Astronomiya

Ulduz təkamülü tənzimləyən tənliklər hansıdır (Parlaqlıq, Kütlə, Temperatur, Radius)

Ulduz təkamülü tənzimləyən tənliklər hansıdır (Parlaqlıq, Kütlə, Temperatur, Radius)

Axtarıram ('sadələşdirilmiş') ulduz təkamülünü tənzimləyən tənliklər. Xüsusilə bir ulduzun ömrü boyu kütləsi, parlaqlığı, temperaturu və radiusu necə dəyişir. Bir ulduzun müəyyən bir ulduz mərhələsində nə qədər qaldığını izah edən tənliklər (PMS, MS,…).

Nümunə ilə əlavə dəqiqləşdirmə:

Bundan sonra aralarında kütləsi olan bir ulduz xy $ Delta T = formula $ müddətində əsas ardıcıllığa daxil olur. Bu mərhələdə $ M = düstur (t) $ görə kütləvi dəyişiklik olur. bundan sonra xxx faza

Bu sualın geniş olduğunu düşünənlər üçün, zəhmət olmasa irəli gedə biləcəyim bəzi təkliflər, "google şərtləri" verin.


İstədiyiniz şey hidrodinamik ulduz təkamülüdür. Aşağıdakılar əsasları vermək üçün hidrostatik hadisənin qısa icmalı ilə başlayır. Son bənddə hidrodinamik vəziyyət müzakirə olunur.

Hidrostatik vəziyyət üçün buna və ya buna baxın. Sadələşdirilmiş ulduz təkamülü hidrostatik tarazlığı götürür (yəni zamandan asılı moda). Tənliklər sistemi i) kütləvi qoruma, ii) kütləvi nəqliyyat (yəni hidrostatik tarazlıq), iii) enerji qoruma və iv) enerji daşınmasından ibarətdir. Sistem yaxın bir şəkildə həll edilməsi üçün i) vəziyyət tənliyini, ii) qeyri-şəffaflığı və iii) nüvə enerji istehsalını tələb edir. Yaxın formalı həll ümumiyyətlə polytrophs şəklindədir (yəni Lane-Emden tənliyi). Hələ hidrostatik tarazlıq olan daha mürəkkəb model tərkib, fırlanma və ikili qarşılıqlı təsir kimi digər amilləri də əhatə edəcəkdir. Statik və tarazlıq vəziyyəti olduğundan zamandan asılı şərtlər sıfırdır.

İstədiyiniz kimi hidrodinamik vəziyyət üçün (yəni zamana bağlı) yaxın formalı bir həll yoxdur, bu səbəbdən iş üçün yalnız hidrodinamik simulyasiya metodudur. Simulyasiya modeli, zamandan asılı şərtlər düşmədən yuxarıda göstərilən tənliklərdən istifadə edir. Məsələn, MESA-ya baxın.


Ulduz modelləşdirmə

Sabit və homogen bir kompozisiya və vəziyyətin və qeyri-şəffaflığın təzyiq tənliyinin sadələşdirilmiş hesablamalarını qəbul etmək. Adiabatik konveksiyanın sadələşdirilmiş fərziyyəsi.

Anladığım şeylərdən:

1. Yerli sıxlığı həll etmək üçün ideal qaz qanunu və radiasiya təzyiqi tənliyini istifadə edin.

2. Bu təbəqənin qeyri-şəffaflığını və enerji istehsal sürətini təyin etmək üçün yerli sıxlığı istifadə edin.

3. İndi təzyiq, daxili kütlə, temperatur və parlaqlıq üçün diferensial tənliklərdən istifadə edərək bu ölçülər üçün həll edin. Onları & amp; fərq tənliklərinə & quot; çevirin və xarici təbəqə ilə xaricə çox yaxın olan daxili qat üçün həll edin.

4. İndi bu kəmiyyətləri birinci addımdakı kimi yeni bir yerli sıxlığı həll etmək üçün istifadə edin

5. Ulduzdan daha dərinə gedərək prosesi təkrarlayın.

Bunun sadələşdirilmiş bir yolu, yoxsa heç olmasa layiqli bir başlanğıc nöqtəsidir?

Yalnızca əsasları öyrəndiyimi nəzərə alaraq hər hansı bir giriş üçün təşəkkür edirəm


Nəzəriyyənin sınaqdan keçirilməsi

Bu yazıda Eryurt protostar cazibə büzülmə modeli yaratdı. Əslində, ilk dəfə bir ulduz modeli düzəltməyib. Onun modeli kütlə, təzyiq və parlaqlıq üçün ulduz quruluşunun üç tənliyindən başlayır. Dördüncü quruluş tənliyi, temperatur üçün radiasiya tarazlığının və ya konvektiv tarazlığın tətbiq edilməsindən asılıdır. Model radiasiya tarazlığı ilə işləyir və konvektiv tarazlığı tətbiq edərək qırıldığı yerə baxır. Ulduz boyunca dərin konveksiya imkanı əlavə etmək digər modellərə nisbətən böyük bir inkişaf oldu.

Sərhəd şərtləri ilə əlaqəli başqa bir əhəmiyyətli inkişaf. Ulduz salonunun bütün hesablanması fotosferdəki (ulduz atmosferi) güman edilənlərə əsasən dəyişə bilər. Fotosferdəki şərtləri çoxaltmaq üçün Eryurt modeli bir çox hissəcik qarşılıqlı təsirinin, eləcə də radiasiya udma və ionlaşma növlərini nəzərdən keçirdi. Bu amillər toplu olaraq günəş şəffaflığını müəyyənləşdirir və ümumi model tapıntılarının etibarlılığını artırır.


Mac OS (Intel)

Uyğunluq

SDK, 64 bitlik Intel ilə uyğun prosessorlu Apple kompüterlərində işləyən nisbətən son bir OS X yayımında (10.10, Yosemite və ya daha sonrakı bir sistemdə) işləməlidir (32 bitli prosessorlar artıq heç bir halda dəstəklənmir, MESA özü işləmir 32-bitdə).

İlkin şərtlər

SDK-nın Mac OS sistemlərinə quraşdırılmasından əvvəl aşağıdakı komponentlər artıq quraşdırılmalıdır:

Xcode əmr satırı alətləri işə salınaraq quraşdırıla bilər xcode seçin - qurun Terminal istəməsindən. (Xcode inkişaf mühitinin tam quraşdırılmasına ehtiyac olmadığını unutmayın). Eynilə, XQuartz buradan yükləyə və quraşdırıla bilər. Diqqət yetirin ki, çox vaxt lazımdır yenidən qurun komut satırı alətləri və / və ya XQuartz, OS X-in yeni versiyasına keçdikdən sonra.

Yükləyin

Mac OS üçün SDK-nı yükləmək üçün cədvəldəki müvafiq linki vurun:

Buraxılış tarixi
Yayımda MESA Versiyası
Fayl Qeydlər
7 aprel 2021 (cari)
15140
mesasdk-x86_64-macos-21.4.1.pkg Mpfr-də fypp preprocessor effektiv float128 dəstəyi əlavə edildi
4 fevral 2021
15140
mesasdk-x86_64-macos-21.2.1.pkg MacOS 11.2 (Big Sur) üçün dəstək əlavə edildi
18 dekabr 2020
15140
mesasdk-x86_64-macos-20.12.2.pkg Gcc 10.2 ilə yeniləndi
16 dekabr 2020
15140
mesasdk-x86_64-macos-20.12.1.pkg MacOS 11.1 (Big Sur) üçün dəstək əlavə edildi
19 Noyabr 2020
12778
mesasdk-x86_64-macos-20.11.1.pkg MacOS 11.0 (Big Sur) üçün dəstək əlavə edildi
28 sentyabr 2020
12778
mesasdk-x86_64-macos-20.9.1.pkg Təzə Xcode 12 yerləşdirilməsində yaranan '-lSystem' problemi üçün kitabxana tapılmadı
7 aprel 2020
12778
mesasdk-x86_64-macos-20.4.1.pkg Coreutils-dən md5sum və digər cəmi yardım proqramları əlavə edildi

SDK-nın mövcud versiyadan köhnə versiyalarının rəsmi olaraq dəstəklənmədiyini, lakin köhnə versiyadan istifadə edərək problemlə üzləşdiyiniz təqdirdə burada nəzakət olaraq təqdim olunduğunu unutmayın, əvvəlki versiyaya yüksəltməyə çalışmalısınız.

Quraşdırma

Mac OS-də SDK Proqramlar qovluğuna quraşdırılıb, bunun üçün çox güman ki, Administrator imtiyazlarına ehtiyacınız olacaq.

  • Yükləyicini yuxarıdakı cədvəldən yükləyin
  • Finder-də üzərinə iki dəfə basaraq açın
  • Quraşdırma başa çatana qədər ekrandakı təklifləri izləyin
  • SDK-ya gedən yolu təyin edin:
    • C qabığı üçün: setenv MESASDK_ROOT / Proqramlar / mesasdk
    • Bourne qabığı üçün: ixrac MESASDK_ROOT = / Proqramlar / mesasdk
    • C qabığı üçün: mənbə $ MESASDK_ROOT / bin / mesasdk_init.csh
    • Bourne qabığı üçün: mənbə $ MESASDK_ROOT / bin / mesasdk_init.sh

    Hər dəfə alternativ olaraq yeni bir qabıq seansına başladığınızda 4 və 5-ci addımların təkrarlanması lazımdır, bunlar uyğun qabıq başlanğıc sənədinə əlavə edilə bilər (

    /.cshrc C qabığı üçün və

    /.bash_profile Bourne qabığı üçün).

    İstifadəsi

    Linux üçün yuxarıdakı istifadə təlimatlarına baxın (Mac OS üçün eynidır).


    Kosmik Astronomiya və Astrofizika üçün Yeni Elm Strategiyası (1997)

    Təəssüf ki, bu kitab OpenBook-dan çap edilə bilməz. Bu kitabdan səhifələr çap etməyiniz lazımdırsa, onu PDF şəklində yükləməyinizi məsləhət görürük.

    Bu kitab haqqında daha çox məlumat əldə etmək, çap şəklində almaq və ya pulsuz PDF şəklində yükləmək üçün NAP.edu/10766 saytını ziyarət edin.

    Aşağıda, öz axtarış motorlarımızı və xarici mühərriklərimizi hər kitabın yüksək dərəcədə zəngin, fəsildə təmsil oluna bilən axtarış mətni ilə təmin etmək məqsədi ilə düzəldilməmiş bu bölmənin maşın oxuyan mətni verilmişdir. DÜZƏLMƏSİZ material olduğundan, xahiş edirəm aşağıdakı mətni nüfuzlu kitab səhifələri üçün faydalı, lakin yetərli bir etibarnamə kimi nəzərdən keçirməyin.

    3 Ulduz və Ulduz Təkamülü Ulduzlar və ulduz sistemləri, kainatın təməl daşlarıdır. Ulduzlar kimyəvi elementlərin əksəriyyətini yaradır və yer üzündə çoxalması mümkün olmayan şəraitdə fizika qanunlarını araşdırmağa imkan verir. Gözlənilən qalaktikaların işığının çox hissəsini təmin edirlər və bu səbəbdən kainatın yaşını, miqyasını, formasını və məzmununu təyin etməyə imkan verən parlaq işarələrdir. Ulduzların işlərini müxtəlifliyi ilə başa düşmək, ətrafımızda gördüyümüz kainatı dərk etmək üçün vacibdir. Astronomlar indi Günəş sistemindəki digər planetlərdən tutmuş ən uzaq kvazarlara qədər müşahidə etdikləri bütün cisimlərin Yer üzündə tapılan eyni kimyəvi elementlərdən ibarət olduğunu bilirlər. Bütün ağır elementlər, üstəlik, ulduz nüvələrindəki nüvə sobaları tərəfindən yaradıldı və daha kütləvi ulduzların ömrünü bitirən maddələrin atılması ilə kosmosa buraxıldı. Geniş bir mühitin kimyəvi zənginləşdirilməsini anlamaq astronomiyanın mərkəzi məqsədi olaraq qalır və biri ulduzların öyrənilməsi ilə sıx əlaqəlidir. Ulduz astrofizikasında ən həyəcan verici kəşflərdən biri, qara dəlik namizədlərini ehtiva edən yeni ikili ulduz sistemlərinin müəyyənləşdirilməsi idi. Cygnus X-1-də olduğu kimi kütləvi ulduzların ətrafında fırlanmaqdansa, bu qara dəliklərin ümumiyyətlə az kütləli yoldaşları var. Bunlar tez-tez optik və radio partlayışlarla müşayiət olunan güclü, müvəqqəti rentgen tullantıları ilə ortaya çıxır və yeni bir zəngin müşahidə detalı verir və qara dəliklərin ongin, təkamül və astrofizik təzahürlərinə qarşı bir meydan oxuyur. Bu qara dəlik keçiciləri, qeyri-termal spektrləri və superluminal təyyarələr istehsal etmə qabiliyyəti də daxil olmaqla qalaktik nüvələrdə yerləşdiyi düşünülən daha çox qara dəlik çeşidi ilə bir çox xüsusiyyətə malikdir. Buna görə də, bütün ölçülü qara dəliklər haqqında anlayışımızı dərinləşdirmək imkanı verirlər. Explonng ulduzları bütün təzahürlərində astronomlara yerüstü laboratoriyalarda əsla çoxalmayacaq fiziki şərtləri araşdırmağa imkan verir. Bu araşdırma astronomiya və fundamental fizikanın inkişafı üçün vacibdir, çünki fiziki reallıq modellərini öz həddinə çatdırır. Ulduzlar praktik olaraq bütün görünən qalaktikaların işığı kimi məsafəni, yaşı və kütləni ölçmək üçün birbaşa vasitələr də verirlər. Əhəmiyyətli bir problem, ən qədim ulduzlar və kainat dövrünün bir çox ölçüsü yaşındakı ziddiyyətlərin aradan qaldırılmasıdır. Ulduz tədqiqatları, eyni zamanda kainatın bəzi dərin sirləri: qaranlıq maddənin təbiəti və gamma-şüa partlayışlarının mənşəyi haqqında məlumat verə bilər. * * Qaranlıq maddə 4 və 5-ci fəsillərdə də müzakirə olunur. Fəsil 5. 21

    22 Məkan astronomiyası və astrofizika üçün yeni bir elmi strategiya ƏSAS MÖVZULAR Ulduzların və ulduz təkamülünün öyrənilməsi üçün əsas elmi hədəflər aşağıdakı dörd mövzuya uyğun olaraq təşkil edilə bilər: Ulduzların həyat dövrləri Elementlərin mənşəyi Maddələrin həddindən artıq davranışı şərtlər və ulduzların prob kimi istifadə edilməsi. Bu mövzulardan hər birinin aşağıdakı müzakirəsi kosmik astronomiyanın həlledici olduğu məsələləri vurğulayır. ULDUZLARIN HƏYAT DÖVRLƏRİ Ulduzların həyat dövrlərini, qarışıq qaz buludlarından parlaq işıq mayaklarına, fövqəladə yeni partlayışlara qədər fəlakətli partlayışlara və bu səbəbdən neytron ulduzları və ya qara dəliklər kimi yenidən doğulmağa qədər başa düşmək, təbiət elmlərinin əsas problemidir. Ulduz təkamül nəzəriyyəsi hələ də sferik simmetriyanın sadələşdirilmiş fərziyyəsindən asılıdır. Ulduz cazibə qüvvəsi ilə bağlanmış, lakin demək olar ki, tamamilə fırlanma ilə dəstəklənən və maqnit sahələri ilə təkamül etmək məcburiyyətində olan yığılma diskləri, ulduz astrofizikasında əsas mövzu olaraq qalır. Ulduz astronomiyasının sərhədləri böyük ölçüdə simmetriyadan uzaqlaşma səbəbləri və nəticələri ilə maraqlanır. Ulduz təkamülü ilə əlaqədar əsas suallar Ulduz təkamülü ilə əlaqədar cavablandırılmalı olan vacib suallara aşağıdakılar daxildir: · Tək və ikili ulduzların meydana gəlməsindən tutmuş ağ cırtdanlar, neytron ulduzları kimi kompakt ulduz qalıqları kimi tükənməsinə qədər kütləvi funksiyaları hansı fiziki proseslər müəyyən edir; və qara dəliklər? · Fırlanma və maqnit sahələri ulduz təkamülünə necə təsir göstərir? · Ulduz maqnit sahələri necə yaranır? · Supernovaların əcdadları və partlama mexanizmləri hansılardır? · Hansı ulduzlar neytron ulduz qalıqları buraxır, hansı qara dəliklər qoyur? · Kütlənin köçürülməsi ikili ulduzlarda necə baş verir və kompakt cisimlərə yığılmağı nə tənzimləyir? Ulduz təkamülün əsas ardıcıllıq ulduzlarını anlamaqda son irəliləyişlər, meydana gəlmələri zamanı ulduzlar sferik simmetriyanı və kanal açısal impulsunu pozan fırlanma və maqnit sahələrindən güclü şəkildə təsirlənir. Maqnit qarşılıqlı təsir ilə ulduzların fırlanmasını tənzimləyən hər yerdə olan disklər və bipolyar axınlar ilk dəfə bu onillikdə ilk dəfə millimetr dalğa boylarında interferometrik müşahidələr yolu ilə həll edildi. Bu yaxınlarda Orion dumanlığında gənc ulduzların möhtəşəm Hubble Kosmik Teleskopu (MST) şəkillərində protostellar diskləri aşkar edildi (bax Şəkil 2.1

    . Gənc ulduzların əksəriyyətinin ikili sistemlərin üzvləri olduğu artıq aydındır. Beləliklə, astronomlar namizəd disklərini kəşf etməyə başladıqları müddətdə, diskə yerləşdirilmiş ikinci bir ulduzun təsirini də düşünmək məcburiyyətində qaldılar. Nəzəriyyə, ulduz və ya jovian kütləsi yoldaşların disklərdəki böyük boşluqları yığcam şəkildə təmizləyəcəyini proqnozlaşdırır. Bu cür gelgit effektləri disk içərisindəki kütlənin paylanmasını və axışını əsaslı şəkildə dəyişdirəcəkdir. Gənc ulduzlardakı fırlanma və maqnit sahələrinin qarşılıqlı təsiri, ulduz təkamülü haqqında mövcud anlayışı dərindən dəyişdirə bilən yeni bir tədqiqat sahəsini təmsil edir.

    Ulduzlar və Ulduzlar Təkamülü Ulduz Dinamosları və Xromosferlər 23 Günəş hələ də bütün ulduzları daha dərindən dərk etmənin qapısıdır, çünki bir çox cəhətdən tipikdir. Günəş seysmologiyası nüvənin fırlanma profili və günəş ləkələrinin yeraltı konvektiv quruluşu kimi hadisələri görüntüləmək üçün salınımlardan istifadə etmişdir. Orada öyrənilən dərslər, digər ulduzlardakı ulduz konveksiyası və maqnit quruluşlarına aid olacaqdır. Günəş ləkələrinin və günəş alovlarının xüsusiyyətləri maqnetik quruluş və yenidən birləşmə nəzəriyyələrini məhdudlaşdırır ki, bu prosesləri həm ulduzların, həm də yığılma disklərinin daha geniş kontekstində anlamağa kömək edir. Günəş seysmoloji üsulları digər ulduzlara da tətbiq edilmişdir. Ağ cırtdanlarda qeyri-irqi salınımların tədqiqi kütlələri, tərkibindəki radial dəyişiklikləri, diferensial fırlanma və maqnit quruluşunu birbaşa ölçmək imkanı verdi. Bu cür tədqiqatlar həm də istilik təkamülünü və dolayısı ilə yaşı təyin etmək vədini daşıyır. Daha yaxınlarda, Delta Scuti ulduzlarının dərin interyerlərində yalnız qeyri-irqi səth rejimlərini deyil, həm də radial rejimləri göstərdikləri göstərilmişdir. Kosmik təmayüllü müşahidələr, atmosfer təlatümündən gələn səs-küy ulduz rəqslərindən gələn siqnalda üstünlük təşkil etdiyi zaman bu işi uzatmaq üçün çox vacibdir. Ulduz xromosferləri və tacları fırlanma və maqnit sahələrinin ulduz quruluşuna tətbiq etdiyi asimmetriyaya dair ipucları verir. Həm tək, həm də ikili ulduzların səthlərində fırlanma sürəti və spektral tipə görə dəyişən əsas xüsusiyyətlər mövcuddur. Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) və Advanced Cosmology and Astrophysics (ASCA) sıx tac quruluşlarını və gənc ulduzlarda maqnit sahələrinin yenidən birləşdirilməsini və alovlanmasını aşkar etdi. Bir ulduzun səthinin ilk şəkli, supergant Betelgeuse, bu yaxınlarda HST ilə əldə edildi. Betelgeuse kimi sürətlə fırlanan sərin ulduzlarda Günəşdəkilərdən fərqli olaraq qütblərdə tez-tez maqnit ləkələrinin əmələ gəldiyi göstərilmişdir. Eyni temperaturda və parlaqlıqda olan tək ulduzlarla müqayisədə ikili sistemlər ultrabənövşəyi rəngdə çox inkişaf etmiş bir fəaliyyət göstərir və komponentlər arasında qarşılıqlı təsir göstərə bilər. Ağ Cırtdanlar Son on ildə kosmik missiyalar, xüsusən də yaxın ikili binalarda olan ağ cırtdanların araşdırılmasında mühüm nailiyyətlər əldə etdi. MST & # 039s yüksək məkan çözünürlüğü və Roentgensatellit & # 039s (ROSAT & # 039s) dərin x-ray görüntüləri əldə etmək qabiliyyətinin birləşməsi, kürə qruplarında uzun müddət axtarılan ağ cırtdan ikili populyasiyanın müəyyənləşdirilməsini təmin etdi. Bu ulduzlar ikili təkamül üçün sınaq çarpayıları kimi özünəməxsus şəkildə maraqlıdır və çoxluqların özlərinin dinamik təkamülü üzərində böyük təsir göstərə bilərlər. Ağ cırtdan ikili sənədlərdəki fiziki şərtlər HST və Beynəlxalq Ultraviyole Explorer (IUE) ilə yüksək qətnamə ultrabənövşəyi spektroskopik müşahidələr, axın paylanmasına böyük təsir göstərən çox sayda dar dəmir udma xəttinin meydana gətirdiyi & quotiron pərdələri & quot; təyin etdikdə aydınlaşdı. Bu geniş absorbsiya xüsusiyyətləri nova patlamalarının ilk günlərində və bir cırtdan nova & # 039s yığılma diskinin kənarında göründüyü zaman görülür. Uzun müddətdir davam edən bir problem, diskin akkretləşdirən ağ cırtdanın səthinə təsir etdiyi sərhəd qatının təbiəti olmuşdur. Cırtdan novae partlayışları zamanı yüksək nisbətdə toplanan ağ cırtdanların EUVE spektrləri nəzəri cəhətdən proqnozlaşdırılan lOO, 000 - 500,000-K sərhəd qatını təsdiqlədi. EUVE ayrıca akkretasiya nöqtəsinin şaquli dərəcəsini və qızdırılan ağ cırtdanın spektrini müəyyən edərək maqnit ağ cırtdanların yığılma axını üzərində kritik məhdudiyyətlər yaratdı. Ağ cırtdan ikili bitkilərin son təkamülü ilə əlaqədar yeni fikir, ROSAT-ın super cəsur rentgen mənbələrinin müşahidələrindən gəldi, bunların çoxu səthlərində davamlı nüvə yanması keçirən ağ cırtdanları kütləvi şəkildə artır. Supernovae Tip Ia supernovanın mənşəyi hələ də sirr olaraq qalır və partlama prosesinin mahiyyətinə dair əsas məsələlər müzakirə olunmağa davam edir. Son müşahidələr Tip Ia supernovaların standart şamlar olmadığını, əksinə işığın azalma sürəti ilə əlaqəli maksimum parlaqlıqda yayıldığını təsdiqlədi. Pik parlaqlıq, eyni zamanda ev sahibi qalaktikanın təbiəti ilə və bu səbəbdən də supernovanı istehsal edən ulduz populyasiyası ilə əlaqəli ola bilər. Astronomlar, hələ də Tip Ia supernovalarının ağ cırtdan və bir cırtdan olan ikili sistemdə meydana çıxıb çıxmadığını bilmirlər.

    24 UZAY ASTRONOMİYASI VƏ ASTROFİZİKASI ÜÇÜN YENİ FEN STRATEJİSİ normal ulduz, iki ağ cırtdan və ya başqa bir ulduz konfiqurasiyası. Akkreditasiya edən ağ cırtdan supersoft x-ray mənbələri Tip Ia supernovanın nəsillərinə aid ola bilər. Bununla birlikdə, hələ bu supernovaların ikili sistemlərdə ortaya çıxdığına dair açıq bir dəlil yoxdur. Bu qeyri-müəyyənliklərə baxmayaraq, Ia tip supernovanın altındakı termo-nüvə partlayışlarının fizikasını başa düşmək, sferik simmetriyadan uzaqlaşmağın çox vacib olduğu ilə böyük bir şəkildə inkişaf etmişdir. 8 günəş kütləsindən çox olan kütləvi ulduzlar, fövqəladə fəsilləri tətikləyən, neytron ulduzları və qara dəliklər meydana gətirən və sintez edilmiş elementlərin əhəmiyyətli bir hissəsini kosmosa atan cazibə qüvvəsi ilə həyatlarını bitirir. Supernova (SN) 1987A, bu dramatik hadisə haqqında fikir verməyə davam edir. HST şəkilləri və spektrləri planetar dumanlığın əmələ gəlməsinin ümumi prosesi ilə əlaqə yarada biləcək çoxsaylı halqaları (Şəkil 3.1) daha dərindən başa düşmüşdür. SN 1987A tullantılarının təxminən 2005-ci ildə daxili üzüklə toqquşması gözlənilir ki, bu da həm rentgen, həm də ultrabənövşəyi xətlərin dramatik şəkildə güclənməsinə səbəb olur.Digər işlər göstərir ki, Type Ib və Ic supernovalar və SN 1993J kimi orta spektral sinif obyektləri nüvələrin çökmə fizikası və partlayış dinamikası haqqında çox şey öyrədə bilər. Həm SN 1987A, həm də SN 1993J radioaktiv 56Ni-nin asimmetrik ejeksiyonuna dair dəlillər göstərir. Vela supernova qalığından zənginləşdirilmiş Cas A düyünləri və ejecta & quotbullets & quot sferik simmetrik qabığa bənzər bir quruluşdan ayrıldığını da göstərir. Üç ölçülü konveksiyanın proses üçün çox vacib olduğunu qəbul etməklə nüvələrin çökmə fizikasını başa düşməkdə böyük irəliləyiş əldə edilmişdir. Mövcud hesablamalar hələ dərəcələri 500 kmJs və daha çox olan pulsar qaçma sürətlərini hesablamaq üçün yetərli asimmetriya verə bilməz. Neytron Ulduzları Neytron ulduzları həyəcan verici bir araşdırma sərhədləri olmağa davam edir. ROSAT & # 039s-un tək pulsarlardakı yumşaq rentgen emissiyasını müşahidə etməsi, bir neytron ulduzunun soyumasının daha ekzotik bir maddə forması ilə deyil, nüvəsindəki adi maddə ilə idarə olunduğu fikrini dəstəklədi. İkili neytron ulduzlarının araşdırılmasında ən dramatik son inkişaflardan biri, Rossi X-Ray Timing Explorer & # 039s (RXTE & # 039s) kəşfidir. Bu kəşf x-ray ikili sənədlərin yığılma spin tarixinin və milisaniyədəki pulsarlara çevrilməsinin ətraflı araşdırılmasına yol açır. Compton Gamma-Ray Observatory & # 039s (CGRO & # 039s) Burst and Transient Source Experiment (BATSE), tork və spin sürətlənməsinin bir-biri ilə əlaqəli olduğunu təsdiqlədi, eyni zamanda uzunmüddətli aşağı fırlanma və sürətlənən impulsların müqayisə edilə bilən zaman tərəziləri ilə müşahidə edildi. , məşhur nəzəriyyələrə zidd olaraq. RXTE, x-ray ikililərində ilk milisaniyədəki, yarım periodik rəqsləri də aşkar etdi. Bu salınımlar daxili yığılma axınındakı fiziki proseslərlə bağlı birbaşa dəlil verir. Bir pulsarın yerüstü müşahidələri, ətrafındakı orbitdə bir və ya daha çox planet kütləli cisim göstərmişdir. Bu & quotplanetlərin & quot; partlayışdan əvvəl mövcud olub olmadığı, bir şəkildə partlayışda meydana gəldiyi və ya bunun əvəzinə buxarlanmış bir yoldaşdan yığılma diskindən yoğunlaşdığı bilinmir. Qara deliklər Ən təəccüblü son tapıntılardan biri, yumşaq rentgen keçicilərinin çoxunun aşağı kütləli ulduz yoldaşları olan qara dəliklər olmasıdır. CGRO-da BATSE alətinin bütün səma izləmə qabiliyyəti, bu keçidlərin kəşf edilməsinə imkan verməkdə və onları başa düşmək üçün lazım olan məlumatların verilməsində xüsusilə faydalı olmuşdur. İndi 3 günəş kütləsini aşan yaxşı təyin olunmuş kütlə funksiyaları olan altı belə sistem mövcuddur. Bu sistemlərin bir çoxunda müşahidə olunan əyri əyrinin eksponensial azalması yığılma diskindəki viskozitenin təbiəti üzərində ciddi məhdudiyyətlər qoyur və daxili dalğaların idarə etdiyi bir dinamoda bir mənşəyi göstərir. Ginga, EXOSAT və indi RXTE, qara dəlik keçicilərində müxtəlif frekanslarda yarı dövri rəqsləri və ilk harmonikləri tapdılar. Bu frekansların çoxu neytron ulduzu qaynaqlarına bənzəyir və bu, yığılma prosesində ortaq bir mənşə olduğunu göstərir. Bu qara dəlik namizədlərindən bəzilərinin apardığı müşahidələr qırmızı keçidli məhv radiasiyasının təəccüblü dəlillərini ortaya qoyur. Bu sistemlərdən bəzilərinin (və bəzi neytron ulduz sistemlərinin) yoldaşları lityum inkişaflarını göstərir. Litium yüksək enerji hissəciklərinin yığılma diskindəki karbon və ya oksigen nüvələri ilə toqquşmasında düşmən ola bilər.

    ULDUZLAR VƏ ULDUZ EVRİMİ 25 Qara dəlikli x-ray ikili sistemlər sərt rentgen və qamma-şüa spektral komponentə sahibdirlər ki, bu da yarı ulduzlu obyektləri (QSO) və aktiv qalaktik nüvələri (AGN) çox xatırladır və bunlardan ikisində var. superluminal radio jetlərə sahib olduğu müşahidə edildi. Bu sistemlər əsas nhv.sical nrocess nümayiş etdirə bilər

    Arc-dakı iş daha yaxşı məhdudlaşdırılan və birbaşa müşahidə edilə bilən bir şəraitdə. Ulduz Təkamülü Anlamaq üçün Gələcək İstiqamətlər - r --A

    V Ulduz təkamülün öyrənilməsində gələcək inkişaf bir sıra fərqli yollarla əldə edilə bilər. Bunlar, ulduz təkamülündə qarşılaşdıqları sırada təxminən aşağıdakılardır: 1. Gənc ulduzlarda və protostellar disklərdə sferik olmayan təsirlərin öyrənilməsi. Gənc ikili ulduzlar tədqiqatçılara protoste kütləvi yoldaşların təsirini anlamağa kömək edən laboratoriyalar kimi xidmət edirlər

    ar disklər. Eynilə, həm tək, həm də ikili gənc ulduzların kütləvi funksiyaları hələ çox qeyri-müəyyəndir. Genişlənmiş astrometrik qabiliyyətlər və nəticədə kütlə təyini ilə ikili yoldaşların təbiəti qəti şəkildə təsbit edilə bilər. İnfraqırmızı spektroskopiya protostellar disklərinin şəffaflığının radial dəyişməsini təyin etməyə kömək etməkdə də faydalı olacaqdır. 2. Ulduz xromosferlərin dinamikasını, istiləşməsini və enerji tarazlığını anlamaq. Əsas ardıcıllıqla və nəhəng ulduzlardakı səth xüsusiyyətlərinin ölçüsü və istiqamətliliyi qlobal pulsasiyalar, superqranulyasiya hüceyrələri və ya ləkələr arasında fərq yaratmağa imkan verir. İnkişaf etmiş parlaq ulduzlarda ləkələrin tapılması, xarici atmosferdə mümkün bir istilik və təcil çökmə mənbəyi olan maqnit sahələrinin mövcudluğuna və bəlkə də bir ulduz küləyinin enerjisini təmin etməsinə güclü bir dəlil olacaqdır. Həddindən artıq ultrabənövşəyi, ultrabənövşəyi və infraqırmızı görüntüləmə və spektroskopiyanın birləşməsi bu cür tədqiqatları inkişaf etdirmək üçün müvafiq texnika dəstidir. 3. Ağ cırtdanlarda yayılma sahələrinin temperaturu, sıxlığı və sürətinin təyin edilməsi. Önümüzdəki on ildə ağ cırtdan ikili sistemlərin anlaşılmasında son dərəcə ultrabənövşəyi və rentgen zolaqlarında artan spektral çözünürlük əldə ediləcək. Yüksək enerjilərdə artan açısal çözünürlük həm təcrid olunmuş ağ cırtdanlar, həm də ikili yoldaşlardan toplaşanlar üçün optik həmkarlarının müəyyənləşdirilməsinə imkan verəcəkdir. Daha uzun dalğa uzunluğunda müşahidələrin əsas məqsədi diskdəki və maqnit sistemlərindəki yığılma sahələrini birbaşa həll etməkdir. Ən faydalı müşahidələr geniş toplama sahəsi, yüksək dəqiqlikli rentgen və ekstremal ultrabənövşəyi spektroqrafları əhatə edəcəkdir. Uzun müddət davam edən müşahidələr (yüksək Yer orbitində), keçici hadisələrə sürətli reaksiya, peyklər və ya xüsusi yerüstü teleskoplar üzərindəki optik monitorlar tərəfindən daha yaxşı çox dalğalı uzunluq koordinasiyası və 90- da bütün səmavi ultrabənövşəyi araşdırma qabiliyyəti də vacibdir. isti obyektlərin yerini müəyyənləşdirmək və mövcud radio, optik və rentgen tədqiqatlarında əldə edilmiş məlumatlarla əlaqələndirmək üçün 300 nm zolağa qədər. 4. Tip Ia supernovaların termonüvə modellərinin yoxlanılması. Gamma-şüa spektroskopiyası, Tip Ia hadisələrindən çıxan optik çıxışın tamamilə gözlənildiyi kimi radioaktiv çürümədən qaynaqlandığını aşkar etməli və fiziki modellərdə məhdudiyyətlər təmin etməlidir. 56Ni və 56Co radioaktiv növlərin qamma şüaları ilə izlənməsi partlayışın nə vaxt baş verdiyini müəyyənləşdirəcəkdir. Kinematikaya və vaxta dair məlumatlar modellərin aydın bir sınağını verəcəkdir. Tip Ia supernovalarından 511-keV emissiyanın aşkarlanması bu hadisələrdən pozitronların yayılma qaydasının birbaşa ölçülməsini təmin edəcəkdir. Supersoft mənbələrinin və əlaqədar sistemlərin rentgen müşahidələri, onların son təkamülünü və uzanan bir HII bölgəsini vermək üçün rentgen şüaları ilə ionlaşdırıla bilən səma cisimlərinin vəziyyətini daha yaxşı başa düşəcəkdir. Ulduz mühitin təbiətini daha yaxşı bilmək onun əvvəlki təkamülünə və Type Ia supernovaya mümkün əlaqəyə dair ipucları verə bilər. 5. Nüvə çökmə supernovalarının mexanizmini başa düşmək. Bu tapşırıq radioaktiv Ni və onun çürüməsi məhsullarının miqdarını və onların eksenel və ya başqa bir şəkildə asimmetrik olaraq atılıb-atılmadığını təyin etmək üçün qamma şüaları ilə müşahidələrin aparılmasını tələb edir. 44Ti elementi də partlayış zamanı atılan kütləni neytron ulduzuna düşən hissədən bölən kritik bölgənin yaxınlığında istehsal olunduğu üçün çox maraq doğurur. 56Ni, 56Co, 44Ti və pozitroniumun saniyədə bir neçə yüz kilometrlik bir qətnamə qətnamə ilə gamma-şüa müşahidələri, radioaktiv növlərin çıxma dinamikası haqqında kritik məlumat verəcəkdir. 6. Neytron ulduzlarının təkamül tarixçələrini aydınlaşdırmaq. Milisaniyəli pulsarların kökündən köhnə neytron ulduzlarının taleyinə qədər və onlardan heç birinin yüksək maqnit sahəsinə sahib olub-olmaması məsələsinə qədər bir çox məsələ aydınlaşdırılmalıdır. Ən faydalı müşahidələr geniş toplama sahəsi, yüksək qətnamə tələb edəcəkdir

    26 X-və qamma şüaları boyunca kosmik astronomiya və astrofizika görüntüləyiciləri və spektroqrafları üçün YENİ FEN STRATEJİSİ. Xeyli dərəcədə artmış açısal qətnamə optik, infraqırmızı və ya radio həmkarlarının müəyyənləşdirilməsinə kömək edəcəkdir. Həm də az kütləli rentgen binarlığında neytron ulduzlarının spin və maqnit sahəsini təyin etməyə ehtiyac var. Bu, yumşaq və sərt rentgen dalğa boylarında yüksək müvəqqəti qətnamə ölçmələri ilə edilə bilər. 7. Köhnə, aktiv olmayan neytron ulduzlarının və müxtəlif növ pulsarların sıxlığının və məkan bölgüsünün ölçülməsi. Neytron ulduzlarının yalnız kiçik bir hissəsi pulsarlar və ya ikili sistemlər kimi aktivdir. Neytron ulduzlarının parlaqlığının siklotron emissiyası kimi müşahidə oluna bilən bir hissəsini yayması ehtimalı var və bu da köhnə pulsarlardakı maqnit sahəsinin ölçülməsinə imkan verir. Qalaktikamızdakı çox sayda pulsar güclü radio yayanlardan çox güclü qamma-şüa yayan ola bilər, vacib bir vəzifə aktiv təcrid olunmuş pulsarların sayını, qamma-şüa pulsarlarının populyasiyasını və bunların güclü olmayan hissəsini müəyyənləşdirməkdir. radio yayıcıları. Bunun üçün MeV - GeV enerjilərindəki pulsarlar üçün qalaktik müstəvinin yüksək həssaslıqlı, geniş ərazi tədqiqatları lazımdır. 8. Qara dəlik ikili nəticələrə səbəb olan ulduz təkamülünü anlamaq. Qara dəlik keçicilərinin yeni sinfi, ulduz kütləsindəki qara dəliklərin necə meydana gəldiyinə dair əsas sualları gündəmə gətirir. Bir neçə sistemdə yalnız 5 günəş kütləsindən ibarət olan qara dəliklər var, bunlar həm neytron ulduzlarının inandırıcı çökməsi üçün çox böyükdür, həm də neytron ulduzları və ya supernova yaratmaq üçün çox böyük olan ulduzların helium nüvələrindən əmələ gəlməsi üçün çox kiçikdir. Bu məsələləri daha yaxşı başa düşmək üçün namizədin qara dəlik nümunəsi, göy, sərt rentgen, görüntüləmə sorğusu aparılaraq əhəmiyyətli dərəcədə genişləndirilməlidir. Sistem kütlə funksiyalarını və qara dəlik kütlələrini ölçmək və bununla da ulduz kütləsi qara dəliklər üçün kütlə funksiyasını təyin etmək üçün təqib olunan optik və infraqırmızı spektroskopiya lazımdır. 9. Qara dəlik keçicilərinin astrofiziki mahiyyətinin araşdırılması. Toplanma disklərinin fizikası onların işıq əyrilərində əks olunur. Qara dəlik keçidlərinin çox dalğa uzunluğundakı işıq əyrilərinin əldə edilməsi həm göylə, həm də x-ray və qamma-şüa dalğaları uzunluğunda detallı görüntüləmə və spektroskopik müşahidələrlə əlaqələndirilmiş optik bütün səma monitorlarını tələb edir. Bütün mövcud yumşaq rentgen, keçici qara dəlik namizədləri Samanyolu'ndadır. Bu nümunə yaxınlıqdakı qalaktikalarda qara dəlikli rentgen keçidlərinin axtarılması (məsələn, Böyük və Kiçik Magellan Buludu və Mat) və onların zamana bağlı, çox dalğalı spektrlərinin ölçülməsi ilə genişləndirilməlidir. Bu tapşırıq böyük toplama sahəsi, x və qamma şüaları və spektroskopiya tələb edir. Bəzi qara dəlik keçicilərindəki & quotenhilation & quot xəttinin pozitronlardan və ya spallasiya qamma şüalarının qarışığından qaynaqlandığını təyin etmək üçün yüksək çözünürlüklü, zamana bağlı, sərt rentgen və MeV spektroskopiyası lazımdır. i] Elementlərin yaranması Lityumdan ağır elementlər mürəkkəb proseslər nəticəsində ulduzlarda əmələ gəlir və Samanyolu və xarici qalaktikaların kimyəvi zənginləşməsini kəmiyyətcə başa düşmək hələ də ibtidai xarakter daşıyır. Metaliklikdəki Samanyolu içindəki bir mövqe funksiyası və daha uzaq qalaktika mavin qırmızı sürüşmə funksiyası kimi dəyişikliklər bu sahədə mühüm ipucları verir. Əlavə olaraq, ulduzlar içərisində qarışıqlıq proseslərində və yenidən səslərarası mühitə daxil olan səssiz və şiddətli atılma mexanizmlərində daha da irəliləmə tələb olunur. Elementlərin mənşəyi ilə əlaqəli əsas suallar işlənmiş ulduzun nəzəri anlayışı · Kütlə itkisi və qarışmaq ulduz təkamülü və nükleosentezə necə təsir göstərir? · Ulduzlardan kütlə itkisinə səbəb olan fiziki mexanizmlər hansılardır və kütlə itkisi niyə bu qədər bipolyar olur? · Yeni və supernovalarda hansı elementlər atılır? · Yaş və metallik arasındakı əlaqə Süd Yolundakı yerə və başqa yerlərə görə necə dəyişir? · Kvazarlar ağır elementlərin günəş paylanmasını necə tez bir zamanda əldə edə bildilər? · Kürə qrupları və ən aşağı metallik ulduzları zənginləşdirmə mexanizmləri hansılardır?

    Ulduzlar və Ulduz Təkamülü Qarışdırma Elementlərin Mənşəyinin Anlanmasında Son 27 Tərəqqi Qarışdırma, ulduz təkamülü və nükleosentez modellərindəki mövcud qeyri-müəyyənliklərin əsas amilidir. Konveksiya ulduz astrofizikasında birincil qarışdırma prosesidir və bir parametrli, qarışma uzunluğu nəzəriyyəsinin evristik səviyyəsindən kənarda yaxşı başa düşülmür. Müəyyən səviyyədə konveksiya, hər mərhələdə ulduz təkamülünün daha da dərk edilməsinə mane olan məsələdir. Bu, həm dinamik, həm də sürətli təkamül şəraitinin uyğun, zamandan asılı konveksiya nəzəriyyəsini tələb etdiyi zaman və qeyri-adi yollarla konvektiv sabitlik meyarlarını belə təsir edən kompozisiya bərabərsizliyi qarşısında xüsusilə doğrudur. Bu problemlər nükleosentezin anlaşılması, tək və ikili ulduzların təkamülü və ulduzların xronometr kimi istifadəsi üçün əsas əhəmiyyətə malikdir. Son on il konvektiv qarışmanın standart, qeyri-sabit, maqnetik olmayan nəzəriyyələrin qarışmayacağını proqnozlaşdırdığı mərhələlərdə baş verdiyinə dair kifayət qədər dəlil gətirdi. Bir çox hallarda qarışdırma konveksiyaya aid edilə bilməz. Artıq i2C ilə] 3C nisbətinin əsas ardıcıllıqla və ya subjigant daldan azacıq inkişaf etmiş ulduzlarda anormal olduğu artıq aydındır. Bu müşahidə, daha dərin təbəqələrdə nüvə işlənməsinə məruz qalan maddənin naməlum qaldığı bir mexanizmin səthə qarışmasını nəzərdə tutur. Qarışdırma bir növ meridional dövriyyə və fırlanma ilə hərəkətə gələn turbulentlik tərəfindən əmələ gələ bilər. Turbulent diffuziya radiasiya təzyiqi üstünlük təşkil edən və neytral dinamik dayanıqlığa yaxın olan kütləvi ulduzlar üçün xüsusilə vacib ola bilər. İnkişaf etmiş ulduzlarda daxili ilə səth arasında qarışma dərin, xarici, konvektiv zərfin nüfuz dərinliyi ilə idarə olunur. Müşahidə olunan səth kompozisiyaları yenidən dərin kütlələrdə yaradılan və aşağı kütləli ulduzlar üçün standart qarışdırma nəzəriyyəsi tərəfindən proqnozlaşdırılmayan bolluqları aşkar etdi. İnkişaf etmiş, qırmızı nəhəng ulduzlarda əhəmiyyətli dərəcədə helyum yanan qabıqdakı istilik impulslarında nüvə sintezi meydana gəlir. Qırmızı nəhənglərin müşahidələri göstərir ki, qabıqdan qarışmaq mövcud nəzəriyyənin proqnozlaşdırdığından daha geniş kütlə və metallik aralığında baş verir. Əhəmiyyətli bir amil, türbülansın idarə etdiyi həddindən artıq sürət və yenə də fırlanmanı əhatə edə bilər. Kütləvi ulduzlarda qarışmanın və dolayısı ilə ulduzun təkamülünün tərkibindəki gradiyentlərin və sürətlənən təkamül sürətinin qarışma dövriyyəsi vaxtı ilə müqayisə oluna biləcəyi güclü təsirləndiyi düşünülür. Kütləvi Zərər Küləklər və ulduzlardan gələn digər kütlə itkisi kütlə və bucaq təcilini aradan qaldırır və bu səbəbdən ulduz təkamülünə və nükleosentezə təsir göstərə bilər. Kütlə itkisi mexanizmləri öz növbəsində fırlanma və maqnit sahələrindən təsirlənə bilər. Bütün əsas ardıcıllıq ulduzları küləklərdə kütlə itirsə də, kütlə hidrogen yanan zaman miqyasında tükənə bilən kütləvi ulduzlarda bu proses xüsusilə şiddətlidir. Kütləvi ulduzlardan qaynaqlanan sferik simmetrik, şüalanmaya əsaslanan küləklərin anlaşılması istiqamətində böyük irəliləyiş əldə olunsa da, parlaq mavi dəyişənlər və Wolf-Rayet ulduzları kimi kütləvi ulduzlarda zamandan asılı, sferik olmayan kütlə itkisini başa düşməkdə çətinliklər var. , .. ... . . . ... Kütləvi ulduzlardan kütlə itkisinə cavabdeh mexanizmlərin kəşf edilməsi Bütün müxtəlifliyi ilə sonrakı təkamülü və nükleosentezini anlamaq üçün açardır. Ultraviyole spektroskopiya, kütləvi əsas ardıcıllıq ulduzları və Wolf-Rayet ulduzlarından radiasiya ilə idarə olunan küləklərin fizikasını daha dərindən anlamağa imkan verdi. Planetar dumanlıqların mövzusu hələ də müxtəlif astronomik tapmacalar ehtiva edir. Ejeksiyon prosesi, bir hissəsi yeni sintez edilmiş maddəni ulduzlararası mühitə daşıyır və yığcam qalığın ən yaygın forması olan ağ cırtdanı geridə qoyur. Son işlər planetar dumanı ejeksiyasının kürə baxımından simmetrik olmadığını açıq şəkildə göstərdi (Şəkil 3.21. Bipolyar axın normadır və daha mürəkkəb axın qanunauyğunluqları HST şəkilləri tərəfindən ortaya çıxarıldı, son zamanlar möhtəşəm & quotglobules & quot; və ya & quot; elyajın şəkilləri & quot; Daha mürəkkəb axın ikili bir yoldaş tələb edir və ya tək bir ulduz bu cür mürəkkəbliyi göstərə bilərmi? Zərf atıldıqdan sonra da kütləvi itki davam edir. Əsas ardıcıllıqla və Wolf-Rayet ulduzlarında olduğu kimi ultrabənövşəyi spektroskopiya əsas texnikadır

    28 Planet dumanlıqlarının nüvələrindən gələn radiasiya ilə idarə olunan küləklərdən məsul olan fiziki mexanizmləri araşdıran kosmik astronomiya və astrofizika üçün yeni bir elmi strategiya. Supernovae Supernovae nükleosentezdə böyük rol oynayır. Bütün kimyəvi elementləri karbondan daha böyük və karbonun çox hissəsini meydana gətirirlər. Son on ildə supernovaların və əlaqəli nəzəriyyənin, xüsusən də SN 1987A-nın çox dalğalı tədqiqatları bizi əsas elementlərin supernovalarda necə qurulduğunun kəmiyyət anlayışına yaxınlaşdırdı. Qravitasiya çökməsindən yaranan neytrinonun təkrar emal yolu ilə nüvələr əmələ gətirməsindəki rolu aydınlaşdırıldı, baxmayaraq ki, proses haqqında çox şey bilinmir. Yaş-metallik əlaqələrinin və əsas elementlərin korrelyasiyalarının ulduz kinematikasına və qalaktikadakı mövqeyinə necə bağlı olduğunu anlamaqda irəliləyiş var, lakin hər yaşdakı ulduzların kimyəvi zənginləşməsini müəyyənləşdirmək üçün termonüvə və nüvə çökmə supernovalarının qatqısının tam rolu. və bütün mühitlərdə hələ əlçatmazdır. Supernova partlayışı ulduzlararası boşluğa genişləndikcə ətrafdakı materialı rentgen istiliyinə qədər qızdırır və onu xaric edərək toxumlayır. X-ray rejimindəki atom keçidləri supernova qalıqlarında mövcud olan elementlərin imzalarını təmin edir. Nəzəri plazma modelləri bolluq verir və bu səbəbdən spesifik hadisələrin baş verdiyi yerlərdə nükleosentezin kəmiyyət olaraq təyin edilməsi. X-ray zolağındakı ilk həqiqi görüntü spektrometri olan ASCA, bu yaxınlarda qovulmuş elementlərin ayrı-ayrı atom keçidlərində birbaşa görünən supernova qalıqları. Bu məlumatlar, indi Raggi X (SAX) 'dəki Satellite per Astronomia tərəfindən aparılan daha yüksək çözünürlüklü spektral görüntüləmə ilə birlikdə ilk dəfə kütləvi ulduzların nüvələrindən atılan məzmunun tərkibini müəyyənləşdirmək imkanı verir. Elementlərin mənşəyini anlamaq üçün gələcək istiqamətlər Elementlərin mənşəyinin öyrənilməsində gələcək inkişaf bir neçə fərqli yolla əldə edilə bilər. Bunlar arasında aşağıdakılar var: 1. Ulduz təkamülünün müxtəlif mərhələlərində elementlərin nisbi bolluğundakı dəyişikliklərin anlaşılması. Ulduz qarışması ilə əlaqədar müşahidə araşdırmaları məsafənin etibarlı ölçülərinin olmaması və bu səbəbdən parlaqlığın qiymətləndirilməsinə mane olur.Böyük bir qırmızı nəhəng nümunəsinin paralakslarının dəqiq ölçüləri bu problemi çox asanlaşdıracaqdır. Əksər qalaktik qlobus qruplarının əlamətdar bir xüsusiyyəti, bir qrup içindəki bütün ulduzların mahiyyət etibarilə eyni metallığa sahib olmasıdır. Bununla birlikdə, kürə qruplarındakı nəhəng ulduzların kimyəvi tərkiblərinin ətraflı tədqiqatları, standart ulduz təkamülü nəzəriyyələri tərəfindən proqnozlaşdırılmayan səviyyələrdə nukleosinzi və qarışıqlığı göstərə bilən ulduzdan ulduza qədər anomaliyaları aşkar etdi. Zəif əsas ardıcıllıq ulduzları üzərində aparılan araşdırmalar, qarışıqlıq səbəbindən və ya çoxluq əmələ gətirən buludun homogen olmadığı üçün bolluq anomaliyalarının nə dərəcədə meydana gəldiyini göstərəcəkdir. Ağır elementlərin bir çox əsas rezonans xətləri, xüsusən də təkrar emal nəticəsində yarandıqları ultrabənövşəyi bölgəyə düşür və bu səbəbdən kosmik əsaslı müşahidələr tələb olunur. Ümumiyyətlə, konveksiya və qarışmanın fiziki mexanizmlərini anlamaqda irəliləmə, fərqli sıxlıq və temperatur şəraitində sintez edilən bir sıra elementlərin diqqətlə müşahidələrindən asılı olacaq, məsələn, 7Li, 12C, 13C, i60,

    70 və RIO 2. Kütləvi itkinin əsas mexanizmlərini kəşf etmək. Bu cür mexanizmləri tapmaq üçün kütləsini itirən ulduzların səthinə yaxın yüksək məkan qətnamə ultrabənövşəyi, optik və infraqırmızı müşahidələr tələb olunur. Milimetr və uzaq infraqırmızı interferometrlər və molekulyar emissiya xətləri ilə ulduzdan çox məsafədə olan ulduz qabıqlarının müşahidələrinə də ehtiyac var. Kütlə itkisi tarixçəsini və planet dumanlıqlarında toz və molekulların paylanmasını təyin etmək üçün yüksək dəqiqlikli optik və infraqırmızı görüntüləmə lazımdır. Mərkəzi ulduz və küləklərin nebulyar bolluğunu və əlaqəli xüsusiyyətlərini təyin etmək üçün ultrabənövşəyi və rentgen spektroskopiyası lazımdır. 3. Planet dumanlığının atılması prosesini başa düşmək. Çırpınan qırmızı nəhəng ulduzları ağ cırtdanlara bağlayan bu proses çox az başa düşülmüşdür. Üstəlik, ulduzlardan supernova əcdadlarına qədər olan cisimlərdə digər kütləvi ejeksiyon prosesləri ilə paralellik göstərir. Son HST şəkilləri atılmada kompakt düyünlər aşkar etdi

    Ulduzlar və Ulduz təkamülü həm planetar dumanlıqların, həm də supernova qalıqlarının 29-u. Bu müşahidələr, ulduz kütləsi ejeksiyonunun fizikasında yatan oxşarlıqları göstərir. Güclü bir küləkdən şübhələnilir, ancaq bu prosesin fizikası yaxşı başa düşülməmişdir, nə də ulduz pulsasiyalarının rolu. Çox sayda planet dumanlığının paralakslarının ölçülməsi ilə məsafələrin birbaşa təyin edilməsi, atılan mərmilərin meydana gəlməsi və təkamülü və mərkəzi ulduzların təkamülü haqqında daha çox anlaşmaya səbəb olardı. 4. Supernova və əlaqəli nükleosentez fizikasının kəmiyyət anlayışının yaxşılaşdırılması. Bu vəzifəni həll etmək üçün tələb olunan çox dalğaboylu spektroskopik tədqiqatlar üçün xüsusi əhəmiyyət kəsb edən infraqırmızı yerdəki müşahidələr vacib növlərin xətlərinin qarışıq olmadığı və analiz edilməsi daha asandır. 56Ni, 56Co, 44Ti və pozitronlar kimi təzə istehsal olunan radioaktiv növlərin qamma şüaları ilə müşahidələri də vacibdir. Qarşıdakı on ildə ASCA-nın qabaqcıl işi, istilik, sıxlıq, ionlaşma vəziyyəti və bolluq effektlərinin sıralana biləcəyi və bolluq çıxarıla biləcəyi kifayət qədər yüksək çözünürlüklü supernova qalıqlarının spektrlərinin tədqiqatları ilə izlənilməlidir. 44Ti-nin nisbətən uzun bir yarım ömrü olduğundan, 68-, 78- və 1100-keV xətləri görüntüləmə, yüksək həssaslıq və yüksək çözünürlüklü sərt rentgen spektrometrləri ilə gələcək missiyalarla ölçülə bilər. Bu cür ölçmələr partlayışın fizikasını, atılan bolluğu və qalığın təbiətini aydınlaşdıracaqdı. Həddindən artıq şərtlərdə maddənin davranışı astrofizikanın ən çətin problemlərindən bəziləri sistemlərin həddindən artıq şərtlərdə davranışına aiddir. Kompakt ulduzlar bu baxımdan ən vacib və maraqlıdır. Yaratdıqları böyük cazibə qüvvəsi səbəbindən təbii şüalanma forması x və ya qamma şüalarında olur. Bu lentlərin tədqiqi kosmosdan bənzərsiz və ya ən səmərəli şəkildə aparılır. Həddindən artıq şərtlərdə maddənin davranışına dair əsas suallar Həllediləcək suallara aşağıdakılar daxildir: · Neytron ulduzlarının vəziyyəti tənliyi nədir və qəribə maddə deyilən ulduzlar mövcuddurmu? · Pulsarların öz rn-lərini çıxardıqları mexanizm bv nədir?

    - Einstein & # 039s ümumi nisbilik nəzəriyyəsi qara dəliklər ətrafında olan daxili orbitlərin güclü sahə sərhəd xarakteristikasında düzgündürmü? Qara dəliklər maddənin nisbi reaktivlərini necə yaradır və təyyarələrin tərkibi nədir? Qara dəliklərin hadisə üfüqlərinin yanında maddə necə davranır? Həddindən artıq şərtlərdə maddənin davranışını anlamaqda son irəliləyiş Neytron Ulduzlarının vəziyyəti tənliyi Nötron ulduz maddələrinin vəziyyəti tənliyini təyin etmək nüvə fizikasının və bəlkə də daha ekzotik hissəciklər fizikasının daha dərindən başa düşülməsini vəd edir. Çökmüş ulduzun vəziyyəti tənliyini təyin etmək üçün açarlardan biri də onun kütləsinin ölçülməsidir. İkili radio pulsarlar, 1,4 günəş kütləsinin 10% -ə düşən kimi görünən neytron ulduz kütlələrinin dəqiq göstəricilərini verir. İkilikdə toplanan neytron ulduzlarının kütlələri daha az dəqiq bilinir, lakin bəziləri 1,4 günəş kütləsinə yaxındır. Təklif olunduğu kimi, bu bir neytron ulduzunun kütləsi üçün yuxarı sərhəddirsə, vəziyyətin tənliyi üçün vacib təsirləri vardır. Fərqli dövlət tənlikləri neytron ulduzları üçün fərqli kütlələr və radiuslar verir ki, bunların ölçülməsi vəziyyətin müxtəlif tənliklərini ayırd edə bilsin. Neytron ulduzlarının radiusları spektrlərindən və parlaqlıqlarından müəyyən edilə bilər. Termonükleer flaş partlayışları və köhnə, soyuducu neytron ulduzlarındakı temperatur dəyişikliyi radiusun müvafiq qiymətləndirmələrini təmin etmişdir, lakin hər iki halda digər proseslər nəticələri təhrif edə bilər və bu da onların dəqiqliyini məhdudlaşdırır.

    30 Pulsar, kosmik astronomiya və astrofizika üçün yeni bir elmi strategiya, CGRO & # 039s Energetik Gamma-Ray Təcrübə Teleskopu (EGRET) tərəfindən gamma-şüa pulsarlarının işıq əyrilərinin son ölçmələri & quototer-gap & quot modellərinin proqnozlarının ümidverici təsdiqini göstərir. pulsar emissiya mexanizmi. Bu işıq əyrilərinə uyğunluqlar bir pulsar və # 039s maqnit sahəsini və onun dipol sahə oxunun spin oxuna nisbətən istiqamətini təyin etməyə imkan verir. ROSAT və ASCA müşahidələri təcrid olunmuş pulsarlardan termal rentgen emissiyası üçün dəlillər təqdim etmişdir. Bu cür ölçmələr neytron ulduzunun soyumasına və ulduz səthinin keçiriciliyinə məhdudiyyətlər qoyur. Güclü Cazibə ikili qara dəlik namizədləri güclü cazibəyə tabe olan astrofizik prosesləri müşahidə etmək üçün ən yaxşı fürsəti verə bilər. Bəzi ikili qara dəlik namizədlərinin rentgen müşahidələrindən alınan axınlar və temperaturlar kütlə axını sürəti ilə dəyişməyən və qara dəlik ətrafındakı son sabit dairəvi orbitin ölçüsünə uyğun bir daxili yığılma-disk radiusunu göstərir. RXTE ilə son müşahidələr, ən azı bir qara dəlik namizədindən rentgen emissiyasında uzun müddətli rəqsləri aşkar etdi ki, bu da qara dəlik ətrafındakı son sabit orbitin Keplerian tezliyinin imzası ola bilər. Bu tezliyin ölçülməsi, qara dəlik & # 039s kütləsinin bucaq impulsunun bir funksiyası kimi bir qiymətləndirmə verir və bununla da qara dəliyin Schwarzschild və ya Kerr həndəsəsinə sahib olub olmadığını göstərir. Jets Jets, protostellar diskləri, planet dumanlığı, ulduz qara dəliklər və qalaktik qara dəliklər üçün ümumi bir fenomendir, lakin maraqlı bir şəkildə, accreting neytron ulduzlarının açıq bir məhsulu deyil. Bəzi bipolyar axınlar yavaş, bəziləri nisbi xarakter daşıyır, lakin hamısı bir növ kollimasiya tələb edir. Ulduz qara dəliklərlə əlaqəli təyyarələr xüsusilə maraqlıdır, çünki onlar aktiv qalaktik nüvələrdəki oxşar hadisələrlə əlaqəli ola bilər. Qara dəlik mənbələrindən çıxanlar böyük pozitron axınlarını əhatə edə bilər. Maddənin Həddindən artıq Şərtlərdə Davranışını Anlamaq üçün Gələcək İstiqamətlər Maddənin həddindən artıq şərtlərdə öyrənilməsində bir neçə yolla əldə edilə bilər. Prioritet sıraya görə lider olanlar aşağıdakılardır: 1. Qara dəliklərə xas spektral və müvəqqəti xüsusiyyətlərin axtarışı. Astronomlar günəş kütləsindəki qara dəliklə günəş kütləsindəki neytron ulduzu necə ayırd edə bilər və qara dəliyin Kerr və ya Schwarzschild həndəsəsinə sahib olduğunu necə təyin edə bilərlər? Qara dəliklərin qəribə maddə və quark ulduzları kimi sərt səthləri olmayacaqdır. Səthlərin olmaması, son sabit orbitdə dövr edən maddə daxil olmaqla, qara dəlik & # 039s hadisə üfüqünə çox yaxın olan emissiyanı aşkar etməklə göstərilə bilər. Yaxşı bir siqnal-səs-küy nisbətini əldə etmək üçün böyük bir toplama sahəsi və daha böyük bir nümunə üçün mikrosaniyə səviyyəsinə qədər dəqiq rentgen gücü spektrləri tələb olunur. Qara dəlik namizədlərinin zamana bağlı, x-qamma şüaları spektrləri yüksək müvəqqəti və spektral çözünürlüklü x-və qamma-şüa müşahidələri ilə də təyin olunmalı və sərt rentgen görüntüsü daha böyük bir hissənin aşkarlanmasına və yerləşməsinə kömək edə bilər. qara dəlik namizədlərinin nümunəsi. 2. Reaktivlərin həndəsəsinin müəyyənləşdirilməsi və onları yaradan qara dəliklərin ətrafındakı mühitlərin xarakterizə edilməsi. Bu tapşırığın icrası, qara dəliyin radiasiya, infraqırmızı, rentgen və qamma şüalarındakı dəqiqələrdən həftələrə qədər dəyişən zaman şkalalarında spektrinin ölçülməsini tələb edir. X və qamma şüaları müşahidələri, jeti işləyən ən enerjili və ən qısa müddətli proseslər haqqında məlumat verir. X-ray xətləri davamlı axınla əlaqəli ola bilən və sıxlıq və axın qeyri-sabitliyinin spesifik diaqnostikasını verən axındakı yükləmə vəziyyətini verə bilər. Nisbətən yüksək enerji qətnaməsi olan qamma-şüa spektroskopiyası cüt plazmaların dayanıqlığını, kompaktlıq parametrlərini və bunlara səbəb olan şərtləri ölçməyə imkan verəcəkdir. Maddənin atılmasının müvəqqəti və məkan tarixini xarakterizə etmək üçün radio və infraqırmızı müşahidələrə ehtiyac var.

    Ulduzlar və Ulduz Təkamülü 31 3. Neytron ulduzlarının dövlət tənliyini məhdudlaşdırmaq. Neytron ulduzunun kütləsini və radiusunu müəyyənləşdirmək və bununla da onun vəziyyəti tənliyini məhdudlaşdırmaq üçün xətlərin Stark genişlənməsinin və səthindən cazibə qüvvəsinin sürüşməsinin eyni vaxtda ölçülməsi tələb olunur. Bu, müvafiq oksigen və dəmir xətlərinin yüksək dəqiqlikli x-ray spektroskopiyası və ya yüksək qətnamə qamma-şüa spektroskopiyası ilə cüt məhv xəttlərindən istifadə etməklə edilə bilər. 4. Gənc pulsarlarda hissəcik sürətlənmə yerlərinin və mexanizmlərinin müəyyənləşdirilməsi. Təcrid olunmuş pulsarlardan yüksək enerjili emissiya çoxdan bəri davam edən və yaxşı öyrənilməyən bir problemdir. Xüsusilə, xarici boşluq və ya qütb qapağı emissiyası baş verirmi? Bunu başa düşmək üçün nəbz profillərini, spektrlərini, spin dövrlərini və aşağı düşmə dərəcələrini təyin etmək üçün təcrid olunmuş qamma-şüa pulsarlarının yüksək həssaslığı olan MeV-dən GeV-ə qədər müşahidələr tələb olunur. Radiodan qamma şüalarına qədər geniş dalğa boyu əhatə dairəsi, nisbi hərəkətin diaqnostikasını araşdırmaq üçün vacibdir.

    , ULDUZLAR SORUN OLARAQ: KƏHNİN ÖLÇÜLMƏSİ Ulduzlar, kainatı məsafənin ölçülməsi üçün əsas meyarları ölçdüyümüz mayoqlardır. Bunlar eyni zamanda qalaktikaların və beləliklə də kainatın mütləq kronometrləridir və kütləvi qara dəliklərin ulduz toqquşmaları nəticəsində meydana gələ biləcəyi sıx qrupların və qalaktik nüvələrin nüvələrindəki şərtlərin nümunəsini təqdim edirlər. Zondlar kimi Ulduzlar haqqında əsas suallar Bir sıra vacib suallara cavab tapmaq üçün hələ də qalmışdır. Bunlara aşağıdakılar daxildir: görüşmək? · Ulduzların mütləq parlaqlığı hansılardır və onlar metallikdən və qalaktik mühitdən necə asılıdır · Qlobus qruplarının yaşları neçə ildir? Sıx ulduz qrupları və qalaktik nüvələr necə əmələ gəlir və inkişaf edir? Qaranlıq maddənin hansı hissəsi qəhvəyi cırtdanlar və yığcam cisimlərdən (ağ cırtdanlar, neytron ulduzları və qara dəliklər) ibarətdir? Uzaqlıq Ölçəkləri Ulduzları Prob kimi anlamaqda son irəliləyiş Məsafələri ölçmək həmişə astronomiyanın ən təməl və çətin vəzifələrindən biri olmuşdur. Astronomlar bir sıra ağıllı dolayı metodlar inkişaf etdirmişlər, lakin bunlar sistematik səhvlərlə dolğunlaşmağa meyllidir və çox vaxt zəif əlaqələri qədər yaxşı mübahisələr zəncirləri üzərində qurulur. Əlavə olaraq, bu metodların çoxu tamamilə empirik və dolayısı ilə əlaqəli fiziki proseslərin əsas anlayışına əsaslanmır. Buna misal olaraq, sefeydlər, planet dumanlığı parlaqlığı funksiyaları, qalaktikadakı ən parlaq nəhəng ulduzlar və süni novlar tərəfindən səth-parlaqlıq dalğalanmaları əsas götürülmüşdür. HST üzərində iş, əvvəllər əlçatmaz olan bir neçə rəqabət üsulu ilə müqayisə etməyə imkan verən Cepheid məsafə miqyasını Qız bürcünə qədər genişləndirdi. Ulduz Təkamülü və Yaş Ölçekleri Son on ildə metallıqdan asılı olan qeyri-şəffaflığın təfərrüatlarına diqqət yetirərək izoxronun standart üsullarına əsaslanan kürə qruplarının yaşını yoxlamaq üçün geniş səylər göstərildi. Ağ cırtdan ardıcıllıqlar bu yaxınlarda HST ilə kürəcik qruplarda ölçülmüş və üst hissə, klaster məsafəsini və dolayısı ilə ana ardıcıllıq dönəmindən yaşı kalibr etmək üçün istifadə edilmişdir. Ağ cırtdanların soyudulması Samanyolu & # 039s diskinin yaşını təyin etmək üçün yeni bir texnika verdi. Bu texnika, kürə qruplarını əhatə edən ölçülərdən daha kiçik bir yaş verməyə meyllidir. Ulduzların yaşını ölçmək üçün başqa bir vasitə, torium və ya digər radioizotopların spektral xəttlərindən istifadə edərək radioaktiv görüşmə yolu ilə olmuşdur.

    32 Dynamics KƏSNƏT ASTRONOMİYASI VƏ ASTROFİZİKA ÜÇÜN YENİ BİR ELMİ STRATEJİSİ HST ilə ultrabənövşəyi görüntüləmə kürə qruplarının məzmunu ilə bağlı yeni yeni məlumatlar verdi. Kümək nüvələrinin yaxınlığındakı ulduz sıxlığı günəş qonşuluğundakından bir milyon qat daha böyük ola bilər. Mərkəzi nüvədə yaşayan ulduzlar həm ulduz təkamülünü, həm də küləşin dinamik təkamülünü əks etdirir. MST & # 039 şəkilləri və spektrləri, həm birləşmiş həm də soyulmuş ulduzların əhəmiyyətli populyasiyalarının çoxluq nüvələrində birbaşa sübutlar təmin etmişdir. Bu cisimlərin təkamülünü anlamaq, ulduz astrofizikası üçün yeni problemlər yaradır. Qaranlıq Maddə Astronomları, hakim qaranlıq maddənin təbiətini təyin etməyənə qədər qalaktik quruluşun, kimyəvi elementlərin və ya kainatın qlobal quruluşunun təkamülü barədə mövcud fikirlərinin doğru olduğuna əmin ola bilməzlər. Qaranlıq maddənin əhəmiyyətli bir hissəsi bariyonikdirsə, ulduz təkamülü və nükleosentez haqqında fikirlər yenidən nəzərdən keçirilməsini tələb edəcəkdir. Ekzotik hissəciklər qaranlıq maddəni təşkil edirsə, tələb olunan yeni fizika həm qəbul olunmuş ilkin bolluqlarda, həm də sonrakı ulduz təkamülü və element sintezində tənzimləmələri məcbur edə bilər. Kütləvi yığcam halo cisimlərin (MACHO) axtarışları, ağ cırtdan ola bilən və ya olmaya bilən kiçik ulduz cisimləri göstərən mikrolensiya hadisələrini ortaya çıxardı. 1995 ilə 1997-ci illər arasında & quotbrown cırtdanların & quot; indiyə qədər hidrogen yandırmaq üçün çox kiçik, lakin öz büzülmə enerjisindən (və ya bəlkə deuterium yanmasından) parlayacaq qədər böyük planet varlığı üçün qəti dəlillər gətirdi. Bu qəhvəyi cırtdanlar digər ulduzların yoldaşı kimi təsəvvür edilmiş və aşağı temperaturu göstərən atmosfer metan xüsusiyyətləri ilə spektroskopik olaraq təyin edilmişdir. Hələ də təcrid olunmuş qəhvəyi cırtdanların sıxlığı haqqında heç bir məlumat yoxdur. Qəhvəyi cırtdanlar, qalaktikadakı qaranlıq maddə kimi potensial rollarından başqa, aşağı kütləli ulduz əmələ gəlməsi, ulduz əmələ gəlməsi səmərəliliyi və ikili kütlə nisbətləri üçün vacib bir ipucu göstərir. Ulduzları prob kimi başa düşməyin gələcək istiqamətləri Ulduzların prob kimi istifadə edilməsində əlavə irəliləyişlər bir sıra fərqli yanaşmalarla əldə edilə bilər. Bunlar prioritet qaydada aşağıdakılardır: 1. Ulduz məsafəsi ölçmələrinin dəqiqliyini 1.000 əmsal ilə artırmaq. Belə bir qabiliyyət, dəqiq məsafələrin milyardlarla faktiki olaraq mövcud olduğu yerin həcmini genişləndirəcək və astrofizikanın praktik olaraq hər tərəfinə təsir göstərə bilər. İndi düşünülən kosmik əsaslı optik interferometrlər, milliark saniyəlik çözünürlüklə yüksək dinamik mənzilli görüntü verə bilər. Həm də mütləq paralaksları mikroarc saniyə dəqiqliyi və uyğun hərəkətlərlə ildə bir mikroarc saniyənin dəqiqliyinə doğru ölçmək qabiliyyətinə sahib olmalıdırlar. Belə bir interferometr Samanyolu boyunca praktik olaraq bütün spektral tipli ulduzlar üçün məsafələrin birbaşa ölçülməsini təmin edə bilər. Bu məlumatlar qalaktik quruluşun keyfiyyətcə yeni araşdırmalarına imkan verəcəkdir və bu gün, məsələn, qalaktik mərkəzə olan məsafə kimi əsas kəmiyyətlər üçün% 10 ilə 20 arasında qeyri-müəyyənliklər yaranmışdır. Bu şəkildə çıxarılan qalaktik quruluş və ümumi parlaqlıq tədbirləri ilə Sefeyd məsafə miqyasının uzaq qalaktikalara qədər uzanmasına kömək edəcək çoxsaylı ikincil məsafə kalibratörlərindən istifadə edilə bilər. 2. İkili sistemlərin dinamikasının interferometrik tədqiqatlarından ulduz kütlələrinin ölçülməsinin dəqiqliyinin artırılması. Ulduz kütlələrin ölçülməsi bütün ulduz astrofizikası və xüsusilə kütlə ilə yaş arasındakı əlaqələrin kalibrlənməsi üçün çox vacibdir. Normal ikili və kompakt tərkibli olanlar üçün sistemin işıq mərkəzinin orbital hərəkətinin dəqiq interferometrik ölçülməsi ilə əhəmiyyətli irəliləyiş əldə edilə bilər. Bu hərəkətə dair məlumatlar, Doppler sürüşmələrinin müşahidələri ilə birlikdə görünməmiş dəqiqliklə ikili bir ulduz & # 039s orbital meyl və beləliklə ulduz kütlələri verəcəkdir. 3. Tip Ia supernovaların fizikası və təkamülünün kosmoloji zondlar kimi istifadəsini təmin etmək üçün başa düşülməsi. Ia tip supernovalar kosmik məsafə miqyasını və yavaşlama parametrinin dəyərini təyin etmək üçün böyük vədlər verir və bu məlumatlarla kosmoloji sabitinə məhdudiyyətlər qoymaq mümkün ola bilər. Cari axtarışlar müntəzəm olaraq Type Ia hadisələrini cari ilə birlikdə təxminən 0,5 sürətlə dəyişir

    ULDUZLAR VƏ ULUZ EVRİMİTASİYASI 0.8-i aşan 33 rekord. Tip Ia və nüvə çökən supernovaları faydalı kosmoloji zondlar halına gətirmək üçün astronomlar mənşə və partlama mexanizmlərini və bunların yaşadıqları ulduz populyasiyası ilə necə əlaqəli olduğunu anlamalıdırlar. Əsas məqsəd qalaktika tipi, qalaktikadakı yeri və qalaktikanın yaşı (qırmızı sürüşmə) funksiyası olaraq böyük bir supernova nümunəsi tərtib etməkdir. Belə bir tədqiqat, əsas spektral xüsusiyyətlərin optik zolaqdan kənarlaşdırıldığı böyük qırmızı sürüşmələrdə supernovanı aşkar etmək qabiliyyətini tələb edir. Bu mövzu daha çox 4-cü fəsildə müzakirə olunur. 4. Ulduz təkamül və yaş modellərində mütləq yoxlamalar aparılır. Ulduz yaşlarını dəqiq müəyyənləşdirmək üçün əsas addım məsafələrin dəqiq ölçülməsidir və bu səbəbdən parlaqlıqdır. Dəqiq məsafələr dövriyyəni göstərməyə və klaster yaşlarını təyin etmək üçün əsas vasitə olan kürə qruplarının izoxronlarını normallaşdırmağa xidmət edəcəkdir. Ümumiyyətlə, dəqiq mütləq məsafələr və bu səbəbdən parlaqlıqlar Hertzsprung-Russell diaqramının müxtəlif kontekstlərdə mütləq bir kalibrini verəcəkdir. 5. Ulduz dinamikası və təkamülü testləri üçün qlobal kürəciklərdən laboratoriya olaraq istifadə.Mavi boğazların və soyulmuş nəhənglərin taleyi yüksək dəqiqlikli görüntülər və spektrlərlə və nəzəri tədqiqatlarla müəyyənləşdirilməlidir. Ağ cırtdanların və kürə qruplarındakı neytron ulduzlarının mənşəyi və təkamülü və beləliklə həm başlanğıc kütlə funksiyaları, həm də klasterlərin dinamik təkamülü yüksək çözünürlüklü optik, ultrabənövşəyi və rentgen görüntüləmə ilə öyrənilə bilər. Ulduzların kürə qruplarındakı dəqiq mövqeləri interferometrik astrometriyadan və kürə qruplarındakı ikili ulduzları optikdən rentgen dalğa uzunluğuna qədər çox yüksək qətnamə şəkli ilə öyrənmək olar. Ulduzlar üçün məsafələrin yeni mütləq ölçüləri ilə birləşdirildikdə, bu məlumatlar kürə qruplarındakı ulduzların həm klasterlər içindəki daxili hərəkətlərin, həm də qalaktik cazibə sahəsindəki qrupların & # 039 hərəkətinin probu kimi istifadə edilməsinə imkan verəcəkdir. Bu qabiliyyət, Samanyolu & # 039s cazibə sahəsindəki qruplar üçün parçalanma və gelgit-fasilə vaxtı miqyasları haqqında daha çox fikir verəcək və çoxluq ikili binarların təsirlərinin və onların çoxluq təkamülü üzərindəki təsirlərinin, parçalanmaya yaxınlaşmanın, və onların qravotermal fəlakətdəki rolu. 6. Süd Yolunda baryonik və baryonik olmayan qaranlıq maddə arasında ayrı-seçkilik. Qalaktik müstəvidən və qalaktik mərkəzdən uzaq olan ulduzların düzgün hərəkətlərinin dəqiq ölçülməsi qalaktikamızda qaranlıq maddənin paylanmasında mühüm məhdudiyyətlər yarada bilər. Qalaktik diskdə böyük miqdarda qaranlıq maddənin toplandığı kəşf, bu materialın barionik olduğunu göstərir. Bu cür ölçmələr, əksər bariyonik namizədləri və bir çox bariyonik namizədləri istisna etmək potensialına malikdir və bu səbəbdən kritik bir irəliləyiş olacaqdır. NƏTİCƏLƏR Ulduz astrofizika müasir astrofizikanın mərkəzində qalır. Güclü bir kosmik ulduz tədqiqatı proqramı yalnız ulduz astronomiyasına deyil, astrofizikanın digər sahələrinə də fayda gətirəcəkdir. Tədqiqat imkanlarının zənginliyindən TGSAA olduqca yüksək prioritet olan bir neçə məsələni müəyyənləşdirdi. Bunlar prioritet qaydada aşağıdakılardır: 1. Qara dəliklərin mənşəyini və astrofizik təzahürlərini anlayın. Yeni bir ulduz kütləsi qara dəlik namizədlərinin kəşfi, yumşaq rentgen keçiciləri, bu ulduz təkamülünün bu ekzotik son nöqtələrinin mövcud anlayışında inqilab edəcəyini vəd etdi. Bu namizədlərin ikili sistematikaya, yığılma disklərinə və təyyarələrə sahib olması onları xüsusilə qara dəlik astrofizikasını anlamağa və bəlkə də güclü cazibə qüvvəsini araşdırmağa məhsuldar laboratoriyalara çevirir. Ulduz qara dəlik araşdırmalarının sərhədlərini genişləndirmək yeni namizədləri tapmaq üçün bütün səma monitorlarını və sərt rentgen görüntüləmə anketlərini tələb edir, eyni zamanda yüksək enerji zolağında daha yüksək məkan və spektral həll tələb edir. Submillisekundlardan illərə qədər zaman tərəzilərində müvəqqəti əhatə də lazımdır. 2. Maddənin ağırlıq, fırlanma, maqnit sahəsi və enerji sıxlığı həddində davranışını öyrənin. Bu şərtlər kompakt cisimlər, xüsusən də ikili sistemlərdə toplananlar, yüksək enerji zolaqlarına xüsusi diqqət yetirilərək çox dalğa uzunluğunda aparılan yüksək məkan və yüksək spektral qətiyyətli müşahidələrdən istifadə edilərək ən yaxşı şəkildə araşdırılır. 3. Elementlərin mənşəyinə dair əsas məsələləri araşdırın. İnfraqırmızı, ultrabənövşəyi, rentgen və qamma-şüalardakı yüksək fəzalı və yüksək spektral qətiyyətli müşahidələr və əsas kalibrlər

    34 Fəza Astronomiyası və Astrofizikası üçün YENİ BİR STRATEGİYA, elementlərin ən gənc qalaktika və kvazarlardan son fövqəladə supernova və supernova qalıqlarına qədər mənşəyini daha yaxşı anlamaq üçün ulduz məsafələrinə ehtiyac duyulur. Əlaqədar əsas mövzular ulduzlarda fırlanma və açısal impuls rolları, kütlə itkisi, qarışdırma və partlama mexanizmləridir. 4. Ulduzları kainatın ölçüsü və yaşının göstəriciləri kimi başa düşməyi yaxşılaşdırın. Kosmoloji məsafə miqyasını, yavaşlama parametrini və kainatın yaşını ölçmək üçün ulduzlardan istifadə etmək müasir kosmologiyanın mərkəzidir. Vacib tapşırıqlara paralaks məsafələrinin və dolayısı ilə kürə qruplarının yaşlarının dəqiq təyin edilməsi daxildir. Həm də axının çox hissəsinin infraqırmızıda yerləşəcəyi böyük bir supernovanın böyük bir nümunəsinin aşkarlanması və fiziki anlaşılması vacibdir. 5. Fırlanma və maqnit sahələrinin təsirlərini və ikili yoldaşların təsirlərini anlayın. Gənc ulduzlar bu ulduz təkamülünün bilinməyən əsas sahələri barədə artıq xüsusi məlumat verirlər. Gənc ulduzların və onların disklərinin, təyyarələrinin və mümkün planetlərin təkamülünü anlamaqda əhəmiyyətli irəliləyişlər çox yüksək qətnamə şəkilləri ilə edilə bilər.


    Ulduz təkamülü tənzimləyən tənliklər hansıdır (Parlaqlıq, Kütlə, Temperatur, Radius) - Astronomiya

    Niyə yay isti, qış soyuqdur
    Ayın fazaları
    Tutulmalar: onları nə vaxt görə bilərik, niyə həmişə görmürük
    Bir dairədəki açılar və kiçik bucaq düsturu
    Elmi qeyd
    Parsec, zenit, üfüq, gündüz, ekliptik, bərabərlik, tropiklər, dairələr, ekvator

    Həftə 2: Planetlərin Hərəkatı və Kosmologiya Tarixi

    Ptolemey, Kopernik, Brahe, Galileo, Kepler
    Nə etdilər, gördülər, düşündülər
    Günəş mərkəzli Günəş Sisteminə dair dəlillər (Yupiterin Ayları, Veneranın fazaları)
    Newton Qanunları
    Kepler qanunları
    epikil, təxirə salınmış, geriyə hərəkət, birləşmə, müxalifət

    Həftə 3: Günəş sistemi

    Planetlər - MVEMJSUNP əmrini xatırlayın
    Yerüstü və Jovian arasındakı fərqlər
    Plutonun qəribəliyi
    Venera, Mars, Yer atmosferi - istixana təsiri
    Asteroidlər - yaşadıqları yerlər, xüsusiyyətləri, tərkibi
    Kometalar - yaşadıqları yerlər, xüsusiyyətləri, tərkibi

    4-cü həftə: İşıq, maddə və teleskoplar

    İşıq - dalğa və hissəcik
    İşığın sürəti, dalğa boyu, tezlik, Wien Qanunu, Stefan-Boltzmann Qanunu
    Elektromaqnit spektri
    Blackbody spektri - mavi / qırmızı
    Davamlı, Emissiya xətti və Absorbsiya xətti spektri
    Axın, parlaqlıq və parlaqlıq arasındakı əlaqə
    Doppler təsiri
    Refraktiv və Yansıtıcı teleskoplar
    Fokus uzunluğu, obyektiv lens, göz parçası lens, böyütmə
    Problemlər / müəyyən teleskopların üstünlükləri
    Rəsədxanalar tikdiyimiz yer

    Nüvə, radiasiya zonası, konveksiya zonası, fotosfer, xromosfer, tac
    müxtəlif günəş bölgələrindən görünən spektrlər
    qranulyasiya, alovlar, günəş ləkələri, günəş küləyi, Aurora
    günəş ləkəsi dövrü və maqnetizmlə əlaqəsi
    proton-proton zənciri enerji verir (cazibə çökməsi və ya normal yanma deyil)

    Həftə 6: Ulduzların ölçülməsi

    Parallax - yaxınlıqdakı ulduzlara məsafə
    Parlaqlıq, axın, parlaqlıq, böyüklük, temperatur, radius, kompozisiya (bunları necə əldə edirik)
    Spektroskopiya və fotometriya
    Hertzsprung Russell diaqramı
    Parlaqlıq Sınıfı, spektroskopik paralaks
    Kütlə-parlaqlıq əlaqəsi əldə etmək üçün ikili ulduzlar
    Əlavə günəş planetləri

    Həftə 7: Ulduz Təkamül

    Çox aşağı kütləli, aşağı kütləli və yüksək kütləli ulduzların fərqli təkamül yolları
    Hertzsprung Russell diaqramı (yenidən)
    H-He yanan bir ulduz tərifi (pp zənciri)
    Ulduz təkamülünün hər mərhələsində hansı elementlər yanır
    Qırmızı Nəhəng, Super Nəhəng, Ağ Cırtdan, Planet Bulutsusu, Super Nova Tip II
    Ulduz təkamülünün son nöqtələri

    Həftə 8: Qara deliklər və neytron ulduzları

    Neytron ulduzları Pulsars (Jocelyn Bell) olaraq təsbit edildi
    Bir pulsarın eskizi
    Gənc NS tez-tez ətrafında supernova qalığı var
    Köhnə NS yavaş-yavaş fırlanır, lakin spin-up meydana gələ bilər
    Açısal impuls
    Yaxınlıqdakı ulduzlardan maddənin yığılması
    Nova - bir WD üzərindəki maddə, partlayışlar - bir NS üçün vacibdir
    Einstein - xüsusi və ümumi nisbilik
    Bütün müşahidəçilər üçün işıq sürəti eynidir
    Kütləvi cisimlər məkan zamanını əyirlər
    Günəş tutulması və civə presessiyası zamanı test edin
    Qara dəliklər - işıq qaça bilməz
    Schwarzschild radiusu, hadisə üfüqü, təkliyi ilə eskiz
    AGN - BH olan qalaktikalar.
    Birləşdirilmiş Model eskiz - torus, toplama diski, mərkəzi qara dəlik

    Samanyolu
    Bulge, halo, disk, spiral qollar
    Tozla əlaqəli problemlər - Shapley, kürəcik qruplar, RR Lyrae's
    Standart şamlar, P-L əlaqəsi, məsafə nərdivanı
    Eliptik / Spiral / Çubuqlu / Düzensiz / Lentikulyar / Cırtdan qalaktikalar
    Gökadalar qrup və qrup halında toplanır
    Qalaktika və qruplardakı qaranlıq maddə
    Hubble Qanunu

    Böyük partlayış
    Hubble Qanunu, Kosmik Mikrodalğalı Arxa Plan, Nükleosentez
    Düzlük problemi, üfüq problemi, quruluş problemi
    İnflyasiya
    Açıq, qapalı, düz, sürətlənən Kainat
    Kainatın komponentləri - qaranlıq maddə / qaranlıq
    enerji / bariyonlar / neytrinolar
    rekombinasiya, əmələ gələn ilk obyektlər, ulduz meydana gəlməsi dövrü

    alfa = 206265 D / d - kiçik açılı formul
    v = d / t - sürət
    F = ma = GmM / r ^ 2 - Nyutonların 2-ci qanunu və Cazibə qanunu
    P ^ 2 = a ^ 3 / M - Keplers üçüncü qanunu
    lambda = 0.0029 / T - Wien Qanunu
    F = sigma T ^ 4 - Stefan-Boltzman Qanunu
    v = c (lambda - lambda0) / lambda0 - Doppler təsiri
    p = 1 / d - paralaks
    L = 4 pi R ^ 2 sigma T ^ 4 - HR diaqramı
    b = L / (4 pi d ^ 2) - parlaqlıq
    L = 2/5 mwr ^ 2 - açısal impuls
    T = const / Ho - Kainatın Çağı
    v = Hod - Hubble Qanunu


    Əsas ardıcıllıq ulduzu hidrogenini nüvəsindəki helyuma birləşdirərək parlaqlığını davam etdirən bir ulduzdur.

    Hidrogen birləşməsi bir ulduzu uzun müddət qoruya bilər, buna görə də ən çox ulduz əsas ardıcıllıqla tapılır.

    Nüvə hidrogendən heliuma çevrildikdə, ulduzun quruluşu bir qədər dəyişir və "sıfır yaş" əsas ardıcıllığından bir qədər uzaqlaşır. Ancaq edir yox inkişaf edir yuxarı və ya aşağı əsas ardıcıllıq.

    Nəhayət, nüvədəki hidrogen tədarükü tükənir. Bu nöqtədə ulduz daha sürətlə inkişaf etməyə başlayır.


    1 Cavab 1

    Məkrinizdə səhv bir şey yoxdur. Yanlış olan sizin gözləntinizdir parlaqlığı sabit saxladığınızda, daha yüksək kütləli ulduzlarda daha yüksək kütlə itkisi olmalıdır.

    Parlaqlığı sabit saxlayan, daha yüksək kütləli ulduzlar daha yüksək qaçma sürətinə malikdir, yəni qazın cazibə qüvvəsindən yaxşı çıxması daha çətindir. Beləliklə, gözləntilər daha az kütləvi itkinin meydana gəlməsi olmasıdır, bu da sizin süjetinizin göstərdiyi şeydir.

    Əslində daha kütləvi ulduzlar daha çox kütlə itkisinə sahibdirlər, çünki daha kütləvi ulduzlar daha az kütləvi qardaşlarına nisbətən daha parlaqdır. Parlaqlıqdakı bu artım cazibə qüvvəsinin artan dərinliyini əvəzləşdirir və kütlə itkisində xalis bir artıma səbəb olur. Məsələn, kütlə halında əsas ardıcıllıqla yuxarı qalxdıqda, parlaqlıq da kütlədən daha sürətli bir şəkildə artır.


    13.8 Ulduz təkamülü nəzəriyyəsi

    Ulduz təkamül nəzəriyyəsi, ulduz quruluşu və nüvə fizikası anlayışımız prinsipləri üzərində qurulub.

    Bir ulduzun təkamülü cazibə qüvvəsi və təzyiq arasındakı rəqabətdən qaynaqlanır.

    Mərkəzi bir temperaturu qorumaq üçün bir ulduz kosmosa yaydığı istilik enerjisini doldurmalıdır. Bunu nüvə birləşməsi və ya cazibə büzülməsi istifadə edərək edə bilər.

    Ulduz təkamül nəzəriyyəsinin ən əsas proqnozu, daha kütləvi ulduzların yanacaq ehtiyatlarından istifadə etmələri və ulduz təkamülü mərhələlərində daha sürətli irəliləməsidir.


    Astronomiya

    Astronomiya kosmosun geniş və daim genişlənən gözəlliyinə bir nəzər salır. Bu hadisə günəş sisteminin təhlükəsizliyini tərk edəcək və əvəzinə işıq ili uzaqlıqdakı ulduzlara və qalaktikalara diqqət ayıracaq, bunun üçün kosmosda həyatı tənzimləyən tamamilə yeni bir qaydaların nə olduğunu öyrənməyinizi tələb edəcəkdir. Ulduzların anadan olmasından və ölümündən, uzaq ekzoplanetlərdə yaşamaq ehtimalından, Hubble Kosmik Teleskopunun hər gün tapdığı yeni ulduzlardan və supernovalardan ümid edirəm ki, Astronomiyada mövzuların genişliyi sizi qorxutmaqdan və həyəcanlandırmaqdansa həyəcanlandırır. bu kainatdakı yerimizdən qorxuruq.

    Hazırlıq

    Tədbir təxminən üç növ suala bölünə bilər: konsepsiya əsaslı, hesablama əsaslı və identifikasiya.

    1. Konsepsiya suallar sizdə göstərilən şərtləri izah etməyinizi və ya tətbiq etməyinizi xahiş edəcəkdir bölmə 3a qaydaların. Sınaq müəllifləri HR diaqramı haqqında soruşmağı çox sevirlər və yalnız diaqramı necə oxumaqla yanaşı, obyektin növünə əsasən nöqtələrin necə qurulacağını da bilməli olacaqsınız (məsələn, RR Lyrae ulduzları HR diaqramında hara gedir? ? Sefeydlər?) Və ya verilmiş digər xüsusiyyətlər (məsələn, istilik, parlaqlıq). Ulduz təkamülü də sevilən bir mövzudur və bütün prosesin ümumi bir anlayışı, fokus bölgəsinin doğuşu və təkamülü ilə əlaqədar detallar son dərəcə faydalı olacaqdır.
    2. Hesablama suallar göstərilən tənliklərin və ya keyfiyyət münasibətlərinin tətbiq olunmasını tələb edir bölmə 3b bir dəyəri təyin etmək. Xüsusilə Kepler Qanunları, paralaks və məsafə modulu hər hansı bir Astronomiya fokus mövzusu üçün təməl əlaqələrdir və hamısının Astronomiya testindən əskik olduğunu tapmaq olduqca nadirdir. Daha mürəkkəb tənliklərin tətbiqi üçün problemi necə həll edəcəyinizi özünüzə xatırlatmaq üçün təlimatınıza nümunə hesablamaları daxil etmək faydalı ola bilər! Bu, ikili sistemlər üçün Kepler qanunlarını tətbiq edərkən şəxsən mənim üçün çox faydalı idi.
    3. Eyniləşdirmə suallar içindəki DSO-ların (dərin kosmik obyektlərin) müəyyənləşdirilməsini tələb edəcəkdir bölmə 3c şəkillərdən və təsvirlərdən, habelə hər bir DSO-nun unikal xüsusiyyətlərini hərtərəfli başa düşməkdən. Suallar görünən işıq spektri xaricində çəkilmiş bir şəkil təqdim edə bilər və şəklin hansı dalğa uzunluğunda çəkildiyini soruşa biləcəyi üçün DSO başına birdən çox şəkil və fərqli dalğa uzunluğu ilə çəkilmiş şəkilləri tərtib etdiyinizə əmin olun. Sizə DSO-nun bir şəklini verəcəklər, məsələn, işıq əyrisi qrafiki əsasında sizi test edə bilərlər. DSO siyahıları tez-tez son xəbərlərə və ya kəşfi ilə təqdim olunan yeni bir mexanizmə əsaslanaraq seçilir və hər DSO-nun nə kimi göründüyünü deyil, eyni zamanda nəyin unikal olduğunu da bilmək vacibdir.

    Çox vaxt testlər bu tip sualları qarışdıracaq və məsələn, bir DSO-nu işıq əyrisindən təyin etməyinizi, kütləsini və səthinin temperaturunu hesablamaq üçün işıq əyrisini və digər verilənləri istifadə etməyinizi və DSO-nu H-R diaqramında qurmağınızı xahiş edəcəksiniz.

    Qaydaların 3-cü hissəsində göstərilən konsepsiyalar onsuz da kifayət qədər geniş görünsə də, sadalanan anlayışlarla maddi olaraq əlaqəli mövzularda çox sual tapacağınızı gözləmək olar. Vikipediya dovşan deliğindən enib müəyyən bir səhifədəki əlaqəli məqaləni öyrənmə təlimatınıza köçürməyiniz faydalı olsa da, keyfiyyətin miqdarını xatırlayın: bir konsepsiyanın detallı başa düşülməsi əlaqəli bir mexanizmin necə işlədiyini müəyyənləşdirməyə imkan verə bilər. kopyalı yapışdırıb oxumadığınız və varlığını unutduğunuz yüzlərlə səhifə ilə tərk edə bilərsiniz. (Bir çox dəfə testdə səhv etdiyim bir sualı axtarıram və öyrənmə bələdçimin bəzi sahələrində unutduğum məlumatlara sahib olduğumu başa düşürəm ...) Əlbəttə, bu sizə qalan bir tarazlıqdır!

    Tədris təlimatlarından danışarkən, Astronomiya səxavətlə sizə iki kompüter, istənilən ölçüdə bir bağlayıcı və bir kompüter və ya test zamanı iş təlimatı kimi istifadə etmək üçün iki bağlayıcı arasında seçim imkanı verir. Mən şəxsən Astronomiya üçün Ctrl + F imkanları və asan tənzimlənməsi (və ağacları və printer mürəkkəbini qorumaq üçün) istifadə etməyi üstün tutdum, lakin komandalar bağlayıcıları mütləq işlədə bilər. Orta səviyyədən daha vacib olan, təlimat kitabçanızdan necə istifadə edəcəyinizi və məlumatların necə təşkil edildiyini bilməlisiniz. Məlumat üçün bildirim ki, mənim şəxsi təşkilatım yuxarıda sadalanan üç növ sual üçün üç ayrı sənəd və alt sənədlər daxilində əlifba təşkilatı (məsələn, ulduz təkamülü alt bölməsi, H-R diaqram alt bölməsi) daxildir.

    Əlbətdə ki, bu geniş boşluqdan hansı məlumatları itirdiyinizi və öyrənmə təlimatınızı daha yaxşı bilmək üçün ən yaxşı yolu istifadə etməkdir! Təcrübə testləri yoldur.

    Müsabiqə zamanı

    Testi bölmək hər hansı bir Elm Olimpiadası tədbirində getmək üçün bir taktikadır və Astronomiya da istisna deyil. Tərəfdaşlıqlar bir üzvün konsepsiya / şəxsiyyət və biri hesablama (və ya seçdiyiniz hər hansı bölmə) üzrə ixtisaslaşmasına qərar verə bilər. Sınaq boyunca sual növlərini qarışdıran hiyləgər test yazıçıları üçün yarı-yarı ticarət daha yaxşı bir seçim ola bilər.

    Bir sual əhəmiyyətli bir irəliləyiş olmadan çox vaxtınızı yeyirsə, onu çevirin və sonra geri qayıdın. Digər problemlər üzərində işləmək beyninizi istiləşdirməyə kömək edə bilər ki, qayıdandan sonra bu problemi daha tez bitirəsiniz!

    İlk baxışdan tanış olmayan görünə biləcək bir çox sual var, ancaq hər şeyin söz-sözünü cavablandırmağa ehtiyacınız olmadığını unutmayın. Mövcud biliklərinizin tətbiqi (yox, sadəcə məlumatı təlim kitabçamdan çıxara bilmirəm ??) sizi ən azından qismən kredit qazanaraq düşündüyünüzdən daha da çox götürə bilər.

    Bəzi faydalı mənbələr

    Chandra X-ray Rəsədxanası Youtube kanalı, hər il Elm Olimpiadası tədbirlərini bölüşən bir sıra veb seminarlar yükləyir (2019 mövsümü üçün videolara burada baxmaq olar. Onların videoları tədbirin genişliyinə yaxşı bir girişdir, amma inanıram ki test suallarının ümumiyyətlə sizdən tələb etdiyi dərinliyi daha dərindən axtarmalısınız.

    Bütün məlumatlarınızı Wikipedia-dan almaq cazibədar ola bilər, lakin DSO-lardakı yazıları çox vaxt çatışmır. Chandra veb saytı çox dalğa uzunluğunda DSO şəkillər, unikal xüsusiyyətləri haqqında qısa bir məqalə və oxunması asan bir məlumat səhifəsi təqdim edir. Daha çox DSO şəkli üçün Google Şəkillər olduqca etibarlı bir bahisdir və eyni zamanda test yazıçılarının şəkillərini çəkdikləri yer olma meyli də var. Testdəki şəkil, təlimat kitabçanızda saxladığınız şəkillərlə eyni ola bilər!

    Scioly.org saytındakı Formula Vərəqi üçün bir çox yəqin ki, yad deyilsiniz, bu da bir çox müvafiq tənliklərə əla baxış verir. Bununla yanaşı, tənliklərdən istifadə edərkən vahidlərdən ehtiyatlı olun. Məsələn, düstur vərəqindəki Kepler’in 3-cü Qanunu tənliyi, AU-da müddətin və məsafənin olmasını tələb edir, ümumiyyətlə MKS vahidlərindən istifadə zamanı görünən (GM) / (4pi ^ 2) sabitini buraxır. Denklemlərinizi digər mənbələrlə yenidən yoxlayın, bu da bu tənliklərin tətbiqi barədə yeni fikirlər verə bilər. Yenə də mürəkkəb tənliklərlə nümunə hesablamaları faydalı ola bilər.

    Qızıl Qapı Elm Olimpiadası

    Golden Gate Science Olympiad, California 501 (c) (3) qeyri-kommersiya təşkilatı olan Golden Gate Science League tərəfindən idarə olunur.

    Suallar? Sponsorluq etmək istəyirsiniz? Gələn il Stanford və ya UC Berkeley-də bir tələbə olaraq bizə qoşulursunuz? Komandamıza qoşulmaq üçün bizə bir e-poçt çəkin!

      UC Berkeley və Stanford Universiteti tələbələri tərəfindən təşkil edilən Elm Olimpiadası dəvətnaməsi. 2021 gəlir.


    Videoya baxın: QRİP Zamanı Qızdırmanı Ən Tez Aşağı Salan Bitki Hansıdır? - BAXIN! (Sentyabr 2021).