Astronomiya

Bir ulduzun fırlanması əsas ardıcıllıqdakı ulduzu necə təsir edir?

Bir ulduzun fırlanması əsas ardıcıllıqdakı ulduzu necə təsir edir?

Axtardım və sualların əsasən neytron ulduzlarına, ağ cırtdanlara və qara dəliklərə yönəldiyini gördüm. Bu axtardığım deyildi.

Əsasən, ulduzun kütləsi nə qədər böyükdürsə, birləşmə reaksiyası bir o qədər gərgindir və ana ardıcıllıqla ömrü daha qısadır. İndi bir ulduzun daha sürətli fırlandığını təsəvvür edin. Ekvatorda qütblərə nisbətən daha az səth cazibəsi olacaqdır. Sürətli fırlanma ulduzun birləşmə reaksiyasını necə təsir edir?

  1. Ulduz kütləsinin nüvəsindəki təzyiqi ekvatorda daha az olacaq və buna görə nüvə birləşmə sürətini azaldacaq?

  2. Coriolis təsiri səbəbindən daha dərin bir konveksiya olacaqmı?

  3. Sürətli fırlanan ulduzun yavaş ardıcıllıqla müqayisədə əsas ardıcıllığında, parlaqlığında və emissiya spektrində uzunömürlülükdə nələri görəcəyik? eyni başlanğıc kütləsindən?


Bu yaxşı öyrənilmiş bir problemdir. Fırlanmanın az işləyən kütləli ulduzun (Günəş kimi) quruluşuna təsiri Eggenberger (2013) tərəfindən ümumiləşdirilmişdir.

Bu cür ulduzların heç vaxt bu qədər sürətlə fırlandığı müşahidə edilmir ki, fırlanma hidrostatik tarazlıqlarında əhəmiyyətli rol oynayır, lakin fırlanma edir ulduzda əlavə qarışmaya səbəb olaraq rol oynayır.

Bu, iki səbəbə görə vacibdir: (i) helyumun nüvəyə doğru tədricən yayılmasını maneə törədir, bu nüvədəki qeyri-şəffaflığı bir az azaldır və zərfdə qaldırır (dönməyən bir ulduzla müqayisədə). Bu, bir az daha yüksək parlaqlığa və bir az daha yüksək səth istiliyinə səbəb olur. (ii) Daha da əhəmiyyətlisi, əlavə qarışıq nüvəyə əlavə hidrogen gətirir və bu əsas ardıcıllıqla ömrünü artırır.

Günəş kütləsindəki ulduzlara təsirlərin praktik olaraq çox əhəmiyyətli olacağı ehtimalı yoxdur, çünki bu ulduzlar erkən yaşlarında mıknatıslanmış bir külək vasitəsi ilə bucaq təcilini səmərəli itirirlər və fırlanma təsirlərinin günəş fırlanmasından bir neçə dəfə çox olmasına baxmayaraq çox əhəmiyyətli deyil dərəcəsi.

Daha kütləvi ulduzlara təsirləri daha ağır ola bilər. Bunlar, həyatlarının böyük bir hissəsi üçün ayrılma nisbətinin əhəmiyyətli bir hissəsində fırlana bilər və aşağı kütlə ulduzları kimi təsirli bir açısal təcil itirmirlər (maqnitlənmiş küləkləri yoxdur). Effektlər Meynet & Maeder (2000) kanonik sənədində təsvir edilmişdir; aşağı kütlə ulduzlarına nisbətən daha aydın və radiasiya zərfi və əhəmiyyətli kütlə itkisinin fırlanma asılılığındakı qeyri-müəyyənliklər səbəbindən daha mürəkkəbdir.

Fırlanmanın hidrostatik təsirləri var ana ardıcıllığın əvvəlində əhəmiyyətli olması və bir az qatqı təmin etməsi gözlənilir aşağı səth istiliyi. Sonrakı dövrlərdə dominant təsirlər, aşağı kütlə ulduzları üçün nüvənin və zərfin yaxınlığındakı qarışma və diffuziya dəyişikliyindən qaynaqlanır və daha yüksək parlaqlığa və daha isti temperaturlara səbəb olur. Əsas ardıcıllığın ömrü, təzə hidrogen yanacağının nüvəyə əlavə qarışdırılması sayəsində% 30 artırıla bilər.


F tipli əsas ardıcıllıq ulduzu

Bir F tipli əsas ardıcıllıq ulduzu (FV), spektral tip F və parlaqlıq sinfi V-nin əsas ardıcıllıqla, hidrogen ilə qaynaşan bir ulduzudur. Bu ulduzlar Günəşin kütləsinin 1,0 ilə 1,4 qat arasında və səthdəki temperaturda 6,000 ilə 7,600 K arasındadır. [2] Cədvəllər VII və VIII. Bu temperatur aralığı F tipli ulduzlara sarı-ağ rəng verir. Bir ana ardıcıllıq ulduzu cırtdan bir ulduz olaraq adlandırıldığından, bu ulduz sinifinə a adı da verilə bilər sarı-ağ cırtdan (ağ cırtdanlarla qarışdırılmamalıdır, ulduz təkamülünün mümkün son mərhələsi). Məşhur nümunələrə Procyon A, Gamma Virginis A və B, [3] və KIC 8462852 daxildir.


Mündəricat

Tipik xüsusiyyətlər [11]
Ulduz
Sinif
Kütləvi
(M )
Radius
(R )
Mv Teff
(K)
A0V 2.40 1.87 0.7 9727
A2V 2.19 1.78 1.3 8820
A5V 1.86 1.69 2. 7880
A6V 1.8 1.66 2.1 7672
A7V 1.74 1.63 2.3 7483
A8V 1.66 1.6 2.4 7305
A9V 1.62 1.55 2.5 7112

Yenidən işlənmiş Yerkes Atlas sistemi [12] A tipli cırtdan spektral standart ulduzların sıx bir şəbəkəsini siyahıya aldı, lakin bunların hamısı standart olaraq günümüzə qədər gəlib çatmadı. A tipli əsas ardıcıllıq cırtdan ulduzlar arasındakı MK spektral təsnifat sisteminin "lövbər nöqtələri" və "xəncər standartları", yəni sistemin illərlə dəyişməz qaldığı və sistemin müəyyənləşdirilməsi hesab edilə bilən standart ulduzlar Vega (A0) V), Gamma Ursae Majoris (A0 V) və Fomalhaut (A3 V). [13] [14] Morgan & amp Keenan (1973) [14] tərəfindən MK təsnifatının yekun icmalı, A3 V və F2 V. HD 23886 tipləri arasında heç bir xəncər standartı təmin etməmişdir. 1978-ci ildə A5 V standartı olaraq irəli sürülmüşdür. [ 15] Richard Grey & amp; Robert Garrison 1987-ci ildə bir cüt sənəddə cırtdan spektral ardıcıllığa ən son töhfələrini verdi [16] və 1989. [17] Sürətli və yavaş dönən A tipli cırtdan spektralın bir çeşidini sadaladılar. standartlar, HD 45320 (A1 V), HD 88955 (A2 V), 2 Hydri (A7 V), 21 Leonis Minoris (A7 V) və 44 Ceti (A9 V). Morganın sənədləri və Grey & amp; Garrison sənədlərində göstərilən MK standartlarından əlavə, bəzən standart olaraq Delta Leonis (A4 V) siyahısında görür. Dərc olunmuş A6 V və A8 V standart ulduzları yoxdur.

A tipli ulduzlar gəncdir (ümumiyyətlə bir neçə yüz milyon ildir) və bir çoxu yalnız ulduzdan gözləniləndən daha çox infraqırmızı (IR) radiasiya yayırlar. Bu İQ artıqlığı, planetlərin meydana gəldiyi bir dağıntı diskindən toz tökülməsinə aiddir. [18] Anketlər, Doppler spektroskopiyası üsulu ilə aşkarlanması çətin olsa da, A tipli ulduzların ətrafında çox sayda planetlərin meydana gəldiyini göstərir. Bunun səbəbi A tipli ulduzların adətən çox sürətlə dönməsidir ki, bu da spektral cizgilər çox geniş olduğundan planetlərin orbitində yaratdığı kiçik Doppler növbələrinin ölçülməsini çətinləşdirir. [19] Bununla birlikdə, bu tip kütləvi ulduz, daha yavaş dönən və beləliklə radial sürət metodu ilə ölçülən soyuducu bir qırmızı nəhəngə çevrilir. [19] 2011-ci ilin əvvəlindən etibarən Pollux, Gamma Cephei və Iota Draconis də daxil olmaqla inkişaf etmiş K-nəhəng ulduzların ətrafında 30-a yaxın Yupiter sinif planetləri tapıldı. Çeşitli ulduzlar ətrafında aparılan Doppler tədqiqatları, Günəşin iki qat kütləsinə sahib olan hər 6 ulduzdan 1-inin Yupiter böyüklüyündə bir və ya daha çox planetin ətrafında döndüyünü, Günəşə bənzər ulduzlarda isə 16-dan 1-inin olduğunu göstərir. [20]

Planetlərə sahib olduğu bilinən A tipli ulduz sistemlərinə Fomalhaut, HD 15082, Beta Pictoris və HD 95086 daxildir. [21]


Məlumat mövcudluğu

Bu yazıda hər kəsə açıq olan məlumatlardan istifadə edirik: ref. 16, Geneva Stellar Evolution qrupundan təkamül yolları (istinad 25 https://www.unige.ch/science/astro/evolution/en/?lang=en), Gaia Data Release 2-dən astrometriya (https: // www .cosmos.esa.int / gaia) və Gaia-ESO Anketindən spektrlər (https://www.gaia-eso.eu/data-products/public-data-releases). Yeni MMT Hα spektrlər (Əlavə Şəkil 1-də göstərilmişdir) http://hdl.handle.net/2268/228255 saytında yükləmək mümkündür. Bu məqalədəki süjetləri və bu tədqiqatın digər tapıntılarını dəstəkləyən məlumatlar müvafiq müəllifdən məqbul tələb əsasında əldə edilə bilər.


Fırlanan Dəyişənlər: Ulduzların Səthlərinin Xəritəçəkilməsi

AAVSO bir tanınmış fırlanan dəyişkən ulduzu - günəşi intensiv şəkildə müşahidə edir. Əks təqdirdə, fırlanan dəyişənlər AAVSO müşahidə proqramlarında yaxşı təmsil olunmur, çünki onların genlikləri çox kiçikdir - ümumiyyətlə bir neçə yüzdə bir böyüklükdədir. İki istisna RS CVn ulduzları və aşağıda göstərilən gənc ulduz obyektləridir. Fəqət fırlanan dəyişənlər dəyişən ulduzların bizə ulduzların təbiəti və təkamülü haqqında danışmağın başqa bir yolunu təmsil edir. Nadir deyil: bu sinifdə bir neçə 1-ci və 2-ci böyüklükdəki ulduzlar var - məsələn, Epsilon UMa, Alpha And və Lambda And. Birimiz (JRP) təqaüdçü həmkarı / dostu JBR tərəfindən yaradılan çox maraqlı və faydalı mətnlər, şəkillər və videolardan xəbərdar olduq, nəticədə bu qısa icmal oldu.

John Rice'in veb saytı: https://people.brandonu.ca/rice/ Günəş, səthini görməyimizə yaxın olan yeganə ulduzdur. Bu səth və ya fotosfer günəş ləkələri, maqnit sahələri, konveksiya cərəyanları və digər mürəkkəb və yaxşı anlaşılmayan hadisələrlə yuyulur. Digər ulduzlar işıq nöqtəsi kimi görünür, lakin ehtimal ki, günəş qədər mürəkkəbdir və ya daha çoxdur. Səthlərini "görə bilməyimizin" yeganə yolu zaman seriyası fotometriyası və fırlanma dəyişkənliyinin spektroskopiyasıdır. Gələcəkdə bir müddət bir neçə ulduzun birbaşa şəkillərini verməyə başlaya bilən geniş difraksiyası məhdud teleskoplarımız ola bilər.

Bütün ulduzlar fırlanır. Ulduzda parlaq və ya tünd ləkələr və ya yamalar varsa, fırlanma oxu birbaşa bizə tərəf yönəlmədikdə və ya ləkələr və ya yamaqlar ulduz ətrafında bərabər paylanmadığı təqdirdə, ulduzun parlaqlığı və rəngi döndükcə dəyişəcəkdir. Sadə dildə desək: ulduzun görünən tərəfində böyük bir qaranlıq ləkə olduqda ulduz bir qədər solğun görünür, olmadıqda isə bir az daha parlaq görünür. Şəkil 1, HK Lac səthi üçün işıq və rəng əyrilərindən müəyyən edilmiş bir modeli göstərir (Frasca və b. 2005).

HK Lac üçün V işığı və (B-V) rəng əyriləri və fırlanmasının iki mərhələsində görülən nöqtə modeli. Üst əyri rəng döngəsindən əldə edilən temperaturdur.

Praktikada parlaqlıq dəyişikliyi çox azdır və fotoelektrik olaraq ən yaxşı şəkildə müşahidə olunur. Ulduzun fırlanma dövrü sabit olduğundan, fırlanma dəyişkənliyi siqnalı bəzən zaman seriyası təhlili ilə vizual müşahidələrdə aşkar edilə bilər (Percy və Palaniappan 2006). Şəkil 2, T.0 Tauri ulduzu S CrA-nın AAVSO vizual müşahidələrinin Fourier spektrini göstərir, dövrü 6.06 gün və amplituda yalnız 0.05 baldır. Dövr özünü korrelyasiya təhlili ilə təsdiqlənmişdir.Şəkil 2 Başlıq:

AAVSO-nun Fourier spektri T Tauri ulduzu S CrA, dövrü 6.06 gün və amplitüdü 0,05 olan dəyişən S CrA.

Onilliklər davam edən tədqiqatlar göstərir ki, fırlanma dəyişkənliyi ən çox iki növ ulduzda özünü göstərir: əksəriyyəti ləkə olan sərin günəşə bənzər ulduzlar və təxminən yüzdə on hissəsi yamaqlı isti A tipli ulduzlar. Hər iki vəziyyətdə də ləkələr və yamalar maqnit sahələrindən qaynaqlanır, lakin müxtəlif yollarla. John Rice-in veb saytında aşağıda qısaca təsvir olunan həm sərin, həm də isti fırlanan dəyişənlərin videolarına dair ətraflı bir şərh və istinadlar var.

Fotometriya bir ulduzun fırlanması və ləkələnməsi haqqında vacib məlumat verə bilər. Doppler Effect sayəsində yüksək dispersiyalı, yüksək çözünürlüklü spektroskopiya daha da çox məlumat verir. Bir ulduz fırlanırsa və fırlanma oxu birbaşa müşahidəçiyə tərəf yönəldilmirsə, ulduz diskinin bir tərəfi, nisbətən danışaraq müşahidəçiyə yaxınlaşacaq və işığı mavi rəngdə dəyişəcəkdir. Diskin digər tərəfi geri çəkiləcək və işığı qırmızıya çəkiləcək. Dəyişmə miqdarı, ekvatorun ulduzun yaxınlaşan və ya geri çəkilən ətrafını kəsdiyi yerdə ulduzun yaxınlaşdığı və ya ən sürətlə geri çəkildiyi diskdə dəyişəcəkdir.

Ulduzdakı qaranlıq bir ləkə, aşağıdakı videoda göstərildiyi kimi ulduzun yaxınlaşdığı tərəfdən geri çəkilən tərəfə daşıyan ulduz döndüyü zaman xətt boyunca hərəkət edəcək bir ulduz udma xəttində bir çarpma meydana gətirəcəkdir: https: //people.brandonu.ca/rice/files/didemo.mpg

Daha sonra diskin qismən bir görüntüsünü əldə etmək üçün udma xəttinin forması "ters çevrilə" bilər (kompüterdə). Bir sıra spektrlər ulduzun fırlanmasını göstərəcək və ləkələrin və ya ləkələrin səthində necə paylandığı barədə daha dolğun bir şəkil təqdim edəcəkdir.

Ulduzun spektri fırlanma dəyişkənliyinin başqa bir tərəfini də göstərir: ləkələrə və ya yamaqlara səbəb olan maqnit sahəsi. Maqnetik sahə "Zeeman Effect" - ulduz udma xətlərinin maqnit sahəsinin gücünü təyin etmək üçün ölçülən komponentlərə bölünməsinə səbəb olur. Bu komponentlər də qütbləşdirilmişdir, buna görə dəyişən maqnit sahəsinin öyrənilməsi bir polarimetrdən istifadə edilə bilər.

Günəşdə və günəşə bənzər ulduzlarda ləkələrə Yerdəkilərdən min qat daha güclü, cəmlənmiş maqnit sahələri səbəb olur. Bunlar, öz növbəsində, ulduzun fırlanması və xarici konvektiv təbəqə ilə yaranır. Maqnetik sahələr eyni zamanda fotosferin üzərində çox isti bölgələrə gətirib çıxarır ki, bu da 1970-ci illərdən bəri rentgen peykləri tərəfindən aşkar edilmiş güclü rentgen şüaları yaradır. Maqnetik sahələr, günəşdəki kimi alovlar meydana gətirmək üçün "qısa qapanma" edə bilər. Hələ 1970-ci illərdə bu alovlanan rentgen şüaları aşağıda qeyd olunan RS CVn ulduzları kimi günəşə bənzər hiperaktiv ulduzlara diqqət çəkdi.

Yüzlərlə günəşə bənzər ulduzların fotometrik tədqiqatlarından bir neçə şey ortaya çıxdı: (1) anadan olduqda sürətlə fırlanırlar, lakin yaşla yavaşlayırlar (hamımız olduğu kimi) (2) gəncliklərində daha aktivdirlər və daha az qocalıqda, yəni gəncliklərində daha çox və daha böyük ləkələrə sahibdirlər (3) bir çox ulduz günəşin 11 illik günəş ləkəsi dövrünə bənzər fəaliyyət dövrlərini göstərir.

Fəaliyyət qismən fırlanma yolu ilə əmələ gəldiyindən müşahidə (2) müşahidədən (1) irəli gəlir. Beləliklə, günəşə bənzər ulduzların fırlanmasının fotometrik tədqiqatı günəşimizi orta yaşlı bir fırlanma və aktivliyə sahib olan orta yaşlı bir ulduz olduğu kontekstə qoyur. Ulduz (günəş küləyi kimi) yavaş kütlə itkisinə məruz qaldığı üçün dönmə yaşla azalır və bu da açısal impulsu aparır.

Gənc günəşə bənzər ulduzlar AAVSO-nun gənc ulduz obyekti (YSO) bölməsi tərəfindən öyrənilir. Fırlanma dəyişkənliyi olduqca sabit və dövri olduğu üçün vizual müşahidələrdə də aşkar edilə bilər. Percy və Palaniappan (2006) 11 gənc ulduz obyektinin AAVSO vizual müşahidələrini təhlil etdilər və S CrA və RY Lup-da kiçik amplituda fırlanma dəyişkənliyini aşkar edə bildilər və digər ulduzlarda onu istisna etdilər. Şəkil 2-də fırlanma müddəti 6.06 gün və amplitüdü yalnız 0.05 olan T Tauri ulduzu S CrA-nın AAVSO vizual müşahidələrinin Fourier spektri göstərilmişdir.

Aşağıdakı videoda T Tauri ulduzu V410 Tau (K4 IV, dövr 1.872 gün) səthindəki ləkələr göstərilir: https://people.brandonu.ca/rice/files/v410tau2008.mpg

Günəşdə fırlanma dövrü ekvatorda ən aşağı (25 gün) və qütblərdə ən yüksək (35 gün). Buna görə ləkələr fərqli enliklərdə görünsə (və ya köç etsələr), müşahidə olunan müddət dəyişəcəkdir. Belə davranış Walker və digərlərinin Kappa-1 Cet-də müşahidə edilmişdir. (2007) Ulduzların Mikrov dəyişkənliyi və Yellənmələri (MOST) peykindən istifadə olunur. İki və ya üç böyük ləkə varsa, işıq əyrisi daha mürəkkəb olacaq, ancaq işıq əyrisini "tərs etmək" və ləkələrin nisbi ölçülərini və boylamlarını çıxarmaq hələ də mümkün ola bilər (şəkil 1). Bir ləkə müşahidəçiyə doğru əyilmiş dirəyin yaxınındadırsa, ləkə fırlanma dövrünün yarısından çoxu üçün görünəcəkdir. Gizli dirəyin yanında olarsa, yarım dövrdən az müddətdə görünəcəkdir. Bu videoda görünür: https://people.brandonu.ca/rice/files/didemo.mpg

Ləkənin eninin dəyişən udma xəttinə necə təsir etdiyinə diqqət yetirin.

Bunlar qeyri-adi dərəcədə qısa dövrlər və / və ya qeyri-adi dərəcədə yüksək fəaliyyət göstərən günəşə bənzər ulduzlardır. Bir çoxu nəhəngdir, əksəriyyəti subaydır, bəzisi isə ikili. Bunlar yaxın ikili sistemin iki üzvü arasında birləşmənin nəticəsi ola bilər. Görkəmli FK Comae ulduzları bunlardır: FK Com (G5II, P = 2.4 gün) və UZ Lib (K2III, P = 4.75 gün).

Aşağıdakı videoda FK Com ulduzu V1794 Cyg (G5 III-IV, dövr 3.33 gün) üzərindəki ləkələr göstərilir Strassmeier et al. 1999 müzakirə üçün: https://people.brandonu.ca/rice/files/fkcomae-90.mpg

Bunlar "spektrində daha isti komponent FG IV-V və güclü kalsium H və K emissiyası ilə 1 ilə 14 gün arasındakı orbital dövrləri olan ikili" olaraq təyin edilmişdir (ulduz fəaliyyətinin bir əlaməti), lakin RS CVn ulduzları var. xüsusiyyətlər bu hədlərin xaricindədir. Böyük ləkələrin fotometrik sübutlarını göstərirlər və 1980 və 1990-cı illərdə həvəskar fotoelektrik fotometri üçün məşhur bir hədəf idi. Ləkələr böyüdükcə və çürüdükcə və bir enlikdən və ya boylamdan digərinə keçdikcə davranışlarının daim dəyişdiyindən. Percy et al. (2001) HK Lac, SZ Psc və lambda And AAVSO PEP müşahidələrinin müzakirəsi üçün.

Onların sürətli fırlanması və yüksək aktivliyi, fırlanmalarını "fırladan" ikili yoldaşı ilə gelgit qarşılıqlı təsirinin nəticəsidir. Ən parlaq RS CVn ulduzları günlərdəki dövrdür və V aralığı verilmişdir: Lambda And (54.2, 3.69-3.97) və Sigma Gem (19.42, 4.13-4.29. RS CVn-in özü ən çox 7.93 V-dir.

Aşağıdakı videoda RS CVn ulduzu EI Eri (G5IV, müddət 1.945 gün) yerləri göstərilir: https://people.brandonu.ca/rice/files/eieri_1.mpg

Kunstler və digərlərinin əsərləri əsasında hazırlanmış RS CVn ulduzu XX Tri-nin bir məqaləsi və təsirli videosu üçün http://www.aip.de/en/news/science/starspots-a baxın. (2015).

Bunlar günəşdən daha sərin ulduzlardır - K və M tipi. Bunlar eyni zamanda UV Cet ulduzları kimi tanınan parlaq ulduzlardır. Xatırladaq ki, alovlar ulduz fəaliyyətinin başqa bir əlamətidir. Məşhur nümunələrdən biri YY Gem - Castor C, M1Ve və M2Ve komponentləri ilə tutulan ikili və 0.814 gün müddətdir. Tutulmalara əlavə olaraq ləkələrin olduğunu göstərir. Bunlar xaricində tutulma, işıq əyrisinin bir təhrifini meydana gətirir. Daha da məşhur bir nümunə, günəşə ən yaxın ulduz olan və bu yaxınlarda dünyaya bənzər bir planetin orbitində olduğu aşkarlanan Proxima Centauri (M5V).

M ulduzları qalaktikamızda ən çox yayılmış ulduzlardır. Hamısının ulduz nöqtələri varsa, BY Dra ulduzları (və ya UV Cet ulduzları) qalaktikamızda ən çox dəyişəndir.

Xüsusi / Maqnetik A Ulduzlar (Ap Ulduzları)

Əsas ardıcıllıqdakı B8-F2 tipli ulduzların təxminən yüzdə 10-u, spektrləri tərəfindən aşkar edildiyi kimi kimyəvi cəhətdən xasdır. Görkəmli elementlər arasında avropium, xrom, civə və manqan kimi nadir elementlər ola bilər. Bunların onları çılpaq gözlü ulduzlardır. Bundan əlavə: xüsusiyyətləri bir neçə gün ərzində dəyişir və eyni dövrdə kiçik parlaqlıq və rəng dəyişiklikləri ilə müşayiət olunur. Ulduzlar eyni dövrlə - fırlanma müddətinə görə dəyişən 20.000 Gauss qlobal (ümumiyyətlə dipol) maqnit sahələrinə malikdir. Bu səbəbdən Ap ulduzları "əyri rotatorlar" dır, onların fırlanma oxları şaquli tərəfə bir bucaq altında əyilir. Yerdəki kimi, maqnit oxu fırlanma oxu ilə tam uyğun deyil. Yerin maqnit sahəsinin bir Gauss olduğunu unutmayın!

Güclü maqnit sahələri ulduzların xarici qatlarındakı hərəkətləri sabitləşdirir və ulduzların radiasiya (işıq) təzyiqinin müəyyən elementləri görünən fotosferə qədər qaldırmasına imkan verir. Digər elementlər aşağıya doğru batacaq. Maqnetik sahənin mürəkkəb konfiqurasiyası yüksələn elementləri müşahidə olunan modelə istiqamətləndirir. Fotosferdəki bu fərqli ləkələr fərqli işıq udma xüsusiyyətlərinə və bu səbəbdən fərqli parlaqlıqlara və rənglərə sahibdirlər, lakin spektrlərin zaman seriyasında aydın görünürlər. Günəşə bənzər fırlanan dəyişkənlərdən fərqli olaraq, Ap ulduzlarının maqnit sahələri və yamaları ildən-ilə dəyişmir.

Maraqlı bir dəyişən qrup ROAps - sürətlə salınan Ap ulduzlarıdır, lakin bunlar fırlanan dəyişənlər deyil, pulsasiya edən dəyişənlərdir. Digər maraqlı bir qrup isə saniyədə dəfələrlə fırlanan ultra güclü maqnit sahələri olan ultra sıx neytron ulduzları və hər fırlandıqda elektromaqnit şüalanma - əsasən radio şüalanma yayan pulsarlardır. Pulsarlar fırlanan dəyişənlərdir!

Ən parlaq Ap ulduzları günlərdəki dövrdür və V aralığı verilmişdir: Epsilon UMa (5.0887, 1.76-1.78), Alpha And (0.9662, 2.02- 2.06) və Alpha-2 CVn (5.47, 2.90-2.98) ) prototip Ap ulduzu hesab olunur.

Aşağıdakı videolarda Epsilon UMa-nın fotosferindəki oksigenin (birinci video) və xromun (ikinci video) paylanması və ulduzun fırlandığı zaman necə dəyişdiyini göstərir (Rice və ark. 1997).

3.6187 gün fırlanma dövrü olan Theta Aur (B9p) fotosferindəki oksigenin paylanması daha mürəkkəbdir və olduqca rənglidir - rənglər süni olsa da: i https: //people.brandonu .ca / düyü / fayllar / theta.mpg

Uzaq gələcəkdə astronomlar atmosferdəki molekulları və okeanlar, qitələr və bitki örtüyü də daxil olmaqla dünyaya bənzər planetlərin səthində xəritələr qura bilərlər!


  • İstilik: nüvələrin orta sürətləri
  • Sıxlıq: kub santimetrə düşən nüvələrin sayı
  • Qalan nüvələr olmalıdır daha sürətli hərəkət et əvvəlki kimi yüksək Təzyiqi saxlamaq.
  • Mərkəzdəki qaz yavaşca alır daha isti.
  • Bu, birləşmənin işləməsinə səbəb olur Daha sürətli istilik artdıqca.

11-ci mühazirədə gördüyümüz kimi, M-S ulduzları güclü bir Kütlə-Parlaqlıq əlaqəsinə tabedir: (Sözlə: Yüksək kütləli M-S ulduzları, Kütlələrinin 4-cü gücü ilə mütənasib olan aşağı kütləli M-S ulduzlarından daha parlaqdır.)


Bir ulduzun fırlanması əsas ardıcıllıqdakı ulduzu necə təsir edir? - Astronomiya

Ən qısa ömürlü kütləvi ulduzlar da bəşər tarixinin bütün dövrlərindən daha uzun ömür sürürlər, bəs astronomlar ulduz təkamül modellərinin proqnozlarını necə yoxlaya bilərlər? Elmdə elmi həqiqətin yeganə hakimi təcrübələr və ya müşahidələrdir. Elmi bir nəzəriyyənin nə qədər gözəl və ya gözəl görünə biləcəyindən asılı olmayaraq, dəqiq test edilə bilən proqnozlar vermirsə, etibarsızdır. Ulduz qrupları üçün rəng böyüklüyü (H-R) diaqramları qurulduqda, ulduz təkamül modellərimizin inandırıcı bir təsdiqi var.

Kümələrin yaxşısı budur ki, ulduzlardakı fərqlər yalnız bir dəyişən ilə izah edilə bilər: kütlə. Bir kümedeki ulduzların hamısı eyni vaxtda meydana gəlir, bu səbəbdən yaş fərqləri analizimizdə bir amil deyil. Ulduzlar eyni qaz buludundan əmələ gəlir, buna görə kimyəvi tərkibi eynidir və hamısı bizdən təxminən eyni məsafədədir (bizdən olan böyük məsafələrinə nisbətən), buna görə açıq parlaqlıqdakı hər hansı bir fərq parlaqlıq fərqlər. Daha parlaq əsas ardıcıllıq ulduzları daha qaranlıq əsas ardıcıllıq ulduzlarından daha kütləvi olur.

Nəzəriyyələrin reallıqla müqayisəsi asandır, çünki kütlənin çoxluq ulduzlarının təkamülünə necə təsir etdiyini düşünmək lazımdır. Ulduz təkamül modellərindən fərqli qruplardakı ulduzların xüsusiyyətlərinin reallıqla müqayisə edilməsinə dair proqnozlar. Ulduz meydana gəlməsi və ulduz təkamül modelləri həqiqi qrupların müşahidələri ilə təsdiqlənir. Müxtəlif yaş qruplarını müşahidə edərək, bir ulduzun necə yaranacağını, yaşayacağını və öləcəyini bir araya gətirə bilərsiniz.

Kümələrin yaşlarını tapmaq

Hələ də əsas sıradakı ən böyük ulduz bizə çoxluğun yaşını izah edir. Əsas ardıcıllıqdakı nöqtə əsas ardıcıllıq dövriyyəsi. Kümedəki bütün ulduzların eyni vaxtda əmələ gəldiyi güman edilir (mövcud ulduz əmələ gəlməsinin müşahidələri ulduzların partiyalar şəklində meydana gəldiyini göstərir). Dönüş nöqtəsindən biraz daha böyük olan ulduzlar artıq əsas ardıcıllıqla & quot; inkişaf etmişdir. Əsas ardıcıllıq dövrü, daha çox yandırılmış bir şam yandırma və mdasha şamına bənzəyir, bu yaxınlarda yandırılan eyni şamdan daha qısa olacaq.

  1. Ümumi aşağı kütlə ulduzları üçün (& lt 10 günəş kütləsi), qrupun yaşı = (10 10) / (MST kütləsi 3) il. Günəş kütlələrindən istifadə edin!
  2. Üçün nadir kütləvi ulduzlar (& gt 30 günəş kütləsi), qrupun yaşını istifadə edin = (10 10) / (MST kütlə 2) il.

Bir klaster üçün ən dəqiq yaş, bütün klaster HR diaqramının (əsas ardıcıllıq, alt nəhəng, qırmızı nəhəng və üfüqi dal) müəyyən bir yaşa və kimyəvi tərkibə malik bir ulduz təkamül modelinə uyğunlaşdırılmasından tapılır.

Amerika Astronomiya Cəmiyyəti və Sakit Okean Astronomiya Cəmiyyəti müəllimlər, tələbələr və ictimaiyyət üçün "Qədim bir kainat: Astronomlar kosmik zamanın geniş miqyasını necə bilirlər" adlı gözəl təsvirli bir təlimat nəşr etdilər. (PDF sənəd: 800 kb ölçülü!) Müəllimlər, Tələbələr və İctimaiyyət üçün bu təlimat Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin Astronomiya Təhsil Şurasının bir alt komitəsi tərəfindən yazılmışdır. Bu, AAS Təhsil Şurasının yerli nüsxəsidir.


Müasir dövrdə tənzimləmə

Müasir təsnifatlarda Regulus, ulduz təkamülünün əsas ardıcıllığında yatan mavi-ağ rəngli "B" ulduzu hesab olunur. Regulus, günəş kimi, hidrogenlə mərkəzindəki helyumu birləşdirir, günəşdən daha böyükdür və bu səbəbdən daha isti və parlaqdır.

Çılpaq gözlə görünməyən daha böyük parlaq ulduzun iki zəif yoldaşı var. Darling, ikili cütün (narıncı və qırmızı iki cırtdan) Regulus'dan təxminən 4200 Dünya-günəş məsafəsi (astronomik vahid və ya AU) olduğunu və bir orbitin tamamlanması təxminən 130.000 il çəkdiyini söylədi. Cırtdanlar bir-birindən təqribən 95 AU'dur, Neptun ilə günəş arasındakı orta məsafənin üç qatından çoxdur.

Regulusun spinini ölçən bir araşdırma qrupuna görə başqa bir yoldaş da var. Ulduzun spinindəki dəyişikliklər, astronomların 2008-ci ildə iddia etdiyi kimi Regulus yaxınlığında gizlənmiş bir ağ cırtdan və ya ölü bir ulduz var.

"Bir yoldaş. Aşağı kütləli ağ cırtdan və ya əsas ardıcıllıq ulduzu ola bilər" deyə tədqiqat sənədinin əvvəlcədən çap edilmiş bir versiyası oxundu. "Əgər Regulus qarşılıqlı təsir göstərən bir ikili sistemdə kütləvi köçürmə yolu ilə bükülmüşdürsə, donor ulduzun qalığı yəqin ki, aşağı kütləli bir ağ cırtdandır. Həqiqətən, ən aşağı kütləli ağ cırtdanlar ümumiyyətlə ikiqat sistemlərində tapılırlar ki, onların əhəmiyyətli bir hissəsini itirdilər. kütlə. "


Ulduz fırlanma

Fırlanma, ulduzlar daxil olmaqla ən çox səma cisimlərinin paylaşdığı bir xüsusiyyətdir. Ulduzlar molekulyar buludların nüvəsində öz çəkisi ilə idarə olunan iplik maddəsinin düşməsindən doğur. Fırlanma zamanla dəyişir, sürətli və ya yavaş ola bilər, ancaq bütün ulduz həyatı boyunca davam edir. Açısal momentumun qorunması ilə idarə olunan fırlanma, nüvə və xarici təbəqələr arasında açısal impuls, maddə və / və enerji nəqlinə səbəb ola bilər.

Biz hiylə qurduq (Şəkil 1) görünən fırlanma sürətlərinin (V sin i) spektral tipin funksiyası kimi paylanması. Fərqli dərəcələrdə fırlanan iki ulduz populyasiyası müəyyən edilə bilər: F7-dən daha sərin olan ulduzlar ümumiyyətlə 50 km / s-dən aşağı açı sürətlərində fırlanır, daha isti ulduzlar isə tez-tez 100 km / s-dən daha tez fırlanır. Fırlanma həqiqətən digər fiziki proseslərlə rəqabət edir və soyuducu ulduzların maqnit sahəsi ilə onların protostellar mühiti arasındakı qarşılıqlı təsir və ya daha yüksək təsirli temperaturlarda güclü ulduz küləklərinin inkişafı təsir göstərir.

Şəkil 1: Median V sin i (qırmızı üfüqi çubuqlar) və spektral tip. Dəyərlər Glebocki R. & amp Gnacinski P. 2005 kataloqundan götürülmüşdür.

Erkən F tipli ulduzlar ətrafında orta görünən fırlanma sürətinin dik artımı da əsas ardıcıllığı orta kütlə sahəsini (2 ilə 12 Günəş kütləsi, A və B tip ulduzları) bu qədər maraqlı edir. Nisbətən azaldılmış effektiv bir temperatur aralığında (7500 - 30000 K) fırlanmaya müdaxilə edən müxtəlif hadisələrin qarışığı (radiasiya diffuziyası, pulsasiya və turbulent diffuziya, ikili, makro və mikro turbulentlik, maqnetizm, konveksiya) təmin edir. Bu fiziki proseslərin qarşılıqlı təsiri HR diaqramının bu sahəsindəki müxtəlifliyin başlanğıcındadır (bax Şəkil 2 ) və bir neçə ulduz sinifinin görünüşü: Be, β Cep, SPB, Am, Ap, δ Scuti, λ Bootis, RR Lyrae, γ Dor ulduzları.

Fırlanma ilə əmələ gələn bu müxtəlif hadisələr müxtəlif yollarla ulduzların işığına və spektrlərinə təsir göstərir. Ulduzlar dönməyən kütlə və yaş ekvivalentlərindən daha parlaq və ya zəif görünə bilər, daha sərin və daha inkişaf etmiş görünə bilər. Müəyyən şəraitdə, eyni ulduz spektrində ən yaxşı temperatur və təzyiq əmələ gətirmə şərtlərindən asılı olaraq xətt profilləri üçbucaqlı və ya düzbucaqlı formada görünə bilər (Vega üçün göstərildiyi kimi qütbdə və ya ekvatorda) Şəkil 4). Bunlar yüksək kütlədən ara kütlə ulduzlarına qədər fırlanmanın bir neçə nəticəsidir. Bütün ölçülə bilən effektləri təfərrüatlı şərh etmək və fırlanmanın digər fiziki proseslərlə qarşılıqlı təsirini daha yaxşı anlamaq məqsədi ilə hazırda sürətlə fırlanan ulduzların spektral sintezi üzərində işləyirik.


Ulduz fırlanmasının nəticələri

Başlıq: WR ulduzları, Pop III ulduzları və Gamma Ray Bursts tətbiqetmələri ilə əsrlər boyu nəhəng ulduzları fırladır
Müəlliflər: Andre Maeder, Georges Meynet
İlk Müəllif & # 8217s Institution: Cenevrə Rəsədxanası, Cenevrə Universiteti

Döngələr ekvator radiusunun (x oxu) sürəti artan ulduzlar üçün qütb radiusuna (y oxu) nisbətən soldan sağa doğru artdığını göstərir. Georgy et al. 2011.

Maeder və Meynet, bir çox ulduzun dönmə təsirlərinə dair çoxsaylı astronomların onilliklər boyu apardıqları tədqiqatları xülasə edərək, bir ulduzun həyat sürətinin onun həyat sürətinin hansı tərəflərini təsir etdiyini sadalayaraq yazdılar. Yaşadığından kimyəvi tərkibinə qədər yalnız hər şey olduğu ortaya çıxır! Nəticə olaraq, ayrı-ayrı ulduzlar üçün müşahidələrdən çıxardığımız fiziki xüsusiyyətlər ulduzu fırlanma ilə modelləşdirib etməməyimizdən asılı olacaqdır.

Müəlliflər fırlanmanın dörd əsas təsirini müəyyənləşdirdilər:

  1. Tarazlıq konfiqurasiyası: Fırlanma (açısal sürət Ω) ulduzun ekvivalent potensial səthinə lattitude (ν) ilə dəyişən mərkəzdənqaçma bir müddət əlavə edir: burada Ω asılı ola bilər r (diferensial fırlanma). Bunun ulduzun forması və effektiv (səth) temperaturu üçün nəticələri var (sağdakı şəkilə baxın).
  2. Kütlə köçürmə: Fırlanma, anizotropiyanı ulduz səthinə gətirir və kütləvi itki və yığılma ilə nəticələnir. Öz növbəsində, kütləvi itki və yığılma sistemi sistemə açısal impuls idxal və ya ixrac edir və bu da ulduzların dönməsi üçün nəticələr verir.
  3. Qarışdırma: Fırlanma, sirkulyasiya cərəyanlarını (aşağıda göstərilən şəkilə baxın) və ulduzun içərisindəki ağır elementləri və bucaq impulsunu yenidən bölüşdürən qeyri-sabitlik yaradır. Xüsusilə, dövran və qarışıqlıq ulduzun nüvəsində əmələ gələn ağır elementlərin səthə bolluq dərəcəsini aşağı səpməyə məcbur etmək üçün qarşılıqlı təsir göstərə bilər. Bu dövriyyəni tənzimləyən Eddington-Sweet zaman şkalası belə gedir tKHΩ -2, buna görə çox vacibdir (

İlkin fırlanma sürəti 300 km / s olan 20 günəş kütləsi ulduzunda dövriyyənin şematik təsviri. Meynet & Maeder 2002-dən.

Təəssüf ki, bu nəzəri modelləri məhdudlaşdırmaq üçün ulduzların fırlanma sürətlərini ölçmək əhəmiyyətsiz deyil. Doppler genişləndirilməsi bir sürəti ölçmək üçün istifadə edilə bilər, ancaq bu sürətin yalnız mənzərə xəttini müşahidə edə bilərik (v günah (mən)). Üstəlik, əsas ardıcıllıq ulduzlarının yaşlandıqca açısal sürətinin azalacağını və xətt profillərinin dəqiq formasını təyin edən mürəkkəb radiasiya proseslərinin olmasını gözləyirik. Məsələn, xəttin genişlənməsinin ən yüksək sürətlərdə doyacağını gözləyirik, çünki ulduzun ekvatoru püskürəcək və qaralacaq, yəni işığın çox hissəsi aşağı sürət bölgələrindən gələcəkdir. Asterosismologiyanın kömək edə biləcəyi ulduzdakı sürət profilini bilmək də yaxşı olardı.

Müəlliflər ulduz fırlanmasının digər vacib astrofizik hadisələrə təsirlərinin müzakirəsi ilə yekunlaşırlar.

Əhalinin III ulduzları ilkin qazdan (sıfır metallik) əmələ gəlir və reionlaşma dövründə əsas rol oynaya bilər. Bununla birlikdə, ionlaşdırıcı fotonlar istehsal etmə qabiliyyətləri tam olaraq hansı temperaturlara / parlaqlıqlara / kütlələrə çata biləcəklərindən asılıdır. We expect these to be more extreme than stars in the modern universe (at solar metallicity), but to model them in detail we need to take rotation into account due to the effects described above.

For another example, take Wolf Rayet (WR) stars. The hallmark feature of WR stars is the high abundance of heavy elements at their surface, which has traditionally been interpreted as a result of tremendous mass loss: the outer H and He layers of the star get stripped off, letting us see down to the fusion products at the core. However, rotation provides an alternate pathway to form WR stars via mixing, regardless of the mass loss rate. The authors highlight WR stars, in part, because they are the leading candidates to be progenitors of Type Ibc supernovae and long gamma ray bursts.


Videoya baxın: yeni ulduzun ulduzu sondu (Sentyabr 2021).