olduğunu və Andromeda Dumanlıqlarının Andromeda Qalaktikası olduğu ortaya çıxdı!

Kainatın böyüklüyünə dair anlayışımız o gün bir çox böyüklük əmri ilə irəliləyib! İndi ən azı 100 milyard başqa qalaktikanın olduğunu bilirik, hər biri yüz milyardlarla ulduza sahibdir, əgər ulduz formasını düzgün başa düşsək, əksər ulduzların planetləri olduğunu bilirik. Həyatın mövcud ola biləcəyi bir çox planet var. Və dumanlıqları öyrənməkdən gələnlər.

Nəticə

Ulduz Körpələr evi və Ulduz Qəbiristanlıqları - dumanlıqlarda hər şey var. Kainatdakı ulduzların başlanğıcını və sonunu qeyd edirlər. Onlar bir tərəfdən digərinə yüzlərlə işıq ili ola bilər, amma yenə də o qədər zərifdirlər ki, ev planetimizin böyüklüyündə bir parça götürsəniz, bu, yalnız çox az kiloqrama bərabər olardı. Hansı növə baxsalar da, baxmağa cəlbedicidirlər.Gedin bir teleskop tutun və nəzər yetirin! Məsələn, Orion & # 8217s Kəmərində 1.344 işıq ili məsafədə yerləşən və gözlə görünən Orion Dumanlığını (M42) yoxlamaq istərdiniz. Burada kainatdakı ən möhtəşəm dumanlıqların 10-u var.


Neytron ulduzlarının növləri

Bəzi neytron ulduzlarının içərisindən az qala işıq sürəti ilə axın edən materiallar var. Bu şüalar Yer kürəsinin yanından keçəndə bir mayak lampası kimi yanıb sönür. Elm adamları, nəbzli görünüşlərindən sonra onlara pulsar adını verdilər. Normal pulsarlar saniyədə 0,1 ilə 60 dəfə fırlanır, milisaniyədəki pulsarlar isə saniyədə 700 dəfə nəticələnə bilər.

X-ray pulsarları daha kütləvi yoldaşlardan axan materialı tutduqda, həmin material maqnit sahəsi ilə qarşılıqlı əlaqə quraraq radio, optik, rentgen və ya qamma şüalarında görünə bilən güclü şüalar istehsal edir. Əsas güc mənbəyi yoldaşından gələn materialdan qaynaqlandığı üçün, bunlara tez-tez "yığılma gücündə olan pulsarlar" deyilir. Yüksək enerjili elektronlar qütblərinin üstündəki pulsarın maqnit sahəsi ilə qarşılıqlı əlaqədə olduqları üçün "spinlə işləyən pulsarlar" ulduzların fırlanması ilə idarə olunur. Gənc neytron ulduzları soyumadan əvvəl bəzi hissələri digərlərindən daha isti olduqda rentgen şüaları da yarada bilər.

Pulsarın içindəki maddə pulsarın maqnitosferində sürətləndikcə, neytron ulduzu qamma-şüa emissiyası yaradır. Bu qamma-şüa pulsarlarında enerji ötürülməsi ulduzun fırlanmasını ləngidir.

Pulsarların titrəməsi o qədər proqnozlaşdırılır ki, tədqiqatçılar kosmik uçuş naviqasiyası üçün istifadə etməyi düşünürlər.

NASA-nın Merilenddəki Goddard Kosmik Uçuş Mərkəzindən Keith Gendreau, 2018-ci ildə mətbuat mənsublarına verdiyi açıqlamada, "Bu milisaniyədəki pulsarlardan bəziləri son dərəcə nizamlı, saat kimi nizamlıdır" dedi.

Gendreau, "Bu pulsarları bir GPS naviqasiya sistemindəki atom saatlarını necə istifadə etdiyimiz kimi istifadə edirik" dedi.

Orta neytron ulduzu güclü bir maqnit sahəsinə malikdir. Astrofizik Paul Sutterə görə Yerin maqnit sahəsi 1 gauss, günəşin isə bir neçə yüz Gauss civarındadır. Ancaq neytron ulduzunun trilyon gauss maqnit sahəsi var.

Maqnetarların maqnit sahələri orta neytron ulduzundan min qat daha güclüdür. Nəticədə sürüklənmə ulduzun daha uzun müddət dönməsinə səbəb olur.

"Bu, maqnetarları 1 nömrəli yerə qoyur, universal" ən güclü maqnit sahəsi '' yarışmasında hakimdir "dedi Sutter. "Rəqəmlər var, amma beynimizi onların ətrafında dolamaq çətindir."

Bu sahələr, maqnitlərin yanında atomları qələm kimi incə çubuqlara uzanan yerli mühitlərdə fəlakətə səbəb olur. Sıx ulduzlar yüksək intensivlikli radiasiya partlayışlarını da idarə edə bilər.

Sutter, "Birinə (məsələn, 1000 kilometrə yaxın və ya 600 mil məsafəyə) çox yaxınlaşın; maqnit sahələri yalnız sizin bioelektrik gücünüzü və mdash'ınızı əsəbi dərəcədə yararsız və mdash deyil, həm də çox molekulyar quruluşunuzu pozacaq qədər güclüdür" dedi. "Maqnitarın sahəsində, sadəcə bir növ həll edirsən."


"Bizim" neytron ulduz birləşməsi

Kainatın qızıl, platin və plutonyum kimi ağır elementləri neytronlar mövcud atomları bombardman etdikdə meydana gəlir. Bu cür toqquşmalar zamanı a neytral neytron mənfi yüklü bir elektron buraxa bilər, müsbət yüklü bir protona çevrilmək və atomun kimliyini dəyişdirmək.

Sürətli neytron tutma olaraq bilinən bu proses, yalnız supernovalar və neytron ulduzlarının birləşməsi kimi ən güclü partlayışlar zamanı meydana gəlir. Ancaq elm adamları bu həddindən artıq hadisələrdən hansının kainatdakı ağır elementlərin əsas hissəsi üçün məsuliyyət daşıdığını müzakirə etməyə davam edirlər.

Beləliklə, Marka və Bartos hansı hadisənin ola biləcəyini anlamaq üçün qədim meteoritlərə üz tutdular erkən günəş sistemini toxumladı. Gənc Günəş sistemindəki bu qayaların içərisinə kilidlənmiş bir partlayışdan qaynaqlanan materialdır və bu başlanğıc elementlər radioaktiv və sürətlə çürümüş olsa da, keçmiş varlıqlarının imzalarını qoymuşdur.

Və kimi Lazer İnterferometri Qravitasiya-Dalğa Rəsədxanası (LIGO) başlayır potensial neytron ulduz birləşmələrini müəyyənləşdirin, elm adamları müşahidələrini, yaxınlaşan birləşmədə meydana gələn maddənin, ehtimal ki, Günəş sisteminə yol açan yavaş-yavaş çürüyən maddənin "qalaktikanın ifritə dəmlənməsi" adlandırdığı maddi qatqı təmin edənləri müəyyənləşdirməyə kömək etmək üçün tətbiq edirlər.

Əvvəlki tədqiqatlar Samanyolu'nda hər 50 ildə bir dəfə bir supernovanın meydana gəldiyini təxmin edirdi. LIGO-nun yeni müşahidələri neytron ulduz birləşmələrinin daha az, təxminən 100.000 ildə bir dəfə baş verdiyini göstərir. Günəş sistemindəki ağır elementlərin miqdarı a yaxınlıqdakı neytron ulduz birləşməsi, çünki supernova mənşəyi daha çox maddə vermiş olardı.

Oradan cütlük Günəş sisteminin yerli neytron ulduz birləşməsinin harada və nə vaxt baş verdiyini təyin etmək üçün ayrı-ayrı izotoplara etibar etdi.

Marka, "Hər bir izotop partlamadan başlayan bir saniyəölçəndir" dedi. Material tutulduqda hər izotopun nə qədərinin qaldığını öyrənərək, günəş sisteminə yağış gətirən toqquşma yaşını dəqiqləşdirə bildi. "Hamısının razılaşdığı zamanın yalnız bir məqamı var" dedi. Bu nöqtə təxminən 100 milyon il əvvəl meydana gəldi günəş sistemi meydana gəldi, astronomik zaman tərəzilərində göz qırpır. Ekip, ulduzların nə qədər toqquşduğunu, 1000 işıq ili məsafəni Günəş sistemində nə qədər maddi maddi maddə aldığını əsas götürərək hesabladı.

Komandanın anlaya bilmədiyi şey, bu ağır elementlərin günəş sistemimizə çevriləcək məhəlləyə girmə istiqaməti, nəzəri olaraq alimlərin toqquşmanın qalıqlarını təyin etməsinə imkan yaradan bir kəşf idi. Məsələ burasındadır ki, günəş yarandığı gündən bəri 4,5 milyard ildir sakit oturmur, qalaktikanı gəzir.

Yolda, eyni qrupda, yanında meydana gələn ulduzları, astronomların uzun müddət boş yerə ovladıqları ulduzları geridə qoyub. Marka ümid edir ki, bir gün astronomlar o qardaş ulduzları və günəş sistemini yaradan neytron ulduz birləşməsinin qalıqlarını tapacaqlar.

Marka görə, yeni kəşf evə yaxın oldu. "İnsanlar əslində ağlayırdı" dedi, komandasının üzvlərinə toxundu.

Bu neytron ulduz birləşməsinin sadəcə kosmosda baş verən bir hadisə olmadığı üçün güclü emosional reaksiya meydana gəldiyini düşündüyünü söylədi. Şəxsən hər birimizə töhfə verən biri idi.

"Bu ezoterik deyil, bizimdir" dedi. "Qalaktikadakı deyil, Günəş sistemindəki bizim."


Bulutsu ilə Ulduz arasındakı fərq

Dumanlıq və ulduz, kainatda mövcud olan iki fərqli astronomik obyektdir. Dumanlıq qaz və ya kir / tozdan ibarət olan dərin məkanda bir buluddur. Misal: Ulduz partladıqdan sonra əmələ gələn bir bulud. Dumanlıq sözü Latınca “bulud” mənasını verir. Dumanlığın cəm termini dumanlıqlardır. Əvvəlki dövrdə qalaktikalar qeyri-səlis görünüşlərinə görə astronomlar tərəfindən dumanlıq kimi də adlandırılırdı. Halbuki günümüzdə dumanlıq sözü daha çox qaz və tozdan ibarət olan genişlənmiş obyektlərə aiddir. "Yaradılış Sütunları" NASA-nın ən məşhur şəkilləridir. Dumanlıq bir çox formada və ölçüdə olur və müxtəlif yollarla əmələ gəlir.

Digər tərəfdən bir ulduz, cazibə qüvvəsi ilə bir yerdə dayanan kütləvi, işıqlı bir plazma kürəsidir. Planetlər ulduzun ətrafında fırlanır. Bunun bariz nümunəsi bir planet olan Yer, ətrafındakı ən yaxın ulduzun ətrafında, yəni Günəşdədir. Kainatdakı əksər ulduzlar Günəşdən daha böyükdür. Bəziləri hətta 1000 dəfəyə qədər böyükdür. Ulduz həm də planetlərdə enerjinin böyük bir hissəsidir. Planetlər ulduzun işığını əks etdirə bilirlər. Dünyadan kainatın bir çox uzaq ulduzlarını görmək olar. Bu ulduzlar, uzaq məsafələrə görə göydəki sabit işıq nöqtələrinin kütləsi kimi görünürlər. İnsanlar tez-tez görkəmli ulduzların adını vermiş və onları bürclərə birləşdirmişdir.

Dumanlıq və Ulduz arasında müqayisə:

  • Ulduzlararası qaz və toz buludu.
  • (Əvvəllər) dumanlı, dumanlı və ya qeyri-səlis görünən və teleskop görünüşündə uzanan hər hansı bir göy cismi.
  • Aydan başqa cənnət cisimlərindən hər hansı biri gecə səmada sabit parlaq nöqtələr kimi görünür.
  • Günəş, Polaris və s.Kimi böyük, özünü işıqlandıran, cənnət cisimlərindən hər hansı biri.
  • Gökadalar
  • Emissiya dumanlığı
  • Yansıma dumanlığı
  • Planet dumanlığı
  • Qaranlıq dumanlıq
  • Qlobal qruplar
  • Açıq qruplar
  • Ağ cırtdan ulduz
  • Neytron ulduzu
  • Mavi cırtdan ulduz
  • Nəhəng ulduz
  • Supergiant ulduz
  • Hypergiant ulduz
  • Əsas ardıcıllıq ulduzu
  • Protostar
  • T Tauri Ulduz

Dumanlıq karbon, azot və oksigen ehtiva edir və sonra nəhayət genişlənir və birləşir.


Sualları nəzərdən keçirin

Ağ cırtdan neytron ulduzundan nə ilə fərqlənir? Hər biri necədir? Hər birini öz çəkisi altında çökməkdən saxlayan nədir?

Kütləsi Günəşdəki kimi bir ulduzun təkamülünün əsas ardıcıllıq mərhələsindən ağ cırtdana çevrilənə qədər təkamülünü təsvir edin.

Kütləvi bir ulduzun (məsələn, Günəş kütləsindən 20 qat) supernovaya çevrildiyi nöqtəyə qədər təkamülünü təsvir edin. Kütləvi bir ulduzun təkamülü Günəşinkindən nə ilə fərqlənir? Niyə?

Bu fəsildə müzakirə olunan iki növ supernova necə fərqlənir? Hər növə hansı ulduz səbəb olur?

Bir ulduz 5 kütləsi ilə həyatına başlayır MGünəş lakin 0.8 kütləsi olan bir ağ cırtdan kimi ömrünü başa vurur MGünəş. Ulduzun həyatında başladığı kütlənin bir hissəsini itirməsi ehtimalı olan mərhələləri sadalayın. Hər mərhələdə kütləvi itki necə baş verdi?

Bir neytron ulduzunun əmələ gəlməsi bir supernova partlamasına səbəb olarsa, yüzlərlə bilinən pulsardan yalnız üçünün supernova qalıqlarında niyə tapıldığını izah edin.

Təxminən 1000 il əvvəl dumanlığı meydana gətirən ulduz partladığı zaman Yengeç Dumanlığı 100.000 Günəş kimi bir şeyin enerjisi ilə necə parlaya bilər? Dumanlıqdan gəldiyini gördüyümüz şüaların çox hissəsini kim "ödəməlidir"?

Bir nova Ia tip supernovadan nə ilə fərqlənir? II tip supernovadan nə ilə fərqlənir?

Kütlələrdən başqa neytron ulduzu olan ikili sistemlər ağ cırtdan olan ikili sistemlərdən nə ilə fərqlənir?

SN 1987A-dan hansı müşahidələr supernova haqqında nəzəriyyələri təsdiqləməyə kömək etdi?

Ağ cırtdanın zamanla təkamülünü, xüsusən parlaqlığın, temperaturun və radiusun necə dəyişdiyini təsvir edin.

Bir pulsarın zamanla təkamülünü, xüsusən fırlanma və nəbz siqnalının zamanla necə dəyişdiyini təsvir edin.

Başlanğıc kütləsi 1 olan bir ulduzdan əmələ gələn ağ cırtdan necə ola bilər? MGünəş başlanğıc kütləsi 9 olan bir ulduzdan əmələ gələn ağ cırtdan fərqli olmaq MGünəş?

Astronomlar daha uzun müddətli qamma şüalarının və daha qısa müddətli qamma şüalarının səbəblərinin nə olduğunu düşünürlər?

Astronomlar nəhayət qamma-şüalanma patlamalarının sirrini necə həll etdilər? Çözüm tapmaq üçün hansı alətlər tələb olunurdu?

Bir Amazon İştirakçısı olaraq uyğun satınalmalardan qazanırıq.

Bu kitaba istinad etmək, paylaşmaq və ya dəyişdirmək istəyirsiniz? Bu kitab Creative Commons Attribution Lisenziyası 4.0-dır və OpenStax-a aid etməlisiniz.

    Bu kitabın hamısını və ya bir hissəsini çap formatında paylayırsınızsa, hər fiziki səhifəyə aşağıdakı atributları daxil etməlisiniz:

  • Sitat yaratmaq üçün aşağıdakı məlumatları istifadə edin. Bu kimi bir istinad vasitəsini istifadə etməyi məsləhət görürük.
    • Müəlliflər: Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Yayımcı / veb sayt: OpenStax
    • Kitabın adı: Astronomiya
    • Yayın tarixi: 13 Oktyabr 2016
    • Yer: Houston, Texas
    • Kitabın URL-si: https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • Bölmə URL: https://openstax.org/books/astronomy/pages/23-review-questions

    © 27 yanvar 2021 OpenStax. OpenStax tərəfindən hazırlanan dərslik məzmunu Creative Commons Attribution License 4.0 lisenziyası ilə lisenziyalaşdırılır. OpenStax adı, OpenStax loqosu, OpenStax kitab örtükləri, OpenStax CNX adı və OpenStax CNX logosu Creative Commons lisenziyasına tabe deyil və Rice Universitetinin əvvəlcədən və açıq yazılı razılığı olmadan çoxaldıla bilməz.


    Məşhur supernovalarda recluziv neytron ulduzu tapılmış ola bilər

    Solda, NASA-nın Chandra X-ray Rəsədxanasından alınan məlumatlar, supernova 1987A olaraq bilinən partlamış bir ulduzun qalıqlarının bir hissəsini göstərir. Sağda, “pulsar külək dumanlığı” kimi tanınan bir quruluş olan supernova qalığının mərkəzində nəyin ola biləcəyinə dair bir təsvir verilmişdir. Kredit: NASA / CXC

    1987-ci ildə qalaktikamızın kənarında partlayan ulduzdan nə qalıb? Dağıntılar alimlərin fikrini ört-basdır etdi, lakin NASA-nın iki rentgen teleskopu yeni ipuçlarını ortaya qoydu.

    Astronomlar 24 fevral 1987-ci ildə bir ulduzun parlaq partlayışını ələ keçirdiyindən bəri tədqiqatçılar geridə qalmalı olan əzilmiş ulduz nüvəsini axtarırdılar. NASA kosmik missiyalarından və yerüstü teleskoplardan alınan məlumatları istifadə edən bir qrup astronom nəhayət bunu tapmış ola bilər.

    Təxminən 400 ildə çılpaq gözlə görünən ilk supernova olaraq Supernova 1987A (və ya qısaca SN 1987A) alimlər arasında böyük bir həyəcan yaratdı və qısa müddətdə göydəki ən çox öyrənilən obyektlərdən biri oldu. Supernova, Yerdən yalnız 170.000 işıq ili məsafəsində, öz Süd Yolumuzun kiçik bir yoldaşı qalaktikası olan Böyük Magellan Buludunda yerləşir.

    Astronomlar partlayış yerindən xaricdə dağıntıların partladığını seyr edərkən eyni zamanda ulduzun özəyində qalmalı olan şeyləri də axtardılar: neytron ulduzu.

    NASA-nın Chandra X-ray Rəsədxanasından alınan məlumatlar və NASA-nın Nüvə Spektroskopik Teleskop Arrayından (NuSTAR) əvvəllər yayımlanmamış məlumatlar, yerdəki Atacama Böyük Millimetr Arrayından (ALMA) keçən il bildirilən məlumatlarla birlikdə indi maraqlı bir dəlil toplusu təqdim edirik. SN 1987A mərkəzində neytron ulduzunun olması.

    "34 ildir astronomlar orada gözlədiyimiz neytron ulduzunu tapmaq üçün SN 1987A-nın ulduz dağıntılarını süzürlər" dedi. Araşdırmanın lideri İtaliyanın Palermo Universitetindən Emanuele Greco. "Ölü nöqtəyə çevrilən bir çox ipucu var idi, amma son nəticələrimizin fərqli ola biləcəyini düşünürük."

    Orlando və əməkdaşları tərəfindən hazırlanan bir kağızdan çıxan bu kompüter modeli, 2017-ci ildə Chandra, ESA-nın XMM-Newton və Yaponiyanın Advanced Cosmology and Astrophysics Satellite (ASCA) tərəfindən götürülmüş məlumatları özündə cəmləşdirir. Kredit: INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo / Salvatore Orlando

    Bir ulduz partladıqda, xarici təbəqələr kosmosa atılmadan öz üzərinə çökür. Nüvənin sıxılması onu qeyri-adi dərəcədə sıx bir cismə çevirir, Günəş kütləsi cəmi 10 mil boyunca bir cismə sıxılır. Bu obyektlər neytron ulduzları adlandırılmışdır, çünki onlar demək olar ki, yalnız sıx dolu neytronlardan hazırlanmışdır. Bunlar yer üzündə təkrarlana bilməyən həddindən artıq fizika laboratoriyalarıdır.

    Pulsarlar adlanan sürətlə fırlanan və yüksək dərəcədə maqnitlənmiş neytron ulduzları, astronomların fırlanması şüanı səmaya səpəndə nəbz kimi tanıdıqları mayak kimi bir radiasiya şüası yaradır. Səthlərindən küləklər istehsal edən, bəzən təqribən işıq sürətində olan, yüklənmiş hissəciklərin və "pulsar külək dumanlıqları" kimi tanınan maqnit sahələrinin mürəkkəb quruluşlarını yaradan bir pulsarın alt qrupu var.

    Chandra və NuSTAR ilə qrup SN 1987A dağıntılarının ətrafdakı materiallara çırpılması nəticəsində nisbətən az enerjili rentgen şüaları tapdı. Komanda, NuSTAR-ın daha enerjili X-şüaları aşkar etmək qabiliyyətindən istifadə edərək yüksək enerjili hissəciklərə dair dəlil tapdı.

    Supernova 1987A, 30 ildən çox əvvəl partladı və hələ də dağıntılarla əhatə olunmuşdur. Enerji mühiti NASA-nın Nüvə Spektroskopik Teleskop Arrası və ya NuSTAR (mavi ilə göstərilmişdir) və daha dəqiq həlli olan Chandra X-ray Rəsədxanası (qırmızı ilə göstərilmişdir) tərəfindən təsvir edilmişdir. Kredit: NASA / CXC

    Bu enerjili rentgen emissiyasının iki ehtimallı izahı var: ya pulsar külək dumanlığı, ya da partlayışın partlayış dalğası ilə hissəciklər yüksək enerjiyə sürətlənir. Sonuncu təsir pulsarın mövcudluğunu tələb etmir və partlayışın mərkəzindən xeyli böyük məsafələrdə baş verir.

    Son rentgen tədqiqatı, partlayış dalğasının sürətlənməsi ssenarisinə qarşı bir neçə cəbhədə mübahisə edərək, neytron ulduzunun orada olması mənasını verən pulsar külək dumanlığını dəstəkləyir. Birincisi, daha yüksək enerjili X-şüalarının parlaqlığı 2012-2014-cü illər arasında təxminən eyni qaldı, Avstraliya Teleskop Kompakt Dizisi ilə təsbit edilən radio emissiyası artdı. Bu partlayış dalğası ssenarisinə dair gözləntilərə ziddir. Bundan sonra müəlliflər elektronların qalıq yaşından 10 qat daha böyük olan NuSTAR məlumatlarında görünən ən yüksək enerjiyə qədər sürətlənməsinin təxminən 400 il çəkəcəyini təxmin edirlər.

    "Astronomlar bir pulsarın meydana gəlməsi üçün kifayət qədər vaxt keçmədiyini və ya SN 1987A-nın bir qara dəlik yaratdığını merak etdilər" dedi Palermo Universitetinin həmmüəllifi Marko Miceli. "Bu, bir neçə on ildir davam edən bir sirrdir və bu nəticə ilə masaya yeni məlumatlar gətirməkdən çox həyəcanlıyıq."

    Chandra və NuSTAR məlumatları, ALMA-nın millimetr dalğa boyu zolağında pulsar külək dumanlığının quruluşuna dair mümkün dəlillər təqdim edən 2020-ci il nəticəsini də dəstəkləyir. Bu "qan damarının" başqa potensial izahatları olsa da, pulsar külək dumanlığı kimi tanıması yeni rentgen məlumatları ilə əsaslandırıla bilər. Bu geridə bir neytron ulduzu olduğu fikrini dəstəkləyən daha çox dəlildir.

    Bu həqiqətən SN 1987A mərkəzindəki bir pulsardırsa, bu, indiyə qədər tapılan ən cavan olardı.

    İtaliyada Milli Astrofizika İnstitutu (INAF) tədqiqat müəssisəsi olan Palermo Astronomik Rəsədxanasının müəlliflərindən biri Salvatore Orlando "Pulsarı doğulduğu gündən bəri izləyə bilmək misli görünməmiş olardı" dedi. "Bu, körpənin pulsarının inkişafını öyrənmək üçün həyatda bir dəfə bir fürsət ola bilər."

    SN 1987A-nın mərkəzi qaz və tozla əhatə olunmuşdur. Müəlliflər, bu materialın X-şüaları fərqli enerjilərdə necə qəbul edəcəyini anlamaq üçün ən müasir simulyasiyalardan istifadə edərək, rentgen spektrinin daha dəqiq təfsirini, yəni müxtəlif enerjidəki rentgen şüalarının miqdarını izah etməyə imkan verirlər. Bu, SN 1987A-nın mərkəzi bölgələrinin spektrinin qaranlıq material olmadan nə olduğunu təxmin etməyə imkan verir.

    Tez-tez olduğu kimi, pulsar külək dumanlığının vəziyyətini gücləndirmək üçün daha çox məlumatlara ehtiyac var. Gələcək müşahidələrdə nisbətən yüksək enerjili rentgen şüalarının artması ilə müşayiət olunan radio dalğalarındakı artım bu fikrə qarşı çıxacaq. Digər tərəfdən, astronomlar yüksək enerjili rentgen şüalarının azaldığını müşahidə etsələr, pulsar külək dumanlığının olması təsdiqlənəcəkdir.

    Pulsarın ətrafındakı ulduz qırıntıları, aşağı enerjili rentgen emissiyasını ağır şəkildə mənimsəyərək mühüm rol oynayır və indiki vaxtda onu aşkarlanmaz hala gətirir. Model, bu materialın yaxın bir neçə il ərzində dağılacağını və bunun udma gücünü azaldacağını proqnozlaşdırır.Beləliklə, neytron ulduzunun mövcudluğunu ortaya qoyan pulsar emissiyasının təxminən 10 ildə ortaya çıxması gözlənilir.

    Bu nəticələri izah edən bir sənəd bu həftə nəşr olunur Astrofizika jurnalı, və əvvəlcədən çap etmək onlayndır.


    Dumanlıq əmələ gəlməsi ilə neytron ulduzu arasındakı orta vaxt nə qədərdir? - Astronomiya

    Bir ulduz həyatının bu son-son mərhələsində, nüvənin ən kompakt vəziyyətinə endikcə xarici təbəqələr atılır. Xarici təbəqələr ulduzlararası mühitə qayıtdıqca bu mərhələdə çox miqdarda kütlə itir. Adi aşağı kütləli ulduzlar üçün (kütlələrinin əsas ardıcıllıq mərhələsində Günəşin kütləsindən 0,08 ilə təqribən 6 və ya 7 qat çox olanlar), ulduzun isti, sıxılmış nüvəsindən xaricə axan artan foton sayı karbonu itələyəcəkdir. və xarici təbəqələri çıxarıb a əmələ gətirmək üçün ulduzun sərin xarici təbəqələrində əmələ gələn silikon dənələri planetar dumanlıq. Ağ cırtdan adlanan isti məruz qalan nüvədən gələn ultrabənövşəyi işıq qazların flüoresan olmasına səbəb olur. Ən çox nəzərə çarpan həyəcanlı hidrogen və azotdan qırmızı emissiya, ikiqat ionlaşmış oksigendən yaşıl emissiya və həyəcanlı helyumdan mavi emissiya. Planet dumanlıqları H II bölgələrindən kompakt forması və ikiqat ionlaşmış oksigen (onlara yaşıl rəng verən), ikiqat ionlaşmış neon və tək-ionlaşmış heliumun güclü emissiya xətləri ilə fərqlənə bilər. (Soldakı Üzük Dumanlığının təsviri Palomar Rəsədxanasının nəzakətidir.)


    AAO şəkli

    Planet dumanlığı adlarını alır, çünki bəziləri ilk teleskoplarda yuvarlaq, yaşıl planetlərə bənzəyirdi. İndi planetlərdən tamamilə fərqli olduqları bilinir və bir və ya daha çox işıq ili boyunca (günəş sistemimizdən daha böyük!). Əvvəlcə planet dumanlıqlarını göy üzüklərinə bənzəyən sadə genişlənən sferik qabıqlar olduğunu düşünürdük, çünki genişlənən sferik qabığın kənarına baxanda qabığın mərkəzinə baxandan daha çox material nəzərdən keçirirsiniz. Uşaqlıqda hazırladığınız yuvarlaq sabun köpükləri (və ya hələ də elədir!) Eyni səbəbdən üzüklərə bənzəyir. Doğrudan da, ilk dəfə görülən planetar dumanlıqların çoxu, Lyra-dakı Üzük Dumanlığı və Dolçadakı Helix Dumanlığı kimi halqalara bənzəyir.

    Planet dumanlıqlarının daha mükəmməl tədqiqatları, Hubble Kosmik Teleskopundan yüksək qətnamə şəkilləri və planet dumanlıqlarının müxtəlif hissələrinin diqqətlə təhlili, planet dumanlıqlarının daha mürəkkəb quruluşlara sahib olduğunu göstərdi. Bir çoxunun Dumbbell Nebula, Hourglass Nebula və Eskimo Nebula kimi bipolar axıntıları var ki, qütblərinin görmə xəttimizlə fərqli istiqamətləri yerdən göründüyü kimi görünüşlərində fərqliliklər yaradır. Bu dumanlıqda, ehtimal ki, ekvatorial halqalar və ya qırmızı nəhəng faza zamanı materialın üzüklərə / disklərə dik axmasına məcbur edən disk diskləri vardır. Hourglass Bulutsusunun iki üzüyü (aşağıdakı şəkilə baxın) ulduzun göz nöqtəmizə 60 ətrafında yönəlmiş qütbləri boyunca mərkəzləşmişdir. Üst üzük bizə tərəf gələn dirəyin, alt üzük isə bizdən uzaqlaşan dirəyin ətrafındadır. Lyra'daki Ring Bulutsusunun ekvator ətrafında bir torus və ya pişi şəklində və qütblər boyunca təxminən silindrik (hotdog şəklində) çıxışı ilə bipolar bir formada olduğuna dair dəlillər var və biz onu dirəklərdən birinə doğru baxırıq, buna görə də sadə bir üzük kimi görünür (mürəkkəb formasını təsvir edən bir video üçün Hubblesite.org saytındakı linkə baxın). Ayrıca, Helix Bulutsusu, ehtimal ki, bir-birinə dik yönəlmiş iki diskdir.


    Dumbbell şəkli --- Cat's Eye şəkli

    Yoldaş ulduzlar şəkillərə də təsir göstərə bilər və bəzilərinin, məsələn, Hourglass Nebula kimi, mərkəzi ağ cırtdanın mərkəzdə olmamasını izah edə bilər. Pişik Gözü Dumanlığı kimi kompleks olanlar, ulduzun təbəqələrini təxminən 1500 il ilə ayrılmış bir sıra sferik impulslarda atdığını göstərir. Bir-birinə axışan müxtəlif sürətli sürət qazları və şok dalğaları da var. Onların şəkillərinin səbəbləri barədə bəzi kobud fikirlərimiz olsa da, əlbəttə ki, onların gözəlliklərinə heyran ola bilərik!


    Kum saatı görüntüsü - Eskimo görüntüsü

    Planetar dumanlıqların yüksək qətnamə şəkilləri genişlənən dumanlıqda mürəkkəb quruluşlar göstərir. Aşağıdakı şəkil Hubble Kosmik Teleskopundan Helix Dumanlığının ətraflı bir görünüşüdür. Planetar dumanlıq qazı tullantılarından genişlənən qaz, qırmızı nəhəng küləklərdə dağılmış qaza və toza çevrilir. Daha yavaş hərəkət edən qırmızı nəhəng külək materialından keçərkən qaz daha sıx damarları kometaya bənzər şəkillər halına gətirir. Bunlara & quotcom düyünləri & quot; deyilməsinə baxmayaraq, günəş sistemimizdəki həqiqi kometalarla qarışdırılmamalıdır. Bu damarların hər biri bütün günəş sistemimizin iki qatından böyükdür!

    Planet dumanlığının bəzən qəribə şəkillərinin səbəblərinin əlavə izahı Bruce Balick-in ana səhifəsində mövcuddur.

    Nadir yüksək kütləli ulduzlar (kütlələri əsas ardıcıllıq mərhələsində Günəş kütləsindən təqribən 8-50 qat çox olanlar) partlayıcı supernova yoluna gedəcəkdir. Kütləvi bir ulduzun dəmir nüvəsi partladıqda, protonlar və elektronlar birləşərək neytron və neytrinonu əmələ gətirir. Bir zamanlar Yerin ölçüsü olan nüvə saniyədən az bir müddətdə kiçik bir şəhərin ölçüsündə çox sərt bir neytron ulduzuna çevrilir. Çökən xarici təbəqələr nüvəyə dəyir və zərbədən milyardlarla dərəcəyə qədər istilənir. Nüvənin çökməsi nəticəsində yaranan çox sayda neytrinonun kifayət qədər hissəsi xarici təbəqələrdəki qazla qarşılıqlı təsir göstərir və onları qızdırmağa kömək edir. Supernova patlaması zamanı dəmirdən daha ağır elementlər meydana gəlir, çünki partlayışda sərbəst neytronlar sürətlə ağır nüvələrlə birləşərək qızıl, platin, uran kimi daha ağır və çox nadir nüvələr istehsal edir. Bu, ilk 15-də baş verir dəqiqə supernovanın. Ən kütləvi ulduzlar, eyni zamanda ulduzların qütblərindəki reaktivlərdə axan çox güclü qamma şüaları yarada bilər, nüvələri çökərək qara dəlik meydana gətirir (uzun mənbəyidir qamma şüaları ---yalnız bizə tərəf yönəlmiş təyyarələri görürük).

    Aşırı qızdırılmış qaz, ulduz nükleosentezi prosesində istehsal olunan bir çox ağır elementi daşıyan kosmosa atılır. Bu partlayış a supernova. Genişlənən qaz, ətrafdakı ulduzlararası qaza min kilometr / kilometrə çırpıldığı üçünikinci, şok dalğası ulduzlararası qazı çox yüksək temperaturda qızdırır və parlayır. Neytral oksigen və ionlaşmış kükürdün güclü emissiya xətləri spektrlərini planetar dumanlıqlardan və H II bölgələrindən fərqləndirir. Həm də fərdi ikiqat ionlaşdırılmış oksigenin güclü nisbətləri şok dalğalı istiləşmədən gözləniləndir. Planet dumanlıqları və H II bölgələri qaza ultrabənövşəyi işığın təsiriylə işıqlanır, supernova isə şok dalğalı istiləşmədən parlayır. Supernova partlayışlarından qaz da, maqnit sahə xətləri ətrafında fırlanan elektronların yaratdığı termal olmayan fasiləsiz spektrlə güclü radio emissiyaya malikdir. Son partlayışlardan qaz (bir neçə min il əvvəl) rentgen teleskopları ilə də görünür.

    Məşhur bir supernova qalığı yuxarıdakı Crab Bulutsusudur. Çin astronomları 4 iyul 1054-cü ildə partlayışı qeydə aldılar və Anasazi hinduları bunun ən az bir şəkilini çəkdilər. Vela supernova (aşağıda Vela bürcündə) Crab Bulutsusundan çox əvvəl meydana gəldi, buna görə daha çox yayılmışdır. Genişlənən qazın fərqli hissələri ulduzlararası mühitin müxtəlif sıxlıqdakı bölgələrinə axdı. Bu səbəbdən və genişlənən supernova qazında təlatüm olduğu üçün bu gün görülən qalıq parlaq qazın ağıllı telləridir.

    The neytrinolar neytron nüvəsi yaradıldıqda əmələ gəlir, nüvədən alınan enerjinin böyük bir hissəsini (99% -dən çoxu) özləriylə aparır. Bəzi enerji (% 1-dən az) qaz zərfini xaricə aparmağa sərf olunur. Enerjinin qalan hissəsi (cəmi 0,01% -dən az) supernovanı 10 11 Günəş qədər parlaq etməyə başlayır (bütün qalaktika qədər parlaq)! 1987-ci ilin əvvəlində Samanyolu'nun bir peyk qalaktikasında (SN1987a adlanır) bir supernova meydana gəldikdə, Yaponiyada Kakiomande nötrino detektoru peyk qalaktikası istiqamətindən nəhəng bir neytrinonun partladığını təsbit etdi. Bu, supernova modellərinin təsdiqini təmin etdi. Aşağıdakı şəkillər ulduz supernovadan əvvəl (sağ çərçivə və ox) və partlayışdan sonra (sol çərçivə) göstərir

    Hubble Kosmik Teleskopundan (aşağıda) SN1987a-nın son görüntüləri, supernova partlayışının özünün materialı saatda 9,5 milyon kilometrdən çox sürətlə, parlaq mərkəzi halqa ilə hizalanmış iki lobya doğru genişləndiyini göstərir. Mərkəzi parlaq üzük və iki xarici üzük ulduz ölməzdən əvvəl atdığı materialdan. Bu görüntü sizə yuxarıdakı Kum Saatı Dumanlığını xatırladır? Mərkəzi üzükdəki dəyişiklikləri göstərən səhifəyə də baxın.

    Supernovalar çox nadirdir --- hər hansı bir qalaktikada yüz ildən bir --- çünki onları yaradan ulduzlar nadirdir. Bununla birlikdə, kainatda milyardlarla qalaktika var, buna görə sadə ehtimal, bir neçə supernovanın olacağını söyləyir kainatın bir yerində bir il ərzində və görünən budur! Supernovalar bu qədər işıqlı olduğundan və enerji kiçik bir ərazidə cəmləndiyindən fərqlənir və yüz milyonlarla işıq ili uzaqdan görünə bilər.

    Planet dumanlığının və ya supernovanın parlaq qaz dumanlığı uzun sürmür, yalnız bir neçə on min ildir. Dumanlıq genişləndikcə soyuyur və solğunlaşır. İşlənmiş material qalaktikadakı ulduzlararası mühitin bir hissəsinə çevrilir.

    Mərhələ 9: Əsas Qalıq

    Nüvənin 1,4 ilə 3 günəş kütləsi arasında bir kütləsi varsa, neytronlar bir-birinə dəyərək bir degenerasiya qazı meydana gətirəcəkdir. neytron ulduzu kiçik bir şəhər ölçüsündə. Neytronlar nüvənin daha da dağılmasına mane olur. Ən yüksək kütlənin qarşısını heç nə ala bilməz nüvələr (3 günəş kütləsindən çox) dağılmaqdan bir nöqtəyə qədər. Tamamilə çökməyə gedən yolda bir anda neytron ulduzu və nəticədə ortaya çıxan supernovanın sıçrayış partlayışı və bipolyar təyyarələrdə güclü qamma şüaları partlayışları yarana bilər (ehtimal ki, uzunların mənbəyi qamma-şüa partlaması obyektlər). Yer çəkisi nəhayət qazanır. Heç bir şey onu saxlamır. Çökmüş nüvənin ətrafındakı cazibə qüvvəsi o qədər böyüyür ki, Newtonun cazibə qanunu qeyri-kafi olur və cazibə Albert Einstein tərəfindən inkişaf etdirilən daha güclü Ümumi Nisbilik nəzəriyyəsi ilə təsvir olunmalıdır. Bu daha aşağıda müzakirə olunacaq.

    Super kompakt nöqtə kütləsinə a deyilir qara dəlik çünki nöqtə kütləsi ətrafındakı qaçma sürəti işıq sürətindən çoxdur. İşıq sürəti, istənilən radiasiyanın və ya başqa bir məlumatın səyahət edə biləcəyi ən sürətli olduğundan, bölgə tamamilə qara rəngdədir. Qaçış sürətinin işıq sürətinə bərabər olduğu məsafəyə hadisə üfüqü çünki hadisə üfüqündə baş verən hadisələr barədə heç bir məlumat kənara çıxa bilməz. Hadisələr üfüqünün kilometrlərdəki radiusu = Günəş kütlələrində 3 & # 215 nüvə kütləsi.


    Dumanlıq əmələ gəlməsi ilə neytron ulduzu arasındakı orta vaxt nə qədərdir? - Astronomiya

    Çoxlu seçim. Hər iki halda, xahiş edirəm ən yaxşı cavabı seçin.

    1. Ulduzda hidrostatik tarazlıq __________ və __________ arasında bir tarazlıq tələb edir.

    a) temperatur parlaqlığı
    b) enerji istehsalı parlaqlığının dərəcəsi
    c) təzyiq ağırlığı
    d) radiasiya konveksiyası
    e) radius kütləsi

    2. Ulduz nə qədər kütləvi olsa, ana ardıcıllığa çatdıqda daha çox hidrogenə sahibdir. Bu səbəbdən daha böyük bir ulduzun hidrogen yanacağının istifadəsi daha uzun çəkəcəkdir.

    3. Qırmızı ulduz və mavi ulduzun hər ikisi eyni radiusa malikdirsə və hər ikisi də Yerdən eyni məsafədədirsə, gecə göyündə hansı daha parlaq görünür?

    a) Qırmızı ulduz daha parlaq görünür.
    b) Mavi ulduz daha parlaq görünür.
    c) Ulduzlar eyni dərəcədə parlaq görünür.
    4. Bütün ulduzları ömrünün əksəriyyəti ilə gücləndirən əsas enerji mənbəyi, yəni hidrogen birləşməsi __________ tələb edir.

    a) bir karbon nüvəsi yaratmaq üçün dörd protonun birləşməsi
    b) helium nüvəsinin dörd protona parçalanması
    c) hidrogen nüvəsi etmək üçün dörd helium nüvəsinin birləşməsi
    d) helium nüvəsi yaratmaq üçün dörd protonun birləşməsi

    5. Ulduzun parlaqlığı __________.

    a) göydəki ulduzun aydın parlaqlığı
    b) ulduzun səth temperaturu
    c) ulduzun ömrü
    d) ulduzun bütün ömrü boyunca yayacağı ümumi enerji miqdarı
    e) ulduzun hər saniyədə yaydığı ümumi enerji miqdarı

    6. Əsas ardıcıllığa çatmadan əvvəl bir protostar parıltısı üçün enerji təmin edən nədir?

    a) Qravitasiya enerjisinin protostarın büzülməsi ilə istiliyə çevrilməsi.
    b) Protostar genişləndikcə cazibə enerjisinin istiyə çevrilməsi.
    c) Helyumun daha ağır elementlərə birləşməsi.
    d) Hidrogenin helyuma birləşməsi.
    e) Bu enerjinin mənbəyi astronomlar üçün hələ bilinmir.

    7. Astronom yeni bir ulduzu kəşf edir və istiliyini təyin etmək istəyir. Bunu __________ tarixinə qədər edə bilərdi.

    a) ulduz spektri xətlərinin Doppler sürüşməsinin ölçülməsi
    b) qara cisim əyrisinin ulduz spektrinə uyğunlaşdırılması və əyri zirvəsinin dalğa uzunluğunun tapılması
    c) ulduzun nə qədər işığı əks etdirdiyini ölçmək
    d) ulduzun nə qədər işığı çəkdiyini ölçmək
    e) ulduzların kimyəvi tərkibinin müəyyənləşdirilməsi

    8. Kimsə hidrogendən helium əmələ gətirən bir qaynaşma reaksiyasına girən hidrogen nüvələrini çəkib reaksiya nəticəsində çıxan helyum nüvəsinin ağırlığı ilə müqayisə etsəydi, __________ olduğunu görərdik.

    a) ümumi hidrogen kütləsi heliumun kütləsinə bərabərdir
    b) ümumi hidrogen kütləsi helium kütləsindən azdır
    c) ümumi hidrogen kütləsi helium kütləsindən çoxdur
    d) helium nüvəsi sıfır kütləyə sahibdir

    9. Uzaq bir ulduzun işığını seyr edərkən bir astronom ulduzun bir neçə saatdan bir normal parlaqlığının təxminən 1/3 hissəsinə qərq olduqdan sonra normal parlaqlığına qayıtdığını görür. Bu davranışın ən çox ehtimal olunan izahı __________.

    a) ulduzun qarşısından ulduzlar arası toz buludu keçir
    b) ulduz vaxtaşırı atmosferindən tünd toz buludlarını kosmosa atır
    c) ulduz Yer boyu bir planetin orbitindədir
    d) astronom əslində ortaq nöqtənin ətrafında dövr edən və vaxtaşırı bir-birinə tutulan iki ulduzu müşahidə edir
    e) astronom qanunsuz bir maddə çəkirsə

    10. Günəşin spektri bir (n) __________ spektrdir, çünki günəşin fotosferi __________.

    a) udma xətti yuxarıdan daha aşağıda daha soyuq və daha sıxdır
    b) udma xətti yuxarıdan daha aşağı və daha sıxdır
    c) emissiya xətti yuxarıdan daha aşağı və daha sıxdır
    d) emissiya xətti yuxarıdan daha aşağı və daha sıxdır
    e) fasiləsiz bərabər sıx və isti qazdan ibarətdir

    11. İkili ulduzlar __________ əsasında fərqli kateqoriyalara (yəni əyani, spektroskopik və s.) Bölünür.

    a) onların spektral növü
    b) onların kütləsi
    c) parlaqlığı
    d) müşahidə qaydaları

    12. Əsas ardıcıllığa çatmadan əvvəl bir protostar parıltısı üçün enerji təmin edən nədir?

    a) Qravitasiya enerjisinin protostarın büzülməsi ilə istiliyə çevrilməsi.
    b) Protostar genişləndikcə cazibə enerjisinin istiyə çevrilməsi.
    c) Helyumun daha ağır elementlərə birləşməsi.
    d) Hidrogenin helyuma birləşməsi.
    e) Bu enerjinin mənbəyi astronomlar üçün hələ bilinmir.

    13. Aşağıdakılardan hansı ölçüsü neytron ulduzuna ən yaxındır?

    a) Yer
    b) şəhər
    c) bir futbol stadionu
    d) basketbol
    e) Günəş

    14. Zefirin səthinə yaxın bir nöqtədən neytron ulduzuna atılması __________ ilə nəticələnəcəkdir.

    a) bir az əzilmiş, lakin böyük ölçüdə bütöv zefir
    b) səthdən sıçrayan və neytron ulduzunun ətrafındakı orbitə çıxan zefir
    c) çox miqdarda enerjinin partlayışla sərbəst buraxılması
    d) neytron ulduzunun səthi boyunca işıq sürətinə çox yaxın bir sürətlə yuvarlanan marshmallow

    15. Günəş kütləsi olan bir protostar yavaş-yavaş əsas ardıcıllığa doğru müqavilə bağladığında, nəticədə büzülmənin dayanmasına nə səbəb olur?

    a) Ulduz bir küləyin başlanğıcı.
    b) Planet sisteminin formalaşması
    c) Hidrogenin helyuma birləşməsinin başlanğıcı.
    d) Helyumun karbonla birləşməsinin başlanğıcı.
    e) Protostarın özəyində elektron degenerasiya ( elektronun sıxılması) təzyiqinin başlanması

    16. Aşağıdakılardan hansı ulduzun əsas ardıcıllıq ömrü (T), kütləsi (M) və parlaqlığı (L) arasındakı əlaqə üçün ağlabatan bir ifadə ola bilər?

    17. Əsas ardıcıllığı tərk etdikdən dərhal sonra günəş __________.

    a) supernova kimi partlayacaq
    b) səthi qızdıqca radiusda daha böyük olacaq
    c) səthi soyuduqca radiusda daha böyük olacaq
    d) səthi soyuduqca radiusda kiçik olacaq
    e) səthi qızdıqca radiusda kiçik olacaq

    18. Günəşdə (və digər ulduzların əksəriyyətində) ən çox olan iki kimyəvi element __________.

    a) hidrogen və oksigen
    b) oksigen və karbon
    c) helium və oksigen
    d) dəmir və hidrogen
    e) hidrogen və helium

    19. Planet dumanlığı __________.

    a) bir planet meydana gəldikdən dərhal sonra onu əhatə edən toz və qaz buludu
    b) supernova partlaması ilə atılan qaz və toz buludu
    c) ömrünün son mərhələlərində aşağı kütləli bir ulduz (günəş kimi) tərəfindən atılan qaz və toz qabığı
    d) disk şəklində qaz, toz ,. içərisində planetlərin meydana çıxacağı gənc bir ulduzu əhatə edən buz və qaya
    e) özünü bir protostardan həqiqi bir ulduza çevirərkən yüksək kütləli bir ulduz tərəfindən atılan sıx qaz və toz buludu

    20. Ulduzlararası toz hissəcikləri təxminən __________ ilə eyni ölçüdədir.

    a) atomlar
    b) tüstü hissəcikləri
    c) qum dənələri
    d) bakteriyalar
    e) qolf topları

    21. Neytron ulduzu __________ qədər sıxdır.

    a) su
    b) Yerin mərkəzi
    c) ağ cırtdan ulduz
    d) dəmir
    e) atomun nüvəsi

    22. Enerji konveksiya ilə bir ulduz zərfindən nəql edildikdə işləyən mexanizm __________.

    a) hidrogen nüvələrinin helyum nüvələrini əmələ gətirməsi üçün birləşməsi
    b) bir elektrik cərəyanının plazmadan axması
    c) bir qazın atomları arasında fotonların "təsadüfi gəzintisi"
    d) səs dalğalarının ulduz vasitəsilə hərəkəti
    e) isti qazın qalxması və sərin qazın düşməsi

    23. Hər hansı bir ulduzun ömrünün mərhələlərini keçərək ("inkişaf edir") __________ ilə müəyyən edilir.

    a) sahib olduğu planetlərin sayı
    b) Galaxy bölgəsindəki yeri
    c) kütləsi
    d) onun fırlanma sürəti
    e) Günəşdən məsafəsi

    24. Pleiades ulduz qrupunun müşahidələri, Pleiades ulduzları arasındakı boşluqdan qaynaqlanan zəif mavi parıltı göstərir. Bu parıltı mənşəyi nədir?

    a) Ulduzlar arasında yayılan işığın qırmızı hissəsini bloklayan ulduzlar arasındakı qaz.
    b) Ürəklərdə çox sayda su molekulu.
    c) Qırmızı fotonları mavi fotonlardan daha təsirli şəkildə səpən toz hissəcikləri.
    d) Mavi fotonları qırmızı fotonlardan daha təsirli şəkildə səpən toz hissəcikləri.
    e) Yer və Pleiades arasındakı boşluğu dolduran qazla qırmızı ulduz işığının udulması.

    25. "Nəticə" sözü HR diaqramının əsas ardıcıllığındakı ulduzların bir sıra qaydada yerləşdirilə biləcəyini nəzərdə tutur. Əsas ardıcıllıqla gedərkən aşağıdakılardan hansı əmr olunmur?

    a) səth temperaturu
    b) kütlə
    c) parlaqlıq
    d) yaş

    26. Ulduzun nüvəsi çökərək neytron ulduzu əmələ gətirəndə nüvənin fırlanma dərəcəsi __________.

    a) artmalıdır
    b) azalmalıdır
    c) dəyişməz qalmalıdır
    d) təsadüfən artar və ya azalda bilər

    27. Günəş qırmızı nəhəng olmaq yolunda əsas ardıcıllığı tərk etdikdə, Günəşin içində nə baş verir?

    a) Hidrogen birləşməsi nüvənin xaricindəki qabıqda baş verir, nüvənin özü əsasən helyumdan ibarətdir.
    b) Helium nüvədə karbon və oksigenə çevrilir.
    c) Hidrogen birləşməsi nüvənin xaricində və nüvənin içində olan bir qabıqda baş verir
    d) Helyum birləşməsi nüvənin xaricindəki bir qabıqda baş verir, nüvənin özü əsasən karbon və oksigendən ibarətdir.


    Videoya baxın: İki ulduz toqquşarsa nə olar? (Sentyabr 2021).