Astronomiya

Tək, ən görkəmli helium xətti varmı?

Tək, ən görkəmli helium xətti varmı?

Hidrogen səbəb olduğu ~ 1420 MHz-də görkəmli bir spektral xətt var. Anlaya bildiyimə görə, bu, radio astronomiyasında hidrogendən ən diqqət çəkən elektromaqnit emissiyasıdır.

Ekvivalenti varmı? helium xətti - kosmosda helyumun tək, görkəmli bir radio emissiyası?

(Və digər elementlər üçün ekvivalentlər varmı?)


Hidrogen üçün 21 sm xətt qədər görkəmli və ya faydalı bir Helium xəttinin olmasından xəbərsizəm.

21 santimetrlik xətt 1s hidrogenin əsas vəziyyəti. Gücünə görə və eyni zamanda kainatdakı neytral hidrogenin xəritələnməsi üçün faydalıdır, bu da neytral Hidrogen tərəfindən udulduğundan optik olaraq qeyri-mümkündür. Əslində spektrin radio hissəsində müşahidə olunan ilk belə spektral xətt idi və o qədər əsaslıdır ki, Pioneer və Voyager zondları keçid uzunluğunu daşıdıqları lövhələrdə zaman və məsafə vahidi olaraq istifadə etdilər, beləliklə potensial xarici insanlar mesajları deşifrə edə bilər.

Radoda daha ağır elementlərdən daha çox spektral xətt var və bunları müşahidə etməyə və anlamağa həsr olunmuş bütün bir sahə var: radio tezlik spektroskopiyası.

Xüsusilə Helium üçün hiperfinasiya xətləri də müşahidə edilə bilər; $ ^ 3 $ He izotopunun hiper incə keçişi ~ 4mm dalğa uzunluğuna malikdir. Eyni izotop eyni zamanda bir elektronun bir ionla yenidən birləşərək aşağı enerji səviyyələrinə düşdüyü və prosesdə bir foton yaydığı bir rekombinasiya xətti yayır. Hidrogen üçün atomlara bənzər bu cür rekombinasiya xətlərinin dalğa uzunluqları (Helium halında tək-tək ionlaşdırılıb tək bir elektrona sahib olması üçün) Rydberg Formulası ilə qiymətləndirilə bilər:

$$ nu = R_ {m} c sol [ frac {1} {n ^ 2} - frac {1} {(n + Delta n) ^ 2} right] $$

burada $ R_m $ azalmış kütlə Rydberg sabitidir, $ n $ son vəziyyət və $ Delta n $ vəziyyətdəki dəyişiklikdir.

Bu cür xətlərin güclü tərəflərini qiymətləndirmək bir az daha mürəkkəbdir, amma burada detallar var.


Helium

L. Giancarli,. W. Dietz, Fusion Technology 1996, 1997

4.3.2 ITM köməkçi avadanlıq

HCPB-ITM üçün üç əsas köməkçi döngə tələb olunur: (i) iki ayrı və müstəqil yüksək təzyiqli He-loops tərəfindən yaradılan He-soyutma sistemi (ii) soyuducu heliumu və (iii) tritiumun çıxarılmasını davamlı təmizləmək üçün helium təmizləyici sistemi. sistem.

Köməkçi döngələrin komponentlərinin ölçüsü qiymətləndirilmişdir. Tritium çıxarılma sistemi, nəqliyyat modulu limanına bitişik olan çuxurda nəqliyyat dəhlizinin bir tərəfinə yerləşdirilə bilər. Helium soyuducu və helyum təmizləyici sistemlər, hər iki helium soyutma döngüsü üçün bir LOFA olması halında soyuducunun təbii konveksiyasını təşviq etməkdə üstünlük təşkil edən HCPB-ITM-dən 20 m yuxarıda yerləşən tritium binasına yerləşdiriləcəkdir.


Ev tapşırığı - Bu məməli embrionu blastokist, qastrula və ya aralarındakı yalnız fazadır?

Şəkildə erkən blastosist və gec blastosistin əmələ gəlməsi göstərilir.
Orta embrionun embrioblastı var.
Professorum, blastosistin ümumiyyətlə embrioblast və trofoblast olduğunu söyləyir.

Embriyoblast daxili hüceyrə kütləsidir, lakin şeydə heç biri yoxdur.
Son embrionun artıq daxili hüceyrə kütləsi olmadığı görünür.

Artıq şəkildəki son embrion blastokistdir?

Verilən şey, "Gastrulaya səbəb olacaq tək qatlı blastosist" kimi görünür, Wikipedia Gastrulation. Verilən mərhələ çox qısa müddətə davam edir. Çox güman ki, blastokist və qastrula arasında mərhələ adlandırılmalıdır ki, şey blastosist deyil və qastrula deyil.

Məməlilərdə verilən şeyin düzgün adı nədir?


Ulduz quruluşu və təkamülü

VI. Əlavə Təkamül M⊙ Ulduzlar

Ulduzun H – R diaqramında sağa doğru irəlilədiyi qırmızı nəhəng bölgəyə keçid mərhələsi, ana ardıcıllıq ömrü ilə müqayisədə qısa, lakin keçid dövründə olan ulduzlar üçün kifayət qədər uzun bir zaman miqyasında baş verir. köhnə qruplarda müşahidə olunmalıdır. Konvektiv zərf dərinləşdikcə təkamül yolu H – R diaqramında istiqamətini dəyişir və parlaqlıq isə Teff yalnız yavaş-yavaş azalır. Konveksiya zonasının daxili kənarı, qabığın içərisindəki hidrogen yanan qabığın xaricində bir nöqtəyə doğru irəliləyir, əsasən He-dən ibarət olan və zamanla kütləsi artan sıx, yanmış nüvəsidir. Qabıqdakı temperatur, CNO dövrünün əsas enerji mənbəyi olaraq aldığı nöqtəyə qədər artır. Xarici konvektiv zərf kifayət qədər dərinləşir ki, C-nin Reaksiya (10) - (12) ilə N-ə çevrildiyi qatlara çatır və bu dövrlər tam dövrənin işə düşməsi üçün tələb olunandan bir qədər az bir temperaturda davam edir. Konvektiv qarışdırma səbəbindən gözlənilən ulduzun səthindəki C ilə N nisbətinin dəyişməsi bəzi hallarda qırmızı nəhəng ulduzlarda bolluq müşahidələri ilə təsdiqlənmişdir. Oksigen səthinin bolluğundan təsirlənmir. Bu müddət ilk qazma . Günəş qırmızı nəhəng budaqda yüksək parlaqlığa doğru irəlilədikdə, kütləvi itki nisbətinə görə kütlənin xarici% 25-in itirilməsinə səbəb ola biləcək bir kütlə itkisi epizodu keçir.

Nüvədə helium yanması nəhayət kütləsi 0,45 olduqda başlayır M. Bu zaman L ≈ 2 × 10 3 L, Tc = 10 8 K və ρc = 8 × 10 5 g sm −3. Mərkəzdə elektron qazı kifayət qədər degenerasiya olunur, beləliklə ümumi qaz təzyiqi temperaturdan deyil sıxlıqdan çox asılıdır. Helium yanma reaksiya dərəcəsi çox həssasdır T reaksiya başladıqda, yerli bölgə bir qədər isinir və reaksiya dərəcəsi artır və daha da istiləşmə ilə nəticələnir. Normal şərtlərdə artdı T artan təzyiqlə nəticələnəcək və bölgənin enerji istehsal sürətinin enerjinin nəql edilə biləcəyi sürətə uyğun gəldiyi nöqtəyə qədər genişlənməsinə səbəb olacaqdır. Bununla birlikdə, degenerasiya şəraitində təzyiq reaksiya vermir, yalnız çox kiçik bir genişlənmə meydana gəlir və bölgə sadəcə istiləşir və enerji istehsalının qaçaq bir böyüməsi ilə nəticələnir. Bu istilik qeyri-sabitliyi helium flaş, bu müddət ərzində parlaqlıq 10 11-ə qədər arta bilər L flash saytda qısa bir müddət. Bu nəhəng parlaqlıq, ilk növbədə, sıxlığı 40 dəfə azalan və səthdəki parlaqlıq artmayan nüvənin tədricən genişlənməsində əmilir. Əksinə, daxili bölgələrin genişlənməsi hidrogen qabığı mənbəyindəki temperaturun azalması, enerji istehsalında azalma, səth parlaqlığının azalması və kompensasiya etmək üçün xarici təbəqələrin büzülməsi ilə nəticələnir. Nüvədəki temperatur artıq degenerasiya edilmədiyi nöqtəyə yüksəlir, soyutma baş verə bilər və nüvə reaksiya dərəcəsi bir daha tənzimlənir. Flaş əsnasında nisbətən az O yandı və ulduz qırmızı nəhəng budağın yanında yerləşdi, lakin azaldıldı L = 40 L (bax Şəkil 10). Enerji istehsalı həm nüvəli helium, həm də qabıq hidrogeninin yanmasından gəlir. Helyum flaşı bölgəsində bir konveksiya zonası inkişaf etsə də, xarici konveksiya zonası ilə əlaqələndirilmir və buna görə helium yanma məhsulları bu anda ulduzun səthinə xaricdə qarışdırılmır.

Helyum nüvədə yanır, onu C və O-ya çevirir. Helyum nüvədə tükəndikdə, qabıq bölgəsində helium yandırılması qurulana qədər həmin bölgə büzülməyə başlayır. Hidrogen yandıran qabıq hələ də aktivdir, ulduz artıq nüvəni əhatə edən cüt qabıqlı bir mənbəyə sahibdir və konvektiv zərf içəriyə doğru hidrogen yanan qabığın kənarında bir nöqtəyə qədər uzanır. Ulduz, asimptotik nəhəng budaq boyunca parlaqlıqda yuxarı tırmanışına davam edir (AGB bax Şəkil 10). Qabıq mənbələri daha incə, daha isti və bir-birinə yaxınlaşır. Nüvə degenerasiya olur və istiliyindəki artım dayanır, çünki büzülmə nəticəsində çıxan enerji elektronları daha yüksək və daha yüksək enerji vəziyyətlərinə qaldırmağa və neytrin itkisinə görə getməlidir. Ulduzun quruluşu üç bölgəyə bölünür: (1) degenerasiya C/O kütləvi olaraq 0,6-ya qədər böyüyən nüvə M, ρ-dəc 10 6 g sm −3-dən yuxarıdır və çox nazik bir He təbəqəsi ilə ayrılan və cəminin yalnız kiçik bir hissəsini ehtiva edən hidrogen və helyum yanan qabıqları təxminən 10 9 sm (2) radiusda saxlayır. kütlə və (3) hələ H və He-nin orijinal bolluğuna və ortalama sıxlığı yalnız 10-7 g sm −3 olan genişlənmiş konvektiv zərf, maksimum 200 ölçüyə qədər genişlənir. R (bax Şəkil 11). Helyum yandıran qabıq, istilik enerjisinin yerli səviyyədə 10 6 pik dəyərlərinə qədər artdığı bir istilik sabitliyinə məruz qalır L. Helium qabığı yanıb-sönmə kimi tanınan bu hadisələr, təxminən 10 5 il müddətində təkrarlanır və 5-10 faktorların səthdəki parlaqlıq dəyişikliyi ilə nəticələnir.

ŞƏKİL 11. Xarici radius (Reff) günün sıfır yaş əsas ardıcıllığından başlayaraq zamanın funksiyası kimi təkamül modelinin (möhkəm xətt). Kesikli xətt əsas ana ardıcıllıq mərhələsinə aiddir. İndiki günəş açıq bir dairə ilə göstərilir. Nöqtəli xətlər daxili planetlərin orbital məsafələrini göstərir. Bu orbitlər günəşin sürətli kütlə itkisinə məruz qaldığı vaxtlarda xaricə doğru hərəkət edir. Simulyasiyanın sonunda günəş kütləsi 0,54-ə endirildi M. Diaqramın sağ hissəsindəki rəqslərə helium qabığının yanıb-sönməsi səbəb olur. [Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I. və Kraemer, K. E. (1993) nin icazəsi ilə uyğunlaşdırılmışdır. Astrofizlər. J. 418, 457. © Amerika Astronomiya Cəmiyyəti.]

Ulduz parlaqlıqda artdıqca maksimum 5000-ə qədər L, yenə getdikcə daha güclü bir ulduz küləyi inkişaf etdirir və bunun nəticəsində daha da kütləvi itkiyə məruz qalır. Bu son kütləvi ejeksiyonun arxasındakı mexanizm tamamilə başa düşülməsə də, ulduzun əvvəlcə impulsasiya baxımından qeyri-sabit olması ehtimalı yüksəkdir. Əslində, H-R diaqramının bu hissəsindəki ulduzların çoxu, təxminən bir il müddətləri olan işıqda dəyişkəndir. Parlaqlıq artdıqca, salınımların amplitudası artır və nəticədə sürətdən qaçmaq üçün xarici kənarındakı kiçik bir kütlənin gətirildiyi yerə qədər böyüyür. Bu pulsasiya edən ulduzların xarici, çox sərin təbəqələrində dənələrin əmələ gəlməsi, üzərindəki radiasiya təzyiqinin ulduzlu bir küləklə nəticələnə biləcəyi kütləvi itkiyə səbəb ola bilər. Hər halda praktik olaraq hidrogenlə zəngin bütün zərf atılır, nüvəni, qabıq mənbələrini və üstünə hidrogenlə zəngin bir material qatını qoyur. Ulduz indi planet dumanlığı mərhələsinə daxil olur.

Sistem indi kompakt mərkəzi ulduzdan və planetar dumanlıq kimi tanınan genişlənən bir diffuz zərfdən ibarətdir. Ulduz H-R diaqramında sola doğru təxminən 5000 parlaqlıqda inkişaf edir L, ilə Teff Təxminən 4000-dən qırmızı nəhəng dəyərdən 10 5 K.-ya qədər artaraq Teff 30.000 K-dan çox olduqda, ultrabənövşəyi şüalanma dumanlıqda flüoresansla nəticələnir və optik işıqda parlamasına səbəb olur (şəkil 12). Qırmızı nəhəng bölgədən maksimuma qədər təkamül müddəti Teff təqribən 10 5 ildir, bu müddət ərzində radius maksimum dəyərindən təxminən 0,1-ə qədər azalır R (Şəkil 11). Bir və ya hər iki qabığın nüvə enerjisi mənbəyi hələ də aktivdir. Hidrogenlə zəngin xarici zərf, yanacaq yandırıldıqca kütlədə azalır və nəticədə zərf kütləsi ∼10 ases4-ə düşəndə M, artıq yandırmaq üçün kifayət qədər isti deyil. Xarici təbəqələr radius məhdud bir dəyərə yaxınlaşana qədər büzülür və bu zaman yalnız çox az miqdarda əlavə cazibə büzülməsi mümkündür, çünki praktik olaraq bütün ulduz yüksək dərəcədə elektron degenerasiya edir və yüksək elektron təzyiqi onu cazibə qüvvəsinə qarşı dəstəkləyir. Əslində, qalan yalnız enerji mənbəyi isti salonun soyumasıdır. Bu nöqtədən ulduz H – R diaqramında aşağı və sağa doğru irəliləyir və tezliklə ağ cırtdan bölgəyə girir. Beləliklə, 1-in təkamülünün son vəziyyəti M təqribən 0,6 olan ağ cırtdandır M.

ŞƏKİL 12. Nəhəng planetar dumanlıq NGC 7293 (Shane 120-in. Reflektor). (Yalama Rəsədxanasının fotoşəkili.)


Tək, ən görkəmli helium xətti varmı? - Astronomiya

Spektrometr (və ya spektrograf) müşahidə etmək üçün və ya kamera və ya digər avadanlıqların köməyi ilə spektrləri qeyd etmək üçün istifadə olunan bir cihazdır spektroskopiya, bu enerjinin mənbəyindəki qarşılıqlı təsirlərdə iştirak edən radiasiya enerjisinin kimyəvi analizini aparmaq üçün bir spektrometrdir. . Bəzən avadanlıqlar xüsusi tətbiqetmələr üçün optimallaşdırıla bilər, məsələn, spektrolioskop Günəş spektrini öyrənmək üçün hazırlanmışdır. Shelyak Instruments, Universitetlərdə və dövlət tədqiqat laboratoriyalarında evdə yaxşıdır. Lakin,

Shelyak yalnız əlverişli həssas alətlər inkişaf etdirmədi, həm də məlumat yayaraq
elmi astronomiyanın bir yerini məşhurlaşdırırlar. Həqiqətən müsbət təsir göstərirlər
həvəskar və təhsil icmaları arasında.

Spektroqraf və spektroskopiya haqqında daha çox məlumat əldə etmək istəyənlər üçün çox sayda məqalə mövcuddur, bir sıra əla giriş və təlimat məqalələri Shelyak Qeydləri və Maraqlı Məqalələr bölməmizə əlavə olunur, buna görə dərin bir araşdırma verməyəcəyik. burada. Ancaq qısa bir izahat axtaranlar üçün:

Bu nədir? Spektr sözü Latın terminlərindən götürülmüşdür tamaşa, mənası & # 8220 bir görüntü və ya xəyal & # 8221 və spesifik mənasını & müşahidə etmək & # 8221. Spektr termininin ilk dəfə optika sahəsində tətbiq olunduğu 17-ci əsrdə, şübhəsiz ki, bir kəşf əsri idi. Sir Issac Newton optik linzalar və güzgülər üzərində təcrübə aparmış və 1666-cı ildə cüt prizma ilə günəş işığının çox rəngdən necə ibarət olduğunu əsas götürmüşdür. O, spektri ağ işığın dispersiv bir şüşə prizmadan keçdiyi və tərkib hissəsi (təmiz) rənglərə ayrıldığı zaman görünən davamlı spektrli göy qurşağı rəngləri kimi təyin etdi. 1704-cü ildə Sir Issac dərc etmək üçün kifayət qədər yeni məlumat toplamışdı Optiklər, digər mövzular arasında rənglərin prizmalarla dağılması və yenidən birləşməsi barədə ətraflı bir araşdırma da daxil edilmişdir.

Sağda: ağ işığın şüşə prizma nümayişi və komponent rənglərinə yayılması (28.448 bayt).

Spektrin görünən rəngləri ultrabənövşəyin yuxarı hissəsindən təxminən 370nm-ə qədər uzanır, mavi, yaşıl, qırmızı və infraqırmızı spektrin başladığı yerdən təxminən 700nm-ə qədər dərin qırmızıya qədər davam edir. Spektral xətlər enerjinin işıq şəklində emissiyası və ya udulması ilə istehsal olunur. Bu qaranlıq (udma) və ya daha açıq (emissiya) dalğa boyu spektral xətlərin spektrdə elektrik yüklü atomların və ya müəyyən elementlərlə əlaqəli bir qrup atomun (molekul) səbəb olduğu dəqiq bir yeri var. Beləliklə, bu xəttin yeri elementi göstərir, belə demək olarsa, barmaq izi, o xəttin qabarıqlığı isə bu ionun bolluğunun göstəricisidir.

Xüsusi elementlərin bu göstəriciləri ilk dəfə 1802-ci ildə İngilis kimyaçısı William Hyde Wollaston (1766-1828) tərəfindən izah edildi, müşahidələri Günəşdə maddənin təməl daşları olan maddələrin tapılmasına səbəb oldu. Daha sonra Alman fizik Joseph von Fraunhofer (1787-1826) da bu sətirləri qeyd etdi, onları müşahidə etdi və diqqətlə ölçdü və bu günə qədər şöhrətinin 570 sətirinin bir hissəsini təyin edərək bu günə qədər ən görkəmli sətirləri A - K hərfləri ilə etiketləməsindən irəli gəlir. Fraunhofer Lines olaraq bilinən bunlar aşağıdakı spektr şəklində göstərilir:


Yuxarıda: vakuum ultrabənövşəyi (180nm), görünən (& # 126370 - 700nm) arasındakı və infraqırmızı (900nm-dən yuxarı) spektr.
Bu, həm də daha yaxşı bilinən Fraunhofer xəttlərindən bir neçəsini (C ilə K arasında) göstərir.

Yalnız bir dalğa boyu olan rənglərə saf və ya spektral bir rəng deyilir. Yuxarıda göstərilən spektrdə görə bilərsiniz ki, spektr insan gözünün ayırd edə biləcəyi bütün rəngləri ehtiva etmir, çünki çəhrayı kimi doymamış rənglər və ya magenta kimi bənövşəyi dəyişikliklər yoxdur, məsələn, yalnız çox dalğa uzunluğunu birləşdirdikdə görünür. . Elm şeylərin təbiətini daha yaxşı başa düşdükcə, spektrlər termini görünəndən və bütün elektromaqnit spektrindən daha çox tətbiq olundu.

Bununla nə edirik? Astronomiyada ulduz təsnifatına, ulduzların spektral (və ya elementar) xüsusiyyətlərinin öyrənilməsindən irəli gələn kimyəvi tərkiblərinə görə xarakteristikası daxildir. Təcrübə dumanlıqların və digər göy cisimlərinin öyrənilməsi və təsnifatına qədər genişləndirilmişdir. Spektroskopiya kosmosda olduğu kimi Yerdəki elementləri də müəyyənləşdirməyə kömək etdi. Məsələn, 1868-ci ildə ingilis alimi Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920) bir spektroskopla təchiz etdiyi 6 - & # 188 188 düymlük diyaframlı refrakter teleskopu ilə Günəş tədqiqatları aparırdı. Aşağıdakı günəş spektri kimi bir şey müşahidə edərdi:
Günəş ətrafına yaxın bir sahənin spektrində 587.49 nm-də gözə çarpan sarı bir xətt gördü, digər elementləri o xətti meydana gətirdiyindən kənarlaşdırdıqdan sonra əvvəllər bilinməyən element adını verdi Helium Yunan dilindən sonra Helios. Daha sonra 18 avqust 1868-ci ildə baş verən tam günəş tutulması zamanı Fransız astronomu Pierre Jules C & # 233sar Janssen (1824-1907) müstəqil olaraq eyni ünsürün spektrində göründüyünü qeyd etdi. Lockyer və Janssen, daha sonra digər alimlər tərəfindən Yer üzündə təcrid olunmuş Heliumun ortaq kəşfçiləri kimi qəbul edildi. Yeri gəlmişkən, orijinal 6 - & # 188 teleskop lensi, 1871-ci ildə İngiltərənin cənub-qərbindəki Lockyer Texnologiya Mərkəzi və Planetariumun Norman Lockyer Rəsədxanasında istifadəsi davam etdirilən təkmilləşdirilmiş bir boru montajına quraşdırılmış orijinal ev istehsalı optik borudan çıxarıldı.

Spektroskopiya: Bunu necə edirik

Yuxarıda izah edildiyi kimi, ulduzdan gələn elektromaqnit şüalanma, onu bir prizma və ya difraksiya ızgarası ilə udma xətləri ilə kəsişən rənglərin göy qurşağını nümayiş etdirən bir spektrə ayıraraq analiz edilir. Hər bir xətt müəyyən bir kimyəvi elementin ionunu, bu ionun bolluğunu göstərən bu xəttin intensivliyi ilə göstərir. Fərqli ionların nisbi bolluğu fotosferin istiliyinə görə dəyişir. Ulduzun spektral sinfi, həyatın mərhələsi, ionlaşma vəziyyəti daxil olmaqla, bu ulduzun bir çox cəhətlərini ümumiləşdirə bilən qısa bir koddur və bu fotosfer və # 146s istiliyinin və onun sıxlığının obyektiv ölçüsünü təmin edir.

Sağda: Günəş tədqiqatları üçün istifadə olunan Shelyak LHIRES III Spektroqraf, bir TeleVue Optics apochromat teleskopuna qoşulmuşdur (65,921 bayt).
Solda, LHIRES III-dən Günəşin bir spektrograf nümunəsi var, erkən elm adamlarının çalışmalı olduqlarından nə qədər yüksək qətnamə məlumatlarının istehsal olunduğunu qeyd edin.
Genişləndirilmiş görünüşü görmək üçün şəkilə vurun (87,254 bayt).

& # 8220Eğer yayılırsa, difraksiya ızgaranızı çıxarmalısınız & # 8221. Martin Cohen


Emissiya və ya udma: müşahidə etdiyimiz emissiya spektri, yüksək enerji vəziyyətindən aşağı enerji vəziyyətinə keçid edən bir atom və ya molekul səbəbiylə yayılan elektromaqnit şüalanma tezliklərinin spektridir. Yayılmış fotonun enerjisi iki vəziyyət arasındakı enerji fərqinə bərabərdir. Hər bir atom üçün çox sayda elektron keçidi var və hər keçidin müəyyən bir enerji fərqi var. Fərqli şüalanmış dalğa boylarına aparan fərqli keçidlərin bu kolleksiyası bir emissiya spektri təşkil edir. Hər bir elementin emissiya spektri unikaldır. Buna görə də spektroskopiya ilə tərkibi bilinməyən maddələrin elementlərini müəyyənləşdirmək üçün istifadə edilə bilər. Eynilə, molekulların emissiya spektrləri də maddələrin kimyəvi analizində istifadə edilə bilər.

Spektroskopiya hətta evinizin məxfiliyində də edilə bilər

Solda: Çılpaq gözə göründüyü kimi volfram filament lampaları ilə tavan lampası. Ancaq sizinlə kamera arasındakı qənaətcil bir difraksiya ızgarasını sürüşdürün və VAY!
Spektrlərin difraksiya ızgarası ilə necə aşkarlandığını görmək üçün görüntü üzərində siçan, spektrlər elementlərin & # 8220parmak izi & # 8221.
Şirkət Yeddi Şəkillər, (51.520 bayt və 106.302 bayt).

Absorbsiya spektroskopiyası, bir nümunə ilə qarşılıqlı təsir göstərdiyinə görə, tezlik və ya dalğa uzunluğundan asılı olaraq radiasiyanın udulmasını ölçən spektroskopik üsullara aiddir. Nümunə şüalanan sahədən enerjini, yəni fotonları alır. Absorbsiyanın intensivliyi tezliyin funksiyası olaraq dəyişir və bu dəyişmə udma spektridir. Absorbsiya spektroskopiyası elektromaqnit spektri boyunca aparılır. Absorbsiya spektroskopiyası bir nümunədə müəyyən bir maddənin mövcudluğunu müəyyənləşdirmək və bir çox hallarda mövcud maddənin miqdarını təyin etmək üçün analitik kimya aləti kimi istifadə olunur. İnfraqırmızı və ultrabənövşəyi görünən spektroskopiya analitik tətbiqlərdə xüsusilə yaygındır. Absorbsiya spektroskopiyası molekulyar və atom fizikası, astronomik spektroskopiya və məsafədən zondlama işlərində də istifadə olunur.

Shelyak Alətləri: Elmi Müşahidə və Görüntüləmə üçün Dəqiq Spektroskopiya Alətləri

Qabaqcıl elm adamlarının istifadə etdiyi texnologiya baha başa gəlirdi və tez-tez fizika və dahiyanə sənətkarlığın bəzi ilkin şərtləri olan mütəxəssislər tərəfindən sifariş edilirdi. Son illərədək belə, bu tip cihaz alətləri və astronomik büdcəsi olan peşəkar rəsədxanalarla məhdudlaşırdı! Xoşbəxtlikdən sizin üçün spektroskopiya üçün daha dəqiq və istifadəsi asan olan alətlərə hazır giriş və şirkətin yeddi şirkətində yalnız bir telefon zəngi və ya E-poçt var. Şelyak alətlərimiz adi Yerə bağlı teleskoplar tərəfindən yığıla bilən işığı görünən spektrdə işləmək üçün hazırlanmışdır. Bu spektroqraflarla bu işığı dispersiv bir elementdən keçirərək, bu alətlər ilə dəqiq bir ızgaradan keçərək parçalaya biləcəksiniz və bunu etməklə o işığın mənbəyinin tərkibini müəyyənləşdirə bilərsiniz.

Spektro-helioqrafiya əvvəllər ya peşəkar rəsədxanalarda, ya da öz alətlərini quran bəzi həvəskar astronomiya "ev abadlığı" tiplərində qorunurdu. Bununla birlikdə, əlverişli Lhires III və kiçik bir videokamera və ya vebkamera ilə günəş səthini skan edərkən spektrlərin videosunu çəkmək mümkündür.

Bu alətlər təkcə işıq mənbəyini təşkil edən elementləri aşkar etmir, eyni zamanda bir Shelyak spektrografı ilə Yupiter və ya Saturnun fırlanma dövrü kimi əlaqəli fəaliyyətləri ölçmək üçün texnika tətbiq edilə bilər. Doppler təsiri ilə.

Bu cihazların dizaynında, eyni zamanda texnologiyanın istifadəçiləri olan peopler tərəfindən Shelyak komandası əsas prinsiplərə əməl edir:

    & # 8226 Sahədəki sadəlik və istifadə rahatlığı.
    & # 8226 Elmi: sizə elmə xidmət etmək üçün spektrlər verin.
    & # 8226 Əldə edilmiş nəticələrin texniki keyfiyyəti.
    & # 8226 Univeral, təvazökar olanlar da olsa, geniş çeşidli standart avadanlıqlarla işləyir.
    & # 8226 İhtiyaçlarınıza cavabdehlik.
    & # 8226 Alətlər hamı üçün əlçatandır.
    . və hər zaman müşahidə etmək və kəşf etmək ləzzəti!

Ulduzlar bizə zəngin bir məlumat göndərir, Shelyak Instruments onu deşifrə etməyə imkan verir. Ərizələr sonsuzdur: əyləncə, təhsil, hətta elmi ictimaiyyət tərəfindən toplanan bu biliklərə töhfə verən proqramları izləməkdə iştirak edə bilərsiniz. Spektroskopiyanı ilk əldən keçirdikdən sonra əvvəllər olduğu kimi ulduzlara kifayət qədər sadəlövhlüklə baxmayacaqsınız!

Shelyak Instruments: astronomiya üçün digər texnologiyalar

Shelyak Instruments və Company Seven-in komandası, cəmiyyətimizdə qalıb və eyni zamanda peşəkar astronomlar və tədqiqatçılarla işləyən astronomları əhatə edir. Bu, komandalarımızın bilik və perspektivlərini qazanmasına kömək etdi, beləliklə müştərimizin həyatını asanlaşdıran və ya səylərini daha məhsuldar edən yeni məhsullar üçün imkanlar görürük. Shelyak astronomik rəsədxanalar üçün aşağıdakıları ehtiva edən həllər təklif edir:

    & # 8226 DomeTrackerBeyond: rəsədxana günbəzinizin teleskopunuzla izlənməsinə və dönməsinə imkan verir.

Bu alətlərin inkişafı daima eyni əsas dəyərlər (sadəlik, performans, sahədə istifadəsi asan) tərəfindən idarə olunmuşdur ki, bu da müntəzəm müşahidələrinizi asanlaşdıracaqdır.


Ultracold Bosonik və Fermionik Qazlar

Alexander L. Fetter, Christopher J. Foot, Çağdaş Kondenser Maddə Elminin Çağdaş Konsepsiyalarında, 2012

1.2 Kəmiyyətləşdirilmiş tiraj

Aşağı axın sürəti üçün maye 4 O, effectively ⋅ v s = 0 ilə təsirli bir şəkildə sıxılmaz. Bəri vs eyni zamanda irrasionaldır, sürət potensialı ilə təsvir edilə bilər Φ v s = ∇ Φ ilə Laplace & # x27s tənliyini təmin edən. Kvant mayesi üçün daha spesifik ola bilərik, burada Φ = (ℏ ∕ M) S, burada M atom kütləsidir və S superfluid 4 He-nin kvant-mexaniki qatılaşdırılmış vəziyyətini xarakterizə edən makroskopik bir cismli dalğa funksiyasının fazasıdır T = 0 K. irrotasion şərt vs yəqin superfluidin dönməyəcəyini göstərir T = 0 K, lakin təcrübələr fırlanan superfluidin temperaturdan asılı olmayan bir parabolik menisküsə sahib olduğunu göstərdi (klassik özlülük mayesi kimi). 1949-cu ildə Onsager, heç bir izahat vermədən superfluid dövranın κ = ∮ d l ⋅ v s-nin vahid olaraq ölçülməsini təklif etdi. h/M. Daha sonra, Feynman [2] fırlanan superfluid 4-ün təklikli girdaplı vahid bir miqdarda vorteks xəttinə sahib olduğunu təklif etdi. κ hər sətrin mərkəzində. 1 Tək vorteks xətti üçün sürət potensialı azimutal bucaqla mütənasibdir ϕ, kvant-mexaniki dalğa funksiyasının tək dəyərli olmasını təmin edir və Onsager & # x27s kəmiyyətləşdirilmiş dövriyyəsini təkrarlayır. Feynman ayrıca sahil girdabının sıxlığını seçdi nv qatı cisimlərin fırlanmasını təqlid etmək üçün v sb = Ω × r, nəticə verən n v = M Ω ∕ ℏ ℏ, burada Ω xarici açısal sürətdir.


Böyük partlayış

Oynamaq üçün animasiyaya vurun

Kainat genişlənirsə, keçmişdə müəyyən bir zamanda böyük bir partlayış olaraq bilinən bir fikirdən başlamalı idi. Hubbleın kəşfi və böyük partlayış nəzəriyyəsinin sonrakı inkişafı astronomiyanı əbədi dəyişdirdi.

Böyük partlayış şəkli Hubble'ın məsafələr və digər qalaktikaların qırmızı sürüşmələr süjetinə əsaslanırdı, lakin nəzəriyyə Hubble'dan bəri astronomlar tərəfindən hər birinin doğru olduğu tapılan bir neçə başqa proqnoz da verir. Ən əhəmiyyətlisi bunlardır:

1) kainatdakı ən yaşlı ulduzların hamısı böyük partlayışdan bir az cavandır
2) dövri cədvəlin ən yüngül elementləri olan hidrogen və helium miqdarı böyük partlayışdan qısa müddət sonra çıxarılacaq miqdarla uyğun gəlir
3) elm adamları kainatı hər tərəfə demək olar ki bərabər dərəcədə dolduran zəif bir mikrodalğalı şüalanma sahəsi tapdılar - böyük partlayışın şüalanmasının zəif qalığı

Müşahidə 1 böyük partlayış nəzəriyyəsinin zəruri bir nəticəsidir, ancaq bunun sadəcə təsadüf olduğunu iddia etmək olar. Lakin 2 və 3 saylı müşahidələri nəzərə alacaq alternativ modellər yoxdur. Yaxşı nəzəriyyələr faydalı nəzəriyyələrdir - müxtəlif məlumatlar dəstləri arasında əlaqələr qurur və geniş fenomenlərin işıqlandırılmasına kömək edir. Bu əsasda böyük partlayış mənzərəsi astronomiyada ən uğurlu nəzəriyyələrdən biri olmuşdur.


7) sentyabr 2012

Nüvə çökən supernovanın ümumi mənzərəsi belədir. Bir ulduzun mərkəzindəki nüvə enerji mənbəyi tükəndikdə, nüvə dağılır. Bir saniyədən az bir müddətdə bir neytron ulduzu (və ya ulduz həddindən artıq kütləlidirsə, qara dəlik) meydana gəlir. Neytron ulduzunun əmələ gəlməsi neytrinos və istilik şəklində çox miqdarda enerji sərbəst buraxır, bu da implosiyanı geri qaytarır. Mərkəzi neytron ulduzu xaricindəki şeylər, indi genişlənən ulduz dağıntıları arasında bir termonükleer şok dalğası yarışı kimi saatda 50 milyon kilometrdən çox sürətlə uçurulur, daha yüngül elementləri daha ağır elementlərə birləşdirir və parlaq bir vizual partlayış meydana gətirir. bir neçə milyard Günəşin işığı.

G54.1 + kompozit görüntüsündə Chandra'dan alınan X-şüaları Spitzer'in infraqırmızı məlumatları ilə örtülmüşdür. Chandra-dan alınan rentgen şüaları mavi rəngdə, Spitzer-dən alınan məlumatlar yaşıl (daha qısa dalğa boyu infraqırmızı) və qırmızı-sarı (daha uzun dalğa uzunluğu infraqırmızı) rəngdədir.

G54.1 + 0.3-dəki toz keçmişdən uçur və yaxınlıqdakı ulduzlar ailəsini bürüyür. Alimlər görüntüdəki ulduzların, supernovanın partladığı bir ulduz qrupunun bir hissəsi olduğunu düşünürlər. Partlayışdan çıxarılan material indi bu ulduzların yanından yüksək sürətlə əsir.

Görüntünün mərkəzinə yaxın ağ mənbə, supernova partlamasından sonra geridə qalan sıx, sürətlə fırlanan (saniyədə 7 dəfə) neytron ulduzu və ya pulsar olan PSR J1930 + 1852-dir. Çox yüksək enerjili bir qamma şüası buraxan bu pulsar, qalaktikamızın ən gənc və enerjili pulsarlarından biridir. Supernova partlayışında atılan materialı işıqlandıran, ətraf mühitə genişlənən və mavi rəngdə görünən yüksək enerjili hissəciklər küləkləri olan bir pulsar külək bulutsusu meydana gətirir.

Pulsardan gələn enerjili şüalanma və hissəciklər də bir hissəcik halqası və iki reaktiv quruluş (açıq mavi) yaradıb.

Supernova hadisəsi zamanı pulsar yüksək dərəcədə mıknatıslanır və döndükcə nəhəng bir elektrik sahəsi yaradır. Elektrik sahəsi pulsarın yaxınlığındakı hissəcikləri sürətləndirir və qütblərdən uzaqdan partlayış reaktivləri meydana gətirir və yüksək sürətlə ekvatordan axan bir maddə və anti-maddə diskidir. Ekvatorial axın koçları dumanlıqdakı hissəciklərə və maqnit sahələrinə daxil olduqda şok dalğası meydana gəlir. Şok dalğası hissəcikləri rentgen şüalarında parlamasına və parlaq bir halqa istehsalına səbəb olan son dərəcə yüksək enerjiyə qaldırır. Hissəciklər uzanan dumanı təmin etmək üçün halqadan və təyyarələrdən xaricə axır.

Pulsar küləyi əhatə edən infraqırmızı qabıq, supernovadan çıxan zibildən yoğuşmuş qaz və tozdan ibarətdir. Soyuq toz ətrafa genişləndikdə, qrupdakı ulduzlar tərəfindən qızdırılıb işıqlandırılır ki, infraqırmızıda müşahidə olunsun. Ulduzlara ən yaxın toz ən isti və şəkildəki sarı rəngdə parladığı görülür. Tozun bir hissəsi qabıqdakı materialı keçdiyindən genişlənən pulsar küləklə də qızdırılır.

Bu supernovanın partladığı bənzərsiz mühit astronomların infraqırmızıda yaymaq üçün çox soyuq olan supernovadan yoğunlaşmış tozunu müşahidə etmələrini təmin edir. Ulduz qrupunun iştirakı olmadan, bu tozu enerjili olana və supernovadan gələn bir şok dalğası ilə qızdırılana qədər müşahidə etmək mümkün olmazdı. Lakin bu cür şok isitmə hərəkətinin özü bir çox kiçik toz hissəciklərini məhv edəcəkdi. G54.1 + 0.3-də astronomlar bu cür məhv edilmədən əvvəl təmiz tozları müşahidə edirlər.

Şəkil krediti: rentgen: NASA / CXC / SAO / T.Temim et al. İnfraqırmızı: NASA / JPL-Caltech

29 sentyabr 2012

İnfraqırmızıda Centaurus A

Bu, ecazkar qalaktika Centaurus A-nın 3 görüntüsünün üçüncü (və son) günüdür. Bu gün infraqırmızıda çəkilmiş bir görüntü. (Dünən Ultra Dərin Sahə görüntüsü və ondan bir gün əvvəl rentgen, Submillimeter və Optical.data şəkilləri.)

Centaurus A (NGC 5128 və Arp 153 olaraq da təyin olunmuşdur) 150.000 × 120.000 işıq ili ölçən və təxminən 1 trilyon günəş kütləsi olan bir ulduz patlaması qalaktikasıdır. Centaurusun cənub bürcündə, təxminən 11 milyon işıq ili uzaqlıqda, Yer kürəsinə ən yaxın aktiv qalaktikadır və M83 qalaktika qrupunun bir hissəsidir. Saniyədə 547 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır.

Qalaktikanın aktiv qalaktik nüvəsi və olduqca qeyri-adi bir toz zolağı var. Onun qabarıqlığı əsasən inkişaf etmiş qırmızı ulduzlardan ibarətdir. Tozlu disk, diskdə 100-dən çox ulduz meydana gəlməsi bölgəsi olduğu müəyyən edilən ən yeni ulduz meydana gəlməsinin yeri olmuşdur.

Centaurus A eliptik və disk (spiral) qalaktikalar arasındakı orta tipdir: Əsas gövdə böyük bir eliptikin bütün xüsusiyyətlərinə malikdir, lakin elan olunan toz zolağı mərkəzin üstünə yaxşıca bükülmüş və bu qalaktikanın ətrafında bir disk düzəldilmişdir. Bükülmüş qalaktika, ehtimal ki, daha kiçik bir spiral qalaktikanın daha böyük bir qalaktikaya düşməsinin nəticəsidir. Bu toqquşma eyni zamanda güclü bir ulduz meydana gəlməsindən də məsuliyyət daşıyır.

Qalaktika güclü bir radio dalğası mənbəyidir və Yerə ən yaxın radio qalaktikalarından biridir, buna görə də aktiv qalaktik nüvəsi peşəkar astronomlar tərəfindən geniş tədqiq edilmişdir. Qalaktika eyni zamanda göydəki ən parlaq beşinci yerdir və ideal həvəskar astronomiya hədəfinə çevrilir, baxmayaraq ki qalaktika yalnız aşağı şimal enliklərindən və cənub yarımkürəsindən görünür.

Günəşin kütləsindən milyon və ya daha çox qat ilə qalaktikanın mərkəzi supermassive qara dəliyindən meydana gələn bir reaktiv, rentgen və radio dalğa uzunluğundakı tullantılardan məsuldur. Astronomlar, bir on il ilə ayrılmış təyyarənin radio müşahidələrini apararaq, jetin daxili hissələrinin işıq sürətinin təxminən yarısında hərəkət etdiyini təyin etdilər. X-şüaları, reaktivin ətrafdakı qazlarla toqquşması nəticəsində daha enerjili hissəciklərin yaranması ilə daha uzaqda istehsal olunur. Centaurus A-nın radio jetleri bir milyondan çox işıq ilidir.

Centaurus A infraqırmızı şəkillərdə paralellogram şəklindədir. Parallelogram, daha çox tanış olan optik şəkillərdə görünən aktiv qalaktika və mərkəzi toz zolağı və ulduzlar boyunca uzanır.

Astronomlar, təəccüblü həndəsi şəklin, qarşılıqlı təsir nəticəsində bükülmə və əyilmə müddətində bükülən spiral qalaktika & # 8217s diskinin təxminən kənar görünüşünü təmsil etdiyinə inanırlar. Nəhayət, bədbəxt spiral qalaktikanın zibilləri, Centaurus A mərkəzində gizlənən çox böyük qara dəlik üçün yanacaq təmin etməlidir.

Centaurus A-da qalaktikanın qaranlıq toz zolağında tapılan Tip Ia supernova SN 1986G, yalnız bir supernova aşkar edilmişdir. Tip Ia supernova, ağ cırtdan bir ulduzun şiddətli partlamasından qaynaqlanır.

Centaurus A-nın içərisinə baxan Spitzer Space Teleskopu və infraqırmızı kameralara nüfuz edən # 8217s, bu təəccüblü görünüşü 2004-cü ilin fevralında qeyd etdi.

Şəkil krediti: J. Keene (SSC / Caltech) et al., NASA / JPL-Caltech

28 sentyabr 2012

Centaurus A (Ultra Dərin Sahə Təsviri)

Üç gün dalbadal sizə heyrətamiz qalaktika Centaurus A görüntülərini nümayiş etdirirəm Dünən rentgen, Submillimeter və Optical.data şəkillərini göstərirəm. Bu gün Ultra Dərin Sahə şəkli, sabah isə infraqırmızıda çəkilən bir görüntü.

Centaurus A (NGC 5128 və Arp 153 olaraq da təyin olunmuşdur) 150.000 × 120.000 işıq ili ölçən və təxminən 1 trilyon günəş kütləsi olan bir ulduz patlaması qalaktikasıdır. Centaurusun cənub bürcündə, təxminən 11 milyon işıq ili uzaqlıqda, Yer kürəsinə ən yaxın aktiv qalaktikadır və M83 qalaktika qrupunun bir hissəsidir. Saniyədə 547 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır.

Qalaktikanın aktiv qalaktik nüvəsi və olduqca qeyri-adi bir toz zolağı var. Onun qabarıqlığı əsasən inkişaf etmiş qırmızı ulduzlardan ibarətdir. Tozlu disk, diskdə 100-dən çox ulduz meydana gəlməsi bölgəsi olduğu müəyyən edilən ən yeni ulduz meydana gəlməsinin yeri olmuşdur.

Centaurus A eliptik və disk (spiral) qalaktikalar arasındakı orta tipdir: Əsas gövdə böyük bir eliptikin bütün xüsusiyyətlərinə malikdir, lakin elan olunan toz zolağı mərkəzin üstünə yaxşıca bükülmüş və bu qalaktikanın ətrafında bir disk düzəldilmişdir. Bükülmüş qalaktika, ehtimal ki, daha kiçik bir spiral qalaktikanın daha böyük bir qalaktikaya düşməsinin nəticəsidir. Bu toqquşma eyni zamanda güclü bir ulduz meydana gəlməsindən də məsuliyyət daşıyır.

Qalaktika güclü bir radio dalğası mənbəyidir və Yerə ən yaxın radio qalaktikalarından biridir, buna görə də aktiv qalaktik nüvəsi peşəkar astronomlar tərəfindən geniş tədqiq edilmişdir. Qalaktika eyni zamanda göydəki ən parlaq beşinci yerdir və ideal həvəskar astronomiya hədəfinə çevrilir, baxmayaraq ki qalaktika yalnız aşağı şimal enliklərindən və cənub yarımkürəsindən görünür.

Günəşin kütləsindən milyon və ya daha çox qat ilə qalaktikanın mərkəzi supermassive qara dəliyindən meydana gələn bir reaktiv, rentgen və radio dalğa uzunluğundakı tullantılardan məsuldur. Astronomlar, bir on il ilə ayrılmış təyyarənin radio müşahidələrini apararaq, jetin daxili hissələrinin işıq sürətinin təxminən yarısında hərəkət etdiyini təyin etdilər. X-şüaları, reaktivin ətrafdakı qazlarla toqquşması nəticəsində daha enerjili hissəciklərin yaranması ilə daha uzaqda istehsal olunur. Centaurus A-nın radio jetleri bir milyondan çox işıq ilidir.

Centaurus A infraqırmızı şəkillərdə paralellogram şəklindədir. Parallelogram, daha çox tanış olan optik şəkillərdə görünən aktiv qalaktika və mərkəzi toz zolağı və ulduzlar boyunca uzanır.

Astronomlar, təəccüblü həndəsi şəklin, qarşılıqlı təsir nəticəsində bükülmə və əyilmə müddətində bükülən spiral qalaktika & # 8217s diskinin təxminən kənar görünüşünü təmsil etdiyinə inanırlar. Nəhayət, bədbəxt spiral qalaktikanın zibilləri, Centaurus A mərkəzində gizlənən çox böyük qara dəlik üçün yanacaq təmin etməlidir.

Centaurus A-da qalaktikanın qaranlıq toz zolağında tapılan Tip Ia supernova SN 1986G, yalnız bir supernova aşkar edilmişdir. Tip Ia supernova, ağ cırtdan bir ulduzun şiddətli partlamasından qaynaqlanır.

Centaurus A-dan indiyə qədər çəkilmiş ən dərin görüntü olan bu Ultra Dərin Sahə Görüntüsü, məşhur astrofotoqraf Michael Sidonio, www.pbase.com/strongmanmike2002 tərəfindən çəkilmişdir

27 sentyabr 2012

Centaurus A, qeyri-adi bir starburst qalaktikası

Ardıcıl üç gün boyunca sizə ecazkar qalaktika Centaurus A görüntülərini göstərəcəyəm. Bu gün rentgen, Submillimeter və Optical.data şəkillərini göstərəcəyəm. (Sabah Ultra Dərin Sahə görüntüsü və ertəsi gün infraqırmızıda çəkilmiş bir şəkil.)

Centaurus A (NGC 5128 və Arp 153 olaraq da təyin olunmuşdur) 150.000 × 120.000 işıq ili ölçən və təxminən 1 trilyon günəş kütləsi olan bir ulduz patlaması qalaktikasıdır. Centaurusun cənub bürcündə, təxminən 11 milyon işıq ili uzaqlıqda, Yer kürəsinə ən yaxın aktiv qalaktikadır və M83 qalaktika qrupunun bir hissəsidir. Saniyədə 547 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır.

Qalaktikanın aktiv qalaktik nüvəsi və olduqca qeyri-adi bir toz zolağı var. Onun qabarıqlığı əsasən inkişaf etmiş qırmızı ulduzlardan ibarətdir. Tozlu disk, diskdə 100-dən çox ulduz meydana gəlməsi bölgəsi olduğu müəyyən edilən ən yeni ulduz meydana gəlməsinin yeri olmuşdur.

Centaurus A eliptik və disk (spiral) qalaktikalar arasındakı orta tipdir: Əsas gövdə böyük bir eliptikin bütün xüsusiyyətlərinə malikdir, lakin elan olunan toz zolağı mərkəzin üstünə yaxşıca bükülmüş və bu qalaktikanın ətrafında bir disk düzəldilmişdir. Bükülmüş qalaktika, ehtimal ki, daha kiçik bir spiral qalaktikanın daha böyük bir qalaktikaya düşməsinin nəticəsidir. Bu toqquşma eyni zamanda güclü bir ulduz meydana gəlməsindən də məsuliyyət daşıyır.

Qalaktika güclü bir radio dalğası mənbəyidir və Yerə ən yaxın radio qalaktikalarından biridir, buna görə də aktiv qalaktik nüvəsi peşəkar astronomlar tərəfindən geniş tədqiq edilmişdir. Qalaktika eyni zamanda göydəki ən parlaq beşinci yerdir və ideal həvəskar astronomiya hədəfinə çevrilir, baxmayaraq ki qalaktika yalnız aşağı şimal enliklərindən və cənub yarımkürəsindən görünür.

Günəşin kütləsindən milyon və ya daha çox qat ilə qalaktikanın mərkəzi supermassive qara dəliyindən meydana gələn bir reaktiv, rentgen və radio dalğa uzunluğundakı tullantılardan məsuldur. Astronomlar, bir on il ilə ayrılmış təyyarənin radio müşahidələrini apararaq, jetin daxili hissələrinin işıq sürətinin təxminən yarısında hərəkət etdiyini təyin etdilər. X-şüaları, reaktivin ətrafdakı qazlarla toqquşması nəticəsində daha enerjili hissəciklərin yaranması ilə daha uzaqda istehsal olunur. Centaurus A-nın radio jetleri bir milyondan çox işıq ilidir.

Centaurus A infraqırmızı şəkillərdə paralellogram şəklindədir. Parallelogram, daha çox tanış olan optik şəkillərdə görünən aktiv qalaktika və mərkəzi toz zolağı və ulduzlar boyunca uzanır.

Astronomlar, təəccüblü həndəsi şəklin, qarşılıqlı təsir nəticəsində bükülmə və əyilmə müddətində bükülən spiral qalaktika & # 8217s diskinin təxminən kənar görünüşünü təmsil etdiyinə inanırlar. Nəhayət, bədbəxt spiral qalaktikanın zibilləri, Centaurus A mərkəzində gizlənən çox böyük qara dəlik üçün yanacaq təmin etməlidir.

Centaurus A-da qalaktikanın qaranlıq toz zolağında tapılan Tip Ia supernova SN 1986G, yalnız bir supernova aşkar edilmişdir. Tip Ia supernova, ağ cırtdan bir ulduzun şiddətli partlamasından qaynaqlanır.

Şəkil kreditləri: Rentgen: NASA / CXC / CfA / R.Kraft et al. Submillimetr: MPIfR / ESO / APEX / A. Weiss et al. Optik: ESO / WFI

26 sentyabr 2012

Cetusdakı bir qalaktika birləşməsinin qalığı NGC 17

NGC 17 (eyni zamanda NGC 34 olaraq təyin olunmuşdur) Balina Cetus bürcündə təxminən 242 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşən bir qalaktika birləşməsinin qalıcıdır. Saniyədə 5881 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır.

Bu qalaktika, xarici hissələrində zərif quruluşlu mavi bir mərkəzi disk və qeyri-bərabər kütləli iki keçmiş disk qalaktikasının birləşməsini göstərən gelgit quyruqlarını ehtiva edən tək bir nüvəyə malikdir. Hazırda bu qalaktikaların birləşməsini başa vurmuş kimi görünür.

Qalıq, son birləşmənin qazla zəngin olduğunu və ulduz partlaması ilə müşayiət olunduğunu göstərən açıq əlamətlər göstərir:
zəngin bir gənc ulduz qrupu sisteminə sahib olan mavi mərkəzi disk gənc kimi görünür, hamar bir quruluşa malikdir və optik işığında təxminən 400 milyon yaşındakı bir partlayış sonrası populyasiya üstünlük təşkil edir və NGC 17 mərkəzi güclü bir sərin axını təmin edir , neytral qaz.

NGC 17 əvvəlcə qalaktikaya bənzər bir ulduz partlayışı yaşadı və daha sonra indiki mərkəzi və qaranlıq vəziyyətinə endi. Güclü qaz axını axırıncı oldu. Qalaktika hələ də qazla zəngindir və güclü mərkəzi ulduz partlayışını davam etdirə bilər və bir müddət əvvəl mülayim mərkəzi fəaliyyət göstərə bilər.

Bu görüntü Hubble Kosmik Teleskopu tərəfindən çəkilmişdir.
Şəkil krediti: NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI / AURA) -ESA / Hubble Collaboration və A. Evans (Virginia Universiteti, Charlottesville / NRAO / Stony Brook University)

25 sentyabr 2012

Barnard & # 8217s Loop, Orionda bir emissiya buludu

Barnard & # 8217s Loop (Sh 2-276), Orion bürcündə təqribən 1600 işıq ili məsafədə yerləşən, təxminən 300 işıq ili olan bir emissiya dumanıdır. Parlaq At başı və Orion dumanlıqlarını da ehtiva edən Orion Molekulyar Bulud Kompleksinin bir hissəsidir.

Döngü, Orion Kompleksinin böyük bir hissəsini əhatə edən və həm Orionun Kəmərini, həm də Orionu Qılıncını əhatə edən böyük bir qövs şəklində olur. Orion Dumanı içərisində bir qrup isti gənc ulduzun dövrəni işıqlandırmaqdan məsul olduğuna inanılır. Yerdən göründüyü kimi Barnard & # 8217s Loop Orionun çox hissəsini əhatə edir.

Ağ işıq və hidrogen alfa işığının birləşməsindəki bu görüntü, Barnard & # 8217s Loop-un rəngini və detallarını ortaya qoyur. Orion Bulutsusu (M42) və At Atı dumanlığı (Barnard 33) da görülə bilər.

Şəkil krediti: Hunter Wilson

24 sentyabr 2012

Mayrom II, Andromedadakı bir kürə qrupu

Mayall II (ayrıca G1, M31-G1, NGC-224-G1 və ya Andromeda Kümesi olaraq təyin olunur), Andromeda Qalaktikası (M31) ətrafında dövr edən təxminən 42.5 işıq ili boyunca kütləvi, yüngül eliptik bir kürə ulduz qrupudur. Andromeda & # 8217s qalaktik nüvəsindən təqribən 130.000 işıq ili və Andromeda bürcündə Dünyadan 2.36 milyon işıq ili məsafədə yerləşir, lakin saniyədə 332 kilometr sürətlə bizə doğru irəliləyir.

Yerli Qrupdakı ən parlaq kürə qrupudur (Samanyolu da daxil olmaqla təxminən 20 yaxın qalaktika qrupu). Mayal II, ən azı 300.000 çox köhnə ulduzdan və digər mənbələrə görə bir milyondan və təqribən 10 milyon günəş kütləsi olan bir milyondan ibarətdir. Kümədə təxminən 20.000 günəş kütləsi olan mərkəzi, orta kütləli qara dəlik ola bilər. II Mayalın yaşı, ehtimal ki, 12 milyard ildir!

Küməyə & # 8217; s incəliklərinə nəzər salmaq astronomların istiliyinin və parlaqlığının Andromedadakı bu qrupun və ən qədim Samanyolu qruplarının təxminən eyni yaşa sahib olduğunu göstərən daha solğun helium yandıran ulduzlarını görməsinə imkan verir. Bu qruplar, ehtimal ki, Kainatın başlanğıcından qısa müddət sonra meydana gəldi və astronomlara qalaktika meydana gəlməsinin ən erkən dövrünə dair bir qeyd təqdim etdi.

Çoxsaylı ulduz nəsillərini və böyük bir ulduz yaradılış dövrünü göstərən ağır elementlərin geniş yayılması səbəbindən bir çoxları II Mayalın həqiqi bir kürə dəstəsi olmadığını, ancaq istehlak edildikdən sonra cırtdan qalaktikada qalmış qalaktik nüvənin olduğunu iddia edirlər. Andromeda tərəfindən.

Dünyadan görünən II Mayal, demək olar ki, iki parlaq ön plan ulduzunun ortasında yerləşir.

Bu rəngli şəkil Hubble Space Teleskopu ilə görünən və infraqırmızı yaxın dalğa boylarında çəkilən ayrı şəkillərdən yığılmışdır. Şəkil krediti: Michael Rich, Kenneth Mighell və James D. Neill (Columbia University), Wendy Freedman (Carnegie Observatories) və NASA

23 sentyabr 2012

Şirdəki protoplanetary bir dumanlıq olan Şaxtalı Leo Dumanlığı

Şaxtalı Leo Dumanlığı (IRAS 09371 + 1212), Şir bürcündə təxminən 3000 işıq ili uzaqlıqda yerləşən genişlənən bipolyar bir protoplanetary dumanlıqdır. Dumanlıq, buzlu dənələr şəklində su ilə zəngin olduğu və Şir bürcündə yerləşdiyi üçün maraqlı adını qazandı.

Adlarına baxmayaraq protoplanetary dumanlıqların planetlərlə heç bir əlaqəsi yoxdur: kütlə baxımından Günəşimizə bənzəyən qocalmış bir mərkəzi ulduz tərəfindən tökülmüş materialdan əmələ gələn toz və qaz buludlarıdır. Bu dumanlıq qalaktik müstəvidən uzaqda, görünüşümüzə mane ola biləcək ulduzlararası buludlardan uzaqda meydana gəldiyi üçün xüsusilə diqqət çəkir.

Mürəkkəb forma sferik bir halo, mərkəzi ulduz ətrafında sıx bir disk, bu ulduzdan daxili bölgələrdəki reaktiv axınlar, loblar və nəhəng döngələrdən ibarətdir. Bu mürəkkəb quruluş əmələ gəlmə proseslərinin mürəkkəb olduğunu və dumanlığın formalaşmasına töhfə verən, hazırda görünməyən ikinci bir ulduz ola biləcəyini irəli sürdü.

Şaxtalı Leo Dumanlığı kimi protoplanetar dumanlıqların astronomik standartlara görə qısa ömürləri var və ulduzdan gələn radiasiyanın dumanlığın qazını parlaq şəkildə işıqlandıracağı planetar dumanlıq fazasının əvvəlciləridir. Nadirliyi onları öyrənməyi ulduzların təkamülünü daha yaxşı anlamağa çalışan astronomlar üçün prioritet hala gətirir.

Bu şəkil Hubble’ın Anketlər üçün Ətraflı Kamerasının Yüksək Çözünürlüklü Kanalı ilə çəkilmiş şəkillərdən yaradılıb.
Şəkil krediti: ESA / Hubble & amp; NASA

22 sentyabr 2012

NGC 3079, Ursa Major'da barmaqlıqlı bir spiral qalaktika

NGC 3079, Ursa Major bürcündə 56.4 milyon işıq ili məsafədə yerləşən, 70.000 işıq ili boyunca bir barrikalı spiral qalaktikadır. Saniyədə 1116 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır, ehtimal ki, bir yoldaşı, elliptik qalaktika NGC 3073 ilə birlikdə.

NGC 3079 diski, spiral qolları və qaranlıq toz zolaqları olan möhtəşəm ulduz qruplarından ibarətdir. Bununla birlikdə, bu qalaktikanın ən görkəmli xüsusiyyəti, mərkəzdə parlayan maddənin bir qazanından qalxan isti bir qaz köpüklü “köpük” dir. Bubbele təxminən 3000 işıq ili genişliyində və qalaktika diskinin üstündə 3500 işıq ili üzərində yüksəlir və ulduz meydana gəlməsi partlayışı əsnasında sərbəst & # 8220winds & # 8221 (hissəciklərin yüksək sürətli axınları) tərəfindən yaradılmışdır. İsti ulduzlardan davam edən küləklər, supernova partlayışlarından super küləklər tərəfindən sovurulan çox isti qaz baloncukları ilə qarışdı.

Super küləklərin yeni ulduzların meydana gəlməsini tənzimləyərək və ağır elementləri qalaktikanın xarici hissələrinə və xaricinə yayaraq qalaktikaların təkamülündə əsas rol oynadığı düşünülür. Astronomlar, super küləklərdə itən kütləni və buna görə də ev sahibi qalaktika içərisində və ətrafındakı təsirlərini ciddi şəkildə qiymətləndirmirlər.

Baloncuğun üstündəki qaz lifləri burulğan ətrafında fırlanır və saatda 6 milyon kilometr sürətlə kosmosa atılır. Maraqlıdır ki, bu qaz qaçış sürətinə çatmayacaq və yenidən qaz buludları ilə toqquşub onları sıxaraq yeni bir ulduz nəsli meydana gətirə biləcəyi qalaktikanın diskinə yağacaq. Baloncukun üstündəki iki ağ nöqtə, ehtimal ki, qalaktikadakı ulduzlardır.

Nüvə & # 8217s quruluşunun müşahidələri bu proseslərin hələ də aktiv olduğunu göstərir. Modellər bu axının təxminən bir milyon il əvvəl başladığını göstərir. Bunlar təxminən 10 milyon ildən bir baş verir. Nəhayət, bütün isti ulduzlar öləcək və köpük & # 8217s enerji mənbəyi yox olacaq.

Görüntü Hubble Kosmik Teleskopu tərəfindən çəkilib.
Şəkil krediti: NASA, Gerald Cecil (Şimali Karolina Universiteti), Sylvain Veilleux (Merilend Universiteti), Joss Bland-Hawthorn (İngiltərə-Avstraliya Rəsədxanası) və Alex Filippenko (Berkeleydəki Kaliforniya Universiteti)

21 sentyabr 2012

G292.0 + 1.8, Centaurusda bir supernova qalığı

G292.0 + 1.8, təxminən 36 işıq ili boyunca, təxminən 3000 il yaşı olan və böyük bir ulduzun nüvəsinin çökməsindən qaynaqlanan oksigen baxımından zəngin bir supernova partlamasının qalıcıdır. Samanyolu içərisində, Centaurus bürcündəki təqribən 20.000 işıq ili uzaqlığında qalaktika içərisindədir.

Mərkəzdəki pulsar (PSR J1124-55916) sürətlə fırlanan, orijinal, kütləvi ulduzun partlamasından sonra geridə qalan neytron ulduzudur. Dışa çıxan material, oksigen, neon, maqnezium, silikon və kükürd kimi böyük miqdarda element ehtiva edən sürətlə genişlənən bir qaz qabığı ilə əhatə olunmuşdur.

Astronomlar, pulsarların supernova partlayışlarında meydana gəldiyini bilirlər, lakin bir pulsarın dünyaya gəlməsi üçün hansı kütləvi ulduzların ölməli olduğunu müəyyən edə bilmirlər. Astronomlar, pulsarlar və meydana çıxdıqları kütləvi ulduzlar arasında daha yaxın bir əlaqə yaratmaq üçün qalıqda görünən elementlərin nümunəsini istifadə edə bilərlər. Bu milyonlarca dərəcə qaz buluduna yerləşdirilmiş neytron ulduzları və kütləvi ulduzların dağılması nəticəsində yaranan supernovaları birləşdirən əsas dəlildir.

Astronomlar oksigen baxımından zəngin bir supernova partlayışının, kütləvi bir ulduzun nüvəsinin çökməsi nəticəsində bir neytron ulduzu meydana gətirməsi və bu müddətdə çox miqdarda enerji sərbəst buraxması ilə baş verdiyinə inanırlar.

G292.0 + 1.8, Galaktikamızda bilinən üç oksigen zəngin supernovadan biridir. Bu supernovalar astronomlar üçün böyük maraq doğurur, çünki onlar planetlərin və insanların meydana gəlməsi üçün lazım olan ağır elementlərin əsas mənbələrindən biridir.

Supernova qalığı kimi bir & # 8220textbook & # 8221 hadisəsi sayılsa da, bu şəkildə göstərilən mürəkkəb quruluş bir neçə sürprizi ortaya qoyur.

G292.0 + 1.8 mərkəzinin yaxınlığında yüksək enerjili rentgen şüalarında ən asanlıqla görünən pulsar külək dumanlığı var. Bu, pulsarı əhatə edən yüksək enerjili hissəciklərin mıknatıslanmış köpüyüdür. Görünüşdə şimaldan cənuba uzanan dar, jet kimi xüsusiyyət, ehtimal ki, pulsarın spin oxuna paraleldir.

Pulsar, G292.0 + 1.8 mərkəzinin bir az aşağıda və solunda yerləşir. Pulsarın qalığın mərkəzində doğulduğunu düşünsək, açılan partlayışdan geri çəkilməyin pulsarı bu istiqamətə təpikləmiş ola biləcəyi düşünülür. Bununla birlikdə, bəzi digər supernova qalıqlarında görülən açıq spin-kick uyğunlaşmalarından fərqli olaraq, təpik istiqaməti və pulsar spin istiqaməti hizalı görünmür.

Bu qalığın digər bir əsas xüsusiyyəti ekvatorial kəmər adlanan mərkəz boyunca soldan sağa uzanan uzun ağ xəttdir. Bu quruluşun ulduz ölməmişdən əvvəl ekvator ətrafından küləklər vasitəsi ilə material çıxardığı zaman meydana gəldiyi düşünülür. Ekvatorial kəmərin istiqaməti, ana ulduzun həm partlamadan əvvəl, həm də sonra eyni fırlanma oxunu qoruduğunu göstərir.

Görüntünün təəccüblü bir tərəfi, supernova qalıqlarında kosmik şüaların sürətlənməsi üçün vacib bir yer olduğu düşünülən, yüksək enerjili rentgen emissiyasının incə lifləri üçün dəlil olmamasıdır. Bu liflər Cassiopeia A, Tycho və Kepler kimi digər supernova qalıqlarında görülür. Bir izah, səmərəli sürətlənmənin, ilk növbədə, supernovanın qalıq təkamülünün çox erkən mərhələlərində baş verməsi və G292.0 + 1.8-in bu təsirləri göstərmək üçün çox köhnə olması ola bilər. Bir neçə yüz yaşı olan Casseiopeia A, Tycho və Kepler daha gəncdir.

Bu mürəkkəb görüntü Chandra X-ray Rəsədxanası tərəfindən rəngli və Rəqəmsal Səma Tədqiqatından alınan optik məlumatlarla ağ rəngdə əldə edilir.
Şəkil krediti: rentgen: NASA / CXC / Penn State / S.Park et al. Optik: Pal.Obs. DSS

20 sentyabr 2012

NGC 772, Qoçdakı tirezsiz spiral qalaktika

NGC 772 (Arp 78 də adlanır), Qoç bürcündə təxminən 130 milyon işıq ili məsafədə yerləşən, 100 min işıq ili boyunca (təxminən Samanyolu Qalaktikamızla eyni ölçüdə) məsafəsiz spiral qalaktikadır. Saniyədə 2472 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır.

Kiçik, çox parlaq, dağınıq bir nüvəyə sahibdir, ehtimal ki, gənc, kütləvi ulduzlarla işləyən H II nüvəsidir.

Ancaq ən diqqətəlayiq olan, yaxınlıqdakı cırtdan eliptik qalaktika NGC 770 ilə (yuxarı sağ tərəfdə görünən) gelgit qarşılıqlı təsirləri səbəbiylə ortaya çıxan, görkəmli bir uzanan xarici spiral qoludur. Bu qeyri-adi uzun qol çox sayda gənc mavi ulduz dəstəsini göstərir. Ancaq NGC 772, yaxşı qurulmuş olsa da, nisbətən hamar olan bir çox zəif, möhkəm sarılmış qollara malikdir və bu, yalnız kiçik bir cari ulduz əmələ gəlməsini göstərir. Görkəmli qoldan qarşı tərəfdəki nisbətən hamar çoxsaylı qollar ilk növbədə spiral toz zolaqları ilə müəyyən edilir.

NGC 772 bir neçə peyk qalaktikası ilə əhatə olunmuşdur. Zəif material axınları NGC 772-ni bu yaxınlıqdakı yoldaşlarla birləşdirir. Qarşılıqlı təsir göstərən NGC 772 və NGC 770 qalaktikaları birlikdə nr olaraq kataloqda. Arp & # 8217s Atlas of Peculiar Gökadalar, Halton Arp'ın 1966-cı ildə istehsal etdiyi 338 özünəməxsus qalaktikaların kataloqu.

NGC 772-də iki supernova (SN 2003hl və SN 2003iq) müşahidə edildi, hər ikisi də Tip II supernova.

Tip II supernova, böyük bir ulduzun sürətlə çökməsi və şiddətli partlaması nəticəsində yaranır. Bir ulduz bu tip partlayış üçün ən azı 8 dəfə, Günəş kütləsindən 40-50 qat çox olmamalıdır. Spektrində hidrogen olması ilə digər supernovalardan fərqlənir. Tip II supernovalar əsasən qalaktikaların spiral qollarında və H II bölgələrində müşahidə olunur, lakin eliptik qalaktikalarda deyil.

Bu şəkil, NGC 772 və NGC 770-ə əlavə olaraq çoxsaylı zəif qalaktikaları da əhatə edir.

Şəkil krediti: Stephen Leshin

19 sentyabr 2012

Günəş, & # 8220bizim & # 8221

Samanyolu qalaktikasının Orion qolunda yerləşən Günəş, Günəş Sisteminin mərkəzindəki ulduzdur. Demək olar ki, mükəmməl sferikdir və diametri 1,392,684 km, Yerdən təxminən 109 dəfə çoxdur. Kütləsi (Yerdən təxminən 330,000 dəfə) Günəş Sisteminin ümumi kütləsinin təxminən 99,86% -ni təşkil edir. Günəş kütləsinin təxminən dörddə üçü hidrogendən, qalan hissəsi isə helyumdan ibarətdir. Qalan (buna baxmayaraq, Yerin kütləsinin 5628 qatına bərabər olan% 1.69) oksigen, karbon, neon və dəmir və digərləri də daxil olmaqla daha ağır elementlərdən ibarətdir.

Günəş, Samanyolu mərkəzinin ətrafında qalaktika mərkəzindən təxminən 24.000-26.000 işıq ili məsafədə dövr edir və saat yönündə bir orbitə çıxaraq təxminən 225-250 milyon il ərzində. Günəşin Yerdən ortalama məsafəsi təqribən 149,6 milyon kilometrə (1 AU) bərabərdir, baxmayaraq ki, məsafədə Yer Yanvar ayında periheliondan İyul ayında aphelyona keçdikcə dəyişir. Bu orta məsafədə işıq Günəşdən Yerə təxminən 8 dəqiqə 19 saniyəyə gedir. Bu günəş işığının enerjisi fotosintezlə Yer üzündə demək olar ki, bütün həyatı dəstəkləyir və Yer kürəsinin iqlimini və havasını idarə edir.

Günəş populyasiya I və ya ağır elementlərlə zəngin bir ulduzdur. Günəş, təxminən 4,57 milyard il əvvəl, ehtimal ki, başqa bir çox ulduz da doğuran nəhəng bir molekulyar buludun bir hissəsinin dağılmasından meydana gəlmişdir. Bir və ya daha çox supernova, Günəşin meydana gəldiyi yerin yaxınlığında meydana gəlmiş olmalıdır. Günəşin əmələ gəlməsinə bir və ya daha çox yaxınlıqdakı fövqəladə yeni dalğalar səbəb ola bilər. Bunu Günəş Sistemindəki qızıl və uran kimi ağır elementlərin bolluğu təklif edir. Bu elementlər çox güman ki, bir supernova zamanı meydana gələn nüvə reaksiyalarından meydana gəlmişdir.

Günəş həm də sarı bir cırtdandır, çünki görünən radiasiya spektrin sarı-yaşıl hissəsində ən güclüdür və rəngi ağ olmasına baxmayaraq, yer üzündən mavi işığın atmosferə səpələnməsi səbəbindən sarı görünə bilər. Səthinin temperaturu təqribən 5778 K (5505 ° C), əksinə nüvəsinin temperaturu 15,7 milyon K-dir.

Günəş, əksər ulduzlar kimi, əsas nüvə ulduzudur, bu zaman nüvəsindəki nüvə birləşmə reaksiyalarının hidrogenini heliuma birləşdirir. Günəş bu mərhələnin təxminən yarısındadır.Hər saniyədə dörd milyon tondan çox maddə Günəşin nüvəsi daxilində enerjiyə çevrilir və neytrinolar və günəş şüaları yaradır. Bu sürətlə Günəş bu ana qədər 100 maddə Yer kütləsini enerjiyə çevirdi. Günəş, əsas ardıcıl bir ulduz olaraq cəmi 10 milyard il sərf edəcəkdir.

Günəşin supernova kimi partlayacaq qədər kütləsi yoxdur. Bunun əvəzinə, təxminən 5 milyard ildə qırmızı nəhəng bir mərhələyə qədəm qoyacaq. Xarici təbəqələr nüvədəki hidrogen yanacağı istehlak edildikcə genişlənəcək və nüvə büzülüb isinəcəkdir. Qırmızı nəhəng fazanın ardınca, sıx termal pulsasiyalar Günəşin xarici təbəqələrini atmasına və planetar bir dumanlığı meydana gətirməsinə səbəb olacaqdır. Xarici təbəqələrin atılmasından sonra qalacaq yeganə obyekt, son dərəcə isti bir ulduz nüvəsidir ki, yavaş-yavaş soyuyacaq və milyardlarla il ərzində ağ cırtdan kimi solacaq. Bu ulduzlu təkamül ssenarisi aşağı və orta kütləli ulduzlara xasdır.

Qaya planetlərinin etdiyi kimi Günəşin müəyyən bir sərhədi yoxdur və xarici hissələrində qazlarının sıxlığı mərkəzindən uzaqlaşdıqca sərt şəkildə azalır. Günəşdəki bütün maddələr yüksək temperaturlarına görə qaz və plazma şəklindədir. Bu, Günəşin ekvatorda (təxminən 25 gün) qütblərinin yanında olduğundan daha sürətli dönməsini təmin edir. Buna baxmayaraq, yaxşı təyin olunmuş bir daxili quruluşa malikdir. Günəşin nüvəsi suyun sıxlığının təxminən 150 qatına qədər bir sıxlığa malikdir və mərkəzdən günəş radiusunun təxminən 20-25% -ə qədər uzandığı düşünülür.

Bir vaxtlar astronomlar tərəfindən kiçik və nisbətən əhəmiyyətsiz bir ulduz kimi qəbul edilən Günəşin indi Samanyolu qalaktikasında ulduzların təxminən 85% -dən daha parlaq olduğu düşünülür, əksəriyyəti qırmızı cırtdanlardır. Günəşin isti tacı kosmosda davamlı olaraq genişlənir və günəş küləyini yaradır, təxminən 100 astronomik vahiddə heliopozaya qədər uzanan yüklü hissəciklər axını. Günəş küləyi, heliosferin yaratdığı Ulduzlararası mühitdəki köpük Günəş Sistemindəki ən böyük fasiləsiz quruluşdur.

Günəşin qarışıq xarici atmosferi hesab edilə bilən heliosfer, Plutonun orbitindən keçərək heliopozaya qədər uzanır və burada ulduzlararası mühitlə kəskin bir şok ön sərhədi meydana gətirir. Fotosfer və heliosper arasındakı təbəqələr (xromosfer, keçid bölgəsi və korona) Günəşin səthindən daha isti olur. Səbəb qəti şəkildə sübut olunmayıb. Tac, Günəşin özündən daha böyük həcmdə olan Günəşin genişlənmiş xarici atmosferidir. Korona fasiləsiz olaraq kosmosa yayılır və bütün Günəş sistemini dolduran günəş küləyini əmələ gətirir. Günəşin ən sərin təbəqəsi, günəşin səthindən təxminən 500 km yüksəklikdə, fotoperper adlanan, temperaturu təxminən 4100 K olan minimum temperatur bölgəsidir.

Günəş maqnit cəhətdən aktiv bir ulduzdur. İldən-ilə dəyişən güclü və dəyişən bir maqnit sahəsini dəstəkləyir və günəş maksimumu ətrafında hər on bir ildə bir istiqamət dəyişdirir. Günəşin özündən xeyli uzanan Günəşin maqnit sahəsi, Günəşin səthindəki günəş ləkələri, günəş alovları, gözə çarpan yerlər və günəş küləyindəki dəyişikliklər daxil olmaqla, günəşin aktivliyi adlanan bir çox təsirə səbəb olur. Günəş sistemi. Günəş fəaliyyətinin Yer üzündəki təsirləri arasında auroralar və radio rabitə və elektrik enerjisinin pozulması da var. Günəş sisteminin günəş sisteminin meydana gəlməsində və təkamülündə böyük rol oynadığı düşünülür. Günəş fəaliyyəti Yerin xarici atmosferinin quruluşunu dəyişdirir.

Günəşin dərhal görünən xüsusiyyətləri, ümumiyyətlə, daha aşağı temperatur səbəbindən ətraflarından daha qaranlıq görünən yaxşı səth sahələri olan günəş ləkələridir. Günəş ləkələri, konveksiyanın güclü maqnit sahələri ilə inhibe edildiyi və isti daxili yerdən səthə enerji nəqlini azaltdığı sıx bir maqnetik fəaliyyət bölgəsidir. Maqnetik sahə tacda güclü istiləşməyə səbəb olur və intensiv günəş alovlanmalarının və tac kütləsi tullantılarının mənbəyi olan aktiv bölgələr meydana gətirir. Ən böyük günəş ləkələri on minlərlə kilometr boyunca ola bilər.

Günəş ləkələrinin sayı sabit deyil, lakin günəş dövrü olaraq bilinən 11 illik dövrdə dəyişir. Tipik bir günəş minimumunda az günəş ləkəsi görünür və bəzən heç biri görünmür. Görünənlər günəşin enliyindədir. Günəş ləkəsi dövrü irəlilədikcə günəş ləkələrinin sayı artır və Günəşin ekvatoruna yaxınlaşırlar. Günəş dövrü kosmik havaya böyük təsir göstərir və Günəşin parlaqlığının maqnit aktivliyi ilə birbaşa əlaqəsi olduğundan Yer kürəsi iqliminə təsir edir. Günəş aktivliyi minimumları daha soyuq temperaturlarla, ortalama günəş dövrlərindən daha uzunları daha isti temperaturlarla əlaqəli olur. Son bir nəzəriyyə, Günəşin nüvəsində 41.000 və ya 100.000 illik dövrlərdə dalğalanmalara səbəb olan maqnit qeyri-sabitliklərin olduğunu iddia edir. Bunlar buz dövrünün izahını verə bilər.

18 sentyabr 2012

RCW 49, Centaurusda yayılmış bir dumanlıq

RCW 49 (ayrıca GUM 29 olaraq təyin olunmuşdur), cənub bürcü Centaurus-da 13700 işıq ili məsafədə yerləşən, təxminən 350 işıq ili olan dağınıq bir dumanlıqdır. 2200 ulduzdan çox olan qaranlıq və tozlu bir ulduz uşaq bağçasıdır.

RCW 49-dakı ulduzların çoxu toz tökülmələrinə dərindən büründüyü üçün görünən dalğa uzunluqlarında görünə bilmirlər. Spitzer & # 8217s infraqırmızı gözləri ilə baxıldığında, RCW 49 şəffaf olur.

Bu görüntüdə dumanlıq və daha yaşlı ulduzlar (mərkəzdəki mavi ulduzlar), qaz lifləri (yaşıl) və tozlu sümüklər (çəhrayı) vurğulanır. Bununla yanaşı, kosmik toz buludları boyunca xallı 300-dən çox yeni doğulmuş ulduzu da aşkar edir ki, dumanlıqda ulduz əmələ gəldiyini göstərir. Astronomlar bu yeni tapılan proto-ulduzları daha da öyrənməkdə maraqlıdırlar, çünki qalaktikamızda ulduz əmələ gəlməsinə yeni bir baxış təklif edirlər.

RCW 49, Samanyolu qalaktikamızdakı ən parlaq və kütləvi H II bölgələrindən biridir (bu yaxınlarda ulduz əmələ gəldiyi qismən ionlaşmış qazın aşağı sıxlıqlı bir buludu). Mərkəzində bilinən ən isti, ən parlaq və ən böyük ulduzlardan bəzilərini ehtiva edən Westerlund 2 kompakt ulduz dəstəsi yerləşir. W2 qrupunun yaşının 23 milyon il olduğu təxmin edilir. Kümənin təxmin edilən ulduz kütləsi təxminən 30.000 günəş kütləsidir.

İnfraqırmızı məlumatlar, indiyə qədər müşahidə olunan ən zəif və ən uzaq potensial planet yaradan disklər arasında bəzi körpə ulduzların ətrafında ehtimal olunan protoplanet disklərin olduğunu göstərir. Bu cür həyəcan verici nəticələr planet quran disklərin bir ulduzun təkamülünün təbii bir hissəsi olduğu fikrinə daha çox dəstək verir.

Bu görüntü NASA & # 8217s Spitzer Space Teleskopundakı infraqırmızı sıra kamerası ilə çəkilmişdir.
Şəkil krediti: E. Churchwell (Wisconsin Universiteti), NASA / JPL-Caltech

17 sentyabr 2012

NGC 1808, Columba'da bir barmaqlıqlı spiral qalaktika

NGC 1808, təqribən 40 milyon işıq ili uzaqlıqdakı cənub Columba bürcündə yerləşən, təxminən 35.000 işıq ili olan bir barrikalı spiral qalaktikadır. NGC 1808, o qədər də çox ulduz əmələ gəlir ki, bir ulduz patlaması qalaktikası hesab edildi. Qalaktika saniyədə 995 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır.

NGC 1808, özünəməxsus və mürəkkəb bir nüvəsi, qeyri-adi şəkildə əyilmiş bir diski və mərkəzi bölgələrdən qəribə hidrogen qaz axınları ilə seçilir. Qalaktika mərkəzi güclü ulduz formasiyasının mərkəzidir.

Ulduz partlayışının ən azı 50 milyon yaşı olmalıdır və 100 milyon yaşından böyük ola bilməz. Ulduz meydana gəlməsi sürətli və davamlı olmuşdur. Təzə molekulyar qazın mərkəzi bölgəyə axını olmadan ulduz əmələ gətirmə aktivliyi yalnız bu nisbətdə 6 ilə 20 milyon il davam edə bilər.

Parlaq nüvənin hər iki tərəfində də düz ulduz əmələ gəlməsi səbəbindən NGC 1808-ə barmaqlı spiral qalaktika deyilir. Bu ulduz meydana gəlməsini çubuğun fırlanması və ya çubuq boyunca nüvə bölgəsinə doğru axan maddə (starburst qidalandırmaq) səbəb ola bilər. Ulduz partlaması bölgəsində supernova kimi partlamış kütləvi ulduzlar tərəfindən toz filamentləri nüvədən qalaktik haloya atılır.

Qalaktikanın xarici spiral qolları daxili qollara nisbətən əyilir (görkəmli qaranlıq toz zolağını göstərir). Bu, NGC 1808-nin yaxınlıqdakı NGC 1792 qalaktikası ilə bir gelgit qarşılıqlı əlaqəsi qurduğuna dəlildir. Belə bir qarşılıqlı təsir bar morfologiyasını yarada bilər və orada görünən müstəsna ulduz meydana gəlməsini alovlandıraraq NGC 1808 nüvəsinə doğru qaz ata bilər.

Ulduzlar tez-tez ulduz partlayışları içərisində yığcam qruplarda doğulur, sıx qaz və toz bu ulduz partlayış bölgəsini çox vaxt gizlədir. NGC 1808-də çubuqdakı ulduz əmələ gələn bölgələr və NGC 1808 nüvəsindəki bir çox gənc ulduz qrupu vardır. Qalaktikanın nüvəsi iki maksimum göstərir. Ya qalaktikanın iki nüvəsi var (əvvəlki birləşmədən), ya da tozlu liflərdən biri nüvəni görmə xəttimizə bölür.

NGC 1808 eyni zamanda görkəmli bir radio mənbəyidir. Radio emissiyası, 1993af supernovanın müşahidə olunduğu supernova qalıqları tərəfindən istehsal olunur.

Şəkil krediti: Steve Mazlin, Jack Harvey, Rick Gilbert və Daniel Verschatse (SSRO / PROMPT / CTIO)

16 sentyabr 2012

SN E0102, SMC-də partlamış bir ulduzun qalıqları

Supernova qalığı 1E 0102.2-7219 (qısaca E0102), Tucana bürcündə Kiçik Megallan Buludunun içərisində təxminən 190.000 işıq ili uzaqlıqda yerləşən, partlamış bir ulduzun möhtəşəm qalıqlarıdır. Genişlənən milyonlarca dərəcə qalığı təxminən 30 işıq ili boyunca yer üzündə okean və atmosferdə bir milyard qatdan çox oksigen ehtiva edir.

Partlamış bir ulduzun bu qırıntıları, Günəşdən daha böyük bir ulduzun partladığı zaman meydana gəldi və bu, 1000 il əvvəl Yerin Cənubi Yarımkürəsindən görünə biləcək bir hadisə idi.

Qalanını təxminən 190.000 il əvvəl olduğu kimi, partlayışdan təxminən min il sonra görürük. Ulduz saatda 20 milyon kilometri (12 milyon mil / saat) aşan sürətlə xaricə partladı və ətrafdakı qazla toqquşdu. Bu toqquşma, biri xaricə hərəkət edən, digəri isə partlayışdan çıxarılan materialın içərisinə qayıdan iki şok dalğası meydana gətirdi.

Yenidən və ya əks şok dalğası ilə qaz milyonlarla Selsi dərəcəsinə qədər qızdırıldı. NASA-nın Chandra X-ray Rəsədxanasından alınan rentgen məlumatları bu qazın oksigen və neonla zəngin olduğunu göstərir. Bu elementlər ulduzun içərisindəki nüvə reaksiyalarından yaranıb və fövqəlnova tərəfindən kosmosa atıldı.

E0102, daha soyuq, daha sıx bir daxili üzüyü əhatə edən daha isti oksigenlə zəngin bir üzükə malikdir. Oksigen qazı və isti tozun iki tanınmış ipliyi təxminən 30.000 dərəcə Selsiyə qədər & # 8220 soğutuldu & # 8221. Bu tozun böyük hissəsi mərkəzi bölgədədir. Bütün isti toz partlayışda əmələ gəlmiş olsa belə, təxmin edilən toz kütləsi nəzəri modellər tərəfindən proqnozlaşdırıldığından ən az 100 dəfə aşağıdır.

Fərqli teleskoplarla çəkilən bu kimi görüntülər, astronomlara, maddənin qalaktikaya doğru irəlilədikcə enerjisini ölçmək kimi, supernova partlamaları haqqında daha dolğun bir şəkil verir. Bu şəkillər eyni zamanda Dünya kimi planetlərin meydana gəlməsi üçün lazım olan ağır elementlərin yaradılması və dağılması barədə misilsiz təfərrüatlar verir.

E0102-nin bu görüntüsündə ən aşağı enerjili X-şüaları narıncı rəngə, orta şüalarının aralığı mavi, ən yüksək enerjili rentgenləri mavi rəngə malikdir. Hubble Kosmik Teleskopundan (qırmızı, yaşıl və mavi rəngli) alınan optik görüntü qalıqda əlavə quruluş göstərir və sahədəki ön ulduzları da göstərir.

Şəkil krediti: rentgen: (NASA / CXC / MIT / D.Dewey et al. & Amp NASA / CXC / SAO / J.DePasquale) Optik: (NASA / STScI)

15 sentyabr 2012

Hydra'daki bir qalaktikalar ansamblı olan Hickson Compact Group 40

Hickson Compact Group 40 (ayrıca Arp 321 və ya VV 116 olaraq da bilinir) yeddi qalaktikadan ibarət bir ansambldır və bunlardan beşi açıq şəkildə görüldü və Hydra bürcündə təqribən 300 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşir.

Yuxarıdan aşağı, Hickson 40-dakı 5 görkəmli qalaktika spiral, eliptik, daha iki spiral və lentikulyardır. Göründüyü kimi bir-birlərinə toxunur. Eliptik qalaktika və spiral qalaktikalardan ikisi nüvə aktivliyinin bəzi səviyyələrini göstərir.

Kainatda tək, təcrid olunmuş qalaktikalar olduqca nadirdir. Qruplar və ya qruplar yaratmağa meyllidirlər. İki qalaktikaya sahib olan sistemə ikili qalaktika, ikidən çox, lakin ondan az qalaktikaya sahib olan sistemə qrup deyilir (Yerli Qalaktikalar Qrupu kimi, Samanyolu, Andromeda və Magellanik daxil olmaqla 30-dan çox qalaktikaya ev sahibliyi edir. Buludlar). Bundan artıq olan böyük bir sistemə çoxluq deyilir.

Üzvlərin bir-birlərinə toxunduqları göründüyü qədər kiçik bir məkanda olduqları qalaktika qrupları var. Bunlara yığcam qalaktika qrupları deyilir. Hickson Compact Group 40, Kanadalı astronom Paul Hickson tərəfindən kataloqlaşdırılan 100 kompakt qalaktika qrupundan biridir.

Bir-birinə bu qədər yaxın olan bir çox qalaktikalar cazibə qüvvəsi ilə qarşılıqlı təsir göstərir və ya yavaş-yavaş birləşərək 1 və ya 2 nəhəng qalaktika əmələ gətirir və ya bir-birlərini ayırırlar. Qarşılıqlı cazibə cazibəsi nəticəsində gelgit qarşılıqlı təsirinin dəlili həqiqətən bu qrupdakı 3 spiral qalaktikada da görülür. Lentikulyar qalaktika da nüvəsindəki qarşılıqlı əlaqələrə dair dəlillər göstərir. Burada belə bir birləşməni müşahidə edə bilərik.

Yığcam qruplar, Kainatın formalaşma illərində daha kiçik tikinti bloklarından böyük qalaktikaların yaradıldığı illərdə baş verənlərə bir pəncərə təqdim edir. Bu təcrid olunmuş qalaktika qrupu, yaxınlıq və qarşılıqlı təsirlərin qalaktikaların təkamülünə təsirlərini öyrənmək üçün maraqlı bir laboratoriya təmin edir. Məsələn, bu amillərin aktiv qalaktik nüvələrin varlığını və qalaktika qarşılıqlı əlaqəsi, aktivliyi və morfologiyası arasındakı əlaqəni necə təsir etdiyi.

Görüntüdəki iki mavi rəngli ağ nöqtə öz Galaxy-də ulduzdur. Kiçik qırmızı rəngli cisimlər milyardlarla işıq ili uzaqda yerləşən qalaktikalardır. Kainatın genişlənməsindən qaynaqlanan Doppler təsiri üzündən Hickson Compact Group 40 üzvlərindən daha qırmızı görünürlər.

Şəkil krediti: CISCO, Subaru 8.3-m Teleskop, NAOJ

14 sentyabr 2012

IRAS 10082-5647, Vela'da bir körpə ulduzu

IRAS 10082-5647, Vela bürcündə yerləşən bir əks bulutsusu ilə əhatə olunmuş bir körpə ulduzdur. Onun əks olunan işığı ulduzlar arası qaz və toz buluduna inci bir parıltı verir.

Yalnız bir neçə milyon yaşında olan ulduz, hələ də özündə hidrogen birləşməsinə başlamayan bir gəncdir. Ulduz, ömrünün təxminən 1% -ni keçirəcəyi əsas ana ardıcıllıq mərhələsindədir. IRAS 10082-5647 hələ də doğulduğu qaz və toz zərfinə salınıb.

Ulduz material özünə töküldükcə, nüvə daha sıx olur və həddən artıq təzyiq yaradır, çünki ulduz hələlik özünü cazibə qüvvəsi çökməsi ilə qızdırır. Nəhayət ulduzun nüvəsi füzyonun başlaması üçün kifayət qədər sıxlaşacaq və IRAS 10082-5647, həyatının əsas ardıcıllıq mərhələsi adlandırdığı yerə girəcək, burada ömrünün 80% -ni hidrogen yandıraraq enerji yaratmağa sərf edəcəkdir. özəyi.

Bu şəkillər Hubble Space Teleskopunun göyərtəsindəki Anketlər üçün Ətraflı Kamera tərəfindən çəkilib.
Şəkil krediti: ESA / Hubble & amp; NASA

13 sentyabr 2012

Cetus'dakı barmaqlı bir spiral qalaktika olan NGC 1073

NGC 1073, Cetus (Dəniz canavarı) bürcündə təxminən 55 milyon işıq ili uzağında, təxminən 80.000 işıq ili boyunca bir barrikalı spiral qalaktikadır. Saniyədə 1208 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır. Öz Samanyolu qalaktikamız da bənzərsiz bir spiraldir və NGC 1073 kimi qalaktikaların araşdırılması astronomların səmavi evimiz haqqında daha çox şey öyrənməsinə kömək edir.

NGC 1073, mərkəz boyunca gözə çarpan uzun bir parlaq ulduz çubuğuna və ehtimal ki, çox böyük bir qara dəliyə ev sahibliyi edən parlaq bir aktiv nüvəyə malikdir. Bu şəkildə tünd filamentar toz zolaqları, parlaq mavi ulduzların gənc qrupları və parlayan hidrogen qazının qırmızı emissiya buludları da görünür.

Mərkəzi çubuğu olan və olmayan spiral qalaktikalar var. Gökadalarda və # 8217 mərkəzlərində sıx ulduz xəttlərindən düzəldilmiş mərkəzi çubuqların, cazibə qüvvəsinin qazı içəri itələyən və yeni ulduzlar üçün material təmin edən sıxlıq dalğalarına səbəb olduğu üçün meydana gəldiyi düşünülür. Bu qaz axını, əksər qalaktikaların mərkəzlərindəki ac nəhəng qara delikləri bəsləyə bilər.

Çubuqlar qalaktikalar yaşlandıqca meydana gələ bilər, çünki Kainatdan & # 8217; s erkən günlərdən bəri çox uzaq qalaktikalar bunlara sahib olmağı istəmirlər. Əslində, əvvəlki Kainatdakı spiral qalaktikaların təxminən beşdə birində çubuqlar var, halbuki bu gün görülən spiralların üçdə ikisindən çoxu bunlara sahibdir. Bu fikrə əlavə olaraq çubuqların daha çox yaşlı, daha qırmızı ulduzlarla dolu qalaktikalarda, daha az isə mavi, gənc ulduzlu qalaktikalarda tapılmasıdır.

Bu görüntü eyni zamanda qalaktika ətrafında son ulduz meydana gəlməsinin nəticəsi olan qəribə, kobud halqaya bənzər bir quruluş ortaya qoyur. IXO 5 olaraq bilinən parlaq bir rentgen mənbəyi halqanın içərisindədir və böyük ehtimalla bir-birinin ətrafındakı orbitdə kilidlənmiş bir ulduz və qara dəlik olan ikili sistemdir.

NGC 1073, milyardlarla işıq ili uzaqlığından gələn inanılmaz parlaq işıq mənbəyi olan üç parlaq kvazara (ikisi sağ altda görünür) baxış xətti sayəsində də məşhurdur. Bu parlaqlığa maddənin ısınması və qalaktikaların ürəyindəki supermassive qara dəliklərə düşməsi səbəb olur. NGC 1073 üzərindən təsadüflərin düzəldilməsi onları qalaktikanın bir hissəsi kimi göstərmələrini təmin edərkən əslində Kainatda müşahidə edilə bilən ən uzaq obyektlərdəndir.

Görüntünün yuxarı hissəsində qırmızı rəngli bir neçə obyekt var, hər biri NGC 1073-dən çox kənarda gizlənən uzaq bir qalaktikadır.

Bu görüntü Hubble Kosmik Teleskopu tərəfindən çəkilmişdir.
Şəkil krediti: NASA / ESA

12 sentyabr 2012

Çalışan Toyuq Dumanı, Centaurusdakı bir emissiya dumanı

IC 2944/2948 (eyni zamanda Running Chicken Nebula və Lambda Centauri Bulutsusu kimi tanınır) 7.9 milyon il əvvəl buluddan doğan yeni açıq ulduz qrupu Collinder 249-un evidir. 70 & # 8211 77 işıq ili arasındadır və Centaurus bürcündə 5.800 & 6500 işıq ili yaxınlığında yerləşir və parlaq ulduz Lambda Centauri-ni əhatə etdiyi görünür. Ancaq əslində Lambda Centauri, Çalışan Toyuq Dumanlığından daha çox Dünyaya yaxındır və dumanlıqla heç bir əlaqəsi yoxdur. Qəribə ləqəb, ən parlaq bölgəsinin quşa bənzər formasından gəlir.

Bu dumanın içərisində ultrabənövşəyi şüalarla parıldayan hidrogen qaz buludlarından əmələ gələn isti yeni doğulmuş ulduzlar var. Kümənin ən isti üzvləri buludu həm ionlaşdırmaq, həm də qazmaq üçün kifayət qədər ultrabənövşəyi radiasiya və güclü küləklər istehsal edir və dumanlığı ulduz yaradan bölgələrə xas olan qırmızı rəngdə parıldadır.

Parlayan qaz xaricində, Çalışan Toyuqda ulduz meydana gəlməsinin başqa bir əlaməti, bu görüntünün bir hissəsində qırmızı fonda siluet şəklində olan qeyri-şəffaf qara yığınlar seriyasıdır.Bunlara ümumiyyətlə aktiv ulduz əmələ gələn bölgələr olan Bok kürəcikləri deyilir. Parlaq fondan işığı çəkdikləri zaman qaranlıq görünürlər. Normalda görünən işığı bağlayan tozları görə bilən infraqırmızı teleskoplardan istifadə edən bu qaranlıq Bok kürəciklərinin müşahidələri, həqiqətən də bir çoxunun içində ulduzların meydana gəldiyini ortaya qoydu.

Bu şəkildəki Bok qlobuslarının ən görkəmli kolleksiyası 1950-ci illərdə onları kəşf edən Cənubi Afrika astronomundan sonra Thackeray’s Globules kimi tanınır. Bunlar görüntünün yuxarı sağ hissəsindəki bir qrup parlaq ulduz arasında görünür.

Thackeray’s Globules-də barama qoyulmuş ulduzlar hələ hamilədirsə, onda Collinder 249 qrupunun ulduzları onların böyük qardaşlarıdır. Ulduz baxımından hələ gənc, yalnız bir neçə milyon yaşında olan bu ulduzlar parıldayır və ultrabənövşəyi radiasiya dumanlığı işıqlandıran enerjinin böyük hissəsini təmin edir. Bu parlayan dumanlıqlar astronomik baxımdan nisbətən qısa müddətdir (ümumiyyətlə bir neçə milyon il), yəni işləyən Toyuq Dumanlığı həm qazını, həm də ultrabənövşəyi şüalanma mənbəyini itirdiyinə görə yox olacaq.

Bu görüntü MPG / ESO 2.2 metrlik teleskopda Geniş Çöl Görüntüləmə cihazı ilə çəkilmişdir.
Şəkil krediti: ESO

11 sentyabr 2012

Günəşdən səkkizinci və ən uzaq planet olan Neptun

Roma dəniz tanrısı adına verilən Neptun, Günəş Sistemimizdəki Günəşdən səkkizinci və ən uzaq planetdir. Neptun ilə Günəş arasındakı orta məsafə 4.50 milyard km-dir (Yer-Günəş məsafəsinin təqribən 30.1 qat) və ortalama olaraq hər 164.79 ildə bir orbiti tamamlayır. Yer kürəsindən Neptun hər 367 gündə bir aydın geriyə doğru hərəkət edir. Neptun diametrinə görə dördüncü, kütləsinə görə üçüncü böyük planetdir. Neptun Günəşdən aldığı enerjidən təqribən 2.61 dəfə çox enerji yayır (Uran yalnız 1.1 dəfə çox yayılır).

Neptun, Yerlə daha böyük qaz nəhəngləri arasında bir ara cisimdir: Yerin kütləsindən 17 qat, Yupiterin cəmi 19/19-u. Planetin səthi cazibə qüvvəsini yalnız Yupiter üstələyib. 24764 km-lik Neptunun ekvatorial radiusu Yer kürəsindən dörd dəfə çoxdur. Neptun və Uran, Yupiter və Saturna nisbətən su, ammonyak və metan kimi daha yüksək konsentrasiyasına görə, & # 8220ice nəhəngləri & # 8221 adlandırılan bir qaz nəhəngi alt sinfi sayılır.

Neptunun iç hissəsi əsasən buz və qayadan ibarətdir. Neptunun nüvəsi yerin kütləsindən təxminən 1,2 dəfə çox olan dəmir, nikel və silikatlardan ibarətdir. Mərkəzdəki təzyiq 7 Mbar, Yer səthindəki təzyiqdən milyonlarla dəfə çoxdur və istilik 5400 K ola bilər.

Mantiya 2000 K ilə 5.000 K arasında istiliyə çatır və su, ammonyak və metanla zəngindir. Planet elmində ənənəvi olduğu kimi, bu qarışıq isti, olduqca sıx bir maye olmasına baxmayaraq buz kimi adlandırılır. Bu maye bəzən su-ammonyak okeanı adlanır.

Atmosferi əsasən “buz” və karbohidrogen izləri və ehtimal ki azot ilə birlikdə hidrogen və helyumdan ibarətdir. Kütlənin təqribən% 5 - 10% təşkil edir və bəlkə də% 20 - 20% nüvəyə doğru uzanır. Metan, ammonyak və suyun artan konsentrasiyası atmosferin aşağı bölgələrində tapılır.

Yüksək yüksəkliklərdə Neptunun atmosferi% 80 hidrogen və 19% helyumdan ibarətdir. Az miqdarda metan da mövcuddur. Qırmızı işığın atmosferdəki metanla udulması Neptuna mavi rəng verən şeyin bir hissəsidir.

Qaranlıq qalan səbəblərə görə planetin termosferi, anomal olaraq təxminən 750 K yüksək bir temperaturdadır. Planetin bu istiliyin ultrabənövşəyi radiasiya ilə meydana gəlməsi üçün Günəşdən çox uzaqdır. Termosferdə meteoritlər və toz kimi xarici mənbələrdən çökmüş ola biləcək karbon dioksid və su izləri var.

Neptunun maqnit sahəsi fırlanma oxuna nisbətən planetin fiziki mərkəzindən təxminən 13.500 km məsafədə güclü bir şəkildə əyilmişdir. Maqnetosferin günəş küləyini yavaşlatmağa başladığı Neptun & # 8217s, yay şoku planetin radiusundan 34,9 dəfə çox məsafədə baş verir. Maqnetosferin quyruğu Neptunun radiusunun ən azı 72 qatına və çox güman ki, çox uzanır.

Neptunun atmosferi aktiv və görünən hava şəraiti ilə seçilir. Bu hava şəraiti Günəş sistemindəki bütün planetlərin ən güclü davamlı küləkləri tərəfindən idarə olunur və qeyd olunan külək sürəti saatda 2100 kilometrə (1300 mil / saat) çatır. Məsələn, 1989-cu ildə planetin cənub yarımkürəsi, Yupiterdəki Böyük Qırmızı Ləkə ilə müqayisə olunaraq 13000 × 6600 km-lik bir anti-siklonik fırtına sistemi olan Böyük Qaranlıq Ləkəyə sahib idi. Təxminən beş il sonra Böyük Qaranlıq Ləkə yox oldu. Bunun əvəzinə, planetin şimal yarımkürəsində Böyük Qaranlıq Ləkəyə bənzər yeni bir fırtına tapıldı.

Scooter (Böyük Qaranlıq Ləkədən daha sürətli hərəkət edən Böyük Qaranlıq Ləkədən daha cənubdakı bir ağ bulud qrupu) və cənub siklonik fırtına olan Kiçik Qaranlıq Ləkə kimi daha çox fırtına tapıldı. Mövsümi dəyişikliklər səbəbindən Neptunun cənub yarımkürəsindəki bulud zolaqlarının ölçüsü və albedoda artdığı müşahidə edildi. Neptunun uzun orbital dövrü qırx il davam edən fəsillərlə nəticələnir. Neptunun cənub yarımkürəsindəki bulud zolaqlarının mövsümi dəyişikliklərə görə ölçüsündə və albedoda artdığı müşahidə edildi. Neptunun uzun orbital dövrü qırx il davam edən fəsillərlə nəticələnir.

Neptunun və Günəşdən uzaq məsafəsi olduğu üçün xarici atmosfer Günəş Sistemindəki ən soyuq yerlərdən biridir və bulud zirvələrindəki temperatur −218 ° C (55 K) yaxınlaşır. Planetin mərkəzindəki temperatur təxminən 5.400 K (5.000 ° C) -dir.

2007-ci ildə Neptunun yuxarı troposferinin cənub qütbünün Neptunun qalan hissəsindən təxminən 10 ° C isti olduğu aşkar edildi. Nisbi & # 8220hot spot & # 8221, Neptunun son rübündə və ya təxminən 40 Earth ilində cənub qütbünü Günəşə məruz qoyan Neptunun eksenel əyilməsindən qaynaqlanır.

Neptunun bilinən 13 ayı var. Neptun ətrafındakı orbitdəki kütlənin% 99,5-dən çoxunu və kürə sümüyü olacağı qədər böyük olanı indiyə qədər ən böyüyü Tritondur. Planet üzük sisteminə sahibdir, baxmayaraq ki, Saturn'dan daha az əhəmiyyətlidir. Üzüklər silikatlarla və ya karbon əsaslı materialla örtülmüş buz hissəciklərindən ibarət ola bilər ki, bu da onlara çox güman ki, qırmızı rəng verir. Üzüklər yapışqan bir quruluşa sahibdir, bu da onların yaxınlığındakı orbitdəki kiçik aylarla cazibə qüvvəsi ilə əlaqəli ola bilər. Neptun & # 8217s üzükləri əvvəlcədən düşünüləndən daha qeyri-sabitdir. Şəkillər üzüklərdə xeyli çürümə göstərir.

Neptunu 25 avqust 1989-cu ildə planet tərəfindən uçan yalnız bir kosmik gəmi - Voyager 2 ziyarət etdi.

Şəkil krediti: Bilmirəm kimsə bu işdə mənə kömək edə bilər?

10 sentyabr 2012

Buğa bürcünün məşhur açıq ulduz dəstəsi

Pleiades və ya Seven Sisters (Messier 45 və ya M45), Torosun şimal bürcündə 391 - 456 işıq ili arasında yerləşən, dünyaya ən yaxın ulduz dəstələrindən birinə çevrilən gənc və çox parlaq açıq ulduz dəstəsidir. Kümək nüvəsinin diametri təxminən 16 işıq ili, ümumi diametri isə təxminən 86 işıq ilidir. Pleiades'in ümumi kütləsi təxminən 800 günəş kütləsidir.

1000-dən çox üzvdən ibarət olan klasterdə isti mavi və son dərəcə parlaq ulduzlar üstünlük təşkil edir, bunlardan bir neçəsi yerli müşahidə şərtlərindən asılı olaraq çılpaq gözlə görülə bilər. Pleiades'in doqquz ən parlaq ulduzu & # 8220 Ata & # 8221 Atlas və & # 8220 Ana & # 8221 Pleione'nin yeddi qızı üçün seçilir: Alcyone, Asterope (ikiqat ulduz, Sterope da deyilir), Electra, Maia, Merope, Taygeta və Celaeno .

Kümədə ayrıca Günəş kütləsinin% 8-dən azı olan, nüvə birləşməsi reaksiyalarının nüvələrində başlayıb uyğun ulduzlara çevrilməsi üçün o qədər də ağır olmayan bir çox qəhvəyi cırtdan var. Ümumi kütlənin% 2-dən az hissəsini təmin etsələr də, qrupun ümumi əhalisinin 25% -ni təşkil edə bilərlər. Astronomlar Pleiades və digər gənc qruplardakı qəhvəyi cırtdanları tapmaq və təhlil etmək üçün çox səy göstərdilər, çünki onlar hələ nisbətən parlaq və müşahidə oluna bilirlər, köhnə qruplardakı qəhvəyi cırtdanlar solmuş və öyrənilməsi çox çətindir.

İdeal müşahidə şəraitində qrupun ətrafında bəzi nebulozitaya işarə edilə bilər. Bu, isti, gənc ulduzların mavi işığını əks etdirən tozun yaratdığı bir əks dumanlığıdır. Əvvəllər tozun çoxluq meydana gəlməsindən qaldığı düşünülürdü, lakin təxminən 100 milyon yaşında, əvvəldən mövcud olan tozların demək olar ki, hamısı radiasiya təzyiqi ilə dağılacaqdı. Bunun əvəzinə, çoxluq sadəcə ulduzlararası mühitin xüsusilə tozlu bir bölgəsindən keçir.

Əksər açıq qruplar kimi, Pleiades cazibə qüvvəsində əbədi olaraq qalmayacaq, çünki bəzi qarışıq ulduzlar yaxın qarşılaşmalardan sonra atılacaq və digərləri gelgit cazibə sahələri tərəfindən soyulacaqdır. Hesablamalar hesab edir ki, klasterin dağılması təxminən 250 milyon il çəkəcək, nəhəng molekulyar buludlar və qalaktikamızın spiral qolları ilə cazibə qarşılıqlı təsiri də məhv olmasını sürətləndirir.

9 sentyabr 2012

Abell 39, Herkulesdəki sferik bir planet buludu

Abell 39, aşağı səth parlaqlığına malik demək olar ki, mükəmməl bir sferik planet dumanlığıdır. Herakl bürcündə təxminən 6.800 işıq ili məsafədə və Samanyolu qalaktikasının əksəriyyətinin yerləşdiyi müstəvidən və Galaktik müstəvidən təxminən 4600 işıq ili uzaqlıqda yerləşir. Təxminən 5 işıq ili diametri ilə bilinən ən böyük sahələrdən biridir.

Planet dumanlıqlarının planetlərlə heç bir əlaqəsi yoxdur, xaricindəki erkən astronomlar üçün bu yuvarlaq cisimlər Uran və Neptun planetlərinə bənzəyirdi. Planet bulutsusu Günəşimiz kimi ulduzlar üçün həyatın son mərhələsidir. Milyard illər sonra ulduzlar yanacaq az hidrogen qazının olduğu bir nöqtəyə çatır. Ulduz sobalarını helium kimi digər elementləri yandırmağa çevirmək üçün, ulduz balonları qırmızı bir nəhəng halına gəlsin. Nəhayət, ulduz öz-özünə çökür. Bu, nüvəsindəki temperaturu artırır və ulduzların əksəriyyəti kosmosa catapulted və ulduz ətrafında bir baloncuk meydana gətirir. Sonra ulduz ağ cırtdan olmaq üçün soyuyur.

Abell 39 eyni zamanda bir dəfə Günəşə bənzər bir ulduzun min illər boyunca xarici atmosferini qovduğu kimi meydana gəlir. Hələ də görünən dumanlıq və mərkəzi ulduz isti bir ağ cırtdana çevrilir.

Mərkəzi ulduzun kütləsi, əlavə 0.6 günəş kütləsindən ibarət olan planetar dumanlıqdakı maddə ilə təxminən 0.61 günəş kütləsi olduğu təxmin edilir. Mərkəzi ulduzun 0,1 işıq ili ilə mərkəzdən biraz kənarda qalmasının səbəbi hazırda məlum deyil.

Abell 39-un demək olar ki, vahid bir qabığı var. Bununla birlikdə, dumanlığın bir tərəfi digərindən 50% daha parlaqdır. Əlavə olaraq, qabığın üz tərəfində səth parlaqlığında düzensizliklər görülür. Asimmetriyanın mənbəyi məlum deyil, ancaq mərkəzi ulduzun ofset ilə əlaqəli ola bilər.

Sferik qabığın qalınlığı bir işıq ilinin təxminən üçdə birini təşkil edir, parlaq haşiyədən kənara çıxan zəif bir halo var. Abell 39, radiusu və saniyədə 32 ilə 37 kilometr arasındakı bir genişlənmə sürətinə əsasən təxminən 22100 ildir genişlənir.

Onun forması astronomlara dumanlıqdakı nisbi materialın nə qədər işığı və işığı yayıldığını dəqiq hesablamağa imkan verdi. Müşahidələr Abell 39-un Günəşdəki oksigen bolluğunun yalnız yarısını ehtiva etdiyini göstərir.

Arxa qalaktikalar dumanlığın yaxınlığında görünür və bəziləri şəffaf dumanlıqdan görünə bilər.

8 sentyabr 2012

İynə qalaktikası, Coma Berenices-də kənar spiral qalaktika

İynə qalaktikası (NGC 4565), şimal Coma Berenices (Berenice & # 8217s Hair) bürcündə cəmi 40 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşən 100.000 işıq ilini əhatə edən böyük bir barmaqlı spiral qalaktikadır. Bu parlaq qalaktika saniyədə təxminən 1230 kilometr sürətlə bizdən geri çəkilir.

NGC 4565, dar profili ilə İynə Qalaktikası kimi tanınır və kənar spiral qalaktikanın məşhur və əla nümunəsidir. Əslində, bəziləri İynə qalaktikasını Messier'in əldən verdiyi görkəmli bir səma şah əsəri hesab edirlər. Öz qalaktikamıza bu baxımdan baxsaydı, Süd Yolu İynə qalaktikasına bənzəyirdi.

İynə qalaktikası, keçən bir qalaktika ilə qədim bir qarşılıqlı əlaqə səbəbi ilə kənarlarında əyri görünən düz, nazik bir disk quruluşuna malikdir. Qaranlıq qaz və toz zolaqları qalaktikanın diskini bağlayır və ulduzla dolu salondan çıxan işığı qızartır. Onun qabarıq mərkəzi nüvəsində yaşlı sarımtıl ulduzlar üstünlük təşkil edir.

İğne qalaktikası kimi qalaktikaları öyrənmək astronomların öz Samanyolu haqqında daha çox məlumat əldə etmələrinə kömək edir. Nisbətən yaxındır və kənarda görülməsi onu müqayisəli tədqiqat üçün xüsusilə faydalı bir obyektə çevirir. İğne qalaktikası, alimlərin Süd Yolunda da tapdıqları bir neçə xüsusiyyəti ortaya qoyur. Hər ikisi də qalaktik nüvələrindən tökülən işığın bir hissəsini maneə törədən, qaranlıq ulduzlararası toz zolaqları olan spiral qalaktikalardır.

Bu görüntüdə bir çox arxa qalaktikalar da görünür və 'adalar kainatları & # 8221 ləqəblərinə tam məna verir.

Şəkil krediti: Howard Trottier

7 sentyabr 2012

DR22, Cygnusda ulduz əmələ gətirən bir bulud

DR22, Dünyadan təxminən 4500 işıq ili uzaqlıqda, Cygnus-X kompleksinin kənarında (ulduz meydana gəlməsinin ən zəngin bölgələrindən biri olan) ürəyində gənc bir ulduz qrupu olan qaz və toz olan bir ulduz əmələ gətirən bir buluddur. Qalaktikamız) Qu quşu bürcünün qəlbində. DR22, son zamanlarda böyük bir ulduz meydana gəlməsinə dair dəlillər göstərir və yeni ulduzlarla partlayır.

Ulduz qrupundakı (bir milyon yaşı olmayan) gənc ulduzlar öz doğuş materiallarını uçurduqdan sonra küləkləri və sərt ultrabənövşəyi şüaları yayaraq qalıq buludu fantastik formalara çevirib ortada bir boşluğu havaya sovururlar. Astronomlar, bu fəaliyyətin gələcək ulduz meydana gəlməsini pozaraq nə zaman boğduğuna və sıxılma yolu ilə ulduz meydana gəlməsini asanlaşdırdığına əmin deyillər.

Bu infraqırmızı görüntü, Spitzer isti missiyası əsnasında çəkilən ilklərdən biridir və beş il yarımdan çox işləmiş teleskopun maye soyuducu bitməsindən sonra başlayan yeni bir mərhələdir. Şəkil Spitzer & # 8217s-in hələ soyuq 30 Kelvin temperaturunda çəkildi (mənfi 406 Fahrenheit).

Spitzer & # 8217's infraqırmızı gözlər həm tozları görə bilir, həm də ulduz yaradan yuvalara bənzərsiz bir görünüş verir. Bu şəkildəki mavi sahələr tozlu buludlardır və narıncı əsasən isti qazdır.

Şəkil krediti: NASA / JPL-Caltech

6 sentyabr 2012

Arp 81, Draco'da qarşılıqlı əlaqədə olan bir cüt qalaktikadır

Arp 81 (eyni zamanda UGC 11175 və VV 247 olaraq təyin olunmuşdur), yaxınlaşdıqdan təxminən 100 milyon il sonra görülən NGC 6621 (sağda) və NGC 6622 (solda) ibarət güclü bir-birinə təsir göstərən spiral qalaktikalar cütüdür. Gökada cütü təxminən 280 milyon işıq ili uzaqlıqdakı Drako bürcündə yerləşir və saniyədə 6329 kilometr sürətlə bizdən geri çəkilir.

Arp 81, Arp & # 8217s Atlas of Peculiar Gökadalardakı 81-ci qalaktikadır. Halton Arp-ın 1966-cı ildə istehsal etdiyi 338 özünəməxsus qalaktikaların kataloqu.

Hər ikisindən daha böyük olan NGC 6621, çox narahat bir spiral qalaktikadır. Qarşılaşma bükülmüş qaz və toz axınları yaratdı və NGC 6621-dən uzun bir quyruq çıxardı və indi bədəninin arxasına bükülmüş təxminən 200.000 işıq ili boyunca uzandı.

Toqquşma, iki qalaktika arasında geniş bir ulduz əmələ gəlməsinə də səbəb oldu. Ulduz qrupları kifayət qədər güclü bir narahatlıqdan sonra tez bir zamanda əmələ gələ bilər və Arp 81 həqiqətən çox zəngin bir gənc kütləvi ulduz qruplarına malikdir (yaxşı bildiyiniz antena qalaktikalarından daha zəngin bir ulduz qrupları toplusu). Gökada cütü bir ulduz partlaması sistemi olaraq təsnif edilir və bu qədər güclü infraqırmızı və radio mənbəyidir.

Gökadalar son qarşılıqlı təsir mərhələsindədirlər və uzaq gələcəkdə böyük bir qalaktikaya birləşmək niyyətindədirlər və nəhayət birləşənə qədər təkrarlanan yanaşmalar edirlər.

Bu rəngli kompozit görüntü Hubble Space Teleskopu tərəfindən çəkilmişdir.
Şəkil krediti: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI / AURA) -ESA / Hubble Collaboration və W. Keel (Alabama Universiteti)

5 sentyabr 2012

Limon Dilim Dumanlığı, Camelopardalisdəki planetar bir dumanlıq

Lemon Dilim Dumanlığı (IC 3568), nisbəti yalnız 0.4 işıq ili olan və saniyədə on kilometrlərlə sürətlə böyüyən nisbətən gənc bir planet bulududur. Zürafə olan Camelopardalis bürcündə (Polaris-dən cəmi 7,5 dərəcə) Dünyadan təxminən 4500 işıq ili uzaqlıqda yerləşir.

Planet dumanlığının planetlərlə heç bir əlaqəsi yoxdur, xaricindəki erkən astronomlar üçün bu yuvarlaq cisimlər Uran və Neptun planetlərinə bənzəyirdi. Planet bulutsusu Günəşimiz kimi ulduzlar üçün həyatın son mərhələsidir. Milyard illər sonra ulduzlar yanacaq az hidrogen qazının olduğu bir nöqtəyə çatır. Ulduz sobalarını helium kimi digər elementləri yandırmağa çevirmək üçün, ulduz balonları qırmızı bir nəhəng halına gəlsin. Nəhayət, ulduz öz-özünə çökür. Bu, nüvəsindəki temperaturu artırır və ulduzların əksəriyyəti kosmosa catapulted və ulduz ətrafında bir baloncuk meydana gətirir. Sonra ulduz ağ cırtdan olmaq üçün soyuyur. Bu bir anda deyil, mərhələli olaraq baş vermir.

Limon Dilim Dumanlığı, demək olar ki, mükəmməl kürə şəklində olan, bilinən ən sadə dumanlıqlardan biridir. Mərkəzi ulduz çox isti və parlaq bir Qırmızı Nəhəngdir və kiçik bir teleskopda qırmızı-narıncı bir rəng kimi görünə bilər. Nüvə çox parlaq bir maddə ilə əhatə olunmuşdur, görünür mükəmməl bir şəkildə yuvarlaq və kənarlarında bir az solur. Hamar, zəif bir ulduzlararası toz halo parlaq bölgəni əhatə edir.

Bir çox planet dumanlığı iki qütblü, əkiz loblu, quruluşlar göstərir və ya açıq-aşkar cüt halqalı işlərdir. Ancaq IC 3568, yalnız zəif bir quruluşu ortaya qoyur. Parlaq daxili bölgə, mərkəzi ulduzdan uzaqlaşan xətti xüsusiyyətləri ilə mürəkkəb bir quruluşa qovuşur və dumanlığı saxta rənglə gücləndirilmiş bir limonun içərisinə bənzədir. Dərin görüntülər təxminən 0,2 işıq ili içindəki bir qabığı ortaya qoyur.

Kənarları parladan Lemon Dilimi, daha çox bir qabığa bənzəyir, olduğu kimi bütün limon. İki üsulla 57.000 Kelvin olaraq qiymətləndirilən və hələ də istiləşən (Günəşdən bir neçə dəfə daha çox parlaqlıqda) olan ulduz, bu yaxınlarda dumanlığı xeyli dərəcədə ionlaşdıracaq qədər isti olmağa keçdi.

Şəkil krediti: Howard Bond (Kosmik Teleskop Elmi İnstitutu), Robin Ciardullo (Pennsylvania Dövlət Universiteti) və NASA / ESA

4 sentyabr 2012

NGC 1187, Eridanusdakı təsirli bir spiral qalaktika

NGC 1187, nisbətən gənc görünən təsir edici bir spiral qalaktikadır.Eridanus (Çay) bürcündə təxminən 60 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşir və saniyədə 1393 kilometr sürətlə bizdən geri çəkilir.

NGC 1187, demək olar ki, üz-üzə görünür, bu da spiral quruluşuna yaxşı baxmağa imkan verir. Hər birində böyük miqdarda qaz və toz olan təxminən on düz görkəmli spiral qol görülə bilər. Spiral qollardakı mavimsi xüsusiyyətlər, ulduzlararası qaz buludlarından doğan gənc ulduzların olduğunu göstərir.

Mərkəzi bölgələrə baxarkən, sarı rəngdə parlayan qalaktikanın qabarıqlığını görürük. Qalaktikanın bu hissəsi əsasən köhnə ulduzlardan, qazdan və tozdan ibarətdir. Yuvarlaq bir qabarıqlığa sahib olan digər spiral qalaktikalardan fərqli olaraq, NGC 1187 incə bir orta çubuq quruluşuna malikdir. İkincisi, qalaktikanı barmaqlı bir spiral kimi təsnif edəcək qədər böyük deyil. Belə çubuq xüsusiyyətlərinin spiral qollardan qazı mərkəzə yönəldən və orada ulduz meydana gəlməsini artıran mexanizmlər kimi fəaliyyət göstərdiyi düşünülür.

NGC 1187 sakit və dəyişməz görünür, lakin 1982-ci ildən bəri iki supernova partlayışına ev sahibliyi edir. 1982-ci ilin oktyabrında ilk supernova SN 1982R tapıldı və 2007-ci ildə astronomların ətraflı öyrənə biləcəyi SN 2007Y adlanan digər supernova tapıldı. Bu izahatlı görüntüdə, görünüşün altına yaxın maksimum parlaqlıq müddətindən xeyli sonra Type Ib supernova SN 2007Y görülə bilər.

Supernova ikili sistemdə ya böyük bir ulduzun, ya da bir ağ cırtdanın ölümü ilə nəticələnən şiddətli bir ulduz partlayışıdır. Supernovalar Kainatın ən enerjili hadisələrindəndir və o qədər parlaqdırlar ki, bir neçə həftə və ya aylar ərzində gözdən düşmədən əvvəl ümumiyyətlə qısa müddətdə bütün bir qalaktikanı işıqlandırırlar. Bu qısa müddət ərzində bir supernova, Günəşin bütün ömrü boyu buraxması gözlənilən qədər enerji yaya bilər.

Tip İb supernovalar, kütləvi ulduzların nüvəsinin çökməsi nəticəsində yaranan ulduz partlayışları kateqoriyasıdır. Bu ulduzlar xarici hidrogen zərflərini tökdülər (və ya götürdülər). Bu tip adətən soyulmuş nüvəli çökmə supernova adlanır.

Əksər spirallarda hər üç əsrdə bir supernova var, buna görə 30 il ərzində iki supernova bir qədər qeyri-adi idi. Bu nisbət statistikdir, buna görə ikisini bir-birinə yaxınlaşdırmaq və ya uzun bir uzanma əldə edə bilərsiniz. Samanyolu'nuzda sonuncusu təxminən 170 il əvvəl, bundan əvvəl məlum olanı 400 il əvvəl idi.

NGC 1187, qazla zəngin bir qalaktikadır və çoxlu ulduz meydana gətirir. Bu, normaldan daha yüksək bir supernova nisbətinə gətirib çıxara bilər, çünki bu, yalnız bir neçə milyon il sonra partlayacaq daha yüksək kütləli ulduzların doğulması deməkdir. NGC 1187-də çıxan hər iki supernovanın səbəbi, yüksək kütləli bir ulduzun nüvəsinin çökməsidir.

Qalaktikanın xaricində daha zəif və daha uzaq qalaktikalar da görülə bilər. Bəziləri hətta NGC 1187 diskinin özündə parlayır. Onların əsasən qırmızı rəngləri daha yaxın qalaktikanın solğun mavi ulduz qrupları ilə ziddiyyət təşkil edir.

Bu şəkil ESO’nun Çilidəki Paranal Rəsədxanasındakı Çox Böyük Teleskopla çəkilmişdir.
Şəkil krediti: ESO

3 sentyabr 2012

NGC 6210, Herkulesdəki planetar bir dumanlıq

NGC 6210, Hercules bürcündə təxminən 6500 işıq ili uzaqlıqda yerləşən kiçik, lakin kifayət qədər parlaq bir planet bulududur. Bütün dumanlıq 1,6 işıq ili ölçür, daxili qabıq isə 0,5 işıq ili diametrindədir. Dumanlıq saniyədə 14 kilometr sürətlə bizdən uzaqlaşır. Bu görüntüdəki rənglər ionlaşmış oksigendən qaynaqlanır.

Planet dumanlıqlarının planetlərlə əlaqəsi yoxdur, bu cisim sinfi termini 16-cı əsrdə kiçik bir teleskopla baxıldıqda bu cisimlərin görünüşü ilə yeni aşkarlanan Urana bənzər bulud (dumanlıq) kimi göründüyü üçün yaranmışdır. . İndi planet dumanlıqlarının Günəş Sisteminin planetləri ilə tamamilə əlaqəsi olmadığı bilinsə də ad dəyişdirilməyib.

NGC 6210, həyat dövrünün son mərhələsində Günəşimizdən biraz daha az kütləli bir ulduzun son nəfəsidir. Ölməkdə olan ulduz tərəfindən atılan çoxsaylı material qabıqları NGC 6210-a tək forma verən fərqli simmetriya dərəcələrinə sahib olan strukturların üst-üstə yerləşməsini əmələ gətirir.

Bir ulduzun ömrü, onun termonüvə mühərrikində mövcud olan yanacaq bitdikdə sona çatır. Günəşə bənzər bir ulduz üçün təxmin edilən ömür təxminən on milyard ildir. Ulduzun bitmə vaxtı bitdikdə, qeyri-sabit olur və xarici təbəqələrini atır, planetar bir dumanlıq meydana gətirir və arxasında ağ cırtdan kimi tanınan kiçik, lakin çox isti, qalıq qoyur. Görüntünün mərkəzində görünən bu kompakt obyekt soyuyur və çox yavaş solur. Ulduz təkamül nəzəriyyəsi, Günəşimizin təxminən beş milyard ildə NGC 6210 ilə eyni aqibəti yaşayacağını təxmin edir.

Bu kəskin görüntü, mərkəzi ulduzun incə, filamentar bir quruluşu ortaya qoyan nazik, mavimsi bir baloncukla əhatə olunduğu bu planetar dumanlığın daxili bölgəsini misilsiz bir təfərrüatla göstərir. Bu baloncuk, deliklərin, filamentlərin və sütunların açıq şəkildə göründüyü yerlərdə asimmetrik, qırmızı rəngli bir qaz əmələ gətirir.

Görünüşdə mərkəzi ulduz tərəfindən atılan ən azı iki bipolyar material jeti görülə bilər. Jetlərin isti mərkəzi ulduzdan gələn radiasiya ilə hərəkətə gətirilən & # 8220 sürətli külək & # 8221 & # 8211 materialı tərəfindən idarə olunduğu düşünülür. Tədqiqat, təyyarələrin epizodik olaraq meydana gəldiyini və müxtəlif mərmilərin eyni yaşda olmadığını göstərir. Mərkəzi ulduz, ehtimal ki, bir neçə dövrdə xarici təbəqələrini atdı, sürətli ulduz küləklərinin yaratdığı dumanı bir neçə dəfə dəyişdirdi.

Bu şəkil Hubble’ın Geniş Sahə Planet Kamerası 2 ilə çəkilmiş şəkillərdən hazırlanmışdır.
Şəkil krediti: ESA / Hubble və NASA

2 sentyabr 2012

Cassiopeia'daki cırtdan qalaktika IC 10

IC 10, şimal Cassiopeia bürcündə təqribən 2,2 milyon işıq ili məsafədə yerləşən və təxminən 5000 işıq ili boyunca H II nüvəsi olan düzensiz bir cırtdan qalaktikadır və Samanyolu saniyədə təxminən 350 kilometrə yaxınlaşır. IC 10, Yerli Qalaktikalar Qrupunun kənar üzvüdür və M31 alt qrupuna aiddir.

Digər Yerli Qrup qalaktika ilə müqayisədə, IC 10, qara dəlik olan bir parlaq X-ray ikili ulduz sistemi daxil olmaqla kütləvi və daxili cəhətdən çox parlaq olan yeni yaranmış ulduzların böyük bir populyasiyasına malikdir. Kiçik Magellanic Bulud (SMC) IC 10 xeyli kiçik olsa da, oxşar parlaqlığa malikdir.

IC 10, Yerli Qalaktikalar Qrupunda bilinən yeganə starburst qalaktikasıdır və Magellan Buludlarının hər ikisinə nisbətən daha çox Wolf-Rayet ulduzuna sahibdir. Yaşıl tullantılar yaşlı ulduzlardan, qırmızı liflər isə aktiv ulduz formasiyaları olan H-alfa bölgələridir.

SMC ilə müqayisədə daha yüksək metallığı, ulduz meydana gəlməsi fəaliyyətinin daha uzun müddət davam etdiyini göstərir. Wolf-Rayet ulduzlarının təkamül vəziyyəti, hamısının nisbətən qısa müddətdə meydana gəldiyini göstərir. Hal-hazırda qalaktika ildə 0.04-0.08 günəş kütləsi nisbətində ulduzlar istehsal edir, yəni qalaktikadakı qaz tədarükü yalnız bir neçə milyard il davam edə bilər.

Gökadada görünən işıqda qalaktikanın görünən ölçüsündən çox böyük olan hidrogen qazının böyük bir zərfi var. IC 10, qalaktikanın görünən hissəsinin xarici zərfdən fərqli bir istiqamətdə döndüyü kimi qeyri-adi bir şeydir.

Astronomlar IC 10-da ən məşhur bilinən ulduz qara dəliyini tapdılar. Qara dəliyin qarşısından keçən, vaxtaşırı olaraq çuxurun qarşısını alan bir yoldaş ulduz tərəfindən çevrilir və rentgen şüaları. Alimlər vaxtaşırı qaranlığı müşahidə edərək yoldaşının orbitini və iki cismin kütləsini təyin edə bildilər.

24-33 qat Günəş kütləsi ilə qara dəlik ulduz qara dəliklər üçün bilinən bütün qeydləri qırır. Bu qara dəliklər bir ulduz ölümü zamanı meydana gəlir. Ümumiyyətlə, ölməkdə olan bir ulduzun kütləsinin çox hissəsini qara dəlik meydana gəlmədən atacağı gözlənilir. Bu çuxurun bu qədər kütləni necə saxlaya bilməsi müəmmalı bir şeydir.

Bir nəzəriyyə, çuxurun doğulduğu ulduzdakı ağır elementlərin çatışmazlığını ehtiva edir. Ağır elementlər bir ulduzun içindəki radiasiya təzyiqindən elektronlarına daha çox təkan verirlər. Gedən işıq sanki kütlənin bir hissəsini daşıyır. Ulduzda ağır elementlərin çoxu olmasaydı, işıq çox kütləni itələyə bilməzdi və belə ağır bir qara dəlik əmələ gələ bilərdi. Bütün qalaktikada ağır elementlər olmadığı üçün bu nəzəriyyə mütləq müşahidələrə uyğundur.

Yaxınlığına baxmayaraq, qalaktikanın öyrənilməsi olduqca çətindir, çünki Samanyolu təyyarəsinin yaxınlığında yerləşir və bu səbəbdən də ulduzlararası maddə ilə qaranlıq qalır.

Şəkil krediti: Lowell Rəsədxanasının Sorğu Komandası

1 sentyabr 2012

Meymun (Baş) Dumanlığı, Orionda parlaq bir yayılma dumanlığı

Monkey (Head) Bulutsusu (təyin olunmuş NGC 2174), İkizlər bürcünün sərhədinə yaxın Orion bürcündə təxminən 6400 işıq ili uzaqlıqda yerləşən çox parlaq bir H II emissiya dumanıdır. Toz və qaz buludu NGC 2175 adlanan gənc ulduzların açıq dəstəsini əhatə edir.

Ulduz qrupu, əsasən hidrogen qazından ibarət olan dumanlığı qızdırdıqca, toz parlamağa başlayır. Güclü küləklər və yeni yaranan ulduzlardan gələn radiasiya, meydana gəldikləri qaranlıq ulduz fidanlıqlarının yaxınlıqdakı materialını uçurur və qabığa bənzər bir quruluş yaradır.

Dumanlığın sağ tərəfində görünən qaranlıq sütunlar, dumanlığın parlayan qazına qarşı siluet şəklində toz buludlarıdır. Bu qeyri-şəffaf toz və qaz buludları bir çox yeni ulduzun doğulduğu yerdir.


Elementaldır

Bir ad nə var? Yunan günəş tanrısı üçün, Helios.

Nə dedin? Helium kimi oxunur HEE-lee-em.

Kainatın ikinci ən geniş yayılmış elementi olan Helium, yer üzündə tapılmadan əvvəl günəşdə aşkar edilmişdir. Fransız astronom Pierre-Jules-C & eacutesar Janssen, 1868-ci ildə tam günəş tutulmasını öyrənərkən günəş spektrində sarı bir xətt gördü. İngilis astronomu Sir Norman Lockyer, dalğa uzunluğu 587.49 nanometr olan bu xəttin mümkün olmadığını başa düşdü. o vaxt bilinən hər hansı bir element tərəfindən istehsal edilə bilər. Bu sirli sarı tullantıdan günəşdəki yeni bir elementin məsuliyyət daşıdığı fərziyyə edildi. Bu bilinməyən elementə Lockyer tərəfindən helium adı verilmişdir.

Yer üzündə helium tapmaq üçün ov 1895-ci ildə sona çatdı. İskoç kimyaçısı Sir William Ramsay, clevite adlı uran ehtiva edən bir mineral ilə bir sınaq keçirdi. Kliviti mineral turşulara məruz qoydu və istehsal olunan qazları topladı. Daha sonra bu qazlardan bir nümunə içindəki helyumu müəyyənləşdirə bilən iki alim - Lockyer və Sir William Crookes-a göndərdi. İki İsveçli kimyaçı Nils Langlet və Per Theodor Cleve, Ramsay ilə eyni vaxtda müstəqil olaraq helyumu klivitdə tapdılar.

Helium yer atmosferinin təxminən 0.0005% -ni təşkil edir. Bu az miqdarda helium cazibə qüvvəsi ilə yerlə əlaqəli deyil və daim kosmosa itirilir. Yerin atmosfer heliumu yer qabığındakı radioaktiv elementlərin çürüməsi ilə əvəz olunur. Radiofaol çürümənin bir növü olan Alpha parçalanması, alfa hissəcikləri adlanan hissəciklər meydana gətirir. Alfa hissəcik ətrafından iki elektron tutduqdan sonra helium atomuna çevrilə bilər. Bu yeni əmələ gələn helium, nəticədə qabığın çatlaqları ilə atmosferə gedə bilər.

Helium, əsasən Texas, Oklahoma və Kanzasdan təbii qaz yataqlarından ticari olaraq bərpa olunur. Helium qazı blimps, elmi şar və parti balonlarını şişirmək üçün istifadə olunur. Arxa qaynaq üçün, maye yanacaqlı raketlərin yanacaq çənlərinə təzyiq göstərmək və səsdən yüksək səs dalğaları üçün təsirsiz qalxan kimi istifadə olunur. Helium, oksigenlə birləşdirilərək azot narkozu kimi tanınan bir vəziyyətdən əziyyət çəkməmələri üçün dərin dəniz dalğıcları üçün azotsuz bir atmosfer yaradır. Maye helium vacib bir kriogen maddədir və superkeçiriciliyi öyrənmək və superkeçirici maqnit yaratmaq üçün istifadə olunur. Enerji Departamentinin Jefferson Laboratoriyası superkeçirici elektron sürətləndiricisini işlətmək üçün çox miqdarda maye helium istifadə edir.

Helium təsirsiz bir qazdır və digər elementlərlə asanlıqla birləşmir. Helium ehtiva edən heç bir birləşmə yoxdur, baxmayaraq ki helium diflouride (HeF) istehsalına cəhd edilir2).


Astronomiya - Digər

Günümüzdə elm adamları günəş sistemimizin işlədiyi çərçivəni normal qəbul etsələr də, bu çərçivənin təbiəti, sözün əsl mənasında min illər boyu mübahisələrə səbəb oldu. Müzakirə yalnız astronomiya və ümumiyyətlə elm deyil, fəlsəfə və dinə də toxundu. Günəş sistemimizdəki planetlərin hərəkətini təsvir etmək üçün göstərilən bu səy, günəş sistemimizdəki digər cisimlər və həqiqətən də digər günəş sistemləri üçün uzunmüddətli tətbiqetmələr etdi.

Günəş sistemimizin çərçivəsi və planetlərin hərəkəti ilə bağlı suallar müxtəlif vəziyyətlərdə görünə bilər. Astronomiya dərslərinə ümumtəhsil təhsili ümumiyyətlə bir və ya iki həftəni bu mövzulara ayırır, astronomiya laboratoriyası dərsləri bu konsepsiyalardan istifadə edərək hesablamalar aparacaq, yuxarı səviyyəli astrofizika kursları bu prinsipləri misilsiz və yeni vəziyyətlərə və kəşflərə tətbiq edəcək və fizika dərsləri tənliklərin əldə etdiyi yerdən çıxa bilər. və günəş sistemimizin necə işlədiyini təsvir edən qanunlar hərəkət və cazibə üçün tənliklərdən istifadə etməkdən qaynaqlanır.

Burada 24HourAnswers-də fizika və astrofizika elmləri dərəcələri yüksək olan mütəxəssislər və giriş ümumi təhsil astronomiyası mütəxəssisləri var, cavablandırmaq istədiyiniz və ya köməyə ehtiyacınız olan hər hansı bir sualınızda sizə kömək etmək istəyənlər 24 saatdır. Ətraflı hesablamalar, inşa sualları, təqdimatlar və istənilən sual növü ilə işləyə bilərik. Tək başına mübarizə aparma --- gəlin sənə kömək edək.

Günəş sistemindəki baxışlara giriş

Dövrlərində bir neçə irəliləyən mütəfəkkir (bəlkə də ən məşhuru Aristarchus) olsalar da, qədim dövrlərdən 1500 ilə 1600-cü illərədək günəş sistemimizin hakim görünüşü Yerin Günəş sisteminin və digər hər şeyin mərkəzində olması idi; Günəş daxil olmaqla, dünyanın ətrafında dövr etdi. Bu nəzəriyyə növünə coosentrik (Yer mərkəzli) model deyilir. Bu gün belə bir modelin cəfəngliyini qəbul etdiyimiz halda, yenə də aşağıdakı sualı nəzərdən keçirməyə dəyər: hər saatda 67.000 mil məsafədə Günəş ətrafında kosmosda uçduğunuzu hiss edirsiniz və ya istirahət etdiyinizi hiss edirsiniz və səma, günəş, planetlər və ulduzlar ətrafımızda hərəkət edir?

Astronomiya bir elmdir, yəni astronomlar mövcud nəzəriyyələri yoxlamaq və dəqiqləşdirmək üçün daima müşahidələr edirlər. Göydəki ulduzlarla müqayisədə planetlərin yerini ölçmək üçün daha yaxşı texnikanın inkişafı ilə elm adamları, planetlərin coğrafi mərkəzdən proqnozlaşdırılan yerlərinin həqiqi yerləri ilə uyğun gəlmədiyini anlamağa başladılar. Buna cavab olaraq, Ptolemey, üstünlük təşkil edən coosentrik modeli dəyişdirərək epikelləri, planetləri tutan kiçik xəyali dairələri əhatə etdi. Episikliklər Yer kürəsini dairəvi orbitlərdə dövr etdikdə, planetlərin özləri də öz epikületlərinin ətrafında hərəkət etdilər. Əvvəlcə bu model qəribə görünə bilər və Ptolemey niyə epiksillərin olmasını və fiziki olaraq necə işlədiklərini izah etməyə çalışmadı. Bununla birlikdə, əhəmiyyətli bir hədəfə çatdı: planetin mövqelərini dəqiq proqnozlaşdırmaq və ya heç olmasa bu anda etdi. Bununla birlikdə, planetlərin mövqelərini ölçməkdə elmi bacarıq artdıqca, astronomlar müşahidələrin Ptolemey & rsquos coosentrik modelinin proqnozlarına uyğun olmadığını aşkar etdilər. Bütün model tamamilə qarışıq olana qədər daha çox epikl əlavə edərək (niyə orada olmaları ilə bağlı heç bir izahat verilmədən) modeli düzəltməyə çalışdılar.

Daha yaxşı bir həll yolu varmı? Bəli, var idi və bu fikir Polşa astronomu Nikolaus Kopernikə verilir, baxmayaraq ki nəzəriyyənin əsası qədim Yunanıstandan başlayır və orta əsrlərdə İslam astronomları tərəfindən də irəli sürülür. Kopernik, 1543-cü ildə yazdığı əsərində, De Revolutionibus orbium coelestium, günəş sisteminin heliosentrik və ya & ldquoSun mərkəzli & rdquo modeli olaraq bilinən şeyin əsasını qoydu. Bu modeldə Yer yox, Günəş artıq Günəş sisteminin mərkəzidir və Yer də daxil olmaqla bütün planetlər Günəşin dairəvi orbitindədir. Bununla birlikdə Copernicus & rsquos modeli mükəmməldən çox uzaq idi. Mükəmməl dairələrdə Günəşin ətrafında dövr edən planetlərlə Kopernik müşahidələrini heliosentrik nəzəriyyəsi ilə tam uyğunlaşdıra bilmədi. Əslində, o, məşhur olaraq hər bir planetin Günəşin ətrafında, rəqəmlərin işləməsi üçün gəzdiyi zaman səyahət etdiyi kiçik epikelləri əlavə etdi. Epiksiklər qədər az fiziki əsası olan bir fikrə güvənməyən bir günəş sistemimizi inkişaf etdirə bilməməsinə baxmayaraq, Kopernik, heliosentrik günəş sistemimiz və Yerdəki mübahisəli yeni fikri ortaya qoydu. yüz illik mübarizə və itələmə nəhayət günəş sistemimizin qəbul olunmuş modeli oldu.

Johannes Kepler (1571-1630)

Copernicus & rsquos təməlqoyma işinin yayımlanmasından təxminən 100 il sonra, günəş sistemimizin sadə bir iş modeli hələ inkişaf etdirilməmişdi. Alman astronomu və riyaziyyatçısı Johannes Kepler'in anlayışı sayəsində bu tezliklə dəyişəcəkdir. Bir sıra şərtlər sayəsində Kepler eksantrik astronom Tycho Brahe tərəfindən illərdir aparılan geniş, son dərəcə dəqiq planet vəziyyəti ölçümlərinə giriş əldə etdi. Kepler əvvəlcə diqqətini Marsın orbitini anlamağa yönəltdi və təxminən 10 illik araşdırma və sınaq və səhvdən sonra, epiksillər kimi süni konstruksiyalara etibar etmədən Mars & rsquos orbitini dəqiq proqnozlaşdıran günəş sisteminin bir modelini hazırladı. Başlanğıcda modelini və rsquos proqnozlarını yalnız Marsın həqiqi hərəkəti ilə uyğunlaşdırdığına baxmayaraq, Kepler bunun yalnız Marsa deyil, günəş sisteminin bütün planetlərinə aid olduğunu (düzgün) iddia etdi. Modelini 1609 əsərində təqdim etdi, Astronomiya nova.

Kepler & rsquos Planet Hərəkatının Üç Qanunu

Günəş sisteminin Kepler & rsquos modeli Kopernikin heliosentrik modelində möhkəm kök salmışdı. Modelini Günəşin ətrafında dövrə vurarkən Günəş sistemimizdəki hər bir planetə tətbiq olunan üç planet hərəkəti qanunu şəklində təqdim etdi.

Kepler & rsquos Birinci Qanunu: Planetlər Günəşlə hər bir ellipsin mərkəzlərindən birində Günəşlə elips şəklində Günəşin ətrafında dövr edir.

Kepler & rsquos birinci qanunda dərhal Copernicus & rsquos heliosentrik fikirdən getdiyini görürük. Kopernik, planetlərin klassik riyaziyyat və memarlıqdan mükəmməl bir forma olan dairələrdə dövr etdiyini düşünürdü. Bununla birlikdə, Kepler & rsquos modeli, orbitlərin həqiqətən ellips olduğunu göstərdi. Ellips mahiyyətcə oval və ya düzlənmiş bir dairədir. Ellips, dairənin nə qədər yastı olduğuna görə çox fərqli görünüşlər əldə edə bilər. & Ldquoflattenedness & rdquo dərəcəsi ekssentriklik deyilən bir termindir. Eksantriklik 0-dan 1-ə keçir, burada 0 tamamilə yanmamış ellipsdir (yəni dairə), 1-in eksantrikliyi isə tamamilə düzlənmiş ellipsdir (yəni xətt). Əksər planetlərdə 0-a yaxın ekssentrikliklər vardır ki, bu da onları dairələrə bənzəyir, lakin faktiki dairələr deyil. Onları Günəşə çox yaxınlaşdıran, eyni zamanda uzaqda olan orbitləri olan kometaların əksinə yüksək eksantrikliyi var (bəziləri 0,999-a qədər).

Bəs Kepler & rsquos birinci qanununun ikinci hissəsi, planetlərin orbitləri üçün Günəşin ellips fokuslarından birində yerləşməsini təklif edən hissə nədir? Fokuslar bir ellips içərisində iki əsas nöqtədir və riyazi olaraq bir ellips nöqtə ilə iki fokus arasındakı məsafənin cəminin sabit olduğu bütün nöqtələr kimi təyin olunur. Ellipsin ekssentrikliyi də foklar arasındakı ayrılığı müəyyənləşdirir. Alt sərhəddə (eksantriklik = 0), o zaman fokuslar ümumiyyətlə ayrılmır, əksinə dairəvi ellipsin mərkəzində yerləşir. Eksantriklik artdıqca ocaqlar getdikcə daha çox ayrılır. Günəşin ellips fokuslarından birində yerləşməsi planetin Günəşdən məsafəsinin dəyişməsi (eksantriklik = 0 xaricində) deməkdir və ekssentriklik nə qədər böyükdürsə, məsafənin ən yaxından ən uzağa doğru o qədər çox dəyişməsi deməkdir. Buna yalnız Yer kürəsinin ən yaxın və ən uzaq məsafələrini bir kometa kimi daha yüksək bir eksantriklik cisiminə nisbət edərək müqayisə etməklə görmək olar. Yer kürəsi ən yaxınlığında 0,98 AU, ən uzaqda isə 1,02 AU-dır. Bunu 0.97 eksantrikliyi olan Halley & rsquos Comet ilə müqayisə edin. Ən yaxın Halley & rsquos kometası Günəşdən ən uzaqda 0,59 AU və 35,08 AU-dır. Nəhayət, 0.995 eksantrikliyinə sahib olan daha da həddindən artıq bir kometa olan Hale-Bopp, ən yaxın məsafədə 0,91 AU ilə 370,8 AU arasındadır. Xülasə olaraq, planetlərin Günəşdən məsafədə kiçik fərqləri var, ən uzaq məsafədən ən uzaq məsafəyə qədər həddindən artıq fərqi olan kometalar kimi daha yüksək eksantriklik cisimləri ilə müqayisədə.

Kepler & rsquos İkinci Qanunu: Günəşlə bir planet arasındakı bir xətt bərabər əraziləri bərabər vaxtlarda tarar.

Kepler & rsquos İkinci Qanunu bu qəribə görünən şəkildə ifadə olunarkən, Kepler & rsquos İkinci Qanunu planetlərin Günəş ətrafındakı orbitlərindəki sürətinə aiddir. Planetlər Günəşə yaxın yerdə olduqda ən sürətli, Günəşdən ən uzaq olduqda isə ən yavaş hərəkət edirlər. Planetlər üçün fərq çox vaxt olduqca azdır. Məsələn, Günəşə ən yaxın olan Earth & rsquos’da, ən uzaq məsafədəki 29.3 km / s ilə müqayisədə 30.3 km / s sürətlə dövr edir, təxminən% 3 fərq. Ən yaxın məsafədə 54.3 km / s sürətlə hərəkət edən və ən böyük məsafədə 1 km / s-dən az (dəqiqliklə 0.91 km / s) hərəkət edən Halley & rsquos Comet ilə müqayisə edin. Başqa sözlə, bir planetin ekssentrikliyi nə qədər böyükdürsə, məsafədəki dəyişiklik də o qədər çox deyil, eyni zamanda planetin sürətindəki ən yaxınlaşma nöqtəsindən ən yaxınlaşma sürətindəki dəyişiklik də o qədər böyükdür.

Kepler & rsquos Üçüncü Qanun: Bir planetin orbital dövrünün kvadratı orbitinin yarı əsas oxunun kubu ilə düz mütənasibdir.

Birincisi, bir neçə tərifdən keçək: orbital dövr, bir planetin Günəş ətrafında dövr etməsi üçün bir planetin yarı böyük oxunun Günəşdən ən yaxın və ən uzaq məsafələrinin ortalamasıdır. Kepler & rsquos Üçüncü Qanununun açarı budur ki, o, bir planetin və orbitə çıxma vaxtı ilə Günəş arasındakı məsafə arasında aydın və birbaşa bir əlaqə olduğunu təyin etdi. Əlavə olaraq, bir az düşündükdən sonra bu çox təəccüblü olmasa da, üçüncü qanun Günəşdən daha uzaq olan planetlərin orbitdə daha uzun sürməsini müəyyənləşdirir. Məsələn, indi yalnız Marsın Günəşin dövrü ilə müqayisədə Yerdən daha uzun sürdüyünü söyləyə bilərik, eyni zamanda 1.52 AU yarı böyük ox məsafəsinə əsasən, Marsın orbitə çıxması 1.88 Dünya ilinin davam edəcəyini hesablaya bilərik. Mars üçün bu rəqəmlər Kepler & rsquos Üçüncü Qanundan çıxarıla bilən başqa bir vacib nəticəni göstərir: cisimlərin dövrü yarı böyük ox artdıqca xəttindən daha çox artır. Mars Günəşdən yalnız 1.5 AU məsafədədir (% 50 daha böyük məsafə), ancaq orbitə çıxmaq üçün demək olar ki, 100% daha uzun çəkir. Ən uzaq planet olan Neptunun 30.1 AU yarı-böyük oxu var (Yerin yarı əsas oxu təxminən 30x), ancaq orbitə çıxmaq 165 il çəkir (Yerin orbital dövrü təxminən 165x).

Kepler & rsquos Qanunlarını sübut etmək

Johannes Kepler & rsquos təməlqoyma işində bir kritik komponent yox idi. Astronomiya nova planetar hərəkətin üç qanununu çox ətraflı təsvir etmişdir. Bununla birlikdə, bu qanunları dəlil olmadan təqdim etdi, bunun əvəzinə bu qanunların verilərlə necə uyğunlaşmasına diqqət yetirdi, amma səbəbini izah etmədən. Əslində, "Burada bəzi qaydalar var" deyirdi. Onlar işləyir, amma niyə & rdquo olduğuna tam əmin deyiləm. İşlədikləri & ldquowhy & rdquo nəşr olunana qədər bir əsr daha çox vaxt aldı Prinsipiya Sir Isaac Newton tərəfindən. Bu təməlqoyma kitabdakı digər şeylər arasında onun Kepler & rsquos planet hərəkətinin üç qanunu çıxarması idi. Newton öz ümumi hərəkət qanunlarını və ümumdünya cazibə qanununu götürdü və bunlardan Kepler & rsquos qanunlarının niyə işlədiyini göstərmək üçün istifadə etdi. Məsələn, sürətdəki kiçik dəyişikliklər və planetin öz orbitindəki istiqamətində davamlı dəyişiklik olduğu üçün planetlər Günəş ətrafında dövr etdikcə daim sürətlənir. Buna görə də, bu sürətlənməni bir qüvvə yaratmalıdır və Newton göstərdi ki, cazibə qanununun bu sürətlənməyə səbəb olduğunu düşünürsənsə, Kepler & rsquos-a planet hərəkətinin üç qanunu çıxara bilərsən.

Niyə bizim xidmətimizdən istifadə etməlisiniz

Kepler & rsquos qanunları, planetlərin orbitləri və Günəş sisteminə baxışlarımızın tarixi ilə bağlı suallarla qarşılaşdığınız zaman niyə təkbaşına getməyiniz lazımdır? Burada 24houranswers.com saytında bu suallarla və astronomiya və astrofizika ilə bağlı ola biləcəyiniz digər suallarla sizə kömək edə biləcək bir qrup müəllim var. Bu müəllimlər arasında Harvard və Caltech kimi rəqabətli və hörmətli qurumlardan dərəcələri olan mütəxəssislər var. 24HourAnswers 2005-ci ildən bəri sizin kimi tələbələrə xidmət göstərir və Better Business Bureau (BBB) ​​tərəfindən A + reytinqini saxlayır. Onlayn müəllimlərimiz astronomiya və ya astrofizika tapşırığınızda kömək etmək və ya kurs işini başa düşməyinizə və mənimsəməyinizə kömək etmək üçün hər zaman mövcuddur. Hər hansı bir problem və mdashbig və ya kiçik və bizə sual vermək üçün cavab verəcəyik!

Astronomiyaya ümumi baxış

"Astronomiya" sözü yunan mənşəlidir və Yunan sözləri & ldquoastro & rdquo + & ldquonomos & rdquo sözlərindən meydana gəlmişdir, bu da birlikdə ulduzlar & rdquo qanunu deməkdir. Astronomiya, Yer atmosferindən kənar bütün cisimlərin mənşəyini və təkamülünü, fiziki və kimyəvi xüsusiyyətlərini öyrənən bir elmdir.

Günəşin cazibə qüvvəsinin təsiri ilə yaranan qalaktikanın bir hissəsinə Günəş planet sistemi deyilir.

Günəş Planet Sisteminin ümumi xüsusiyyətləri

-Günəş ulduzdur

-Günəş sistemi Günəşdən əlavə planetlərdən, cırtdan planetlərdən, peyklərdən, asteroidlərdən, meteoroidlərdən, kometlərdən, Kuiper kəmərindəki cisimlərdən və planetlərarası materialdan ibarətdir.

-Həmin cazibə qüvvəsi Günəşdən gəlir

- Günəş sistemindəki bütün obyektlər eliptik yollar (orbitlər) boyunca Günəş ətrafında hərəkət edir.

-Planetlər ən böyük obyektlərdir və bir çoxunun ardıcılları var - peyklər. Ən böyüyü Ganimed (Yupiter), Titan (Saturn) və Kalisto (Jupiter)

Günəş 149,6 mil. Yerdən km. Altı zonadan ibarətdir: nüvə, radiasiya zonası, konvektiv zona, fotosfer, xromosfer və tac. Enerji nüvədə yaranır və radiasiya və konveksiya ilə səthə ötürülür.

Civə Günəş sistemindəki ən kiçik və Günəşə ən yaxın planetdir. Merkuridəki bir gün Yer üzündə 59 günə bərabərdir və bir il 88 Yer günü ilə davam edir. Kraterlərlə örtülmüş möhkəm, qayalı bir səthə malikdir.

Venera Yerdən bir az kiçikdir. Bir Venera günü bir Venera ilindən daha uzundur. Bir Venera günü 243 yer günü və 225 yer günü çevriliş dövrü ilə müqayisə edilə bilər. Yer kimi əks istiqamətdə fırlanır. Venera və rsquo kütləsi, sıxlığı və cazibə qüvvəsi Yer kürəsinə bənzəyir və atmosfer əsasən karbon dioksiddən ibarətdir.

Yer həyatın mövcud olduğu yeganə bilinən planetdir (indiyə qədər). Planetin səthi qayalıqdır və planetin səthinin 70% -i su ilə örtülmüşdür. Dəmir və nikeldən hazırlanmış bir özək var. Nüvənin ətrafında qayalı bir örtük var. Yerin tərkibində% 78 azot,% 21 oksigen və% 1 digər elementlərdən ibarət bir atmosfer var. Yer kürəsində bir peyk var və ayımızı düzəldir.

Mars & rsquo fırlanma dövrü Yer kürəsinə bənzəyir (Marsda bir gün 24 saatdan çox davam edir). Marsda il 687 yer günü davam edir. Səthi qayalıq və qurudur. Marsda görünən mövsümi dəyişikliklər var və Fobos (Phobos) və Deimos adlı iki peyki var.

Yupiter günəş sistemindəki ən böyük planetdir. Əsasən ammonyakdan ibarət olan qazlı bir planetdir. 1979-cu ildə Yupiterin ətrafındakı üzüklər aşkar edildi. Yupiterin bilinən 67 peykindən ən böyüyü Avropa (Avropa), Ganimed (Ganymede) və Kalisto (Callisto).

Saturn əsasən hidrogen və helyumdan qurulur. Həcminə görə Yerdən 755 dəfə böyükdür. Atmosferin üst qatlarında, Saturndakı küləklər 500 mil / saniyəyə çatır ki, bu da dünyanın ən sürətli küləklərindən beş qat daha sürətlidir. Bu küləklər planetin ətrafında sarı və qızıl buludların əmələ gəlməsinə səbəb olur. Güclü təzyiqlərə görə planetin daxili nüvəsi bərk vəziyyətdədir. Aşırı ısınmış nüvə maye və ərinmiş metallarda hidrogen qarışığıdır. Planetin xarici təbəqəsi maye vəziyyətdə hidrogendən hazırlanır. Saturnun maqnit sahəsi Yerin maqnit sahəsindən 578 dəfə güclüdür. Saturnun 62 peyki var. Çapı 5150 km olan Titan adlı peyk Günəş sistemindəki ikinci böyük peykdir.

Uran retrograd, şərqdən qərbə doğru fırlanır və ətrafında döndüyü ox orbital müstəviyə 980 bucaqdadır, buna görə inqilab zamanı yan tərəfində yuvarlandığı görünür. Atmosfer daha çox hidrogen və helyumdan ibarətdir. Oberon və Titania'nın ən böyüyü olan 27 peyk var.

Neptun buzdan hazırlanır. Neptunun bir ili 165 il ili davam edir və gün 16 saat davam edir. Neptunda olan küləklər Yerdəki küləklərdən doqquz dəfə, maqnit sahəsi isə Yerdən 27 dəfə daha güclüdür. Neptunun 14 peyki var. Ən böyük Triton.

Astronomiya mövzu səhifələrimiz hər zaman dəyişir və böyüyür. Nəticədə, ev tapşırığı üçün kömək sorğusu göndərərkən astronomiya mövzusu siyahılarımızla tam uyğunluğu tapa bilməzsiniz. Bu vəziyyətdə, bu vəziyyət üçün xüsusi hazırlanmış Astronomiya - Digər kateqoriyasını seçin.

Bir tələbə Astronomiya - Digərini seçdikdə, bütün ev tapşırıqlarına kömək edir və astronomiyada onlayn müəllimlər yaşayır, bununla da işinizə uyğun akademik bir məlumat sahibi olan işçilərimizdən birinin bunu tapmaq ehtimalı artır. Əks təqdirdə, bizə bildirin və sizin kimi kollec tələbələrinə kömək üçün işə qəbul olunmaq üçün gözləyən minlərlə müəllimimizin olduğu abituriyentimizi daraya bilərik.