Astronomiya

Bir ulduz ümumi işığının vizual diapazonda Günəşdən daha böyük bir hissəsini yaya bilərmi?

Bir ulduz ümumi işığının vizual diapazonda Günəşdən daha böyük bir hissəsini yaya bilərmi?

Günəşin həm bolometrik, həm də görmə parlaqlığını 1-ə təyin etsəniz (və xətti bir miqyasdan istifadə edin), onda bir ulduz bolometrik parlaqlıqdan daha yüksək görmə qabiliyyətinə sahib ola bilərmi?

Bunun belə olmayacağı məntiqlidir ən çox ulduzlar, çünki kiçik ulduzlar enerjilərinin daha çox hissəsini infraqırmızı kimi yaymağa meyllidirlər, daha böyükləri isə daha çox ultrabənövşəyi rəngə girirlər. Yəni bu, təbii olaraq insan gözünün həssaslığın inkişaf etdiyi dalğa boyları ilə əlaqələndirilir. Ancaq istisnalar varmı? Varsa, günəşə çox yaxın parametrlərə sahib olduqlarını düşünürəm.


Şübhəsiz ki, bu V-band bolometrik düzəlişin qiymətləndirdiyi şeydir. Bolometrik düzəliş ədədi baxımdan nə qədər böyükdürsə, V zolağında bir ulduz axını o qədər çoxdur (qismən).

Günəşin bolometrik düzəlişi, hansı mənbələrə baxdığınıza görə təxminən -0.06 - -0.11 mag arasındadır. Sərin ulduzlar və isti ulduzlar BC-lərin sayına görə daha kiçikdir və V zolaqdan kənarda axının daha böyük bir hissəsini yayırlar.

Bəzi mənbələr A5-G0 ulduzlarının BC-lərini Günəşdən çox az, 0,1 mag-a qədər qoyurlar (məsələn, Pecaut & Mamajek 2013).


5.2 Elektromaqnit Spektri

Kainatdakı cisimlər nəhəng bir elektromaqnit şüası yayır. Alimlər bu aralığa bir sıra kateqoriyaya ayırdıqları elektromaqnit spektri deyirlər. Spektr, hər hissə və ya zolaqdakı dalğalar haqqında bəzi məlumatlarla birlikdə Şəkil 5.6-da göstərilmişdir.

Şəkil 5.6. Bu rəqəm elektromaqnit spektrinin zolaqlarını və Yer atmosferinin onları necə yaxşı ötürdüyünü göstərir. Kosmosdan gələn yüksək tezlikli dalğaların səthə çıxmadığını və buna görə də kosmosdan müşahidə edilməli olduğunu unutmayın. Bəzi infraqırmızı və mikrodalğalı sobalar su ilə əmilir və beləliklə ən yüksək hündürlüklərdən müşahidə olunur. Aşağı tezlikli radio dalğaları Yerin ionosferi tərəfindən bloklanır. (kredit: STScI / JHU / NASA tərəfindən işin dəyişdirilməsi)

Qara delik buxarlanma vaxtı

Kütlənin qara dəliyinin buxarlanma müddətinin düsturu budur:

Vaxt kub şəklində çəkilən kütlə ilə mütənasib olduğundan, kütləsi 10 qat daha çox olan bir qara dəliyin buxarlanması 1000 qat daha uzun çəkəcək və kütləsi 10 qat daha az olan bir qara dəliyin vaxtın 1/1000-də buxarlanacağı. Kifayət qədər kiçik kütləsi olan bir qara dəlik əldə etsəniz, qısa müddətdə buxarlanacaq. Məsələn, kütləsi olan bir qara dəlik təxminən 1 saniyədə buxarlanacaq! Bu, təxminən mavi balinanın kütləsidir - ancaq "mavi balina" qara dəliyinin diametri yalnız olacaqdır bir protonun diametrinin təxminən 1 milyonda biri olan metr! Buna qarşı bir Günəş kütləsi qara dəliyin diametri 6000 metr (və ya 3,7 mil), Yer kütləsi qara dəliyin diametri 1,7 sm (və ya 0,7 düym) təşkil edir.


Ulduzlar

Ən açıq fərqlərdən biri də fərqli olmalarıdır parlaqlıq. Bəzi insanlar bu fərqi ölçü ilə eyniləşdirirlər, ancaq bu mütləq gördüyünüz kimi doğru deyil. Niyə ulduzların fərqli parlaqlığı var? Əslində bir ulduzun gözünüzə nə qədər parlaq görünməsinə təsir edə biləcək iki şey var, ulduzun həqiqi parlaqlığı və sizdən uzaqlığı. Həqiqi parlaqlıq dedikdə, bir ulduzun nə qədər gücə malik olduğunu demək istəyirəm - bunu lampalar kimi bir güc kimi düşünə bilərsiniz. Bəzi ulduzların gücü digərlərindən daha yüksəkdir. Həqiqi parlaqlıq və məsafənin müxtəlif birləşmələri sizə gecə səmasında müşahidə olunan parlaqlıq dərəcəsini verir. Əlbətdə ki, hər hansı bir ulduza baxmaq və ətrafındakı ulduzlardan daha parlaq olduğunu görmək istəyirsənsə, parlaqlıq fərqinin dəqiq səbəbi bəlli deyil - yaxınlıqdakı bir ulduzdur? Doğrudan da parlaq bir ulduzdur? Bunu necə başa düşmək olar?

Ulduzlar arasında görə biləcəyiniz digər fərq, fərqli rənglərə sahib olmalarıdır. Rəng fərqlərini hər kəs o qədər yaxşı görə bilmir, amma çox açıq rəng fərqliliyi olan bir çox ulduz var - bəziləri olduqca qırmızı, bəziləri sarımtıl, bəziləri ağ-mavi görünür. Ulduzlar niyə fərqli rənglərə sahibdir? Rəng fərqi bir ulduzun əsas xüsusiyyətinə, ulduz səthinin istiliyinə bağlıdır.

Şəkil 1. Ulduzlarda görünən rənglər, burada bir sıra parlaqlığa və rənglərə sahib olan bu ulduz qrupunda göstərilir. Don Figer (Kosmik Teleskop Elmi İnstitutu) və NASA-nın izni ilə.

İndi unutmayın, ulduzlara toxuna və ya birbaşa nümunə götürə bilmərik. Onlar haqqında öyrəndiyimiz hər şey onlardan gələn işığa baxmaq və müəyyən fizika qanunlarını tətbiq etməkdir. Rənglər, parlaqlıq və spektrlər kimi xüsusiyyətlərimizi müşahidə edərək ulduzların kütlələri, radiusları, hərəkətləri, məsafələri, temperaturları və kimyəvi tərkibi barədə məlumat əldə etmək mümkündür. Ancaq gördüyünüz kimi bir ulduz haqqında hər şeyi tapmaq həmişə mümkün olmur, bəzən çox az şey fərqlənir.

Parlaqlıq - Böyüklük Ölçeği

Astronomlar bu nömrələri bir dəstə ulduza təyin etdilər və nəticədə sistemi standart bir formatda işlədiblər, beləliklə hamı eyni ulduzlar üçün eyni nömrələrdən istifadə etdi. Tərəzi də bir az daha yaxşı bir şəkildə kalibr edildi, lakin bəzi ulduzlara mənfi böyüklüklər təyin olundu. Əslində bu böyüklük sistemi olduqca çevikdir. Yalnız ulduzlara deyil, həm də planetlər, kometalar, asteroidlər, qalaktikalar, Ay və əlbətdə Günəş də daxil olmaqla göydəki digər şeylərə böyük bir dəyər təyin edə bilərsiniz.

Gözünüzlə görə biləcəyiniz ən kiçik ölçü təxminən 6 baldır. Böyük teleskoplar obyektləri bəlkə də 20-ci böyüklükdə kimi zəif görə bilər. Hubble Space teleskopu təxminən 25 bal gücündə və ya zəifləməyi görə bilər. Bunun mənası nədir? 4 böyüklüyündə bir ulduz həqiqətən "zəifdir", yoxsa 2 böyüklüyündə olduğu qədər işıq saçmır? Xeyr, bu miqyas yalnız gözlərimizə necə göründüyünə əsaslanır.

Böyüklük miqyasındakı dəyərlər 5 bal gücündə bir fərqin 100 qat daha çox enerjinin aşkarlanmasına uyğun olması üçün ayrılır. 8 böyüklüyündə bir ulduz və 13 böyüklüyündə başqa bir ulduz görsəniz, 8 böyüklüydəki ulduz 13 böyüklüyə nisbətən 100 qat daha parlaq (daha enerjili) olur. 13 ulduzluya nisbətən 8 bal gücündə bir işıq. 5 bal gücündə bir ulduzla 6 bal gücündə bir ulduz arasındakı fərq nədir? Böyüklük miqyası loqaritmikdir, buna görə də sadə bir xətti miqyas deyil - 1 böyüklüyündəki enerji fərqi təxminən 2,5-dür, buna görə 5 bal gücündə bir ulduzdan 6 bal gücündən 2,5 qat daha çox enerji aşkar edirik. 5 bal gücündə biri üçün 7 bal ilə müqayisədə təxminən 2,5 x 2,5 = 6,25 qat daha çox enerji və hər artım üçün yalnız aşkar olunan enerji miqdarını 2,5 ilə vurun. 5 böyüklüyündə bir fərq üçün 2.5-i 5 dəfə artırıb 100-ə yaxın bir rəqəm əldə edəcəksiniz - bu əvvəlcə dedim. Əsas yüksəliş - böyüklük fərqi nə qədər böyükdürsə, enerjidəki fərq də o qədər böyükdür.

Qədim astronomlar böyüklüyü yalnız göydə bir ulduzun bizə necə parlaq göründüyünün ölçüsü olaraq təyin etdilər, bu səbəbdən böyüklüyün dəyəri həm ulduzun yaxınlığından, həm də nə qədər enerji yaymasından asılıdır. Aydındır ki, Günəş parlaqlıq baxımından səmadakı bütün cisimlərin siyahısının başındadır - göydə necə göründüklərinə görə böyüklük üçün ən mənfi dəyərə sahibdir. Budur böyüklüklər üçün bəzi tipik dəyərlər -

Ulduz Görünən böyüklük (m)
Günəş -26.8
Arcturus -.06
Sirius -1.47
Vega 0.04
Betelgeuse 0.41
Qütb 2.0

Bu böyüklüklər obyektin Görünən Böyüklüyü adlanır (və m-nin mənası budur). Yenə də unutmamalıyıq ki, cismin parlaqlığını Yerdən baxıldığı zaman belə sıralayırıq - hansı ulduzun həqiqətən daha çox enerji verdiyini müəyyənləşdirmək istəsək, həqiqətən mənalı deyil.

Bir ulduzun həqiqətən nə qədər parlaq olduğunu (nə qədər enerji verdiyini) görmək üçün ulduzlar arasındakı məsafə fərqlərini aradan qaldırmaq lazımdır. Təəssüf ki, bu asan bir iş deyil. Əslində bu asandır, amma bunu çox yaxşı edə bilmərik - amma həqiqətən bu bizim günahımız deyil! Bir ulduza qədər məsafəni necə tapa biləcəyinizi izah edim.

Bir ulduzun məsafəsini əldə etmək üçün istifadə edilən ən asan metod bir ulduzun ölçülməsidir paralaks. Xeyr, iki işlətmə dediyiniz bu deyil. Paralaks nədir? Astronomiya şeylərinin tarixini xatırlayırsınızsa, paralaks, baxış nöqtənizi dəyişdirdiyiniz zaman daha çox məsafədəki obyektlərlə müqayisədə yaxınlıqdakı obyektlərin dəyişkən yeridir. Hələ də xatırlamırsınızsa, paralaksın necə işlədiyini baş barmağınızı alıb qol uzunluğunda tutaraq görə bilərsiniz. Uzaqdakı bir cisimlə düzün və bir gözlə baxın. İndi gözlərinizi dəyişdirin (mən gözlərinizi başınızdan çıxarıb dəyişdirin demək deyil, bir gözünü yumub digərini açmaq deməkdir!). Nə gördün? Baş barmağınızın hərəkət etdiyinə bənzəyirdi? Baş barmağınızı sabit tutmadınız? Əlinizi sabit tutsanız, baş barmağınız həqiqətən dəyişmədi - ancaq perspektiviniz dəyişdi, baş barmağınızı fərqli bir yerdən gördünüz. Gözləriniz bir-birindən daha uzaq olsaydı, nə olacağını təxmin edin? Əvvəla, başınız çox güman ki, çox acı olardı, ancaq görəcəyiniz şeyə gəldikdə, növbəni daha da artıracaqdı. Yaxınlıqdakı obyektə çox geniş aralıklı baxış nöqtələrindən baxa bilsəniz daha böyük bir dəyişiklik əldə edə bilərsiniz. Bununla birlikdə, gözlərinizi bir-birindən daha da uzaqlaşdırmaq üçün edə biləcəyiniz çox şey yoxdur - heç olmasa etməyinizi məsləhət görəcəyim heç bir şey yoxdur.

Baş barmağınızı yaxınlaşdırsanız nə olardı? Növbədə nə olur? Dəyişikliyin miqdarının dəyişdiyini görə bilərsiniz. Baş barmağınıza qədər olan məsafəni azaltdıqda keçid daha da artmalıdır. Gözlərinizlə baş barmağınız arasındakı məsafəni artırsaydınız, bu olduqca ağrılı olsa da, başa düşərdiniz, daha kiçik bir dəyişiklik. İndi növbənin ölçüsünün baş barmağınızın gözlərinizlə məsafəsi ilə necə əlaqəli olduğunu görə bilərsiniz.

Şəkil 2. Ulduz paralaks. Yer kürəsi Günəşin ətrafında fırlandıqda, yaxınlıqdakı ulduzun mövqeyi daha uzaq fon ulduzlarına nisbətən dəyişdiyi görünür. Dəyişmənin ölçüsü ulduzun məsafəsi ilə əlaqədardır.

Eyni şey ulduzlarla da edilə bilər. Ən yaxşı nəticələr üçün mümkün olan ən geniş yayılmış ayrı nöqtələrdən istifadə etmək istəyirsən. Bizim əlimizdə olan ən böyük tərəzi Yerin orbitidir. Əsasən, yanvar və iyul aylarında olduğu kimi, il ərzində iki dəfə yaxınlıqdakı bir ulduzu müşahidə edirsiniz. (Bax Şəkil 2) Yaxınlıqdakı ulduzun yerini uzaq, arxa plan ulduzları ilə müqayisə etdikdə, yaxınlıqdakı ulduzun fon ulduzlarına nisbətən bir az dəyişdiyini qeyd edə bilərsiniz. Ulduzların paralaks sürüşməsi baş barmağınızla gördüyünüz yerdəyişmə ilə əlaqəli ola bilər. Bu vəziyyətdə, Yerin iki yeri sizin gözlərinizə (iki fərqli baxışınıza) və yaxınlıqdakı ulduz barmağınıza uyğundur. Paralaks konsepsiyası hətta qədim insanlara da məlum idi və bu, Yer kürəsinin Günəş sisteminin mərkəzində olması və hərəkətsiz olması üçün verdiyi səbəblərdən biri idi. Düşündülər ki, əgər dünyanın bir orbiti varsa, o zaman ulduzların paralaks sürüşmələrini görə bilərik. Etmədilər. Bunun səbəbi, paralaks açılarının çox, çox, çox kiçik olması və olduqca yaxşı ölçülü bir teleskop olmadan görülə bilməməsidir. Vəziyyəti görmək üçün Şəkil 3-də zirvəni seçin.

Şəkil 3. Paralaks sürüşməsinin ölçüsü birbaşa obyektin məsafəsi ilə bağlıdır. Daha yaxın obyekt üçün paralaks bucağı, p1, daha uzaqdakı obyektin dəyişməsindən daha böyükdür.

Dəyişmənin ölçüsü ilə qeyd olunur səh. P ölçüsünü dərəcə və ya qövs dəqiqələri ilə ölçmək gülünc olardı, çünki p ümumiyyətlə çox kiçikdir. Bunun əvəzinə həmişə ölçülür arc saniyə (bir qövs saniyəsinin 1/3600 dərəcəsini xatırlayın, həqiqətən çox kiçik bir açıdır). Paralaks sürüşməsinin ölçüsünün ulduzun məsafəsi ilə əlaqəli olduğunu bilirik, buna görə aşağıdakı əlaqəni istifadə edə bilərsiniz

ulduza olan məsafəni tapmaq. d (məsafə) vahiddə olacaq Parselsəh əlbəttə ki, qövs saniyələrindədir (simvolu "olan bir dərəcənin kiçik kəsrləri). Maraqlandığınız halda, bir parsek paralaks konsepsiyasına əsaslanan adi bir ölçü vahididir - başa düşün? Siz olanlar üçün elmi fantastika pərəstişkarlarıdır, 1 parsek (pc kimi qısaldılmışdır) = 3.26 işıq ilivə bəli, işıq illəri də kilometrlər, düymlər və millər kimi qanuni ölçü vahidləridir. Adla qarışmayın, bir işıq ili zaman deyil, bir məsafə vahididir. Bir parsek həqiqətən olduqca böyük bir məsafədir, təxminən 3.09 x 10 13 km, təxminən 20 trilyon mil deməkdir. Bir işıq ili sadəcə 5.9 trilyon mildir. Astronomlar parsekləri və işıq illərini bir-birinin əvəzinə çox istifadə edirlər. Ulduzlara olan məsafələr ümumiyyətlə on və ya yüzlərlə, ya da minlərlə parsek və ya işıq ili ilə ölçülür. Gökadalara gəldikdə milyonlarla milyardlarla parsek və işıq ili istifadə edəcəyik - ancaq oraya çatmazdan əvvəl çox yolumuz var.

Ən yaxın ulduz (Günəş xaricində) ən böyük paralaks açısına sahib olardı. Bu ulduz, pfa = 3/4 "olan alfa və ya Proxima Centauri'dir, ona bir məsafə verir.

Bir ulduzun paralaks açısı 0,01 "olarsa, o məsafəyə sahibdir

Unutmayın, məsafə böyüdükcə bucaq da kiçilir. Bir ulduz üçün ölçə biləcəyimiz ən böyük bucaq (Proxima Centauri üçün) o qədər cəlbedicidir ki, hətta 1 "ölçüsündə deyil. Digər ulduzların daha kiçik açıları var (daha böyük məsafələrdədir). 3/4" deyil çox böyük bir qələm qurğuşunun ondan 1,5 futbol sahəsinin uzunluğunda olsaydın nə qədər geniş görünəcəyi ilə əlaqədardır. Bu olduqca kiçik. Paralaks açısını yer üzündəki ən yaxşı teleskoplardan da istifadə edərək yalnız təxminən 10.000 ulduz üçün ölçmək mümkündür. Xatırlaya bilərsiniz ki, Yer atmosferi atmosferdəki işığı silmək üçün bu zəhlətökən bir meyl göstərir və dəqiq mövqe ölçmələrini çətinləşdirir.

Atmosfer probleminin öhdəsindən gəlməyə kömək etmək üçün bir milyondan çox ulduzun paralaksiya növbələrini ölçmək üçün bir əsas tapşırıqla Hipparcos adlı xüsusi bir peyk buraxıldı. 1990-cı illərin sonunda işini başa çatdırdı və bu yaxşılaşdırılmış məsafələr astronomların digər ulduzlara olan məsafələri müəyyənləşdirməsinə həqiqətən kömək etdi. The Hipparcos peyk bəzi hallarda 0.001 "dəqiqliyə qədər çox dəqiq paralaks açılarını ölçməyi bacardı. Yeni bir peyk, Gaia, bir milyard ulduzun mövqelərini ölçmək üçün 2013-cü ildə başladıldı. Bu, inşallah qonşuluğumuzun 3 ölçülü xəritəsini quracaq və daha yaxşı məsafə ölçmələri / paralaks açıları təmin edəcəkdir. Nəticələr hələ açıqlanmayıb, lakin Gaia missiyasının 2018-ci ildə başa çatması gözlənilir.

Paralaks metodu bir ulduza olan məsafəni ölçmək üçün ən birbaşa metod olduğu halda, müxtəlif xüsusi şərtlərdən və xüsusiyyətlərdən asılı olan digər üsullar da var. Bunlardan bəzilərinə daha sonra baxacağıq.

Bütün bu məsafə qətiyyəti bizə nə qazandırdı? Unutmayın, hansı ulduzların həqiqətən ən parlaq olduğunu necə öyrənəcəyimizi öyrənməyə çalışırdıq. Bir ulduza olan məsafə məlum olduqda, məsafəni kompensasiya etmək mümkündür və ulduzların həqiqi parlaqlıqlarının nə olduğunu anlaya bilərik. Bunun ən yaxşı yolu bütün ulduzları (əslində hərəkət etdirməyin, ancaq bəzi riyazi yollarla məsafələrini hesablayın) eyni məsafəyə aparıb sonra parlaqlığını müqayisə etməkdir. Bu, bir qrup insanın hamısının bir cərgədə dayanmasına bənzəyir ki, hansının daha uzun və ya qısal olduğunu deyə biləsiniz. Bütün ulduzları Yerdən 10 pc məsafəyə aparıb parlaqlığını ölçsəydik, hansının ulduzun daha parlaq, hansının daha zəif olduğunu təyin edə bilərik. Bir ulduzun Yerdən 10 pc məsafədə yerləşsəydi olacağı böyüklük Mütləq Böyüklük olaraq bilinir. Bunu görünən böyüklükdən ayırmaq üçün M istifadə edirik.

Budur bəzi ulduzların aydın və mütləq böyüklükləri. Əlbətdə ki, Günəş digər ulduzlara nisbətən çox yaxındır, ona görə də görünən böyüklüyü mütləq böyüklüyündən bir qədər fərqlidir. Digər ulduzların vəziyyətində bəziləri yaxınlaşdırılmalıdır, çünki 10 pc-dən çoxdur, bəzi ulduzlar isə 10 parsekdən daha yaxın olduğu üçün uzaqlaşdırılmalıdır. Aşağıdakı siyahıda hansı ulduzlar yaxınlaşdırılmalı və hansılar daha uzaqlaşdırılmalı idi?

Ulduz Görünən böyüklük (m) Mütləq böyüklük (M)
Günəş -26.8 4.83
Sirius -1.47 1.4
Arcturus -.06 -0.3
Betelgeuse 0.41 -5.6
Qütb 2.0 -4.6
Vega 0.04 0.5

Onları 10 pikselə yerləşdirmək üçün Yerdən uzaqlaşdırılmalı olan ulduzlar Günəş, Sirius və Vega. Bunu bilirsiniz, çünki mütləq böyüklükləri görünən böyüklüklərdən daha böyük bir ədədi dəyərə sahibdir - ulduzlar zəiflədi. Digər üç ulduz yaxınlaşdırılmalı idi, buna görə mütləq böyüklükləri görünən böyüklük dəyərlərindən daha kiçik dəyərlərə sahibdir. Unutmayın ki, görünən böyüklük və mütləq böyüklük tərəzisi bir növ geriyə aiddir - sayı nə qədər böyükdürsə, ulduz zəifləyir. Görünən böyüklükdən fərqli olaraq, bir ulduzun mütləq böyüklüyü onun enerji çıxışının real bir ölçüsüdür. Mütləq böyüklükləri müqayisə edərək ulduzlar arasındakı enerji çıxışı fərqlərini müqayisə edirsiniz. Siyahıda hansı ulduz ən çox enerji istehsal edir? Günəşdir? Xeyr - bu, əslində ən zəif ulduzdur (ən böyük mütləq böyüklüyə malikdir). Betelgeuse, mütləq böyüklüyü üçün ən mənfi dəyərə sahib olduğu üçün bu siyahıda ən güclü (ən yüksək enerji istehsal edən) ulduzdur.

Böyüklükləri və məsafələri əlaqələndirən düstur kifayət qədər düz irəli düsturdur, yəni
m-M = -5 + 5 log (d),
harada mM dəyərlər böyüklüklərdir və d parsellə məsafəsidir. Bu şeyləri çevirmək üçün olduqca lazımlı bir düstur. Bəzi insanlar məsafəni keçmək üçün bir az qarışıq olurlar giriş funksiyası - bu barədə narahat olmayın - əksər kalkulyatorlarda olduqca sadə bir funksiyadır. Üçün un-bir şeyi qeyd et, sadəcə 10-un gücünə aparırsan. Görünən 7 və mütləq -2 böyüklüyündə bir ulduzun varsa, nə qədər uzaqdır? Sadəcə rəqəmləri düstura qoyun
7- (-2) = -5 + 5 log (d)
9 = -5 +5 log (d)
9 + 5 = 5 log (d)
14/5 = log (d)
2.8 = log (d), buna görə d = 10 2.8 = 630 parsecs. Bu o qədər də pis deyildi, elə deyilmi?

Ulduzlar haqqında öyrənə biləcəyimiz bir şey budur - mütləq böyüklüklər hansı ulduzların daha çox enerji istehsal etdiyini izah edə bilər. Bu enerji çıxışı nədən asılıdır?

Üçün qaydalarına qayıdaq qara cəsədlər. Unutmayın, bunlar fasiləsiz spektrlər istehsal edən isti və bərk cisimlərdir. İndi ulduzlar həqiqətən qara cisimlər deyil, lakin olduqca yaxındır və ya ən azından kifayət qədər yaxındırlar ki, həyatımızı asanlaşdırmaq üçün qara cisimlərin qaydalarından istifadə edə bilək. Bu qaydalardan biri də qara bir cismin nə qədər enerji istehsal etməsi idi Stefan-Boltzmann qanunu -

harada bir sabit və yayılan enerji, qara cismin verdiyi kvadrat metrə Watt sayındadır. Bu düsturdan çıxan enerji çıxışı vahid səthə düşən enerji baxımından verilir, beləliklə qara cismin (və ya ulduzun) ölçüsü bütün enerji istehsalını təsir edəcəkdir. Daha böyük bir ulduz (böyük bir səthə sahib) daha çox enerji istehsal edərdi. Bunu nəzərə almaq üçün aşağıdakı düsturdan istifadə edirik:

Parlaqlıq = L = 4 R 2 T 4

burada (= 3.14 və ya bu qədər) və sabit olduqda, T ulduzun səthinin temperaturu və R ulduzun radiusudur. Bu parlaqlıq, ulduzların enerji çıxışları və ya parlaqlığı barədə danışmağımız. Böyüklük sistemindən fərqli olaraq, parlaqlıq üçün say nə qədər böyükdürsə, obyekt o qədər parlaq olur. Parlaqlıq, ampullər kimi, Watts vahidi ilə ölçülür və bu, ulduzlar üçün astronomların müəyyən etmək istədikləri ən vacib xüsusiyyətlərdən biridir. Mütləq böyüklükləri parlaqlıq dəyərlərinə çevirməyin yolları var, buna görə bəzən ulduz parlaqlığının müqayisələrində istifadə olunan bu tərəzilərdən birini görə bilərsiniz. Hara baxsan da, bir ulduzun parlaqlığı parlaqlığı və ya mütləq böyüklüyü baxımından verilə bilər.

İşləri asanlaşdırmaq üçün astronomlar günəş baxımından bir ulduzun parlaqlığı və ya temperaturu və ya radiusu haqqında danışırlar - bunu etsəniz, yuxarıdakı formulun sadələşdirilmiş bir versiyasından istifadə edə bilərsiniz.

Bir ulduzun Günəşdən iki dəfə artıq bir temperaturu varsa, parlaqlığı 2x2x2x2 = 16 qat daha çox olar. Bir ulduzun Günəşdən iki qat daha böyük bir temperaturu varsa və Günəşin radiusunun 1/3 -üdürsə, parlaqlığı (1/3) 2 2 4 = 16/9 = 1.78 Günəşdəkidir. Bunu etmək orijinal düsturdakı bütün qarışıq simvollarla məşğul olmaqdan daha asandır. Bir ulduz üçün parlaqlıq və temperatur dəyərinə sahib olduqdan sonra bu düsturdan radiusu təyin etmək üçün istifadə edilə bilər və ya radius və temperaturunuz varsa, parlaqlığı əldə edə bilərsiniz və ya. Düşünürəm ki, düsturdakı üç şeydən ikisi varsa itkin dəyəri anlaya bilərsən.

Parlaqlıq asılıdır temperatur bir ulduz, buna görə də astronomların bir ulduz istiliyini necə təyin etdiyini görmək yaxşı bir fikir olardı. İstiliyi təyin etməyin bir yolu istifadə etməkdir Wien Qanunu ( maks = 0.0029 / T) bir ulduzun temperaturunu təyin etmək üçün, həqiqətən müşahidə edə bilərsiniz maks - işığın çox hissəsinin yayıldığı dalğa boyu. Bu, ən isti və ya ən cəlbedici obyektlər üçün mümkün deyil, çünki işıqlarının çox hissəsini dalğaların uzunluğunda spektrin görünən hissəsindən kənarda istehsal edəcəklər və xüsusi bir teleskopa girişiniz olmadığı təqdirdə şansınız yoxdur. X-ray, UV, IR və ya radio kimi bunları öyrənmək üçün başqa növ teleskoplara ehtiyacınız olacaq. Bununla birlikdə, əksər ulduzların spektrinin görünən hissəsində zirvələri var, buna görə də Wien qanunu istifadə edərək əksər ulduzların temperaturunu təyin edə bilərik.

Wien qanunundan biraz daha asan olan başqa bir üsul da fotometriya adlanır. Bu mürəkkəb bir metod kimi səslənsə də, həqiqətən olduqca sadədir. Ulduz fərqlərini necə keçdiyimizi, temperaturları fərqli olduğundan rənglərinin necə fərqli olduğunu xatırlayın? Ulduzun rəngini ölçə bilsəydiniz? Fotometriyanın bir növü budur. Astronomlar teleskoplarında ulduzun parlaqlığının fərqli rəng filtrləri ilə göründüyündə necə dəyişdiyini qeyd etmək üçün xüsusi filtrlərdən istifadə edirlər. Həqiqətən sərin bir ulduz qırmızı bir filtrdən baxıldığında çox parlaq olardı, amma yaşıl bir filtrdən baxıldığında çox parlaq olmazdı. Daha isti bir ulduzun yaşıl filtrdən daha çox işığı olardı, daha da isti bir ulduzun qırmızı filtrlə müqayisədə mavi bir filtrdə daha çox işıq saçması. Müxtəlif filtrlər vasitəsilə müşahidə olunan işığın nisbi fərqlərini ölçərək (böyüklüyünü ölçərək) astronomlar ulduza bir istilik dəyəri təyin edə bilərlər. Bu, bir ulduzun temperaturunu təyin etməyin ən geniş yayılmış üsuludur.

İndiyə qədər nəyi anlaya bildik? - ulduzların məsafələri, işıqları və istiliyi. Ulduzlar haqqında başqa nə öyrənə bilərik? Bir ulduz spektri necə? Bir ulduz spektrindən nələrin öyrəniləcəyini görmək üçün olduqca cəlbedici bir ulduz tədqiqat tarixini öyrənəcəyik. 20-ci əsrin əvvəllərində Harvard Kolleci Rəsədxanasındakı astronomlar müxtəlif spektrləri kataloqlaşdırmağa başladılar. Spektrləri necə kataloqlaşdırırsınız? Əvvəlcə olduqca asan olan və ulduz işığını spektrlərə yaymaq üçün fotoqrafiya texnikaları və prizmaya bənzər bir cihaz (spektroskop) istifadə edərək hazırlanmış spektrlər əldə etməlisiniz. Ulduzlar o qədər uzaqdır və ən böyük teleskopla belə nöqtələrə bənzəyirlər, buna görə də spektrləri həqiqətən kiçik olur - əslində o qədər kiçik, əslində onlara mikroskopla baxmalısınız. İndiki vaxtda kompüterlərdə bu göz yorğunluğundan qaçınılır, ancaq 1910-cu ildə bu elədir. Kiçik kiçik spektral xüsusiyyətlərdə saatlarla mikroskopa baxmağa kim gedəcəkdi? Astronomlar daha vacib şeyləri olduğundan bu işi görməyəcəkdilər. Tələbələr axırda bunu etməyəcəkdilər, kollecə getmək üçün pul verirdilər. Harvarddakı insanlar olduqca aşağı əmək haqqı ilə işləmək istəyən, çox vasvası bir iş görən və çox incə əşyalarla işləyən bəzi işçilərə ehtiyac duydular (çünki spektrlər və digər astronomik şəkillər tez-tez şüşə lövhələrdə istehsal olunurdu). Aydındır ki, ən yaxşı işçi qrupu qadınlar olardı. O qadınlar dikens kimi işləyirdi! Özü də 250 mindən çox ulduzu təsnif edən bir xanım Annie Jump Cannon var idi.

Şəkil 4. Tipik ulduz spektrləri - bunların hamısının udma spektrləri olduğunu unutmayın. Spektral xüsusiyyətlərin naxışının bir ulduzdan digərinə fərqli olduğuna da diqqət yetirin. Şəklin daha böyük bir versiyasını görmək üçün onu vurmaq olar. Təsvir NOAO / AURA / NSF-nin izni ilə.

Bunu necə edəcəyinizi təsnif etmək üçün bir sıra spektriniz var? Aydındır ki, spektrlərdə meyllər axtarmaqdır. Bir tendensiya ondan ibarət idi ki, hidrogenlə əlaqəli spektral xüsusiyyətlərin gücü bəzi ulduzlarda çox, digər ulduzlarda o qədər də nəzərə çarpmır. Hidrogen olduqca vacib bir elementdir, buna görə həqiqətən görkəmli hidrogen spektral xüsusiyyətləri olan ulduzlara 'A' tipli ulduzlar deyək. Bir az zəif hidrogen spektral xətləri olanlar 'B' tipli ulduzlardır. Sonra başqa elementləri olan ulduzları digər əlifba hərfləri ilə təsnif edə bilərsiniz. 'C', 'D' və ulduz tipli (spektral tiplər) bütöv bir əlifba şorbası açıldı.

Bir müddət sonra təsnifat sisteminin ulduzların fiziki xüsusiyyətlərini dəqiq bir şəkildə əks etdirmədiyini təyin etdilər. 'A' tipli ulduzlarda digər ulduz növlərindən daha çox hidrogen yox idi, ancaq atmosferlərindəki şərtlər bunu spektrlərində çox güclü bir xüsusiyyət halına gətirdi. O vaxt astronomlar ulduzların Yerdəki kimi şeylərdən - çoxlu qaya və s. Biri doktorluq tezisini yazdı və ulduzların həqiqətən hidrogen və helyumdan ibarət olduğunu irəli sürdü. Bu, indiyə qədər doktorluq dərəcəsini alan ilk şəxs olan Cecilia Payne idi. Harvard rəsədxanasından. O dövrdə əksər astronomlar onun doğru olduğunu düşünmirdilər, amma nəticədə ulduzların təbiətində doğru olduğu göstərildi. Ulduzlar demək olar ki, eyni şeylərdən (əsasən hidrogen və heliumdan) ibarətdir, buna görə spektrlərin dəyişməsi başqa bir şeyə görə olmalıdır. Spektrlərdəki dəyişikliklərin ilkin səbəbinin ulduz səthinin istiliyi olduğu müəyyən edilmişdir. İndi astronomların, həqiqətən məntiqi və ya faydalı bir sırada olmayan bir əlifba sistemi ilə təsnif edilmiş bir dəstə ulduz var idi. Ulduzları temperatur qaydasında düzəltmək daha yaxşı olardı, çünki müxtəlif spektrləri bənzərsiz edən budur. Ulduzların əksəriyyətini onsuz da etiketləmişdilər və yenidən işarələmək istəmədilər, buna görə ulduz tiplərinin ardıcıllığını istiliyə əsasən sıraya düzəltdilər. Silinməsi lazım olan bəzi lazımsız ulduz növləri var idi və nəticədə spektral təsnifatın sifariş edilmə yolu məntiqi formata salındı.

Hər şey yenidən qurulduqdan sonra spektral təsnifat sistemi təyin olundu. Fərqli ulduzları təsnif etmək üçün istifadə olunan hərflərin sırası əvvəlcə aşağıdakı kimi düzülmüşdü - OBAFGKM (yüksəkdən aşağı temperatura qədər sifariş verilmişdir). Bəzi qaranlıq spektral tiplərdən istifadə edən köhnə bir alternativ ardıcıllıq da var və bu OBAFGKMRNS. Yenə də ulduzlar ən isti yerdən ən isti səth istiliyinə qədər düzülür (R, N və S tipləri K və M tipləri ilə eynidir). Bu məktub sıraları yadda saxlamağın ən asan şeyləri deyildir, buna görə də bu şeylər üçün bir yaddaş yardımı yaxşı olardı. Kiçik kəlamdan istifadə edərək ulduzların sırasını xatırlamaq üçün bir yol tapan kişi astronomlar (ehtimal ki, çox tənha kişi astronomlar) idi. Oh Gözəl Bir Qız Ol, Məni Öp. Əlbətdə indi deyə bilərsiniz Oh Gözəl Bir Kişi Ol, Məni Öp və ya daha uzun deyərək Oh Gözəl Bir Qız Ol / Adam Məni Öp Öyrə Hal-hazırda Şirin. Şəkil 5, növləri etiketlənmiş müxtəlif spektrləri göstərir.

Şəkil 5. Fərqli spektral tiplərin tipik nümunələri. Ən isti ulduzlar O tipləri yuxarıya yaxın, ən sərin M tipləri isə altındadır. Bəzi qeyri-adi ulduzlar da var. Ulduzların adları sağda göstərilmişdir - əksəriyyəti yalnız onların kataloq göstəriciləridir. Dəyişən temperaturla spektral xətt naxışlarının necə dəyişdiyinə diqqət yetirin. Daha böyük bir versiyasını görmək üçün şəkilə vurun. Təsvir NOAO / AURA / NSF-nin izni ilə.

Spektral təsnifat sistemi 70 ildən çoxdur ki, davamlıdır. Bununla birlikdə, M tiplərindən daha soyuq olan bəzi ulduzlarla gündəmə gələn bəzi işlər var. Bunlar L və T tipli ulduzlarla etiketlənmişdir. L və T tipləri adətən digər tiplərlə müqayisələrə daxil edilmir, çünki bu ulduzlar çox sərin və zəifdir - ilk növbədə yalnız infraqırmızı dalğa boylarında görünürlər. Hal-hazırda tam spektral təsnifat sistemi OBAFGKMLT'dir. Bu xatırlamaq üçün ən asan ardıcıllıq deyil, lakin buna baxmayaraq vacibdir. Unutmayın, bu spektrlərə əsaslansa da, bir istilik ardıcıllığıdır.

L və T tipli ulduzların tətbiqi ilə belə, bu sistemdə hələ doqquz ulduz sinfi var. Bu, çox fərqli bir təsnifat sistemi deyil, daha dəqiq desək, bu növlərin hər birini sonrakı qruplara bölmək mümkündür. Ümumiyyətlə hər növ üçün 10 alt bölmə var, buna görə A0, A1, A2 var. A8, A9, F0, F1-ə qədər. F8, F9, G0 və s. Bəzi hallarda, hətta 5-də göstərilən O6.5 kimi fraksiya növləri də var. Yenidən sifariş ən isti ilə ən sərin arasında. G2 tipli bir ulduz olaraq adlandırılan Günəşi eşitmiş ola bilərsiniz. Bir ulduzun spektral tipini müəyyənləşdirdikdən sonra onun temperaturunun nə olduğunu bilirsiniz.

Ulduzların hamısının eyni kimyəvi tərkibə (əsasən hidrogen və helium) sahib olduğu doğrudur, kompozisiyalarında bəzi incə fərqlər var. Ulduz spektrlər, astronomlara ümumiyyətlə spektrlərdəki dəmir və ya digər ağır elementlərin miqdarı kimi şeylərə baxaraq bu fərqləri tapmağa kömək edə bilər. Ümumiyyətlə, ulduzların tərkibində% 97-99.999% -ə qədər hidrogen və helium vardır, qalan hissə digər elementlərdən ibarətdir. Bunun kompozisiya baxımından çox müxtəlif olduğunu düşünmürsən, ancaq metal tərkibinin (hidrogen və helyum hissəsi)% 3 ilə 0.001 arasında dəyişməsi, bütün ulduzların tam olaraq düzəldilmədiyini göstərir. eyni şeylər. Gördüyünüz kimi bunun çox yaxşı bir səbəbi var.

Hamısını bir araya gətirmək - H-R Diaqramı

Ulduz temperatur (fotometriya və ya spektral təsnifatdan) və parlaqlıq (mütləq böyüklüklərdən) haqqında kifayət qədər məlumat məlum olduqdan sonra, bəzi insanlar bu kəmiyyətlər arasındakı əlaqələri görməyə başladılar. İki yoldaş ulduzların temperaturu haqqında məlumatları, əksər hallarda spektral tip və ya rəng şəklində və parlaqlıqları, əksər hallarda mütləq böyüklük şəklində götürdü və bu iki kəmiyyətlə əlaqəli bir diaqram qurdu. Bu iki yoldaş eyni şeyi eyni vaxtda, tamamilə müstəqil şəkildə, Atlantik Okeanının müxtəlif tərəflərində etdilər, buna görə diaqram hər ikisinin - Hertzsprung-Russell Diaqramının və ya daha sadə şəkildə H-R Diaqramının adını daşıyır. Şəkil 6 tipik bir H-R diaqramını göstərir. H-R diaqramı ilə qarışıq olan bir şey, temperatur şkalasının sola doğru artmasıdır. Normalda şeyləri necə qrafiklə tərtib etməyiniz normal deyil, lakin temperatur şkalasını qurmaq üçün tez-tez spektral təsnifat sistemindən istifadə etdiklərindən və isti ilə soyumaq üçün 'geri' temperatur şkalası alırsınız. Bu, astronomların kasıb lisenziyanı qarışdırmaq üçün etmək istədikləri bir şeydən yalnız biri.

Şəkil 6 Tipik H-R diaqramı. Dikey oxun parlaqlıq və ya mütləq böyüklük dəyərləri ilə ölçülənə biləcəyinə diqqət yetirin. Həm də temperatur şkalasının sola doğru artdığını unutmayın. Əsas ulduz növləri də daxil edilmişdir.

Ulduzların diaqramda təsadüfi şəkildə səpələnmədikləri, fərqli qruplarda tapıldıqları diqqət çəkdi. Hər bir qrupun özünəməxsus xüsusiyyətləri var və bu xüsusiyyətlərə genişlənmək üçün Parlaqlıq-Radius-Temperatur əlaqəsini istifadə etmək mümkündür.

Əsas Sıra (M.S.) Ulduzlar - Ortadan keçən diaqonal böyükdür, çünki əksər ulduzlar bu tipdir, əslində bütün ulduzların təxminən 90% -i. Əsas Sıra aşağı parlaqlıqdan, aşağı sağdakı aşağı temperaturlu ulduzlardan yüksək temperatura, soldan yuxarıdakı parlaqlıq ulduzlarından uzanır. Gördüyünüz kimi, əsas sıradakı ulduzlar arasında çox geniş xüsusiyyətlərə rast gəlinir. Günəşi tapacağınız yer də budur.

Nəhəng Ulduzlar - Bunlar Əsas Sıradakı ulduzlara nisbətən daha parlaq olur və əsas Sıradakı müqayisəli parlaqlıq ulduzlarından daha çox aşağı temperaturlara sahibdirlər. Daha aşağı temperaturlara sahib olmaq üçün, lakin daha az parlaqlığa sahib olmaları üçün həqiqətən böyük bir radiusa sahib olmaları lazımdır. Onlar nə qədərdir? Onlar kifayət qədər böyükdürlər, buna görə də onlara Nəhənglər deyilir! Çox vaxt aşağı temperaturda olurlar, buna görə adətən Qırmızı Nəhənglər adlanırlar. Köhnə günlərdə insanlar radius baxımından Nəhənglərdən daha kiçik olduqları üçün bəzən Əsas Sıradakı ulduzları "cırtdan" adlandırırdılar. Bununla birlikdə, bu artıq çox yayılmış bir ad deyil, baxmayaraq ki, bəzən bəzi hallarda açıldığını görə bilərsiniz.

Supergiant Ulduzlar - Bunlar həqiqətən böyük ulduzlardır. Həm isti, həm də sərin növlərdə - Mavi və Qırmızı Supergiants - və həqiqətən, həqiqətən parlaqdırlar, belə ki, onları H-R diaqramının yuxarı hissəsində asmış kimi görürsünüz. Həm də olduqca yüksək radius dəyərlərinə sahib ola bilərlər. Onlar sadəcə BÖYÜK!

Ağ Cırtdan Ulduzlar - Bunlar qrafın sol alt küncündə yerləşən ulduzlardır. Ümumiyyətlə sol tərəfdədirlər, buna görə də olduqca isti olduqları deməkdir. Onlar da çox zəifdirlər. Yüksək temperaturda aşağı parlaqlıq əldə etmək üçün onların çox kiçik radiusları olmalıdır. Buna görə onlara ağ cırtdanlar deyilir - isti və cəlbedici.

Yəqin ki, ulduzların eyni spektral tipə (temperaturlara) sahib ola biləcəyini, lakin olduqca fərqli parlaqlıqlara sahib olduğunu fərq edə bilərsiniz - çox vaxt bir ulduzun parlaqlığı eyni temperaturda digərindən minlərlə dəfə çox və ya daha az olur. Parlaqlıqdakı bu fərq spektrlərə incə təsir göstərir ki, astronomlar bundan ulduzları başqa bir şəkildə təsnif etmək üçün istifadə edə bilsinlər (xeyir, başqa bir təsnifat sxemi!). Bu təsnifat Parlaqlıq Sınıfı olaraq bilinir. Müxtəlif siniflər Şəkil 7-də göstərilmişdir. Əsas ardıcıllıqdakı ulduzlar V tipdir, müxtəlif nəhənglər IV, III və II, Supergianlar isə Ia və ya Ib tipləridir. Günəşi G2V ulduzu kimi təsvir edə bilərsiniz. Bəs Ağ cırtdanlar? Ümumiyyətlə, spektral növlərinə - DA3 kimi bir "D" alırlar. Spektral tip və parlaqlıq siniflərinin birləşməsi H-R diaqramında hər hansı bir ulduzun harada olduğunu təyin etməyə imkan verir.

Şəkil 7. Müxtəlif parlaqlıq sinifləri göstərilir. Ana Sıra ulduzları V ilə, Ana Sıralığın biraz yuxarıdakıları IV, Nəhənglər III, Parlaq nəhənglər II, Supergianlar ya Ia ya da İb. Ağ cırtdanlar yalnız "D" ilə işarələnir.

H-R diaqramı populyarlaşdırıldıqdan sonra ulduzlara olan məsafəni təyin etmək üçün yeni bir metod tapıldı - spektroskopik paralaks metodikası. Əslində bu olduqca qarışıq bir termindir, çünki ölçülən paralaks açısı yoxdur. Buna bir ulduzun spektrini götürərək H-R diaqramında ulduzun harada yerləşdiyini müəyyənləşdirməklə adlandığı spektroskopik məsafədir. Ulduzu spektral tipinə və parlaqlıq dərəcəsinə görə təsnif etdiyiniz zaman H-R diaqramı şaquli oxda mütləq böyüklükdən istifadə edərək qurula bilər. Bu məsafəni əldə etmək üçün görünən böyüklüklə müqayisə edilə bilər. Deyək ki, spektri əldə etdiyiniz bir ulduzunuz var. Digər ulduzlarla müqayisə etdikdə ulduzun spektrinin K1 IV tipli bir ulduz olduğunu görürsünüz. K1 ulduzun temperaturu 5000 K civarındadır. Şəkil 7-yə baxanda belə bir ulduzun mütləq böyüklüyü 1-ə bərabər olar. Bu ulduzun görünən böyüklüyü ilə müqayisə oluna və məsafə müəyyən edilə bilər.

H-R diaqramlarını olduqca yaxşı başa düşdüyünüzdən əmin olun, çünki kursun bu hissəsi üçün bir çoxunu görəcəksiniz. Bunlar ulduzların bir-biri ilə necə əlaqəli olduğunu göstərmək üçün istifadə olunan əsas alətlərdir və astronomlara müqayisə üçün ulduz qruplarını müəyyənləşdirməyə kömək edirlər.

İkili Ulduz Sistemlər

İndiyə qədər ulduzların məsafələrini, işıqlarını, temperaturlarını və radiuslarını təyin edə bildik. Bəs onların kütlələri? İkili ulduz sistemlərinin işə düşdüyü yer budur. Əksər ulduzlar bir növ qrupdadır, ən çox yayılmış qrup ikili sistemdir (iki ulduz). İkili sistemdəki ulduzlar bir-birinin ətrafında dövr edir, buna görə obyektlərin necə dövran etdiyini tənzimləyən qaydalara - Kepler Qanunlarına itaət etməlidirlər! Bu qanunların yalnız planetlərə aid olduğunu düşünürdünüz! Əslində Kepler qanunlarını ulduzlara tətbiq edərkən xüsusi formalardan istifadə etməlisiniz, amma bunlar həqiqətən eyni qanunlardır.

Unutmayın, Kepler qanununda (konkret olaraq 3-cü qanun) cisimlər arasındakı məsafə və orbit dövrü baxımından var. Ümumiyyətlə astronomlar ikili ulduz sistemlərinə baxarkən orbitə çıxma müddətinin nə qədər olduğunu təyin edə bilirlər, ulduzlar arasındakı məsafəni tapmaq isə bir az çətindir. Ümumiyyətlə ulduzların ayrılması ilə bağlı bəzi təxminlər mövcuddur və sonra bu təxminlər kütlələrə çatdırılır, beləliklə ümumiyyətlə kütləni yaxşı qiymətləndiririk. Kütlələr üçün ümumiyyətlə inanılmaz dərəcədə dəqiq dəyərlərimiz yoxdur, sadəcə yaxşı təxminlər.

Kepler üçüncü qanun ulduzlara tətbiq edildikdə əslində hələ də olduqca sadədir -
M 1 + M 2 = a 3 / P 2
harada M1 və M2 iki ulduzun kütlələridir (günəş kütlələrində) və a aradakı məsafənin ortalamasıdır (A.U. ilə ölçülür) və P orbitin dövrüdür (illərlə ölçülür).Fərdi ulduzların kütlələrini təyin etmək üçün bu qanundan istifadə etmək istəsəniz, bu sizin üçün başa düşülməyəcəkdir. Bu sizə yalnız kütlələrin cəmini gətirəcək, fərdi kütlələrini deyil. Kütlələri əldə etmək üçün başqa bir düstura ehtiyacınız var. Bu düstura Kütlə Mərkəzi formulu və ya buna bənzər bir şey deyilir, amma mən onu gördüm düsturu adlandırmaq istəyirəm. Bax budur
M 1 a 1 = M 2 a 2
harada 1 və 2 hər ulduzun orbitin mərkəzindən olan orta məsafələridir (bax Şəkil 8) və 1-i də qeyd etməliyəm + a 2 = a. Yuxarıda verilmiş Kepler üçüncü qanununun dəyişdirilmiş versiyasında olduğu kimi kütlələr günəş kütlələrində, məsafələr isə A.U.s.

Şəkil 8. İkili ulduz sistemi - iki ulduzun orbitlərinin hər ikisi də kütlənin mərkəzindən keçdiyi göstərilir. Hər birinin kütlə mərkəzindən məsafəsi orbitdə olduqda dəyişir, buna görə hər biri kütlə mərkəzindən olan məsafədə formullarda istifadə olunur.

Kütlənin mərkəzi nədir? Bunu orbitin mərkəzi kimi düşünmək daha asan ola bilər. Fikir verin - kifayət qədər hərəkətsiz bir cisim ətrafında dönən bir cisminiz varsa, orbitin ölçüsünü və orbitin mərkəzinin harada olduğunu anlamaq olduqca asandır. İkili ulduz sistemində hər iki cisim hərəkət edir - bəs obyektlərin heç biri yerində deyilsə, orbitin ölçüsünü necə başa düşmək olar? Orbitin mərkəzi üçün bir yer təyin etməliyik. Bu yer kütlə mərkəzi kimi tanınır. Sadəcə ikili sistemi görən-gördüyünüz və ya qıran kimi düşünün. Taxta bir mişarda iki nəfər varsa və biri digərindən daha çox çəkirsə, insanlar necə tarazlaşa bilsinlər? Böyük insanı dönmə nöqtəsinə yaxınlaşdırın. Şəkil 9 tənzimləməni göstərir. Bu, ikili ulduz sistemində baş verənlər kimidir. Daha böyük ulduz dönmə nöqtəsinə - orbitin mərkəzinə (və ya kütlə mərkəzinə) daha yaxındır. Əslində, kütlə mərkəzinin düsturuna baxsanız, kütlələr düsturun bir tərəfində, məsafələr digər tərəfdə olsun deyə yenidən düzəldə bilərsiniz. Bu vəziyyətdə sona çatacaqsınız
M 1 / M 2 = a 2 / a 1
bu olduqca uykusuzdur. Əgər başqa bir kütlədən beş qat böyük bir kütləniz varsa, bu kütlə kütlənin mərkəzinə (onun kütləsinə) beş dəfə yaxın olmalıdır a dəyər beş qat kiçik olmalıdır). Kütlələrin nisbəti məsafələr nisbətinə tərs mütənasibdir.

Bəzən böyük ulduz dönmə nöqtəsinə o qədər yaxındır ki, pivot ulduzun içərisindədir. Böyük ulduzun yerindən tərpənmədiyi görünür - həqiqətən hərəkət edir, amma aşkar olmaq üçün kifayət deyil. Bu, Günəşə və planetlərə də aiddir. Günəş həqiqətən Yupiterin təsiri sayəsində bir az hərəkət edir. Hər halda, iki düsturla, kütlənin fərdi dəyərlərini həll etmək mümkündür, baxmayaraq ki, bəzi cəbrlər lazımdır.

Şəkil 9. Kütlə mərkəzi, cəlb olunan obyektin kütlələrindən asılıdır. Kütlə mərkəzi daha böyük bir kütlə ilə obyektə daha yaxındır. Kütlələrin bir-biri ilə əlaqəsi, kütlə mərkəzinə olan məsafələrin bir-biri ilə əlaqəli olmasının tərsidir.

İkili ulduz sistemlərinin iki əsas növü vardır. Birincisi, Optik İkili. Bu "həqiqi" ikili sistem deyil. Ulduzlar yalnız göydə bir-birlərinin yanında görünürlər, amma əslində bir-birlərindən çox uzaqdırlar. Əgər heç Böyük Dipperin qolundakı iki ulduza, Alcor və Mizar'a baxmısınızsa, bir-birlərinə yaxınmış kimi görünürlər. Bu əslində optik ikili sistemdir, çünki bu ulduzlar həqiqətən bir-birindən çox uzaqdır. Sadəcə bir-birlərinin yanındaymış kimi görünəcək şəkildə düzülüblər. Bu tip ikili sistem, kütlələr haqqında məlumat almaq üçün olduqca faydasızdır, çünki ulduzlar bir-birinin ətrafında orbitdə deyil. Həqiqətən faydalı ikili sistemlər Fiziki İkili Sistemlərdir. Kepler Qanunlarının dəyişdirilmiş versiyalarını tətbiq edə bilmək və ulduzların kütlələrini təyin etmək üçün istifadə oluna bilmək üçün bir-birinizin ətrafında fırlanan iki ulduzunuz var. İşləri bir az daha mürəkkəbləşdirmək üçün birdən çox Fiziki İkili sistem var (bu qədər asan olmayacağını bilirdin, elə deyilmi?).

Şəkil 10. Optik İkili - ulduzlar bir-birinin yanında deyil, ancaq göydəki uyğunlaşmalarına görə bir-birinə yaxın görünür.

3 növ Fiziki İkili Sistem mövcuddur. Bunlardan birincisi ən göz qabağındadır - iki ulduzun həqiqətən bir-birinin ətrafında hərəkət etdiyini gördüyünüz hal. Bu Visual Binary olaraq bilinir. Əslində, bu olduqca nadir bir ikili sistem növüdür, çünki hərəkəti görə bilməli olmalısınız və yalnız çox yaxın olan ulduzlar ikili sistemdə hərəkət göstərəcəkdir. Onların orbitlərini görə bilərsiniz, beləliklə dövrlərin ölçüsünü və orbitlərini təxmin edə bilərsiniz. Bunu etdikdən sonra Kepler Üçüncü Qanunu və iki ulduzun kütlələrini təyin etmək üçün kütləvi hüquq mərkəzini tətbiq edə bilərsiniz.

Şəkil 11. Vizual ikili sistem göstərilir. Ulduzlar sistemin kütlə mərkəzi ətrafında orbitdədir. Yörüngülərinin ölçüləri kütlələrindən asılıdır - nə qədər kütləvi olursa, kütlə mərkəzinə yaxınlaşır.

İkili ulduzlar hərəkət edir və hərəkət bir ulduz spektrində (Doppler effekti ilə) tez-tez aşkar edilə bilər, buna görə növbəti Fiziki İkili sistem Spektroskopik İkili sistemdir. Bu vəziyyətdə əslində iki ulduz görməyəcəksiniz, ancaq spektr bir-birinin ətrafında dövr edən iki ulduzun varlığını göstərir. Bu vəziyyətdə, Doppler'in orbital hərəkətlər səbəbiylə dəyişdiyini görürsünüz - biri ulduz sizə doğru irəliləyir, digəri isə uzaqlaşır. Yenə də hərəkətləri izləyərək orbital dövrləri və orbitlərin ölçülərini çıxara və Kepler qanunlarından istifadə edərək kütlələr əldə edə bilərsiniz. Ulduzlardan birinin o qədər zəif olması, hətta spektral xüsusiyyətlərini belə görməməsi mümkündür, ancaq yalnız bir spektral xətt diğəri digərinin ətrafında fırlandıqda yenidən redşifr olunmuşdan maviyə çevrilmiş və geri döndüyünü görürsünüz. Bu kiçik məlumatlarla belə, kütlələr barədə bir az fikir əldə etmək mümkündür.

Şəkil 12. Spektroskopik ikili göstərilmişdir. Hərəkət spektrdə sürətdən necə təsirləndiyindən görünür. Bizə tərəf gələn ulduzun spektri mavi rəngdə dəyişir (normal dalğa boylarından daha qısa görünür), bizdən uzaqlaşan ulduzun spektri isə qırmızı rəngdə dəyişir (daha uzun dalğa uzunluqları). Ulduzlar kütlənin mərkəzi ətrafında dövrə vurarkən istiqamətini dəyişir, buna görə hər bir ulduzla əlaqəli spektral xüsusiyyətlər də qırmızıdan mavi rəngə keçərək mavi ilə qırmızı arasında dəyişir. Əslində, iki spektrin bir-birinə birləşdirildiyini görərsən, beləcə xətlər bir-birinin ardınca irəli və irəli gedərdi.

Üçüncü növ Fiziki İkili sistem ən faydalıdır. Bu tutulma ikili sistemidir. Bu vəziyyətdə ulduzlar bir-birinin qarşısından və / və ya bir-birinin arxasından keçərkən işıq dəyişikliyini görürsünüz. Ulduz sistemin ümumi parlaqlığı zamanla təkrarlanan, dövri qaydada dəyişir. Dəyişikliyi izləyərək orbitin müddətini və orbitin ölçüsünü təyin edə və kütlələri əldə etmək üçün Kepler qanunlarını tətbiq edə bilərsiniz. Bu ikili sistemin əlavə bir bonusu var! Tutulmanın müddəti ulduzların nə qədər geniş olmasından asılı olacaq, buna görə bu ikili sistemlərdəki ulduzların radiuslarını da müəyyənləşdirmək mümkündür. Bu tip ikili növ xüsusilə faydalıdır.

Şəkil 13. Tutulan ikili sistem. Tutulan ulduzlara görə parlaqlığın dəyişməsi (altındakı qrafik) ayrı-ayrı ulduzların parlaqlığından asılıdır. Ulduzlar hər ikisi görünəndə parlaqlıq maksimum dəyərdə olur. Tutulma zamanı bir şey örtülü olduqda parlaqlıq azalır. Ulduzların ölçüləri (radiusları) tutulmaların enlərində görünə bilər.

İkili ulduz sistemlərindən alınan kütlələrlə ayrı-ayrı ulduzların kütlələrini (M) və parlaqlıqlarını (L) müqayisə etmək mümkündür. Ana Sıradakı ulduzlar üçün bu xüsusiyyətlərə baxdığımızda M və L arasında çox yaxşı bir əlaqənin olduğunu qeyd edirik. Münasibət olduqca sadədir.
L = M 3.5
kütlə və parlaqlığın Günəş baxımından verildiyi yer. Unutmayın ki, bu düstur yalnız Ana Sıradakı ulduzlar üçün yaxşı işləyir və kütlə və işıq üçün vahidlər Günəş baxımından - ulduzun kütləsi və ya parlaqlığı Günəşdən neçə dəfə çox və ya daha azdır. Şəkil 14 bu əlaqəni göstərir.

Şəkil 14. 250 ikili ulduzun kütlələri və parlaqlıqları təsvir edilmişdir. Kütlə və parlaqlıq üçün dəyərlər Günəşin kütləsi və parlaqlığı baxımından verilir. Bu ulduzların çoxu Əsas Sıra tapılmadığına görə məlumat nöqtələrində çoxlu səpələnmə var. Burada nisbətən düz xətt əlaqəsi görülə bilər ki, bu da kütlələr və parlaqlıqlar arasında, xüsusən də Əsas Sıra Ulduzları üçün sadə bir əlaqənin olduğunu göstərir.

Əsas Sıra bir neçə cəhətdən çox yaxşı sıralanmışdır - ulduzlar aşağı temperatur, parlaqlıq və kütlədən (sağ alt küncdə olanlar) yüksək temperatur, parlaqlıq və kütlə ulduzlarına (yuxarı sol künc) qədər dəyişir. Niyə belədir? Digər ulduz qrupları bütün bunlara necə uyğun gəlir? Ulduzlar öz xüsusiyyətlərini dəyişirmi? Həqiqətən bu şeylərin hamısını bilməlisən? Bəli, əlbəttə ki.

Getdikcə daha çox insan ulduzları spektral tiplərinə və parlaqlıq siniflərinə görə təsnif etməyə başladıqca, bəzi maraqlı meylləri müşahidə etdilər. Oradakı müxtəlif spektral tiplərin ulduz sayına baxdıqda, əksəriyyətinin Əsas Sıra'nın aşağı temperatur sonunda yerləşdiyini qeyd edə bilərsiniz. Bu ulduzlar zəif, kiçik və qırmızıdır, buna görə qırmızı cırtdanlar adlandırmağa meyllidirlər. Bunlar ən parlaq ulduzlar olmasa da, ən çox yayılmışdır. K və M növləri asanlıqla geniş fərqlə O və B tiplərini üstələyir. Çox güman ki, L və T tipləri həqiqətən bütün digər növlərdən çoxdur, ancaq problemlər bunları tapmaqdadır - çox zəifdirlər və aşkarlanması çox çətindir, buna görə də onlar barədə dəqiq statistikaya malik deyilik.


5.2 Elektromaqnit Spektri

Kainatdakı cisimlər nəhəng bir elektromaqnit şüası yayır. Alimlər bu aralığa bir sıra kateqoriyaya ayırdıqları elektromaqnit spektri deyirlər. Spektr Şəkildə göstərilib, hər hissə və ya zolaqdakı dalğalar haqqında bəzi məlumatlar var.

Radiasiya və Yer Atmosferi.

Şəkil 1. Bu rəqəm elektromaqnit spektrinin zolaqlarını və Yer atmosferinin onları necə yaxşı ötürdüyünü göstərir. Kosmosdan gələn yüksək tezlikli dalğaların səthə çıxmadığını və buna görə kosmosdan müşahidə edilməli olduğunu unutmayın. Bəzi infraqırmızı və mikrodalğalı sobalar su ilə əmilir və beləliklə ən yüksək hündürlüklərdən müşahidə olunur. Aşağı tezlikli radio dalğaları Yerin ionosferi tərəfindən bloklanır. (kredit: STScI / JHU / NASA tərəfindən işin dəyişdirilməsi)

Elektromaqnit Radiasiya növləri

Ən qısa dalğa uzunluğuna, 0,01 nanometrdən çox olmayan elektromaqnit şüalanması aşağıdakı kimi təsnif edilir. qamma şüaları (1 nanometr = 10-9 metr baxın Əlavə D). Ad qamma Yunan əlifbasının üçüncü hərfindən gəlir: qamma şüaları fiziklər ilk dəfə davranışlarını araşdırdıqda radioaktiv atomlardan gələn üçüncü növ şüalanma idi. Qama şüaları çox enerji daşıdığı üçün canlı toxumalar üçün təhlükəli ola bilər. Gamma radiasiyası ulduzların içərisində, eləcə də ulduzların ölümü və ulduz cəsədlərinin birləşməsi kimi kainatdakı ən şiddətli hadisələr tərəfindən əmələ gəlir. Dünyaya gələn qamma şüaları yerə çatmadan atmosferimiz tərəfindən əmilir (bu, sağlamlığımız üçün yaxşı bir şeydir), beləliklə yalnız kosmosdakı alətlərdən istifadə edərək öyrənilə bilər.

0,01 nanometr ilə 20 nanometr arasındakı dalğa uzunluğuna sahib elektromaqnit şüalanmaya istinad edilir X-şüaları. X-şüaları görünən işığdan daha enerjili olduğundan, sümüklərə yox, yumşaq toxumalara nüfuz edə bilir və buna görə də içimizdəki sümüklərin kölgələri şəkillərini çəkməyə imkan verir. X-şüaları insan ətinin qısa bir uzunluğuna nüfuz edə bilsə də, təsir bağışladıqları Yer atmosferindəki çox sayda atom tərəfindən dayandırılır. Beləliklə, rentgen astronomiyası (qamma-şüa astronomiyası kimi) alətlərimizin atmosferimizdən yuxarıya göndərilmə yollarını icad etməyincə inkişaf edə bilmədi (şəkil).

X-Ray Sky.

Şəkil 2. Bu, müəyyən bir X-şüaları növlərinə (Yer atmosferinin yuxarı hissəsindən) uyğunlaşdırılmış bir səma xəritəsidir. Xəritə Samanyolu Qalaktikamızın diskinin mərkəzindən keçməsi üçün səmanı əyir. Avropa ROSAT peyki tərəfindən toplanan məlumatlardan tikilib süni şəkildə rənglənmişdir. Hər rəng (qırmızı, sarı və mavi) fərqli tezlik və ya enerjili rentgen şüalarını göstərir. Məsələn, qırmızı kosmik yaxınlığımızdakı bir və ya daha çox partlayan ulduz tərəfindən sovrulan ətrafımızdakı isti bir yerli köpük qazının parıltısını təsvir edir. Sarı və mavi digər partlamış ulduzların qalıqları və ya Qalaktikamızın aktiv mərkəzi (şəkil ortasında) kimi daha uzaq rentgen mənbələrini göstərir. (kredit: NASA tərəfindən işin dəyişdirilməsi)

X-şüaları ilə görünən işıq arasındakı radiasiya aralıqdır ultrabənövşəyi (bənövşədən daha yüksək enerji deməkdir). Elm dünyasının xaricində ultrabənövşəyi şüalara bəzən “qara işıq” deyilir, çünki gözlərimiz onu görə bilmir. Ultraviyole radiasiya daha çox Yer atmosferinin ozon təbəqəsi tərəfindən bloklanır, lakin Günəşimizdən gələn ultrabənövşəyi şüaların kiçik bir hissəsi günəş yanığına və ya həddindən artıq ifrat hallarda insanlarda dəri xərçənginə səbəb olmaq üçün nüfuz edir. Ultraviyole astronomiya da ən yaxşısı kosmosdan edilir.

Təxminən 400 ilə 700 nm arasındakı dalğa uzunluğu olan elektromaqnit şüalanmaya deyilir görünən işıq çünki bunlar insanın görmə qabiliyyətinin algılayacağı dalğalardır. Bu həm də Yer səthinə ən asanlıqla çatan elektromaqnit spektrinin zolağıdır. Bu iki müşahidənin təsadüfü deyil: insan gözləri Günəşdən ən təsirli şəkildə gələn dalğaların növlərini görmək üçün inkişaf etmişdir. Görünən işıq müvəqqəti buludlar tərəfindən bloklandığı hallar istisna olmaqla, Yer atmosferinə təsirli şəkildə nüfuz edir.

Görünən işıq və radio dalğaları arasında dalğa uzunluqları var infraqırmızı və ya istilik radiasiyası. Astronom William Herschel ilk dəfə 1800-cü ildə günəş işığının spektrinə yayılan müxtəlif rənglərin temperaturunu ölçməyə çalışarkən infraqırmızı kəşf etdi. Təsadüfən termometrini ən qırmızı rəngin üstünə qoyduğunda, Günəşdən gələn bəzi görünməz enerjiyə görə istiləşməni hələ də qeyd etdiyini fark etdi. Bu, elektromaqnit spektrinin digər (görünməz) zolaqlarının mövcudluğuna dair ilk işarə idi, baxmayaraq ki, tam anlayışımızın inkişafı üçün onilliklər lazımdır.

Bir istilik lampası əsasən infraqırmızı radiasiya yayır və dərimizdəki sinir uçları bu elektromaqnit spektrinə həssasdır. İnfraqırmızı dalğalar, Yer atmosferində daha az konsentrə olan su və karbon dioksid molekulları tərəfindən əmilir. Bu səbəbdən infraqırmızı astronomiya ən yaxşı şəkildə yüksək dağ zirvələrindən, yüksək uçan təyyarələrdən və kosmik aparatlardan aparılır.

İnfraqırmızıdan sonra tanış gəlir mikrodalğalı soba, qısa dalğalı rabitə və mikrodalğalı sobalarda istifadə olunur. (Dalğa uzunluqları 1 millimetrdən 1 metrə qədər dəyişir və su buxarı ilə əmilir, bu da onları qidaları qızdırmaqda təsirli edir.) “Mikro” prefiksi, mikro dalğaların spektrdə növbəti, radio dalğalarına nisbətən kiçik olmasına işarə edir. . Xatırlayırsınız ki, su ilə dolu çay mikrodalğalı sobanızda sürətlə isinir, suyun bişirilərək çıxarıldığı bir keramika fincanla müqayisədə sərin qalır.

Mikrodalğalı dalğalardan daha uzun olan bütün elektromaqnit dalğalarına deyilir radio dalğaları, lakin bu o qədər geniş bir kateqoriyadır ki, ümumiyyətlə onu bir neçə alt hissəyə ayırırıq. Bunlardan ən çox tanış olanlar arasında nəqliyyat vasitələrinin sürətini təyin etmək üçün yol zabitləri tərəfindən radar silahlarında istifadə olunan radar dalğaları və yayım üçün ilk hazırlanmış AM radio dalğaları var. Bu fərqli kateqoriyaların dalğa boyları bir metrdən yüzlərlə metrə qədər dəyişir və digər radio şüalanma bir neçə kilometrə qədər dalğa uzunluğuna sahib ola bilər.

Bu qədər geniş dalğa boyu ilə bütün radio dalğaları Yer atmosferi ilə eyni şəkildə qarşılıqlı əlaqədə deyil. FM və TV dalğaları mənimsənilmir və atmosferimizdən rahatlıqla keçə bilər. AM radio dalğaları Yer atmosferindəki ionosfer adlanan bir təbəqə tərəfindən udulur və ya əks olunur (ionosfer, atmosferimizin üst hissəsindəki, günəş işığı və Günəşdən çıxarılan yüklü hissəciklər ilə qarşılıqlı təsir nəticəsində əmələ gələn yüklü hissəciklər təbəqəsidir).

Ümid edirik ki, bu qısa araşdırma sizi güclü bir təəssüratla qarşıladı: görünən işıq insanların çoxunun astronomiya ilə əlaqələndirdiyi şey olsa da, gözlərimizin görə biləcəyi işıq kainatda yaradılan geniş dalğaların kiçik bir hissəsidir. Bu gün bəzi astronomik fenomenləri yalnız gördüyümüz işığın köməyi ilə qiymətləndirməyin böyük bir şam yeməyində masanın altına gizlənmək və bütün qonaqları ayaqqabılarından başqa bir şeylə mühakimə etmək kimi bir şey olmadığını başa düşürük. Hər bir insan üçün masanın altındakı gözümüzlə qarşılaşandan daha çox şey var. Bu gün astronomiya öyrənənlər üçün “görünən işıq şovinisti” olmaqdan çəkinmək çox vacibdir - elektromaqnit spektrinin digər zolaqlarına həssas alətlərin topladığı məlumatlara məhəl qoymadan yalnız gözləri ilə görünən məlumatlara hörmət etmək.

Cədvəl elektromaqnit spektrinin zolaqlarını ümumiləşdirir və hər növ elektromaqnit şüalanma yayan temperaturları və tipik astronomik obyektləri göstərir. Əvvəlcə cədvəldə sadalanan bəzi şüalanma növləri tanış olmadığı kimi görünsə də, astronomiya kursunuz davam etdikdə bunlarla daha yaxından tanış olacaqsınız. Astronomların tədqiq etdikləri obyekt növləri haqqında daha çox məlumat əldə etdikdə bu cədvələ qayıda bilərsiniz.

Elektromaqnit Radiasiya növləri

Radiasiya və Temperatur

Bəzi astronomik obyektlər daha çox infraqırmızı şüalanma, digərləri əsasən görünən işıq, digərləri isə daha çox ultrabənövşəyi şüalanma yayırlar. Günəş, ulduzlar və digər sıx astronomik cisimlər tərəfindən yayılan elektromaqnit şüalanmanın növünü nə müəyyənləşdirir? Cavab çox vaxt onlara aiddir temperatur.

Mikroskopik səviyyədə təbiətdəki hər şey hərəkətdədir. Bir qatı maddə davamlı titrəmədə molekullardan və atomlardan ibarətdir: yerində irəli və geri hərəkət edirlər, lakin hərəkətləri gözlərimizin ortaya çıxması üçün çox kiçikdir. Qaz, yüksək sürətlə sərbəst uçan, davamlı olaraq bir-birinə dəyən və ətrafdakı maddələri bombalayan atomlardan və / və ya molekullardan ibarətdir. Qatı və ya qaz nə qədər isti olarsa, molekullarının və ya atomlarının hərəkəti bir o qədər sürətli olur. Beləliklə, bir şeyin temperaturu onu təşkil edən hissəciklərin orta hərəkət enerjisinin ölçüsüdür.

Mikroskopik səviyyədəki bu hərəkət Yerdəki və kainatdakı elektromaqnit radiasiyanın çox hissəsindən məsuldur. Atomlar və molekullar hərəkət etdikdə və toqquşduqda və ya yerində titrədikdə, elektronları elektromaqnit şüalanma verir.Bu radiasiyanın xüsusiyyətləri həmin atomların və molekulların temperaturu ilə müəyyən edilir. Məsələn, isti bir materialda ayrı hissəciklər yerində titrəyir və ya toqquşmalardan sürətlə hərəkət edir, buna görə də yayılmış dalğalar orta hesabla daha enerjidir. Və daha yüksək enerji dalğalarının daha yüksək bir tezliyə sahib olduğunu xatırlayın. Çox sərin materialda hissəciklər az enerjili atom və molekulyar hərəkətlərə malikdir və beləliklə daha az enerji dalğaları meydana gətirir.

Elektromaqnit spektri haqqında daha çox məlumat əldə etmək üçün NASA brifinqinə və ya NASA-nın 5 dəqiqəlik giriş videosuna baxın.

Radiasiya Qanunları

Temperatur və elektromaqnit şüalanma arasındakı əlaqəni daha kəmiyyət olaraq başa düşmək üçün a adlı idealizə olunmuş bir cisim xəyal edirik qaradərili. Belə bir cisim (sviterinizdən və ya astronomiya təlimatçısınızın başından fərqli olaraq) heç bir şüanı əks etdirmir və səpmir, ancaq üzərinə düşən bütün elektromaqnit enerjisini özünə çəkir. Yudulan enerji, içindəki atomların və molekulların titrəməsinə və ya artan sürətlərdə hərəkət etməsinə səbəb olur. İstiləşdikcə bu cisim udma və radiasiya tarazlıqda olana qədər elektromaqnit dalğaları yayacaq. Belə bir idealizə edilmiş obyekt haqqında danışmaq istəyirik, çünki gördüyünüz kimi, ulduzlar təxminən eyni şəkildə davranırlar.

Qaradəridən gələn radiasiya, şəkildə göstərildiyi kimi bir neçə xüsusiyyətə malikdir. Qrafikdə hər dalğa boyunda fərqli temperaturlu cisimlərin buraxdığı güc göstərilir. Elmdə söz güc saniyədə düşən enerji deməkdir (və ümumiyyətlə ölçülür vat, yəqin ki, ampul almaqdan tanışsınız).

Radiasiya Qanunları Təsvirli.

Şəkil 3. Bu qrafik, dörd fərqli temperaturda cisimlər üçün hər dalğa boyunda neçə fotonun ayrıldığını ixtiyari vahidlərdə göstərir. Görünən işığa uyğun dalğa boyları rəngli lentlər tərəfindən göstərilir. Diqqət yetirin ki, daha isti temperaturda, bütün dalğa boylarında daha çox enerji (foton şəklində) yayılır. Temperatur nə qədər yüksəkdirsə, enerjinin pik miqdarının şüalandığı dalğa uzunluğu o qədər qısa olur (bu, Wien qanunu kimi tanınır).

Əvvəlcə diqqət yetirin ki, əyrilər hər bir temperaturda qara cisim cisimimizin bütün dalğa boylarında (bütün rənglərdə) radiasiya (foton) yaydığını göstərir. Çünki hər hansı bir qatı və ya daha sıx qazda bəzi molekullar və ya atomlar titrəyir və ya toqquşmalar arasında orta səviyyədən daha yavaş, bəziləri isə ortalamadan daha sürətli hərəkət edir. Beləliklə, yayılan elektromaqnit dalğalarına baxdığımızda, geniş bir enerji və dalğa uzunluğuna və ya spektrinə rast gəlirik. Orta vibrasiya və ya hərəkət sürətində (hər əyrinin ən yüksək hissəsi) daha çox enerji yayılır, lakin çox sayda atom və ya molekula sahibiksə, hər dalğa uzunluğunda bir az enerji aşkar ediləcəkdir.

İkincisi, daha yüksək bir temperaturda olan bir cismin bütün dalğa boylarında soyuducudan daha çox güc yaydığına diqqət yetirin. Məsələn, isti bir qazda (Şəkildəki hündür əyrilər) atomlar daha çox toqquşur və daha çox enerji verir. Həqiqi ulduzlar dünyasında, daha isti ulduzların hər dalğa boyunda soyuducu ulduzlardan daha çox enerji verməsi deməkdir.

Üçüncüsü, qrafik bizə göstərir ki, temperatur nə qədər yüksəkdirsə, maksimum gücün buraxıldığı dalğa uzunluğu o qədər qısadır. Unutmayın ki, daha qısa dalğa uzunluğu daha yüksək tezlik və enerji deməkdir. Deməli, isti cisimlərin enerjilərinin daha qısa bir dalğa uzunluğunda (daha yüksək enerjilər) soyuq cisimlərə nisbətən daha böyük bir hissəsi verməsi mantiqidir. Gündəlik həyatda bu qaydanın nümunələrini müşahidə etmiş ola bilərsiniz. Elektrikli soba üzərindəki bir brülör aşağı işə salındıqda, yalnız istilik yayır, bu da infraqırmızı radiasiyadır, lakin görünən işıqla parlamır. Brülör daha yüksək bir temperatura qoyulubsa, solğun bir qırmızı parlamağa başlayır. Hələ də daha yüksək bir vəziyyətdə daha parlaq narıncı-qırmızı rəngdə parlayır (daha qısa dalğa boyu). Adi sobalarla əldə edilə bilməyən daha yüksək temperaturlarda metal parlaq sarı və ya hətta mavi-ağ kimi görünə bilər.

Bu fikirləri ulduzların temperaturunu ölçmək üçün kobud bir “termometr” tapmaq üçün istifadə edə bilərik. Bir çox ulduz enerjisinin çox hissəsini görünən işıqda verdiyindən, bir ulduzun görünüşünə hakim olan işıq rəngi onun temperaturunun kobud göstəricisidir. Bir ulduz qırmızı, digəri mavi kimi görünürsə, hansının temperaturu daha yüksəkdir? Mavi daha qısa dalğa uzunluğundakı rəng olduğundan daha isti bir ulduzun işarəsidir. (Diqqət yetirin ki, elmdə fərqli rənglərlə əlaqələndirdiyimiz temperaturlar sənətkarların istifadə etdiyi ilə eyni deyil. Sənətdə qırmızıya tez-tez “isti”, göyə “sərin” rəng deyilir. Eynilə, kranda da qırmızı rəng görürük. və ya isti temperaturu göstərmək üçün mavi və soyuq temperaturu göstərmək üçün kondisioner tənzimləmələri. Bunlar gündəlik həyatda, təbiətdə bizim üçün adi istifadə olsa da, əksinədir.)

Bir ulduzun hər dalğa boyunda nə qədər enerji verdiyini ölçərək və Şəkil kimi diaqramlar quraraq daha dəqiq bir ulduz termometrini inkişaf etdirə bilərik. Hər ulduzun güc əyrisindəki zirvənin (və ya maksimum) yeri bizə onun temperaturunu deyə bilər. Gördüyümüz şüalanmanın yayıldığı Günəş səthindəki orta temperatur 5800 K olur (Bu mətn boyu biz kelvin və ya mütləq temperatur şkalasından istifadə edirik. Bu miqyasda su 273-də donur. K və 373 K-də qaynayır. Bütün molekulyar hərəkət 0 K-da dayandırılır. Müxtəlif temperatur tərəziləri Əlavə D-də təsvir edilmişdir.) Günəşdən daha sərin ulduzlar və Günəşdən daha isti ulduzlar var.

Maksimum gücün buraxıldığı dalğa uzunluğu tənliyə görə hesablana bilər

Burada dalğa uzunluğu nanometrlərdə (metrin milyarddan biri) və temperatur K-dadır (sabit 3 x 10 ^ 6 nm × K vahidlərinə malikdir). Bu əlaqəyə deyilir Wien qanunu. Günəş üçün maksimum enerjinin atıldığı dalğa uzunluğu 520 nanometrdir ki, bu da elektromaqnit spektrinin görünən işıq adı verilən hissəsinin ortasına yaxındır. Digər astronomik cisimlərin xarakterik temperaturu və güclərinin çox hissəsini yaydıqları dalğa uzunluqları Cədvəldə verilmişdir.

Bir Qaraciyərin İstiliyinin Hesablanması

Wien qanunundan istifadə edərək bir ulduzun temperaturunu hesablamaq üçün spektri üçün pik intensivliyinin dalğa uzunluğunu bilirik. Qırmızı cırtdan bir ulduzdan çıxan radiasiya 1200 nm-də maksimum gücdə bir dalğa uzunluğuna sahibdirsə, bu ulduzun bir qara cisim olduğunu düşünərək onun temperaturu nə qədərdir?

Həll

Wien qanununun temperatur üçün həll edilməsi aşağıdakıları verir:

Təliminizi yoxlayın

Maksimum işığı 290 nm daha qısa dalğa uzunluğunda çıxan bir ulduzun temperaturu nə qədərdir?

Bu ulduz Günəşimizdən (spektrin görünən hissəsindən) daha qısa bir dalğa uzunluğunda (spektrin ultrabənövşəyi hissəsində) bir zirvə dalğa uzunluğuna sahib olduğundan, səthinin istiliyinin çox olması təəccüblü olmamalıdır. Günəşimizdən daha isti.

Daha isti cisimlərin bütün dalğa boylarında daha çox güc yaydıqlarını müşahidəmizi riyazi formada da təsvir edə bilərik. Elektromaqnit spektrinin bütün hissələrindəki töhfələri ümumiləşdirsək, bir qaraciyər tərəfindən yayılan ümumi enerjini əldə edirik. Ulduz kimi böyük bir cisimdən ölçdüyümüz şey budur enerji axını, kvadrat metrə düşən güc. Söz axın burada "axın" deməkdir: gücün bir sahəyə axması (teleskop güzgüsü sahəsi kimi) ilə maraqlanırıq. Qaranlıq bədəndən istilikdə enerji axınının olduğu ortaya çıxdı T onun mütləq temperaturunun dördüncü gücü ilə mütənasibdir. Bu münasibət Stefan-Boltzmann qanunu və kimi bir tənlik şəklində yazmaq olar

Harada F enerji axını deməkdir və σ (yunan hərfi sigma) sabit bir rəqəmdir (5.67 × 10 -8).

Bu nəticənin nə qədər təsirli olduğuna diqqət yetirin. Bir ulduzun istiliyinin artması, yaydığı gücə böyük təsir göstərərdi. Məsələn, Günəş iki dəfə daha isti olsaydı, yəni 11,600 K temperaturda olsaydı, 2 4 və ya indikindən 16 qat daha çox güc yayacaqdı. İstiliyin üç dəfə artması güc gücünü 81 dəfə artıracaqdır. İsti ulduzlar həqiqətən böyük miqdarda enerjini parlayır.

Ulduzun gücünün hesablanması

Enerji axını bir ulduzun bir kvadrat metrə nə qədər enerji buraxdığını izah edərkən, çox vaxt ulduzun nə qədər ümumi güc yaydığını bilmək istərdik. Enerji axını ulduzun səthindəki kvadrat metr sayına vuraraq bunu müəyyən edə bilərik. Ulduzlar əsasən sferikdir, buna görə 4π düsturundan istifadə edə bilərikR 2 səth sahəsi üçün, harada R ulduzun radiusudur. Ulduzun (ulduzun “mütləq parlaqlığı” adlandırdığımız) yaydığı ümumi gücə enerji axını və səth sahəsi üçün düstur vurularaq tapmaq olar:


E

Torpaq işığı: Moonglow'un əksinə qaranlıq hissəsini zəif bir hala gətirən Dünya tərəfindən əks olunan günəş işığı. Ayın incə hilal mərhələlərində xüsusilə aydın olur.

Eksantriklik: Bir orbitin dairəvi olmaqdan nə qədər kənarlaşdığının ölçüsü.

Tutulma: Bir planetin və ya ayın kölgəsi ikinci bir cismə düşəndə ​​meydana gələn astronomiya tərəfindən proqnozlaşdırılan bir hadisə. Günəş tutulması, Ayın Günəşi maneə törətdiyini gördüyümüz Ayın kölgəsi Yer üzünə düşəndə ​​baş verir. Yerin kölgəsi Aya düşəndə, Ay tutulmasına səbəb olur.

Ekliptik: İl ərzində Günəşin izlədiyi ulduzlar arasındakı yol. Ay və planetlər heç vaxt ekliptikdən uzaqlaşmır.

ED təzyiqi: Elektron Degenerasiya Təzyiqi (EPD), kvant mexanikasının Pauli və təcridetmə prinsipinin birbaşa nəticəsidir. Heç 2 elektron eyni kvant vəziyyətini tuta bilməz. Beləliklə, maddə daha kiçik həcmdə sıxılırsa, sıxılma əleyhinə təzyiqlə nəticələnir.

Eddington limiti: Bir cismin xarici radiasiya təzyiqi ilə daxili cazibə çökməsi arasında bir tarazlıq olması üçün əldə edə biləcəyi maksimum parlaqlıq. Əksər ulduzlar bu həddə çatmırlar və daha çox qara dəliklərin və kvazarların böyük parlaqlığını izah etmək üçün istifadə olunur.

Elliptiklik: Astronomiyada elliptiklik bir planet və ya qalaktika kimi bir cisimin oblateness kimi də bilinən mükəmməl bir kürədən kənarlaşma miqdarının ölçüsüdür. Ümumiyyətlə bir cismin nə qədər sürətlə fırlandığının göstəricisidir.

Uzanma: Ayın və ya bir planetin Günəşdən açısal məsafəsi. Merkuri və Veneranın daxili planetləri ən çox uzandıqda ən yaxşı şəkildə görünür və günəş doğmadan və ya gün batandan sonra üfüqdə ən yüksəkdir.

Emissiya xətti: Elektron, atom və ya molekul daha yüksək enerji vəziyyətindən aşağı enerji vəziyyətinə keçid etdikdə əldə etdiyimiz spektral bir xəttdir. Hər bir elementin özünə məxsus, çox spesifik bir emissiya spektri var. Bu, astronomiya sahəsində böyük bir hissəni təşkil edir.

Entropiya: Bir sistemin istilik enerjisinin mexaniki işə çevrilməsi üçün əlçatmazlığını təmsil edən bir termodinamik kəmiyyət, ümumiyyətlə sistemdəki pozğunluq və ya təsadüfilik dərəcəsi kimi şərh olunur.

Efemeris: Planetin, kometanın və ya arxa plan ulduzları ilə əlaqəli hərəkət edən digər cismin göydə olacağını göstərən göy koordinatları ilə bir cədvəl. Cəm çoxluğu efemeridlərdir (eff-uh-MEHR-ih-deez).

Equinox: Hər il iki dəfə, 20 mart və 22 sentyabr yaxınlığında, Günəşin günortadan sonra Yerin ekvatorundan göründüyü kimi birbaşa yerüstü olduğu zaman. Bir bərabərləşmə tarixində gecə ilə gecə bərabər uzunluqdadır.

Ekvivalentlik prinsipi: Bədənin cazibə kütləsinin onun atalet kütləsinə bərabər olduğunu bildirir. Beləliklə, pəncərəsiz bir otaqda oturan bir insan yer üzündə və ya 9.81 m / s 2 sürətlənən dərin kosmosda bir uzay gəmisində olduğunu ayırd edə bilməz. Bunun astrofizikada, xüsusən cazibə qırmızı keçidinin izahında tətbiqləri var.

Qurtuluş sürəti: Sərbəst bir cismin kütləvi bir cismin cazibə təsirindən qaçması üçün lazım olan minimum sürət.

Əbədi Çökən Nesne (ECO): ECO, qara dəlik qədər kompakt, lakin həqiqi qara dəlikdən keyfiyyətcə fərqlənən ultra isti plazmanın özünə çəkən bir topudur. Bu termin ilk dəfə 1998-ci ildə hindistanlı astrofizik Abhas Mitra tərəfindən irəli sürülmüş və hələ də cavabsız qalmışdır.

Tədbir üfüqi: Ulduz astrofizikasında hadisə üfüqü maddənin və enerjinin qara dəliyin cazibə qüvvəsindən qaçmasının mümkün olmadığı bir sərhəd olaraq təyin olunur. Qaçış sürətinin işıqdan daha böyük olduğu yerdir.

Göz oxu: Teleskopun baxdığınız hissəsidir. Teleskopun böyüdülməsi fərqli fokus məsafələri qısaldılmış fokus məsafələri daha yüksək olan böyütmə gözləri istifadə edərək dəyişdirilə bilər. Əksər göz oxlarının diametri 1¼ düym olan metal barellər var, digər standart ölçülər isə 0,965 və 2 düym arasındadır.

Ekzoplanetlər: Ekzoplanet və ya xaricdəki planet, Günəş Sisteminin xaricindəki bir planetdir.

Ekzotik Ulduz: Ekzotik bir ulduz, protonlar, elektronlar, neytronlar və muonlar xaricində ekzotik maddədən ibarət olan hipotetik bir ulduzdur. Buna görə quark ulduzu, preon ulduzları, bozon ulduzu və taxta ulduzu daxildir. Bütün bu ulduzlar nəzəri və heç bir dəlil müşahidə edilməmişdir.


Görünən Spektrum

Fərqli enerjinin görünən işığını fərqli olaraq hiss edirik rənglər. Görünən spektrin əsas rəngləri sırası ilə təxminən aşağıdakı kimi müəyyən edilir artan foton enerjisi:

Rəng adı Qırmızı Narıncı Sarı Yaşıl Mavi İndiqo Bənövşəyi
Təxmini
Dalğa boyu
700nm 650nm 600nm 550nm 500nm 450nm 400nm

Bu rənglərin sırasını ən aşağıdan ən yüksək enerjiyə qədər xatırlaya bilərsiniz: ROY G. BIV

Qeyd: Yuxarıdakı cədvəldə verilmiş dalğa uzunluqları yalnız təxmindir.


AM Herculis

Ekzotik ulduz AM Herculis, birincil ulduzun (ağ cırtdan) maqnit sahəsinin sistemin yığılma axınına tamamilə hakim olduğu bənzərsiz bir kataklizmik dəyişənlər sinfi olan "AM Her stars" və ya "qütblər" in adaşısıdır. AM-nin kəşfi ilə birlikdə "qütblərin" kəşfi gəlir və öyrəndikləri bir şeyə, düzgün tanış olduqda tanış obyektlərin də həyəcan verici kəşflər göstərəcəyini öyrəndik. AM Her 1923-cü ildə Almaniyanın Heidelberg şəhərində M. Wolf tərəfindən dəyişkən ulduzlar üçün müntəzəm axtarışlar zamanı aşkar edilmişdir. Daha sonra Dəyişən Ulduzların Ümumi Kataloqu 12-dən 14-ə qədər olan bir sıra ilə düzensiz bir dəyişən olaraq. Siyahı, 1976-cı ilə qədər, AM Herin əsl çətinlikləri üzə çıxdıqda qaldı. Rochester Universitetindən Berg & amp Duthie (1977) əvvəlcə AM Her-in ilk Kiçik Astronomiya Peyki Uhuru tərəfindən aşkar edilmiş zəif rentgen mənbəyi 3U 1809 + 50-nin optik həmkarı ola biləcəyini irəli sürdü. Dəyişən ulduzun zəif rentgen mənbəyinin olduğuna inandığı qəti bölgənin xaricində yatdığını qeyd etdilər. Daha sonra 3U 1809 + 50 üçün daha yaxşı bir mövqe təyin olundu və rentgen mənbəyi ilə dəyişən ulduzun mövqeyi eyni olduğu göstərildi. Bu müşahidələrin tam eyni mənbədən gəldiyini sübut etmək üçün daha çox dəlil lazım idi.

1975-ci ilin may ayında Berg və Duthie AM Herculisin ilk fotoelektrik müşahidələrini etdilər. AM Herdən gələn işığın "aramsız titrədiyini" gördük. Bu sürətli işıq dəyişkənliyi rentgen mənbələri ilə əlaqəli başqa iki ulduzda da müşahidə olundu, buna görə də qrup AM Her-in 3U 1809 + 50 optik həmkarı olacağına nikbin baxdı.

1976-cı ilin mayına qədər astronomik cəmiyyətdə AM Herculisin mümkün qədər təfərrüatlı şəkildə müşahidə edilməsi üçün vacib bir obyekt olduğuna dair sözlər yayılmışdı. Arizona Universitetindəki Şili astronom S. Tapia, bir qütb ölçüsünə girdi və bu ulduzu müşahidə etmək üçün istifadə etdi. Nəticələr heyrətləndirici idi. 1976-cı ilin avqustunda AM Herin ikisini də aşkarladı xətti və dairəvi şəkildə qütblənmiş (bu anlayışlar məqalədə daha sonra müzakirə olunur) optik dalğa boylarında (Tapia 1977a). Dəyişən dairəvi qütbləşmənin aşkarlanması təəccüblü idi, çünki yalnız 9 digər ulduzda, hamısı maqnit ağ cırtdanlarda mövcud olduğu bilinirdi. AM Herdəki dairəvi qütbləşmə nəhəng bir maqnit sahəsinin mövcudluğundan xəbər verirdi. Bu, AM Her-in rentgen mənbəyinə optik həmkarı olduğu şübhəsini təsdiqlədi. Nəticədə, "AM Her stars" və ya "qütblər" adlanan yeni bir maqnit kataklizmik dəyişkənlər sinfi dünyaya gəldi.

Maqnetik Kataklizmik Dəyişənlər

AM Herkulisin kəşfi, o dövrdə bilinən kataklizmik dəyişənlər qrupuna yüksək maqnit ulduzlarının yeni bir sinfini təqdim etdi. Kataklizmik dəyişən ağ cırtdan birincil və qırmızı cırtdan ikincili olan yaxın ikili sistemdir. Sistemin təkamülü sayəsində qırmızı əsas ardıcıllıq ulduzu birincil istiqamətində maddəni itirir və ağ cırtdanın ətrafında bir toplama diski meydana gətirir. A maqnit kataklizmik dəyişən, sistemdəki yığılma axınının bütün təbiətini kökündən təsir edən ağ cırtdan ulduzun ətrafında bir maqnit sahəsinin olması ilə seçilir. Beləliklə kataklizmik dəyişənlər iki qrupa bölünür maqnit deyil qrup (maqnit olmayan CV-lərin daha da nəzərdən keçirilməsi üçün cırtdan nova, nova bənzər, təkrarlanan nova, SS Cyg, U Gem, Z Cam və ya RS Oph üçün VSOTM-i ziyarət edin) və maqnit qrupu (qütblər). Maqnetik kataklizmik dəyişənlər maqnit sahələrinin gücünə görə daha iki sinifə bölünür:

  1. Orta Qütblər (DQ Onun ulduzları)
    Aralıq qütblər və ya DQ Onun ulduzları (DQ Her prototipinin adı ilə) 1-10 Mega Gauss sırası ilə ağ cırtdan ulduzun ətrafındakı maqnit sahəsinin gücünü göstərir. Bir yığma diski meydana gəlir, ancaq maqnit sahəsinə görə ağ cırtdan (əsas) ulduzun yaxınlığında pozulur. Maqnetosferdir yox fırlanan ağ cırtdanın orbitlərini sistemin orbital dövrü ilə sinxronlaşdıracaq qədər güclüdür (AM Her ulduzlarında göründüyü kimi).
  2. Qütblər (AM Onun ulduzları)
    Qütblər və ya AM-nin ulduzları (prototip AM Her-in adı ilə) 10-100 Mega Gauss sırasına görə maqnit sahəsinin gücünü göstərir. Bu maqnit sahəsi o qədər güclüdür ki, ağ cırtdanın ətrafında bir toplama diskinin yaranmasına mane olur və iki ulduzu bir-birinə bağlayır, beləliklə həmişə eyni üzləri bir-birlərinə təqdim edirlər. Beləliklə, ağ cırtdan ulduz, bir-birinin ətrafında iki fırlanma sürəti ilə eyni dərəcədə fırlanır - a sinxron fırlanma AM Her ulduzunun xarakterik xüsusiyyəti budur. (AM-nin ulduzlarının təxminən% 10-u asinxrondur, burada ağ cırtdanın və orbitin fırlanması dayandırılır.

AM Her sisteminin modeli

Cənub İşıqları və Servis Parıltısı
Kredit: STS-39 Ekipaj, NASA
Aurora Australis qrupları solda Discovery mühərriklərindən gələn parıltı ilə 50-80 mil yüksəklikdə parlayır. Aurora, günəşdən maqnit qütblərdə yerin atmosferinə yayılan yüklü hissəciklərin, qütblərdə akretion axınına bənzər bir yoldur.

AM Onun ulduzları güclü maqnit sahələrinə görə öyrənmək üçün xüsusilə maraqlıdır.Bir AM Onun sistemində ağ cırtdan primerin ətrafındakı maqnit sahəsi o qədər güclüdür ki, maqnetik olmayan kataklizmik dəyişkənlərdə olduğu kimi heç bir yığılma diski meydana gələ bilməz. İkincil material, maqnit sahəsinin sistemə hakim olduğu nöqtəyə çatana qədər birincil tərəfə doğru axır. Bu nöqtədə enerji ilə əlaqəli maqnit sahə xətləri ikinci dərəcəli ulduzdan gələn materialın kütləvi axınının enerjisindən çox böyükdür, buna görə də material sahə xətləri ilə təyin olunmuş yolu izləmək məcburiyyətində qalır. Bu, ümumiyyətlə dəmir filizləri bir çubuq maqnitinin ətrafına səpməklə əldə edilən konfiqurasiyaya bənzər bir dipolar naxışdır. Beləliklə, bir sahə xəttini izləmək üçün yığılma axını ikiyə bölünür, bir hissəsi "şimal" maqnit qütbünə, digəri isə "cənub" qütbünə tərəf başlar. Sahə xətləri ağ cırtdana yaxınlaşarkən birləşir, maddə axınlarını sıxaraq qütblərin yaxınlığında, radiusları yalnız olan kiçik yığılma ləkələrinin üzərinə atır.

Ağ cırtdan ulduzun 1/100 hissəsi (Hellier 2001). Liller (1977) maddənin ağ cırtdanın maqnit qütblərinə tökülməsini "nəzarətli tornado" ya bənzəyir. Maqnit qütblərə gedən material axını da Günəş hissəciklərinin bu yerlərdə Yer atmosferinə girdiyi Yerdəki aurora fenomeninə bənzəyir.

Bu huni və ya yığılma sütunundakı material maqnit sahəsi tərəfindən virtual sərbəst düşmədə ağ cırtdana doğru yönəldilir. Potensial enerji kinetik enerjiyə çevrilir və axın, təxminən, ağ cırtdana çarpar

3000 km / s qaçış sürəti. Yaranan yığılma şokunda kinetik enerji rentgen şüalarına çevrilir və şüalanır. Maqnetik kataklizmik dəyişənlər enerjilərinin böyük bir hissəsini rentgen və ultrabənövşəyi fotonlar kimi yayırlar (Hellier 2001).

Bu sistem üçün ən aşağı enerji konfiqurasiyasını əldə etmək üçün ağ cırtdanın maqnit sahəsinin tez-tez əyildiyi, bir maqnit dirəyin axının gəldiyi istiqamətə "işarə etdiyi" aşkar edildi. Nəticədə, material qütb materialına üstünlük verərək digər qütbə axa bilər, ancaq yalnız uzun bir yol qət etməklə materialın yalnız bir hissəsi bunu bacarır. AM sistemlərindəki tutulmalar bu axın həndəsəsinin qrafik təsvirini verir. Lightcurves, maqnit qütbündəki kiçik və beləliklə sürətlə tutulan, yığılma nöqtəsinin digər yarısının tutulmanı daha tədricən girən və tərk edən genişlənmiş axından gələn ümumi işığın təxminən yarısını yaydığını göstərir (Hellier 2001).

İşıq əyrisinə baxış

AM Her'in işıq əyrisi, gözətçi bir tornadonun temperamentinə sahibdir. Göründüyü kimi ulduzumuzda fəlakət yaradan birdən çox radiasiya mənbəyi var. AM Herdəki dəyişikliklərin iki qrupa, uzunmüddətli və qısamüddətli dəyişikliklərə aid olduğu düşünülür. The uzunmüddətli dəyişikliklər iki fərqli vəziyyətin mövcudluğu ilə xarakterizə olunur, biri "aktiv" və ya "açıq" vəziyyətdədir, burada parlaqlıq 13.0 vizual böyüklükdə dəyişir, digəri isə parlaqlığın təxminən 15.0 səviyyəsində qaldığı "hərəkətsiz" və ya "sönük" vəziyyətdir. böyüklük (Hoffmeister et al 1985). Bu iki vəziyyətin ikincildən əsas ulduza qədər aktiv və passiv kütlə ötürmə sürətinin nəticəsi olduğu düşünülür (Hessman və digərləri 2000).

AAVSO Beynəlxalq Verilənlər Bazasından AM Herculisin əyani işıq əyrisi Avqust 1976 - Mart 2001.

Bəzi qısamüddətli hadisələr AM Her-in işıq əyrisində, ikili sistemin 3.1 saatlıq dövrü ilə orbital hərəkəti ilə izah edilə bilər. 3.1 orbital dövrü AM Herdə tutulan işıq dəyişikliyindən, güclü dəyişkən xətti və dairəvi qütbləşmədən və H və He xəttlərindəki dövri radial sürət dəyişmələrindən aşkar edilmişdir (Hoffmeister və b. 1985). Liller (1977) AM Her-də baş verən orbital hərəkətlə əlaqəli iki növ optik dəyişiklikləri izah edir.

Əvvəlcə qırmızı cırtdan ulduz, yoldaşının cəlbediciliyi ilə yumurta şəklində bir fiqura çevrilir və yumurtanın uzun oxunun istiqamətini göstərir. Normal ulduzun geniş olduğunu gördükdə bitdikdən biraz daha parlaq görünür. Beləliklə, bütün sistem döndükcə dövrdə iki uzun zəif parlaqlıq maksimumu və iki uzun dayaz minimum var. İkincisi, bəzən çökmüş ulduzun buraxdığı rentgen şüaları ilə qırmızı ikincil ulduzun səthinin istiləşməsi səbəbindən parlaqlıq dalğalanmaları müşahidə edilə bilər. Bu "isti nöqtə", dönən normal ulduzun uzaq tərəfindəki görünüşdən vaxtaşırı itirilir. Üstəlik, əvvəllər "aramsız titrəyir" olaraq xarakterizə edilən qısa müddətli işıq dəyişikliyi, kütlənin ikincildən ağ cırtdan ulduza köçürülməsinin qarışıq xarakteri səbəbindən meydana gəlir (Hellier 2001).

Qütblü İşıq

Şəkil 1 AM-dəki bir elektron, siklotron emissiyası yaradan maqnit sahə xətti ətrafında fırlanır. Kredit: Hellier 2001

Ad qütb Polşa astronomları Krzeminski və Serkowski (1977) tərəfindən AM Her və əlaqədar obyektlər üçün güclü, dəyişkən, xətti və dairəvi hesabına təqdim edilmişdir. qütbləşmə bu ulduzların işığında. Normal işıq təsadüfi şəkildə düzülmüş elektrik vektorlarından ibarətdir (həmişə hərəkət istiqamətinə dik). Qütblü işıq, normal işığın əksinə, təsadüfi olmayan bir istiqamətdə elektrik sahələrindən ibarətdir. Fotonlar dəstinin elektrik vektorlarının hamısı bir istiqamətə yönəlirsə, radiasiyanın olduğu deyilir xətti qütblənmişdir.

Şəkil 2 Sahə xətti elektronların görünən hərəkətinin tərəfi görünəndə yuxarı və aşağı olduqda, bu istiqamətdə xətti olaraq qütblənmiş fotonlar əmələ gəlir. Kredit: Hellier 2001

AM, aşağıdakı səbəbdən həm xətti, həm də dairəvi qütblü işığı göstərir. AM Her akkretasiya axınındakı ionlaşmış material sadəcə maqnit sahə xəttini izləmir, əksinə sahə xətti ətrafında fırlanır (şəkil 1). Bu sahə xətti tərəfinə baxmağı düşünün (şəkil 2). Bu baxımdan, sahə xətti ətrafında dönən bir elektron sahə xəttinə perpendikulyar olaraq salınan kimi görünəcək. Bu hərəkət nəticəsində yaranan fotonlar həmişə bu salınım istiqamətində bir elektrik vektoruna sahib olacaq və işıq da belədir xətti qütblənmişdir.

Şəkil 3 Birbaşa sahə xəttinə baxdığımızda, görünən hərəkət daireseldir və dairəvi olaraq qütblənmiş fotonlar istehsal edir. Kredit: Hellier 2001

İndi sahə xətti başlığına baxmağı düşünün (şəkil 3). Elektron çevrələnmiş kimi görünəcək və buna görə də yayılan fotonların elektrik vektoru (elektronun hərəkətini izləyən) daim fırlanaraq bir dairəni izləyəcəkdir. Belə bir işığın olduğu deyilir dairəvi olaraq qütbləşmişdir.

Beləliklə, sahə şüaları boyunca hərəkət xətti qütblənmişdir sahə xəttinə dik və dairəvi olaraq qütbləşmişdir sahə xətti boyunca işıq. Bu tip emissiya siklotron emissiya adlanır, çünki spiral elektronlar gördüyümüz fotonları yayır. Siklotron emissiyası AM Her ulduzlarının işığının yarısı qədər ola bildiyindən göydəki ən qütblü obyektlərdir (Hellier 2001).

AM Onu müşahidə etmək

AM Her'in əslində 1975-ci ildə əsrarəngiz "düzensiz" dəyişən ulduz kimi siyahıya alındığından bəri yalnız iyirmi ildən biraz çox olmuşam. O zamandan bəri astronomlar AM Her haqqında çox şey öyrənmişlər ki, yaxşı bir model yarada bilmişlər. yeni bir maqnit kataklizmik dəyişən ulduz sinfi üçün. Sualların çoxu çox dalğa uzunluğu ilə optik məlumatlar - AAVSO müşahidələri ilə əlaqələndirilərək cavablandırıldı. Həvəskar astronomların töhfə verə biləcəyi müşahidələr kimi yerüstü müşahidələr bu ulduzu başa düşmək üçün kritik bir əlaqə olmuşdur və davam edəcəkdir. AM Her kimi şiddətli bir sistem bu vəziyyətdə uzun müddət davam edə bilməz, buna görə yaxın onilliklər ərzində baş verənləri izləmək maraqlı olacaq. AM Her, maraqlı CCD müşahidəçiləri üçün əla bir hədəfdir, çünki ümumiyyətlə 13.0 ilə 15.0 arasında vizual böyüklükdə parıldayır. AAVSO, AM Her-i göydə tapmağınıza kömək edəcək müxtəlif sxemlərə malikdir. Həm də AM Herculis haqqında nəşr olunan AAVSO Monoqrafiyası, dünyanın hər yerindəki 177 müşahidəçidən AM Her'in 10.000-dən çox əyani müşahidəsini əhatə edən uzunmüddətli bir işıq əyrisini ehtiva edir.

Daha ətraflı məlumat üçün

  • Hellier, C. Kataklizmik Dəyişən Ulduzlar: Necə və Niyə Müxtəlifdirlər, Springer, Praxis Publishing Ltd, Chichester, Böyük Britaniya, 2001.
  • Hessman, F.V., Gansicke, B.T. və Mattei, JA, "AM Herculis-də kütlə ötürmə dəyişikliklərinin tarixi və mənbəyi", Astron. Astrofizlər., 361, 952-958, 2000.
  • Hoffmeister, C., Richter, G., and Wenzel, W., Dəyişən Ulduzlar, Springer-Verlag, Berlin, 1985.
  • Krzeminski, W. and Serkowski, K., "AN Ursae Majoris'in son dərəcə yüksək dairəvi qütbləşməsi", Astofizlər. J., 216, L 45, 1977.
  • Liller, W. "AM Herkulisin Hekayəsi", Göy və teleskop, 53, 351-354, 1977.

Bu ay Ayın Dəyişən Ulduzu veb, AAVSO Texniki köməkçisi Kate Davis tərəfindən hazırlanmışdır.


Samanyolu ölçmək

Hər hansı bir astronomiya dərsliyinə baxırsınızsa, bir yerdə Samanyolu qalaktikasının ölçüləri ilə bir diaqram tapa bilərsiniz: qalaktikamızın diski disk haqqında, təxminən 40.000 parsek = 40 kilo-parsek = 40 kpc, Günəş isə mərkəzdən təxminən 8.000 parcsec = 8 kpc. Bu ölçüləri haradan bilirik?

Samanyolu mərkəzinə qədər olan məsafəni ölçmək üçün paralaksdan istifadə etmək mümkündürmü? Hipparcos peykindən alınan ən yaxşı paralaks ölçmələri təxminən 0,003 ars saniyəyə bərabərdir və bu da astronomların məsafələri etibarlı şəkildə ölçə biləcəyi mənasını verir. 100 ədəd .

Xeyr. Qalaktikamızdakı obyektləri öyrənmək üçün Hipparcosdan istifadə etməyin bir yolu yoxdur.

Ancaq gözləyin! Yapon astronomları VERA interferometrindən ulduz əmələ gətirən buludlardakı müəyyən kiçik yığınların mövqelərini çox yüksək dəqiqliklə ölçmək üçün istifadə edirlər. VERA, interferometriya adlı bir texnikadan istifadə edərək Yaponiyanın hər yerində yerləşən radio teleskopların şüalarını birləşdirir.

Bu ölçmələr nə qədər dəqiqdir? Teleskopun qətnaməsi, xatırladığınız kimi, bu düsturla verilmişdir:

Belə çıxır ki, VERA alimləri bu təbii kiçik lazerlər kimi hərəkət edən bu kiçik kiçik yığınların nisbi mövqelərini ölçə bilərlər! - daha yüksək dəqiqliklərə. Paralaksları Hipparcosdan təxminən 100 qat daha yaxşı, təxminən 0.000 05 arcseconds dəqiqliyi ilə ölçə bilərlər. Yəni VERA, qalaktikanın daha böyük bir bölgəsindəki cisimlərin məsafələrini təqribən ölçə bilər 6000 ədəd.

Ancaq bu Hələ qalaktikanın uzaq tərəfini görmək üçün kifayət deyil. Parallax işi görməyəcək. Xoşbəxtlikdən, daha böyük məsafələrə işləyən iki yanaşma var. Bu dolayı metodlardan istifadə edərək Galaxy (və hətta digər yaxınlıqdakı qalaktikalara) qədər olan məsafələri təyin etməyə çalışa bilərik.

  1. bir dəstə ulduzun rəng böyüklüyünü nəzəri modellərlə müqayisə etmək
  2. "standart şamlar" kimi xüsusi pulsasiya edən ulduzların seçilməsi

Bir klasterin məsafəsini qiymətləndirmək üçün HR diaqramından istifadə etmək

Tutaq ki, Qalaktikamızda bir yerdə bir ulduz dəstəsi görsənir:

Kümənin şəkillərini həm B, həm də V süzgəcindən keçirsək, hər ulduzun B və V böyüklüyünü ölçə bilərik. Bundan sonra klasterin rəng ölçüsü diaqramı belə edə bilərik:

  • ulduzlar əsas ardıcıllığı hansı V böyüklüyündə tərk edirlər?
  • ulduzlar əsas ardıcıllığı hansı (B-V) rəngdə tərk edirlər?

Dönüş nöqtəsinin yerini ulduz təkamülü modelləri əsasında HR diaqramları ilə müqayisə edə bilərik. D'Astronomie et d'Astrophysique İnstitutundan Lionel Siess, ulduzların detallı kompüter modellərini hazırlayan və zamanla inkişaf etdiyini izləyən bir çox astronomdan biridir. Aşağıdakı şəkildə müxtəlif yaş ulduzların (B-V) rəngi və mütləq V böyüklüyü göstərilir.

Bu nəzəri HR diaqramlarında əsas ardıcıllıq dönmə nöqtəsinin yerini seçə bilərsinizmi? Müşahidə olunan və nəzəri diaqramlarda dönmə nöqtəsini müqayisə edərək klasterin iki vacib xassəsini qiymətləndirə bilərsiniz.

Məsafələri qiymətləndirmək üçün pulsasiyaedici dəyişənlərin istifadəsi

  1. daxili parlaqlığı (mütləq böyüklük) bilirik.
  2. göydə müşahidə edirik və aydın parlaqlığını ölçürük (görünən böyüklük)
  3. məsafəni tapmaq üçün tərs kvadrat qanununu və ya böyüklük məsafə tənliyini tətbiq edin

Ulduzlar niyə nəbz vurur? Bu təqdimatın orta hissəsi izah etməyə çalışır.

RR Lyrae ulduzları

Uzaqdakı bir dəstə ulduz şəklini çəksəniz, görürsünüz. bir dəstə ulduz.

Kümedəki hər ulduzun parlaqlığını ölçə bilərsiniz. Sonra bir dəstə nömrə var.

Ancaq klasterin ikinci bir şəklini, sonra üçüncüsünü, sonra başqa birini, başqa birini və başqa birini çəkib bütün şəkillərdəki ulduzların parlaqlığını ölçsəniz, O zaman maraqlı bir şey kəşf edirsiniz:

Ulduzların çoxu hər zaman eyni parlaqlıqda qalır, ancaq kiçik bir hissə dəyişir, daha parlaq və zəif, daha parlaq və zəif olur.

  • parlaqlıqda "kəskin yüksəliş, tədricən azalma" nümunəsi
  • təxminən yarım gün müddət
  • təxminən 1 böyüklükdə bir amplituda
  • temperatur Günəşdən biraz daha isti olduğunu göstərən bir rəng

Bu dəyişən ulduz sinfinə deyirik RR Lyraes, müəyyən bir üzvdən sonra, Lyra bürcündəki ulduz RR.

Oh, və ortaq cəhətləri daha çoxdur: hamısı təxminən eyni güc istehsal edir. Draco adlı bir qrupda bir sıra RR Lyrae ulduzlarının böyüklüyünə baxın (Bonanos və digərləri tərəfindən bir kağızdan götürülmüşdür):

Eyni miqdarda işıq saçırlarsa, standart şam kimi istifadə edə bilərik. Etməli olduğumuz tək şey onların mütləq parlaqlığını tapmaqdır və sonra hazırlaşırıq. RR Lyrae ulduzlarının Günəşdən əhəmiyyətli dərəcədə güclü olduğu ortaya çıxdı. Kobud bir təxmini olaraq, hamısının olduğunu deyə bilərik

Rəngləri nəbz etdikdə dəyişir, lakin tipik olaraq (B-V) = +0.20 ilə (B-V) = +0.50 arasındadır.

Yəni bu mütləq böyüklükdən istifadə edərək RR Lyrae ulduzunun Yerdən nə qədər uzaq olduğunu anlaya bilərsinizmi?

Sefeyid dəyişənlər

  • daha yaxşı, çünki onlar daha parlaqdır və daha böyük məsafələrdə görünə bilər
  • daha da pisdir, çünki hamısı eyni mütləq böyüklüyə malik deyil

Hey! Hamısı eyni parlaqlığa malik deyilsə, sefidləri standart şamlar kimi necə istifadə edə bilərik? Bu diaqrama baxın, yaxınlıqdakı qalaktikadakı LMC adlı ulduzların göründüyü böyüklüyünü göstərir.


MACHO qrupuna təşəkkür edirəm

  • Sefeydlər, RR Lyrae ulduzlarından fərqli olaraq geniş dövrlərə malikdirlər
  • Sefeydlər RR Lyrae ulduzlarından fərqli olaraq geniş bir genişliyə malikdir

Bununla birlikdə, bir qənaət lütfü var: bir Cepheid dəyişən ulduzunun mütləq böyüklüyü dövrü ilə əlaqələndirilir. Daha uzun dövrlər daha güclü ulduzlar deməkdir. Biri ulduzların böyüklüyünü dövrlərinin loqaritmasına qarşı qursa bu xüsusilə aydın olur:

Sefey ulduzunun dövrü nəzərə alınmaqla mütləq böyüklüyünü proqnozlaşdıracaq sadə bir tənlik etmək mümkündür. Bir təhlil göstərir

Sefeyidlərin rəngləri, kütlələrinin genişliyi və kobud bir təxminə yaxın nəbz etdikləri dəyişkənliklərinə görə (B-V) = +0,5 ilə +1,0 arasında dəyişdikləri üçün kifayət qədər bir aralığı əhatə edir.

  1. bir sahənin təkrar şəkillərini çəkin
  2. periyodik dəyişikliklərinə əsasən Sefeyd ulduzlarını tapın
  3. dövrlərini və görünən böyüklüklərini ölçün
  4. mütləq böyüklüklərini hesablayın
  5. məsafələrini tapmaq üçün məsafə böyüklüyü tənliyindən istifadə edin

RR Lyrae ulduzlarına nisbətən bir az daha çox işdir, lakin Sefeylər daha parlaq olduğundan, daha çox məsafəni ölçmək üçün bunlardan istifadə edə bilərsiniz.

Bir cəhd edin: aşağıda bir Sefey ulduzunun bəzi ölçüləri (delta Cephei, sinifinin prototipi). Yerdən məsafəsini anlaya bilərsinizmi?

Daha ətraflı məlumat üçün

  • Bu təqdimatın birinci hissəsi VERA layihəsindən bəhs edir.
  • HST F439W və F555W lentlərindəki 74 qalaktik kürə qrupunun veb-saytındakı HST rəng böyüklüyü diaqramlarında qlobal qruplar üçün müşahidə olunan çox rəng ölçüsü diaqramlarına rast gələ bilərsiniz. G. Piotto-ya təşəkkür edirəm!
  • Drako Cırtdan Sferoid Qalaktikaya RR Lyrae məsafəsi yaxınlıqdakı qalaktikadakı RR Lyrae ulduzlarının işıq əyrilərini təmin edir.
  • MACHO Qrupu, Magellan Buludları və Süd Yolunda minlərlə dəyişən ulduzun işıq əyrilərini ölçdü

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


Ulduz ümumi işığının vizual aralığında Günəşdən daha böyük bir hissə yarada bilərmi - Astronomiya

Gözəl çap: Aşağıdakı şərhlər onları göndərənə məxsusdur. Biz onlara heç bir şəkildə cavabdeh deyilik.

Əcnəbilər olduğunu demirəm. (Hesab: 2)

Steril və qırıldı. (Hesab: 2, Maraqlı)

Re: Steril və dağınıq. (Hesab: 5, Maraqlı)

Hesab edirəm ki, bu, çox asılıdır. Güclü bir maqnit sahəsi olmasa, Yer üzü qədim ilkin atmosferinin çox hissəsini uçurduğu Marsa bənzəyir. Bu planetlərdən birinin və ya bir neçəsinin həqiqətən güclü bir maqnit sahəsinə sahib olduğunu təsəvvür edirəm, onda həyatı sığınacaqlarına gətirə bilməmələrinin necə mümkünsüz olduğunu görmürəm. Bu anda, Marsın həyatı qəbul etmədiyini yüksək səviyyədə təmin edə bilmərik.

Dostum, bu üçqat mənfi kimidir. (Hesab: 2, Gülməli)

Görmürəm ki, həyatı bürüyə bilməsinlər.

Günün təklifi! Həqiqi mənanı çıxarmaq üçün Boole cəbrini tətbiq etməli idim.

Re: (Hesab: 2)

Vay, təkrar oxumaq, kobud danışmaq. Məntiqi və qrammatik cəhətdən düzgün, şübhəsiz ki, İsa Məsih, mən bu sözləri bir yerə necə toxumağı bacardım. Hə!

Re: (Hesab: 2)

Yeraltı / su altında yaşayan bakteriyalar radiasiya və ya zəlzələ ilə çox maraqlanmırlar. Əlbətdə ki, bu bakteriyalardır, ona görə də tezliklə onlarla pornosu və ya MP3-ləri dəyişdirməyəcəyik.

Re: (Hesab: 2)

Re: (Hesab: 2)

Fəqət qalaktikalararası arxa həyətimizdə bu "yer kimi" planetləri araşdırmaq üçün bir missiya qurmağımız lazım olduğunu söyləyən bir qrup kosmik kadet olacağına bahis edə bilərsiniz .. Heç düşünməyin ki, mövcud texnologiya ilə on minlərlə il lazım olacaq orada və geri sürətlə indi idarə edə bilərik.

Re: Steril və dağınıq. (Hesab: 5, Bəsirətli)

Əvvəlcə Mars. Sürünmədən əvvəl qaçmağa ehtiyac yoxdur.

Bu günə qədər rekordumuz Aya doğru sürünmək, qürur duymaq, sonra dəliyimizdən aşağı sürünmək və kainatın qalan hissəsinin onsuz da o qədər yaxşı olmadığını elan etməkdir.

Re: (Hesab: 2)

Kainatın qalan hissəsinin 1. yaxşı və 2. əlçatan olduğunu düşündürən nədir?

Bu günə qədər olan ən effektiv sürücü sistemimiz (istifadə olunan itələyici miqdarına görə nə qədər sürətlənmə baxımından) plazma / ion mühərrikləridir. Elektrik enerjisi ilə işləyirlər. İnsanlı bir kosmik gəminin ölçüsü və çəkisi ilə əlaqədar qısa bir (hətta 12 işıq ili və ya daha yaxın) bir səyahət edə biləcək qədər müddəa ilə kobud hesablamalar aparsanız, təkcə mühərriklərin güc ehtiyacları dünyanın ümumi istehsal gücünü aşacaqdır.

Re: Steril və dağınıq. (Hesab: 5, məlumat verən)

İddianızı mənasız edən kifayət qədər vacib bir detalı orada itirirsiniz: vaxt.

Onları düzgün bir şəkildə hədəf seçsəydik, nəticədə yaxınlıqdakı bir ulduz sisteminə çatacaq bir neçə zond hazırladıq.Əlbəttə, Voyager 1 alardı

4.2 yoldan Proxima Centauri-yə keçmək üçün 17.900 il var, ancaq cüzi enerji istehlakı və daha az səmərəli itələmə sistemləri ilə bunu etmək lazımdır.

Düzdür, hər kəsin səyahət etməyi maraqlandırması çox yəqin ki, daha sürətlidir və enerji tələbləri sürətlə getdikcə kəskin dərəcədə artır, amma bu səbəbdən ən yaxın inandırıcı fərziyyələr ulduzlar arasında səyahətin (FTL olmayan) nəsil gəmilərində olacağını düşünür - bu səyahət etmək üçün bir və ya üç əsr çəkməyə hazırsınızsa həll etmək çox daha asan bir problem.

Əlbətdə ki, nisbətən kiçik bir qapalı ekosistemin sağlam qalması üçün çox vaxt lazımdır, buna görə də cəhd etməmişdən əvvəl bir və ya iki əsrlik təcrübəli kosmik stansiyaların qurulması və saxlanılması təcrübəsini əldə etməyimizi gözləmək istərdik.

Ayrıca, "dünyanın elektrik şəbəkəsinin ümumi istehsal gücü" haqqında danışırsınız, sanki gələcək enerji istehsal etmə qabiliyyəti ilə əlaqəli bir növ göstəricidir. Əslində, bu, bu gün artıq Dünyaya əlavə etdiyimiz enerjinin kiçik bir hissəsi də deyil - fosil yanacaqları yandıraraq atmosferə atılan CO2, elektrik stansiyasında istehsal ediləndən təxminən milyon qat daha çox enerji tutur.

Re: (Hesab: 2)

Niyə insanlı bir zond göndərməli olduğumuzu görmürəm. Kişilər həyat dəstəyi, yaşamaq üçün yer, G qüvvələrindəki həddindən artıq məhdudiyyətlər, həddindən artıq radiasiya qorunması, elementlərdən qorunma (nisbi sürətlərdə dağıntılara çevrildiyini düşünün) və ehtimal ki, qarşı tərəfdə bir koloniya qurmaq üçün bir vasitə tələb edirlər. qarşı tərəfdə bir koloniya yaratmaq üçün uyğun bir şey var.

Bunun əvəzinə, demək olar ki, 80 il ərzində orada bir robot tədqiqat göndərə bilərik (vaxtın yarısını işıq sürətinə qədər sürətləndirmək, yarım saat

Re: (Hesab: 2)

Texnologiyanın * mövcud * vəziyyətindən danışıram. Bunu * indi * etsək, inkişafda olan (və ya uçan) ən səmərəli həllimizdən istifadə edərək 50 ildən az bir müddətdə nəyi ağlabatan şəkildə gözləyə bilərik?

Bir nəzəriyyə var ki, 50 il və ya daha az müddətə gediş-gəliş müddətinə qədər, sınamağa dəyməz .. Niyə? Çünki inkişaf edən texnologiyanın gələcək səyahətlərin daha sürətli bir sürətlə mümkün olacağı və bu əlavə sürətdən istifadə edilən missiyaların əvvəlki missiyanı çox güman ki, keçəcəyi gözlənilir.

Re: Steril və dağınıq. (Hesab: 5, məlumat verən)

"Bir neçə faiz" i haradan alırsınız?

Atmosferdə yalnız 400ppm ümumi CO2 mövcuddur ki, bu da 100ppm ümumi miqdarın 25% -ni təmsil edir.
Bəlkə CO2-nin ümumi atmosferin yalnız yüzdə bir hissəsi olduğunu düşünürsünüz? Ancaq bu, böyük ölçüdə əhəmiyyətsizdir, çünki demək olar ki, bütün atmosfer qazları istilik infraqırmızı radiasiyaya tamamilə şəffafdır və buna görə heç bir izolyasiya təmin etmir. Atmosferdəki tək şey onlar olsaydı, Yer ay qədər soyuq olardı (əslində daha soyuq, ay kömür qara və beləliklə yaxşı bir istilik absorberidir)

Su buxarı, CO2 və metan Yerin atmosfer izolyasiyasının böyük əksəriyyətindən məsuldur. Su atmosferin təxminən 0,4% -ni (əsasən aşağı hündürlükdə), CO2 atmosferin 0,04% -ni, metan isə 0,0002% -ni təşkil edir.

Su, şübhəsiz ki, ən böyük töhfədir, lakin konsentrasiya artdıqca yağış yağdığından atmosferdə qurula bilmir, buna görə də müəyyən bir temperaturda kifayət qədər sabit qalır. Müsbət bir geribildirim sistemi kimi fəaliyyət göstərməsinə baxmayaraq heç bir şeyə dəyməz - planet nə qədər isti olarsa, atmosferdə o qədər çox su buxarı əmələ gələcək və daha çox istilik tutulacaq. Beləliklə, hər hansı bir qlobal temperatur dəyişikliyini daha həddindən artıq vəziyyətə gətirəcəkdir.

Metan əslində funt başına CO2-dən xeyli dərəcədə daha güclü bir istixana qazıdır, lakin o qədər az şey var ki, hələ CO2 qədər istiliyi tutur. İnsanların qlobal metan emissiyalarının təqribən 2/3 hissəsindən məsul olduğu təxmin edildiyini də xatırlatmaq lazımdır - bu cəbhədə də çox çalışırıq.

CO2-ni bir növ "termostat" olaraq tərk edən - daha çox CO2 daha isti bir planetə və daha sürətli bir bitki böyüməsinə gətirib çıxarır ki, bu da CO2-ni daha sərin bir planetə və daha yavaş bitki böyüməsinə gətirib çıxarır və bu da atmosferdə yenidən CO2 yığılmasına imkan verir. bir şey onu pozana qədər bəzi "orta" nöqtədə yellənən özünü sabitləşdirən bir sistemdir - məsələn, milyonlarla ildir yer üzündə kilidlənmiş atmosferə karbon atmaq.

Bir neçə faizin hansı fərq edə biləcəyinə gəlincə? Bir az kobud riyaziyyat edək. CO2-nin ümumi istixana qazı "yalıtımının" təxminən 10% -dən məsul olduğunu söyləyin (heç bir fikrim yoxdur, amma atmosferdəki ümumi istixana qazlarının təxminən 10% -ni təşkil edir ki, yaxşı bir təxmin kimi görünsün). Bu səbəbdən 100ppm artım təxminən 2.5% -dən məsul olacaqdır. Yəni, enerji balansını bərpa etmək və istiləşməni dayandırmaq üçün izolyasiyadan eyni miqdarda enerji tökmək üçün Yer kürəsi 2.5% daha çox istilik yayacaq qədər istiləşməli olacaq. Şüalanan istilik miqdarı temperaturun dördüncü gücü ilə mütənasibdir, buna görə parlaq istilikdə% 2,5 artım çevrilir. 1.025 ^ (1/4) = 1.006. temperaturda% 0.6 artım. Yer kürəsi hal-hazırda mütləq olaraq təxminən 61F və ya 289K-a bərabərdir və bunun 0.6% -lik artımı 1.8K və ya 3.2F-ə çevrilir.

Üç dərəcə artım öz-özlüyündə dəhşətli dərəcədə fəlakətli görünmür, ancaq başqa bir şeyin dəyişmədiyini düşünürük, belə deyil.
Əvvəlcə şeylər istiləndikcə havada daha çox su buxarına sahib olacağıq və izolyasiya miqdarını daha da artıracağıq.
Daha kəskin dərəcədə istiləşmə vahid deyil - qütblər planetin qalan hissəsindən çox daha tez qızır, yəni günəş işığını udduqdan əvvəl yenidən kosmosa əks etdirən parlaq ağ buz "güzgüləri" qaranlıq günəş işığı ilə əvəz olunur. su. Yəni planet günəşdən daha çox enerji alır və bütün bu əlavə enerjini yenidən kosmosa yayana qədər daha da isinəcəkdir.

Əlbətdə yüksələn okeanlara qarşı mübarizə aparılacaq: suyun 0.00012 / * F genişlənmə əmsalı var və okeanların ortalama dərinliyi təxminən 12.100 futdur. 12100 ayaq x 3.2 * F x 0.00012 / * F = 4.65 fut. Beləliklə, heç bir buz örtüyü əriməsə də, okean bu qədər yüksələcəkdi. Bəlkə də o qədər də dəhşətli görünmür, amma dünya əhalisinin 90% -i dəniz səviyyəsindən 10 fut məsafədə yaşayır. Bu b


Videoya baxın: GÜNƏŞİN NƏ OLDUĞUNU bilirsiniz? Günəş sadəcə bir ulduzdur! (Sentyabr 2021).