Astronomiya

Müəyyən bir yaş və kütlədəki bütün ulduzlar nisbətən eyni emissiya spektrinə sahibdirlər?

Müəyyən bir yaş və kütlədəki bütün ulduzlar nisbətən eyni emissiya spektrinə sahibdirlər?

Anladığım budur ki, gün ərzində gördüyümüz görünən işığın çox hissəsi Günəşdən yayılır və bu o deməkdir ki, gördüyümüz rənglərin əksəriyyəti (atmosfer effektləri istisna olmaqla) xüsusi rəng dalğaları tərəfindən diktə olunur. davamlı rəng spektrini əhatə etməyən Günəş yayır.

Budur Günəşin yaydığı dalğa uzunluqlarının bir görüntüsü

Anladığım şey, ən azı bir ulduzun həyat dövrünün müəyyən bir hissəsində, bütün ulduzların hidrogen və helyum toplarını yandırmasıdır. Əgər belədirsə, onda ömrünün o nöqtəsindəki bütün ulduzlar görünən işığın özümüzə bənzər emissiya spektrlərini verirmi? Atmosferi Yer kürəsinə bənzəyən bir planetdəki bir müşahidəçinin, bəlkə də ulduzlarının tərkibinə görə bizdən fərqli rəng aralıklarını görə bilməsi mümkündürmü? Göyün mavi yox, bənövşəyi görünəcəyi Yerə bənzər planetlər ola bilərmi?

Mənim fərziyyələrimdən birinin səhv olub olmadığını mənə bildirin.


Bir ulduzun yaydığı işığın spektri, əsasən səthinin istiliyindən, tərkibi, səthi cazibə və maqnit fəaliyyəti ilə əlaqəli kiçik dəyişikliklərdən asılıdır.$^{1}$.

Bir ulduzun səthinin istiliyi kütləsi və təkamül mərhələsi və dolayısı ilə yaşı ilə təyin olunur.

Ulduzlar həyatlarının çox hissəsini hidrogen yanan əsas ardıcıllıqla keçirirlər. Bu mərhələdə sadə bir qayda budur ki, daha kütləvi ulduzların səthi daha isti və spektrləri daha qısa dalğa uzunluğuna qədər daha ağır çəkilir.

Göyün görünüşünə həm Günəşimizin spektri, həm də gözün fiziologiyası səbəb olur. İşıq atmosferimizdə dalğa uzunluğunun tərs dördüncü gücünə görə dağılır. Eyni zamanda, atmosferin üst hissəsindəki günəş işığı spektrində nisbətən daha az bənövşəyi işıq var göz o işığa daha az həssasdır (və bir hissəsi udulur, ultrabənövşəyi dalğa uzunluqlarının çoxu). Günəşdən daha isti bir ulduzun bənövşəyi işığla zəngin bir spektrinə sahib olması və bunun göydən bənövşəyi səpələnmiş işığının miqdarını artırmasıdır. Gözümüzün fiziologiyası ilə göyə bənövşəyi kimi baxmağımızın kifayət ediləcəyinə əmin deyiləm; ancaq yəqin ki yox (bax Niyə yaşıl ulduz yoxdur?).

Daha böyük ulduzlar da daha sürətli "inkişaf edir", çünki mövcud yanacaqlarını çox daha sürətli yandırırlar. "İnkişaf etmiş" bir ulduz, hidrogenini öz içində əridib bitmiş və nüvənin ətrafında yanan və ya nüvəsindəki daha ağır yanacaqları yandıran "qabıq" a keçən bir ulduzdur. Qabıq yanan ulduzlar eyni kütlənin əsas ardıcıllıq ulduzlarından daha böyük və soyuq olur.

$^{1}$ Artan maqnit aktivliyi, böyüklük əmrləri ilə UB və rentgen dalğa uzunluqlarında bir ulduzdan gələn işıq miqdarını kəskin şəkildə artıra bilər. Bu, ilk növbədə nisbətən az kütləli ulduzların (Günəş və ya daha aşağı) bir xüsusiyyətidir və sürətli fırlanma ilə idarə olunur. Sürətlə fırlanan (tək) ulduzlar gəncdir. Bu əlavə qısa dalğa uzunluğundakı işığın ulduz üçün enerjili bir əhəmiyyəti yoxdur, çünki radiasiyasının böyük əksəriyyəti hələ də görünən və infraqırmızı dalğa uzunluğundadır.


Ulduz nə qədər isti?

Yuxarıda göstərilən düsturdan istifadə edərək bir ulduzun fotosferinin temperaturunu maksimum işıq buraxdığı dalğa uzunluğundan hesablaya bilərik.

Bir ulduzun fotosferinin temperaturu da rəngindən çıxarıla bilər. Sərin ulduzlar (səth temperaturu T = 3500 Kelvin olan Betelgeuse kimi) mavi və bənövşəyi işığa nisbətən daha çox qırmızı və narıncı işıq saçır. Beləliklə, sərin ulduzlar qırmızıdır. İsti ulduzlar (səth temperaturu T = 15.000 Kelvin olan Rigel kimi) qırmızı və narıncı işığa nisbətən daha çox mavi və bənövşəyi işıq saçır. Beləliklə, isti ulduzlar mavi rəngdədir.

  • "A" ulduzları ən güclü udma xəttlərinə sahib idi,
  • "B" ulduzları növbəti güclüdür,
  • və s. əlifba vasitəsilə.
  • O = 40,000 Kelvin
  • B = 20.000 Kelvin
  • A = 9000 Kelvin
  • F = 7000 Kelvin
  • G = 5500 Kelvin
  • K = 4500 Kelvin
  • M = 3000 Kelvin

Faydalı mnemonic: Oh A Fine Guy, Kiss Me.
(İstəsəniz: Gözəl bir qız olun, məni öpün.)

OBAFGKM spektral ardıcıllığı bu yaxınlarda L sinifini (temperaturu 2000 Kelvin ətrafında olan obyektlər) və T sinifini (temperaturu 1300 Kelvindən az) daxil etmək üçün genişləndirilmişdir. Spektral tip L və T cisimləri ümumiyyətlə (texniki cəhətdən danışan) ulduz deyildir, çünki nüvələrindəki birləşmənin meydana gəlməsi üçün isti olmurlar. Onlara "ulduz" deyil, "qəhvəyi cırtdanlar" deyilir.

Ulduz spektrlərin həvəskarları üçün professor Richard Pogge-nin Ulduz Spektral Tiplərin Xüsusiyyətləri təsvirindən daha çox təfərrüat və təsvir var.

(2) Hertzsprung-Russell diaqramı ulduzları parlaqlığı və temperaturuna görə sıralayır.

Bir süjet hazırlayın - üfüqi oxdakı temperatur (sağdakı isti ulduzlar sola sərin ulduzlar) və şaquli oxdakı parlaqlıq (yuxarıdakı altdakı parlaq ulduzlar). Bu süjet ixtiraçılarına görə Hertzsprung-Russell diaqramı (və ya qısaca H-R diaqramı) adlanır. Hertzsprung-Russell diaqramına bir nümunə aşağıda verilmişdir.

H-R diaqramları çox faydalıdır, buna görə kursun birinci yarısında bunlara istinad edəcəyəm.

(3) Ən çox ulduz Hertzsprung-Russell diaqramının əsas ardıcıllığındadır.

Bütün ulduzların təxminən 90% -i H-R diaqramının yuxarı sol küncündən (isti, parlaq ulduzlar) sağ alt küncünə (sərin, zəif ulduzlar) uzanan dar bir diaqonal zolaqdadır. Bu diaqonal zona ƏSAS SIRA adlanır.

  • Bütün əsas ardıcıllıq ulduzları Günəşdən isti, Günəşdən daha çox işıqlıdır və Günəşdən BÖYÜKdür (Nümunə: Sirius). Ən isti əsas ardıcıllıq ulduzları T = 40,000 K, L = 300,000 L olan "O" ulduzlarıdırgünəş.
  • Bütün əsas ardıcıllıq ulduzları Günəşdən Soğutucu, Günəşdən Az LÜMÜN və Günəşdən Kiçikdir (Nümunə: Proxima Centauri). Ən keyfiyyətli əsas ardıcıllıq ulduzları T = 2000 K, L = 0.00005 L olan "M" ulduzlarıdırgünəş.

Nəhənglər eyni temperaturda olan əsas ardıcıllıq ulduzundan daha parlaqdır. Nəhənglər nisbətən sərin olmağa meyllidir (T 5000 Kelvin. Parlaqlığı azdır, L = 0.0001 - 0.01 Lgünəş. Ağ cırtdan kifayət qədər yaygındır, lakin parlaqlığı az olduğu üçün onları aşkarlamaq çətindir.


Müəyyən bir yaşda və kütlədə olan bütün ulduzlar nisbətən eyni emissiya spektrinə sahibdirlər? - Astronomiya

    Ulduz bir populyasiyanın parlaqlığını təyin etmək üçün, təkamül axını ilə verilən MS-dən və ya ekvivalent olaraq ölməkdə olan ulduzların sayını nəzərdən keçirin:

  • Kütləvi töhfə BVF-dən asılıdır
    • `` Klassik '' Salpeter IMF (güc qanunu ilə) və digərləri (Səhifə 3).
    • Yerli IMF-nin geniş tətbiq olunan təsbitini Msun üçün, Msun üçün tapan Kroupa, Tout və Gilmore edir. Məqsədlərimiz üçün vahid kütlə normallaşdırıldığını, yəni.
    • Bütün ölçülmüş BVF-lər üçün kütlənin böyük hissəsi nisbətən aşağı kütləli ulduzlardadır (Msun).

      günəş kütləsi ilə işıq nisbəti baxımından tərif.

    • təkamülün hər mərhələsinin nisbi qatqılarını bilmək lazımdır
    • MS-dən sonrakı hər mərhələdəki ulduzların sayı hər mərhələdə keçirdiyi vaxta görə müəyyən edilir:

    • qeyri-şəffaflıq, konveksiya, diffuziya, kütləvi itki, atmosfer və s.-dən səbəb olan ulduz izoxronu qeyri-müəyyənliyi təkamülün sonrakı mərhələlərində (işıqlı mərhələlər!) daha böyük olur.
    • itkin təkamül mərhələləri (məsələn, HB, AGB, PAGB)
    • modellərdə itkin komponentlər, məsələn, SMR ulduzları
    • günəş elementinin bol paylanması
    • qarşılıqlı ikili ulduzlar
    • Bruzual & amp Charlot (məs. MNRAS 344, 1000 (2003))
    • Worthey ApJS 95, 107, 1994
    • Bertelli et al., A & ampAS 106,275,
    • Vazdekis
    • Starburst99, HII bölgə qatqısını, yəni emissiya xətti axınlarını əhatə edir
    • digərləri
    • BC modelləri təkamülün bütün mərhələlərini özündə birləşdirməyə çalışır, atmosfer üçün müşahidə olunan spektrləri günəş metalikliyində, digər metalliklərdə isə modelləri istifadə edirlər. Bertelli və digərləri bütün metalliklərə sahibdirlər, əksər hallarda model atmosferlərdən istifadə etməlidirlər. Worthey, təkamülün sonrakı mərhələləri üçün daha qədim izoxronlardan (fərqli qeyri-şəffaflıqlardan), model atmosferlərdən, apoksimasiyalardan istifadə edir.
    • Charlot, Worthey, Buzzoni kağızı: yalnız ulduz fizikasından, yaşlar% 25-50 arasında qeyri-müəyyəndir.
    • parlaqlıq dəyişməsi IMF və aşağı kütlələr üçün təkamül sürətinin birləşməsidir.
    • rəng təkamülü, ulduz populyasiyasının dəyişməsindən qaynaqlanır
    • SSP-lər üçün daha yaşlı yaşlarda SED-lərin oxşarlığına diqqət yetirin
    • Genişləndirilmiş SF tarixləri üçün daha bənzərdir
    • UV-nin potensial gücünə diqqət yetirin

      Artan Z, ulduzları daha da yaşlılaşdırdığı kimi daha da sərinləşdirir. Fərqli rəng indeksləri hamısı eyni şəkildə davranır, buna görə də bir çox rənglə yaş və metallığı ayırd edə bilmir. (Worthey Şəkil 46-49). Worthey 3/2 qanunlarının əksəriyyəti yaşı və metallığı ilə degenerativdir


    Müəyyən bir yaş və kütlədəki bütün ulduzlar nisbətən eyni emissiya spektrinə sahibdirlər? - Astronomiya

    Ulduz populyasiya sintezi ilə həll olunmamış qalaktikanın ulduz populyasiyalarından mümkün qədər çox məlumatı bir spektrdən təyin etmək istəyir. Samanyolu'nuzun nə qədər qarışıq olduğunu gördükdə, insanın əldə etmək istədiyi bütün məlumatları ala bilməyəcəyi açıqdır. İnteqrasiya edilmiş işıq metallik, kütlə və yaş baxımından geniş bir ulduza sahib olan töhfələri ehtiva edir və hətta sabit metallik ulduzları üçün elementlərin nisbi paylanması bir ulduzdan digərinə fərqli ola bilər. Bütün bunların hamısı tək bir spektrdən əldə etmək üçün çox olduğundan, tez-tez bir İlkin Kütləvi İşləmə (BVF), ulduzların doğulduğu anda kütlə aralığına düşən ulduzların sayı və ulduzların meydana gəlmə tarixini (SFH) və ulduzların bir qalaktikadakı metallik paylanmasını çıxartmağa çalışır.

    İnteqrasiya edilmiş bir ulduz populyasiyasının spektri, bütün ulduzları görmə xətti boyunca birləşdirərək əldə edilir.

    Budur S (m, t, Z) kütlə ulduzunun spektral enerji paylanmasıdır (SED) m (gedir myuxarı üçün maşağı), yaş t və metallik ZF(m, t, z) normallaşdırma bandındakı axın. Sonra ümumi qalaktika spektri müxtəlif yaş və metallik qatqıları əlavə edilərək əldə edilir.

    Müasir ulduz populyasiyasının sintezi, qalaktikalardakı ulduz populyasiyalarının cəmindən ibarət olduğunu düşünür Tək Ulduz Populyasiyalar (SSP), daha mürəkkəb ulduz populyasiyalarının blokları, eyni zamanda doğulmuş, eyni metallığa sahib olan bütün ulduzlardan ibarət olan varlıqlar. Məsələn, qalaktikalar yalnız 2 günəş kütləsindəki A ulduzlarından ibarət deyil, BVF aralığında tam kütlələr aralığındakı ulduzlar mövcud olmalıdır. Bu güclü fərziyyə ilə, bu SSP-lərin inteqrasiya xüsusiyyətlərini hesablamaq üçün ulduz təkamül nəzəriyyəsindən istifadə etmək və sonra qalaktikanın SED-ini müxtəlif SSP-lərə parçalamaq olar. SSP yanaşmasının əsaslandırılması həm kürəli, həm də açıq qrupların hamısının tək ulduz populyasiyaları kimi təmsil oluna biləcəyini başa düşən Tinsley’dən başlayır. Ən yaxın qalaktikalara baxarkən, SSP yaxınlaşması qüvvədə qalır (Bölmə 1.4.2). Maraston (2005) tərəfindən təkamül edən ulduz populyasiya modellərinə gözəl bir baxış verilir. Mövcud SSP modelləri nəzəri izoxronlar boyunca ulduz spektrlərini birləşdirərək tam spektral enerji paylanmasını (SED) proqnozlaşdırır. Bu spektrlər həqiqi ulduzların və ya model atmosferlərin köməyi ilə hesablanan süni spektrlərin müşahidələrindən ibarət olan bir ulduz kitabxanasından seçilir. Hal-hazırda ən populyar ulduz populyasiya modellərindən bəziləri Worthey (1994), Maraston (2005), Bruzual & amp Charlot (2003) və sonradan yayımlanmamış versiyaları Le Borgne et al. 2004 (P & # 233gase HR), Leitherer et al. 2010 (Starburst99), Vazdekis et al. (2010), Gonz & # 225lez Delgado et al. (2005) və Schiavon (2007).

    Son 2 onillikdə əhəmiyyətli irəliləyişlərə baxmayaraq, müntəzəm olaraq spektrlərdən ulduz əmələ gəlməsi və metallik paylanmalarını əldə etmək düz deyil. Burada bunun səbəbinin bir sıra səbəblərini qısaca göstərəcəyəm və gələcək hissələrdə bunları geniş izah edəcəyəm. Hər şeydən əvvəl, supergig fazası və asimptotik-nəhəng budaq (AGB) mərhələsi kimi ulduz təkamülünün inkişaf etmiş fazaları haqqında nisbətən zəif anlayışımız var. Bu mərhələlərdəki ulduzlar parlaq və qısa ömürlüdürlər, beləliklə qalaktikaların spektrinə əhəmiyyətli dərəcədə kömək edirlər, lakin kürə və açıq qrupların rəng böyüklüyü diaqramlarındakı sayı bu populyasiyaların işığının hissəsini məhdudlaşdıracaq qədər böyük deyil. ümumi spektr. Eyni zamanda, modelləşdirilməsi çətin olan və təkamül yollarını hesablamaq üçün həlledici olan kütləvi itki, bu ulduzlarda o qədər vacib bir rol oynayır ki, bu da müəyyən dərəcədə qeyri-müəyyənliyə səbəb olur. AGB-dəki ulduzlar xüsusilə infraqırmızıda öz töhfəsini verir və bu bölgədə xüsusilə bu qeyri-müəyyənliklər ən vacibdir.

    İkinci, eyni zamanda çox vacib bir problem, yaş metalikliyinin degenerasiyasıdır. İnteqrasiya edilmiş bir ulduz populyasiyasında, metalikliyi artırmağın əsas təsiri, ulduzların qırmızı nəhəng budaqdakı (RGB) şəffaflığını artıraraq qırmızıya çevrilməsinə səbəb olur ki, bu da inteqrasiya olunmuş spektrin daha qırmızı olduğunu və ən güclü atom xüsusiyyətlərini optik daha güclüdür, çünki soyuducu ulduzlarda daha güclüdür. Yaşın artırılmasının əsas təsiri eynidir: RGB-nin qızartması. Bu o deməkdir ki, çox vaxt həm yaşı, həm də metallığı eyni zamanda əldə edə bilməzsiniz: sözdə yaş metalikliyi degenerasiyası. Bu degenerasiya əslində daha da pisləşə bilər: qalaktikada toz varsa, metalların və ya yaşın artması ilə eyni şəkildə hərəkət edərək rənglərin daha qızarmasına səbəb olacaqdır. Ancaq tozların tükənməsinin təsirlərindən yalnız rənglər güclü şəkildə təsirlənir. Xətt gücləri, əsasən mavi və qırmızı fasiləsiz bir-birindən çox uzaqda yerləşməsi istisna olmaqla, yox olmaqdan təsirlənmir. Nəticədə, hər iki parametri ayrı-ayrılıqda ölçmək üçün yollar olmasına baxmayaraq, yaş və metallik güclü şəkildə degenerasiya olunur.

    Üçüncü problem, qalaktikaların bolluq nisbətlərinin həmişə günəş qonşuluğundakı ilə eyni olmamasıdır. Bu, Galaxy-də [Mg / Fe] və metallik [Fe / H] arasındakı sıx bir əlaqə olaraq görünür (Edvardsson və ark. 1993). Element meydana gəlməsinin əsasən Ia və II tip supernovalarda baş verdiyi düşünülür. SN tip II partlayışlarda (kütləvi ulduzlar) Fe ilə müqayisədə O və digər elementlərin miqdarı Ia tip SN-dən daha çox olur. Halo və qabarıqlıq əmələ gəldikdə, Ia tipinə nisbətən SN tip II sayının diskin əmələ gəlməsindən daha çox olduğuna inanılır və nəticədə Mg / Fe bolluğunun nisbəti Galaktik haloumuzda daha yüksəkdir və qalaktik diskdə olduğundan daha qabarıqdır. Elementlərin Fe-yə nisbəti yalnız dəyişmir. Dəyişikliklər digər elementlərin Fe ilə nisbətində də görülür (bax Henry & amp Worthey 1999). Hal-hazırda ulduz populyasiya modelləri (həm ulduz izoxronları, həm də ulduz kitabxanaları) nadir hallarda günəşdən başqa bolluq paylanmasını ehtiva edir. Bu o deməkdir ki, müşahidə olunan qalaktika spektrlərindəki bəzi xüsusiyyətlər hazırda mövcud olan ən yaxşı ulduz populyasiya modellərinə uyğun deyil.

    Ulduz interyerlərinin əsas nəzəriyyəsi astronomiyanın ən qədimlərindən biridir. Onsuz da Eddington (1926) o dövrdə Hertzsprung-Russel diaqramını ulduz interyerləri üçün diferensial tənliklərlə kəşf etdiyini bir şəkildə modelləşdirməyi bacardı. Hal-hazırda bütün modellər prinsipcə onun nəzəriyyəsinə əsaslanır, baxmayaraq ki, ulduzların fizikası barədə artan anlayışımızı nəzərə alaraq təkmilləşdirilmiş və genişləndirilmişdir. Mövcud ulduz təkamül modelləri haqqında ətraflı məlumat üçün bax: Salaris & amp Cassisi (2006) Ulduz və Ulduz Əhalisinin Təkamülü kitabı. Bu kitabdakı bir çox fikir əvvəlki müəlliflər və başqaları tərəfindən BaSTI modellərinin veb saytında (http://albione.oa-teramo.inaf.it/) əks olunmuşdur. Bu veb saytda təqdim olunan bu qədər çox ulduz modelinin niyə olduğunu düşünmək olar. Səbəb aydındır: giriş fizikası o qədər qeyri-müəyyəndir ki, verilənlərə son uyğunluq hansı seçimlərin edilməli olduğunu göstərməlidir. Ulduz təkamül modeli, kütləvi və kimyəvi tərkibli ulduzların təkamülünü açıq və kürə qruplarının rəng böyüklüyü diaqramlarından müəyyən edilmiş müxtəlif təkamül mərhələləri boyunca izləyir və əsas ulduz parametrlərini - bolometrik parlaqlıqları, effektiv temperatur və səth ağırlıqlarını təmin edir. təkamül dövrünün funksiyası. BaSTI modellərindən başqa ədəbiyyatda mövcud olan bir neçə digər model var: məs. Girardi et al. (2000), Marigo et al. (2008), Yi et al. (2003), Lejeune & amp Schaerer (2001), Dotter et al. (2007).

    Ulduz təkamülünün əsas mərhələlərinə gəldikdə, hansı modelləri götürmək çox vacib deyil (baxın Charlot, Worthey & amp Bressan 1996 tərəfindən əvvəlki müqayisə işinə baxın). Əhəmiyyətli olanlar sonra təkamül mərhələləri. Məsələn, Vandenberg et al. (2000) həddindən artıq çəkiliş istifadə edilmir. Modellər RGB-dən kənara çıxmırlar, çünki müəlliflər fizikanı bu mərhələdən kənarda başa düşməyimizə etibar etmirlər. Konveksiya və ağır kütlə itkisinin müalicəsi ilə əlaqəlidir. Bu fazaların (əsasən HB və TP-AGB) müalicəsi qruplar arasında xeyli dəyişir. Məsələn, BaSTI modelləri, fərqli kütlə itkisi nisbətləri üçün 2 dəst model verir. TP-AGB fazının əhəmiyyətsiz olduğu köhnə ulduz populyasiyaları üçün bu, bu qeyri-müəyyənliyin daha kiçik bir rol oynadığı anlamına gəlir (bax: Mouhcine & amp Lan & # 231on 2002. Bu yazıda AGB-nin fraksiya parlaqlığının J, HK log (yaş) = 8.5 ilə 9.2 arasındakı ən yüksəkdir və təqribən çatır. 40% J, 50% H və 60% K. Töhfə metalliklə də artır.). Gələcəkdə daha böyük teleskoplar bizə daha aşağı ölçüyə qədər rəng böyüklüyü diaqramları təqdim edəcək və bu şəkildə əldə edilmiş yaxşılaşdırılmış statistika, ehtimal ki, bu mərhələlər üçün ulduz təkamül hesablamalarının xeyli yaxşılaşmasına səbəb olacaqdır.

    Bir başqa qeyri-müəyyənlik mənbəyi ulduzların məzmundur (kütlə hissəsi Y olaraq göstərilir). Əsasən Big Bang Nükleosentezindən gəlir, lakin H və O-ulduzların yanmasına təsir göstərir. Əhəmiyyətli bir problem, ulduzlardakı məzmunu təyin etməyin asan yollarının olmamasıdır. Atom keçişləri ümumiyyətlə yüksək enerjili fotonlara ehtiyac duyur, buna görə daha çox isti ulduzlarda olurlar və mavi rəngdə olurlar və ya UB-yə daxil olmaq çətindir. Ulduz təkamül yollarının yerini təsir etdiyindən (məsələn, BaSTI modellərinə baxın) bu vacib bir problemdir. Daha ümumiyyətlə, son modellərdə helyum fraksiyasının Z metallığı ilə əlaqəli olduğu düşünülür (məsələn, Vazdekis və digərləri (2010) Y = 0,23 + 2,25 Z istifadə edirlər).

    Yalnız O ilə bir problem yoxdur, hər birinin öz nisbi bolluğuna sahib ola biləcəyi 100-dən çox başqa element var. Fe.Ənənəvi olaraq bunlar H və He xaricindəki bütün elementlərin kütlə payı olan Z ilə parametrləşdirilir. Xoşbəxtlikdən bunların nisbi bolluğu metal çox fərqlənmir. Bunun səbəbi, element istehsalının kifayət qədər vahid bir proses olduğu düşünülməsidir: daha çox supernovalarda, həm də nəhəng və ya nəhəng ulduzların zərflərində edilir. Bununla birlikdə, fərqli bir supernova növünün elementlərin fərqli nisbi fraksiyaları istehsal etdiyini bilir: məsələn, element istehsal sürəti ulduz kütləsindən asılı olduğundan, SN partlayışında ISM-ə atılan elementlərin nisbi paylanması da kütlədən asılı olmalıdır. Element nisbətləri ulduz populyasiya modellərini 2 şəkildə təsir edir: həm təkamül yolları, həm də mövqeləri dəyişir (məsələn, BaSTI modelləri), lakin daha da əhəmiyyətlisi, onların xətt gücləri daha birbaşa dəyişir (bax. Lee və digərləri 2009). Bölmə 1.3.4-də bu maddə daha ətraflı müzakirə ediləcəkdir.

    Üçüncü problem, ölçülməsi çox çətin olan BVF-dir (əvvəl bax). Bu məqam 1.3.3 və 1.4.6-cı hissələrdə müzakirə olunacaq.

    Nəzəri parametrləri çevirərkən digər problemlər meydana gəlir (Teff, g və bolluqlar) rənglər və ya spektrlər kimi müşahidə olunanlara. Bu problemlər çox böyükdür. Müşahidə olunan ulduzların spektrlərindən temperaturu müəyyənləşdirmək sadə görünsə də, bunları müəyyənləşdirmək üçün mürəkkəb prosedurların tələb olunduğu geniş emiş xətləri olan M-ulduzları üçün bu çətindir (məsələn, Lan & # 231on et al. 2008). Əksər ulduzlar üçün məsafələrdən və CM-diaqram uyğunluğundan kifayət qədər dəqiq cazibə qüvvələri mövcuddur və GAIA-nın nəticələri olduqda daha yaxşı olacaqlar. Ulduz bolluğunun müəyyənləşdirilməsi mürəkkəb bir mövzudur, əsasən izolyasiya edilmiş keçidlərin xətt güclərini ulduz atmosferi modelləri ilə müqayisə etməklə aparılır (məsələn, MARCS (Gustafsson et al. 2008)). Baxın məs. Ryde et al. Baxış üçün 2004. İdeal vəziyyətdə bu təcrid olunmuş keçidlər mövcuddur. Lakin praktikada bir çox element üçün heç bir xətt mövcud deyil. Tez-tez spektrlərin çözünürlüğü o qədər azdır ki, bir neçə element araşdırıla bilər və ya yalnız qalaktikalar üçün qlobal bir metallik təyin etmək kimi daha az dəqiq metodlardan istifadə edilməlidir. O və ya B ulduzları kimi isti ulduzlar üçün bolluğu təyin etmək çox çətindir, çünki demək olar ki, heç bir xətt içərisində deyildir.

    Yuxarıda təsvir olunan modellərdən başqa, BaSTI veb saytı əsas ardıcıllıq ulduzları və ağ cırtdanlar üçün də modellər təqdim edir. Kontakt ikili ulduzların rolu nəzərə alınmır. Özlərini göstərmələrinin bir yolu, Blue Straggler Ulduzları (BSS), hidrogen yandıran ulduzlar, yığılma ilə daha isti və daha parlaq hala gətirilmiş və indi normal olaraq daha gənc ulduzlar tərəfindən işğal edilmiş rəng böyüklüyü diaqramının bir bölgəsində yaşayan (məsələn, Bond & amp MacConnell). 1971). Bunların kürə qruplarında tapılması (Piotto et al. 2004) onların mövcudluğunun qalaktikalarda əhəmiyyətli ola biləcəyini göstərir. Son zamanlarda Galaktik Bulge (Clarkson et al. 2011) də bu cür mavi dalğalandırıcılar aşkar edilmişdir. Tarixən Ulduz populyasiya modellərində BSS-yə çox diqqət yetirilməməsinin səbəbi rəng böyüklüyündə (CM) diaqramlarda Mavi Straggler Ulduzlarının çox miqdarda tapılmaması və yaşlı yaşlarda inteqrasiya edilmiş modellərin eliptik qalaktikalara uyğun olmasıdır. Blue Stragglers-i görməməzlikdən eliptik qalaktikaların daha gənc görünməsinə səbəb olacağından, gələcəkdə bu məsələni araşdırmağa dəyər.

    Ulduz populyasiya modellərinin mühüm tərkib hissəsi ulduz kitabxanası. Ulduz kitabxana modellər üçün vacibdir. Spektral ayırdetmə və dalğa uzunluğu diapazonu modellərin spektral qətnaməsini və dalğa uzunluğunu təyin edir. Ulduz tiplərdəki çeşid modellərin tətbiq olunmasını və böyük ölçüdə keyfiyyətini təyin edir. Ulduz parametrlərdə bir sıra əhatə edən bir sıra ulduz spektrləri, yəni effektiv temperatur kimi təyin olunur Teff, ağırlıq gvə metallik [Fe / H]. Son zamanlarda [Mg / Fe] kimi bolluq nisbətləri də bəzən daxil edilir (məsələn, Milone və digərləri 2011). Ulduz kitabxanaları nəzəri (məsələn, Hauschildt et al. (1997), Coelho və ark. 2007) və ya empirik ola bilər. Onların bir çoxuna D. Montesin (http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html) toplusunda rast gəlmək olar. Təcrübəli və nəzəri ulduz kitabxanaları haqqında yaxşı, lakin bir qədər köhnəlmiş bir araşdırma Coelho (2009) tərəfindən verilmişdir. Yuxarıdakı hissədə qeyd edildiyi kimi, SSP model spektrləri izoxronlar boyunca ulduzlardan gələn spektral töhfələri birləşdirərək və bu izoxronlar boyunca hər yerdə olan ulduzların nisbi payı ilə çəkilərək təyin olunur. Buradakı tələb olunan spektrlər tələb olunan temperatur, cazibə və metallik ilə ulduz (və ya bir neçə ulduzun xətti birləşməsi) seçilərək əldə edilir. Bu ümumiyyətlə bir növ interpolyasiya üsulu ilə həyata keçirilir.

    Tez-tez istifadə edilən ilk ulduz kitabxanası LICK-IDS kitabxanası idi (Faber və ark. 1985, Burstein və ark. 1984, Gorgas ve ark. 1993, Worthey ve ark. 1994). Bu kitabxana, hər biri spektrdə güclü udma xətlərinin ekvivalent genişlikləri kimi təyin olunmuş 25 aşağı qətnamə xətti indeksinə endirilmiş qeyri-xətti bir Görüntü Dissektoru Skaneri ilə əldə edilmiş 425 spektrdən ibarətdir. Sürət dispersiyalarının o qədər böyük olduğu, spektrdəki bir çox zəif xüsusiyyətlərin yuyulduğu böyük qalaktikalar üçün bu göstəricilərdə 4200 ilə 6400 & # 197 arasında xeyli məlumat var. O vaxtdan bəri bu kitabxana ən populyar ulduz kitabxanasıdır və qalaktikaların ulduz populyasiya parametrlərini əldə etmək üçün dəfələrlə istifadə edilmişdir. Kitabxana olduqca səs-küylü, xüsusi olduğundan uyğun funksiyalar SSP modelləri hesablanarkən kitabxanada interpolasiyanı asanlaşdırmaq üçün hər indeks üçün hazırlanmışdır (bax: Worthey et al. 1994).

    Xətti CCD-lərin ortaya çıxması ilə tezliklə daha dəqiq ulduz kitabxanaları mövcud oldu, məs. Jones və digərlərinin kitabxanası. Yalnızca indeksləri deyil, 2 kiçik dalğa uzunluğunu əhatə edən spektrləri olan (1997). Bu kitabxanadan fasiləsiz çıxış spektrləri istehsal edən ilk ulduz populyasiya modellərini yaradan Vazdekis (1999) istifadə etmişdir. İndi, 13 il sonra, ən çox istifadə olunan ulduz kitabxanaları arasında MILES (S & # 225nchez-Bl & # 225zquez et al. 2006) və Elodie (Prugniel et al. 2007) var, baxmayaraq ki bir çox digər kitabxanalar var, xüsusən də optik. T baxımından bu kitabxanaların əhatə dairəsieff və giriş g günəş metalikları ətrafında çox yaxşıdır. Günəş metalitisiyası rejiminin xaricində, modelləşdirilə bilən ulduz populyasiyasının yaş həddi bir qədər məhduddur. Bu anda əsas problem, bu modellərin dalğa boyu aralığının məhdud olmasıdır (məsələn, MILES-in dalğa uzunluğu əhatə dairəsi 3500-7500 & # 197) və yalnız Galaktik ulduzların daxil edildiyi, əksəriyyəti Galaktik diskdə, bolluq nisbətləri Günəş ətrafındakı bolluq nisbətləri ilə Qalaktik diskin meydana gəlmə tarixini əks etdirir. Bu yaxınlarda MILES, CaT (Cenarro et al. 2003) və INDO-ABŞ kitabxanaları (Valdes et al. 2004) MIUSCAT kitabxanasına birləşdirildi (Vazdekis et al. 2012), homojen rezolyusiya və axını kalibrləmə, kitabxananı genişləndirmək. 9500 & # 197. Mövcud kitabxanaların həlli R = / = 40000 (Elodie) ilə təxminən 2.5 & # 197 (MILES) arasında dəyişir. Daha yüksək qətnamə, lakin hələ də nəşr olunmayan kitabxana, 80000 qətnaməyə sahib, lakin kalibrlənməmiş UVES-POS ulduz kitabxanasıdır (bax: Bagnolo et al. 2003).

    UV-yə yaxın və NIR-də spektral kitabxanalar daha kiçikdir, ulduz parametrləri məkanında daha kiçik diapazonlar mövcuddur, lakin vəziyyət sürətlə yaxşılaşır. UV yaxınlığında ən yaxşı kitabxana (və bir müddət qalacaq) NGSL, Gregg, Silvanın və işbirlikçilərinin Yeni Nəsil Spektral Kitabxanası, HST / STIS ilə 2000- dalğa uzunluğundan asılı bir qətnamə ilə alınan 382 ulduz spektrini ehtiva edir. Mükəmməl axın kalibrlənməsi ilə 1670-10250 & # 197 əhatə edən 10000. 230 ulduzlu bir ulduz kitabxanası olan NIR-da IRTF spektral kitabxanası bu yaxınlarda istifadəyə verildi: dalğa boyu 0,8 ilə 2,5 arasında olan ulduz spektrlərinin toplusu µqətnamə ilə m

    7 & # 197 və bəziləri üçün 0,8 ilə 5,0 arasında µm (Rayner et al. 2009 Cushing et al. 2005). 2MASS fotometriyasından istifadə edərək kalibrlənmiş kitabxana əsasən gec tip ulduzlardan (F-M), AGB, karbon və S ulduzlarından və L və T cırtdanlarından ibarətdir. Ulduzların əksəriyyəti günəş metalikidir. Bunun xaricində sərin nəhənglərin (Lan & # 231on & amp Wood (2000) ulduz spektrləri var.

    100 ulduz bir qətnamə ilə alınmışdır R = 1100.

    Nəzəri ulduz spektrləri G tipinə qədər olan ulduzlar üçün etibarlıdır, çünki sonrakı tiplərdə hələ modelləşdirilməsi çətin olan molekulyar zolaqlar spektrdə üstünlük təşkil etməyə başlayır. Görünən və IR-yə yaxın bantlardakı rənglər 3500 K-yə qədər olan temperaturlarda səhv zolaqlarında əks olunur. R = 10 5 bir qətnamədə Günəş spektri bu gün nisbi axınının 5% -ə, Arcturus (K1.5III) 9% -ə, Vega (A0V) isə 1% -ə qədər çoxalır. Qalıqlar ümumiyyətlə soyuducu ulduzlara və ya aşağı səth cazibəsinə nisbətən daha böyükdür. 3500K-dan aşağı olan ulduzlar üçün hidrodinamik modellər və pulsasiya edən atmosferdəki mövcud inkişaflar modellərin dəqiqliyini yaxşılaşdırmalıdır, lakin bu cür ızgaraların populyasiya sintezi üçün lazım olan tamlığı əldə etməsi bir neçə il çəkə bilər. O və B tipli ulduzlar üçün kütləvi itki modelləşdirməsindəki son inkişaflar, genişlənən atmosfer və külək xüsusiyyətləri UV-nı daha dəqiqliklə modelləşdirmək üçün nəzəri şəbəkələrə daxil edilmişdir (bax Coelho 2009). Nəzəri (və ya yarı nəzəri) kitabxanalar qalaktikaların inteqrasiya olunmuş spektral xüsusiyyətlərini modelləşdirmək üçün ən perspektivlidir. Ulduz spektrlər haqqında anlayışımız yaxşılaşdıqca nəzəri ulduz kitabxanalarında, xüsusən də optik və ultrabənövşəyi UV-də daha çox analiz aparılacaqdır. IR yaxınlığında, empirik kitabxanaların gələcək illər üçün çox üstün olmasını gözləyirəm. Gələcəkdə X-Shooter spektral kitabxanası XSL (Chen və digərləri 2011) kimi yüksək spektral çözünürlük və böyük dalğa boyu əhatə dairəsi olan kitabxanalardan əldə edilməlidir. Eyni zamanda optik, ultrabənövşəyi və IR-yə yaxın xüsusiyyətlərdən istifadə edən qalaktikaları analiz edərək kütlədə hökm sürən köhnə populyasiyanı və eyni zamanda son və ya aralıq ulduz əmələ gəlməsini məhdudlaşdırmaq lazımdır.

    Ulduz populyasiya modellərinin mühüm tərkib hissəsi İlkin Kütləvi İşlevdir. BVF son nəticədə bir ulduz populyasiyasının kütlə ilə işıq nisbətini təyin edir və bu səbəbdən doğru BVF seçilməsi, digər şeylər arasında bir qalaktikadakı qaranlıq maddənin miqdarını təyin etmək üçün vacibdir.

    Ümumiyyətlə, BVF kütləvi funksiya ulduzların doğulması zamanı bir ulduz populyasiyasının paylanmasını yaratmaq üçün onları təkamülü üçün düzəldin. Bu, günəş məhəlləsindəki ulduzlar və ya qalaktik qruplar üçün edilə bilər. BVF-nin formasını və dəyişkənliyini təyin etmək üçün böyük bir tədqiqat səyləri sərf edilmişdir. Bununla bağlı bir çox təfərrüatları məs. Kroupa (2007) tərəfindən nəzərdən keçirilmişdir. Salpeter (1955) ilk dəfə BVF-ni bir güc qanunu olaraq izah etdi, dN = c m - dm, harada dN kütlə aralığındakı ulduzların sayıdır m, m + dmc normallaşma sabitidir. Ulduz əmələ gəlmə sürəti, Qalaktik-disk quruluşu və ulduz təkamülü zaman tərəzisi ilə əlaqədar fərziyyələrlə o zaman müşahidə olunan ulduzların məkan bölgüsünü modelləşdirərək Salpeter 0.4 & lt üçün 2.35 olaraq təyin olundu. m & lt 10 M . Daha sonra, bir çox başqa tədqiqat kütlə aralığını daha yüksək və aşağı kütlə ulduzlarına qədər genişləndirdi. Mövcud vəziyyət BVF-nin ulduz olduğu qeyri-adi dərəcədə universal görünür, hələ də az-çox eyni meylini təxminən 0,5 M-ə qədər olan, lakin daha aşağı kütlələrə tərəf dönən bir BVF ilə (Kroupanın Universal IMF, onun tənliyi (20), bax Şəkil 1.4). Belə bir dövriyyə olmadan, bir ulduz populyasiyasında kütlə miqdarı çox böyük ola bilər, bu da çox vaxt qalaktikalardakı kütlənin dinamik ölçüləri ilə ziddiyyət təşkil edir, çünki bunlar ən azı ulduzlar və ulduz qalıqları kütləsi qədər olmalıdır. Kroupa, üstəlik ağır bir BVF-yə dair dəlillərin yaxşı həll edilmiş ulduz partlaması qruplarında güclü olmadığını və qrupların dinamik təkamülünün, ehtimal ki, sapmış müşahidə olunan BVF-ləri anlamaq üçün təfərrüatlı şəkildə modelləşdirilməsinin lazım olduğunu müdafiə edir. BVF-nin aşağı kütləsi üçün BVF-nin günəş məhəlləsindəki ulduz sayından təqribən 0,2 M-yə qədər enməsi barədə ağlabatan bir fikir var. Bundan əlavə, burada BVF-dəki dəyişikliklərə dair dəlillər zəifdir, baxmayaraq ki metallıq baxımından daha çox yoxsul və yaşlı populyasiyaların sadə Jeans-kütləvi mübahisələrdən gözlənildiyi kimi yaltaq MF-lərə sahib ola bilməsi mənasında metalliklə spekulyativ sistematik bir dəyişiklik ola bilər. Bastian et al. (2010) Astronomiya və Astrofizika İllik Rəyləri icmalında Kroupanın fikirlərini təsdiqləyir: Ulduz meydana gəlməsinin ilkin şərtlərinin bir funksiyası olaraq BVF-də böyük sistematik dəyişikliklər üçün böyük bir dəlil tapmırıq. Standart olmayan / dəyişən BVF-lərin əksər hesabatlarının başqa məqbul izahlara malik olduğuna inanırıq.

    Bölmə 1.4.6-da inteqrasiya olunmuş ulduz populyasiyalarına əsaslanan müxtəlif növ BVF-lərə dair sübutları nəzərdən keçirəcəyik. Bu dəlil Galaxy-də yuxarıda göstərilən ətraflı iş işığında nəzərdən keçirilməlidir.

    Qalaktikalardakı elementlərin bolluq nisbətləri, ulduzların meydana gəlməsi və meydana gəlməsi zaman şkalaları haqqında zəngin bir məlumat ehtiva edir. Özündən daha ağır elementlər üçün element istehsalının ulduzlarda reallaşdığı düşünülür. Supernovaların partlaması və ulduz kütlə itkisi bu yeni yaranmış atomların ulduzlararası mühitə daxil olmasına səbəb olur və burada yeni ulduzlar yaratmaq üçün istifadə oluna bilər, bu da sonradan yenidən ulduzlararası mühiti zənginləşdirə bilər. Supernovae tip II (kütləvi ulduzlar) və Ia (C-degenerasiya olunmuş ağ cırtdanlar) ın ISM-yə atılan maddələrin çoxundan məsul olduqları düşünülür. SN tip II, daha çox sözdə elementləri ISM-ə atır (bax. Şəkil 1.5), yəni O, Ne və Mg. Ulduzların əvvəlcə ağ cırtdan fazasına keçməli olduqları üçün daha uzun müddətə istehsal olunan SN tip Ia, əsasən Fe-pik elementləri istehsal edir. Bu supernovalarda element istehsalının zaman şkalasının bu qədər fərqli olması, bir elementin və Fe-pik elementinin bolluq nisbətindən bir ulduz forması kimi istifadə edilməsini mümkün edir. saat. Bütün ulduzlarını əvvəldən quran qalaktikanın ulduzlarını yavaş-yavaş əmələ gətirən qalaktikadan daha yüksək / Fe nisbəti olacaqdır.

    Qalaktikamızda təxminən 20 ildən bəri bir çox elementin bolluğunu ölçmək mümkün olmuşdur (Edvardsson et al. 1993). Bu sənəd disk ulduzları üçün [Mg / Fe] nisbətinin aşağı metallik ulduzları üçün günəşdən daha yüksək olduğunu və müəyyən bir metallikdə günəş dəyərinə doğru düzəlməyə başladığını göstərir. Bu o deməkdir ki, Qalaktikamız yarandıqda və ulduzların metallığı aşağı olanda tez əmələ gəldi. Bir sıra nəsillər metal zənginləşdirildikdən sonra ulduz meydana gəlməsi yavaşladı və SN tip Ia tərəfindən element istehsalı ələ alındı. Galaxy və Yerli Qrupdakı bolluq və bolluq nisbətləri haqqında gözəl bir araşdırma Tolstoy və digərləri tərəfindən verilmişdir. (2009). Şəkil 1.6-da Yerli Qrupdakı Mg / Fe ölçülərinin cari vəziyyəti göstərilir. Cırtdan qalaktikaların hər birinin özləri var diz [Mg / Fe] və [Fe / H] diaqramında, SN Ia elementinin əmələ gəlməsinin başlanğıcını göstərir. Dizin vəziyyəti, SN Ia'nın kimyəvi təkamülə töhfə verməyə başladığı bir dövrdə bir sistemin əldə etdiyi metal zənginləşməsini göstərir (məsələn, Arimoto & amp Yoshii 1987 və örn. Matteucci & amp Brocato, 1990). Bu, ilk ulduz forması epizodundan sonra 10 8 ilə 10 9 il arasındadır. Bu müddət ərzində metalları səmərəli istehsal edən və saxlayan bir qalaktika, SN Ia'nın aşağı ulduz əmələ gəlməsi dərəcəsi olan bir qalaktikadan qatqı təmin etməyə başladığı zaman daha yüksək bir metallik əldə edəcəkdir.

    Tolstoy və digərləri müxtəlif elementlər arasında nisbi bolluqdakı fərqlərin gözlənilməli olduğunu da izah edin. SN II partlayışları ilə əlaqəli şərtlər O və Mg'nin [Fe / H] ilə Si, Ca və Ti-dən fərqli olaraq fərqli tendensiyalar göstərməsindən məsuldur (məsələn, Fulbright, McWilliam & amp Rich, 2007). SNe tərəfindən ISM-ə atılan elementlərdən başqa nəhəng və supergant ulduzlar da ISM-in zənginləşməsindən məsuldur. Bu təkamül olunmuş ulduzlar üçün (nəhənglər və ya super nəhənglər) nüvədə sintez edilmiş material səth qatlarına qarışdırılmış və məsələn, ISM-yə atılacaqdır. toz. Bu şəkildə atılan materialın əksəriyyəti C, N və O-dur.

    Ağır neytron tutma elementlərinin istehsalı daha az başa düşülür. Biri, bu tutmaların baş vermə sürətinə görə 2 prosesi ayırır və yavaş (s-) və sürətli (r-) proses adlanır. S prosesi aşağı və orta kütlə arasında termal pulsasiya edən AGB ulduzlarında baş verir (bax Travaglio və s., 2004 və buradakı istinadlar). R prosesi istehsalı kütləvi ulduz nükleosentezi ilə əlaqələndirilir. Bu elementlər və onların bolluğundan ulduz əmələ gətirmə saatları kimi istifadə imkanları haqqında daha çox məlumat Tolstoy və b.

    Bölmə 1.4.3-də həll olunmamış qalaktikalardan bolluq nisbətlərini müzakirə edəcəyəm. *****


    Müəyyən bir yaşda və kütlədə olan bütün ulduzlar nisbətən eyni emissiya spektrinə sahibdirlər? - Astronomiya

    Sadə və birləşmiş ulduz populyasiyaları üçün modellərin qurulması konseptual olaraq sadədir. Lakin bu cür modellərin yaradılmasını praktik olaraq olduqca çətinləşdirən müəyyən məhdudiyyətlər var (natamam izoxron cədvəllər, natamam empirik ulduz kitabxanaları, zəif kalibrlənmiş fizika və s.). Bu hissədə model SED-lərin inşası üçün lazım olan maddələr müzakirə ediləcəkdir. Xüsusilə böyük qeyri-müəyyənliklərin olduğu sahələr vurğulanacaq, lakin müxtəlif mümkün model seçimlərinin əhatəli bir müqayisəsini təmin etmək bu araşdırmanın məqsədi deyil. Kompozit ulduz populyasiyalarının qurulması prosesinin ümumi görünüşü Şəkil 1-də verilmişdir.

    Hər hansı bir SPS modelinin başlanğıc nöqtəsi, tək bir həmrəy ulduz populyasiyasının tək bir metallik və bolluq şəklində SED dövründəki təkamülünü təsvir edən sadə ulduz populyasiyadır (SSP). Bu səbəbdən bir SSP üçün üç əsas giriş tələb olunur: izokronlar, ulduz spektral kitabxanalar və BVF şəklində olan ulduz təkamül nəzəriyyəsi, bunların hər biri prinsipcə metallik və / və ya elementar bolluq nümunəsi ola bilər. Bu komponentlər ümumiyyətlə aşağıdakı şəkildə birləşdirilir:

    harada M ilkin (sıfır yaş əsas ardıcıllıq) ulduz kütləsidir və Phi (M) başlanğıc kütlə funksiyasıdır, fulduz mükəmməl bir spektrdir və fSSP nəticələnən vaxt və metallikdən asılı SSP spektri. İnteqrasiyanın aşağı həddi, mbax, adətən hidrogen yanma həddi ilə qəbul edilir (ya 0,08 ya da 0,1)M SPS kodundan asılı olaraq) və yuxarı həddi ulduz təkamülü ilə diktə edilir. İzoxronlar arasındakı əlaqəni təyin edir Teff, giriş gM verilmiş üçün tZ. SSP-lərin inşasına bu yanaşma yaygındır, lakin ümumdünya deyil. Alternativlərə yanacaq istehlakı teoremi (Renzini & amp Buzzoni 1986, Maraston 1998) və ya SSP-lər üçün şablon olaraq ulduz klasterlərinin empirik spektrlərinin istifadəsi daxildir (Bica & amp Alloin 1986).

    Demək olar ki, bütün SPS modelləri SSP-ləri "qara qutu" şəklində təqdim edir (məsələn, Leitherer et al. 1999, Bruzual & amp Charlot 2003, Maraston 2005, Vazdekis et al. 2010). Bu səbəbdən istifadəçi SSP-lərin necə qurulduğu və əsas problemlərin olduğu yerlərdə az iş biliklərinə malikdir. Bu səbəbdən aşağıdakı müzakirə əsasən pedaqoji xarakter daşıyır və model quruculara deyil, SPS modellərinin istifadəçilərinə yönəldilmişdir.

    2.1.1. Stellar Evolution & amp; Isochrones. Bir izoxron, ümumi yaş və metallik olan ulduzların Hertzsprung-Russell (HR) diaqramındakı yerini təyin edir. İzoxronlar, hidrogen yanma həddindən (& # 8776 0.1) olan ulduzlar üçün ulduz təkamül hesablamalarına əsasən qurulur M) maksimum ulduz kütləsinə (& # 8776 100) M). İzoxronların quruluşu kütlə və zaman baxımından sonsuz dərəcədə yaxşı nümunə götürülmüş ulduz təkamül yolları üçün sadədir. Praktikada təkamül yolları ayrı-ayrılıqda nümunə götürülür və bu, sürətli təkamül mərhələləri üçün izoxron quruluşunda problemlərə səbəb ola bilər. Modern izoxron dəstləri, modellərin bu təsirlərə nisbətən immunitetli olmasını təmin etmək üçün xüsusi olaraq qurulmuşdur (Charlot & amp Bruzual 1991).

    Ədəbiyyatda geniş istifadə olunan bir sıra izoxron cədvəllər mövcuddur. Ən populyar modellər, yaş (kütlə), kimyəvi kompozisiyalar arasında geniş bir yayı əhatə edir və ən uyğun təkamül mərhələlərini əhatə edir. Bu kateqoriyadakı modellərə Padova (Bertelli et al. 1994, Girardi ve ark. 2000, Marigo ve ark. 2008) ve BaSTI modelleri (Pietrinferni ve ark. 2004, Cordier ve ark. 2007) daxildir. Cenevrə modelləri (Schaller və digərləri, 1992, Meynet & amp Maeder 2000), Wolf-Rayet (WR) mərhələsi də daxil olmaqla inkişaf etmiş təkamül mərhələlərində yüksək kütləli ulduzları izləmək üçün hazırlanmışdır, lakin aşağı kütləli ulduzları modelləşdirmirlər. Digər modellər əsas ardıcıllıqla, qırmızı nəhəng budaqla (RGB) və aşağı kütləli ulduzların üfüqi dalda (HB) təkamülünə diqqət yetirmişdir (M & lt 3 M) daxil olmaqla Y 2 model (Yi et al. 2001, Yi, Kim & amp Demarque 2003), Dartmouth modelləri (Dotter et al. 2008) ve Victoria-Regina modelleri (Vandenberg & amp Bell 1985, VandenBerg, Bergbusch & amp Dowler 2006). Nəhayət, çox az kütləli ulduzlara və qəhvəyi cırtdanlara uyğunlaşdırılmış izoxronlar var. Lyon modelləri bu rejimdə ən çox istifadə olunur (Chabrier & amp Baraffe 1997, Baraffe et al. 1998). Burada sadalanan izoxronların heç birinin AGB-dən sonrakı təkamül mərhələsini əhatə etməməsi diqqət çəkir. Maraqlıdır ki, Schoenberner (1983), Vassiliadis & amp Wood (1994) və Bloecker (1995) tərəfindən hesablanan AGB sonrası izoxronlar hələ də müasir SPS kodlarında geniş istifadə olunur.

    İzoxronları SPS modelində tətbiq etmək çətindir, çünki heç bir dəst zəruri yaş, metallik və təkamül mərhələlərini əhatə etmir. Padova izoxronlarını yaş və metallik aralığının böyük hissəsi üçün istifadə etmək və gənc yaşlarda Cenevrə modellərinə əlavə etmək adi haldır. Normalda izoxronların ən aşağı kütlə hissəsinə az diqqət yetirilir, çünki aşağı kütləli ulduzlar bu işə kömək edir

    Köhnə bir ulduz populyasiyasının işığının 1% -i. Bu baxımdan bir istisna, SPS üçün aşağı kütləli ulduzların modelləşdirilməsinə xüsusi qayğı göstərən Conroy & amp van Dokkum (2012a) modelidir. Müxtəlif izokron dəstlərinin birləşməsi çətin ola bilər. Məsələn, fərqli kodlar konveksiya, fırlanma və s. İlə bağlı müxtəlif fərziyyələr irəli sürür və bu səbəbdən müəyyən ulduzların əsas ardıcıllıqla inkişaf etdiyi dövr kodlar arasında dəyişir.

    Ulduz Astrofizikasında (MESA) Təcrübələr üçün Modullar, qeyri-şəffaflıq cədvəlləri, vəziyyət tənlikləri, nüvə reaksiya şəbəkələri və səth sərhəd şərtləri də daxil olmaqla ən son ulduz daxili maddələri ehtiva edən yeni, olduqca modullu və inkişaf etmiş bir ulduz təkamül kodudur (Paxton və digərləri 2011) . MESA-nın tam yaş və metallik aralığında və bütün təkamül mərhələlərində yüksək keyfiyyətli izoxronlar istehsal etmək üçün istifadə olunacağına böyük ümid var.

    Mövcud izoxron kitabxanaların tətbiqində praktik çətinliklə yanaşı, ulduz təkamülü hesablamalarında SPS ilə əlaqəli bir sıra qeyri-müəyyənliklər var. Məsələn, yuxarıda göstərilən ulduz modellərinin hamısı bir ölçülü kodlara əsaslanır. Beləliklə, konveksiya, fırlanma, kütlə itkisi, yaxın ikili qarşılıqlı təsir və AGB təkamülü zamanı istilik impulsları kimi üç ölçülü prosesə yaxınlaşma tələb olunur. Bu proseslər, ortaya çıxan SPS model proqnozlarını təsir edən izoxronlarda böyük qeyri-müəyyənliklərə yol açır (məsələn, Charlot, Worthey & amp Bressan 1996, Charlot 1996, Yi 2003, Lee et al. 2007, Conroy, Gunn & amp White 2009).

    Ulduzların nüvələri daha böyükdür M

    1.1 M inkişaf etmiş nəhənglərin və aşağı kütləli ulduzların zərfləri kimi konvektivdir. Klassik olaraq konvektiv və radiasiya bölgələri arasındakı sərhəd Schwarzschild meyarı ilə müəyyən edilir. Bununla birlikdə, bu meyar konvektiv maye elementinin sürətinin sıfır olması üçün effektiv bir tələbdir. Maye element, bu sərhədi keçdikdə, ehtimal ki, sıfır olmayan bir sürətə sahib olacaq və buna görə də bir qədər "aşma" gözlənilir. Bu, yalnız Schwarzschild meyarından gözləniləndən daha böyük bir konvektiv bölgəyə səbəb olacaqdır. Konvektiv nüvəyə gəldikdə, geniş bir müşahidə sübutu, 1.1 & lt kütlə aralığında orta miqdarda aşınma mövcudluğuna üstünlük verir. M / M & lt 7 (Stothers 1991, Nordstroem, Andersen & amp Andersen 1997, VandenBerg & amp Stetson 2004, Keller & amp Wood 2006). Verilərə uyğun olmaq üçün tələb olunan əsas aşma miqdarı a

    Həddindən artıq çəkiliş daxil olmayan modellərlə müqayisədə əsas ardıcıllıq müddətində% 25 artım. Təxminən bütün SPS modelləri, müşahidələrin dəstəklədiyi kimi, konvektiv nüvədə təvazökar bir həcmdə izoxronları qəbul edir. Bunun istisnası, əsas konvektiv aşınma olmadan izoxronlardan istifadə edən Maraston (1998, 2005) SPS modelidir. Nüvəli aşma müalicəsi, yaş aralığında SSP-lərin rəng təkamülü üzərində nəzərəçarpacaq dərəcədə təsir göstərir

    0.1-1 Gyr, & # 8776 0.1 mag (Yi 2003, Conroy & amp Gunn 2010) qədərdir və buna görə SED-lərin modelləşdirilməsi zamanı sistemli bir qeyri-müəyyənlik mənbəyi ola bilər.

    Cassisi-də (2004) bəhs edildiyi kimi, inkişaf etmiş nəhənglərin konvektiv zərflərindəki aşırma miqdarı daha az məhduddur. Bu təəssüf doğurur, çünki zərf konveksiyası müalicəsi digər müşahidə oluna bilənlər arasında qırmızı ilə mavi helium yandıran nəhənglərin nisbətini təsir edir (Renzini və digərləri 1992). Bu ulduzlar, ulduz meydana gəlməsi tarixindən asılı olaraq inteqrasiya edilmiş işığa yüzdə on faiz qatqı təmin edə bilər (Melbourne və b. 2012) və bu səbəbdən zərfdən aşınma miqdarındakı qeyri-müəyyənlik inteqrasiya edilmiş işıq proqnozlarını əhəmiyyətli dərəcədə təsir etməlidir. Konvektiv zərfdəki həddindən artıq çəkiliş, RGB parlaqlıq funksiyasında parlaqlıq qabığının yerini də təsir göstərir. Bu gerçəkdən Togi et al. (1991) və daha yaxınlarda Cassisi et al. (2011) konvektiv zərfdə təvazökar bir miqdarda aşma üçün mübahisə etmək.

    Ulduz rotasiyasının əhəmiyyəti, son iyirmi ildə Cenevrə qrupu arasında, başqaları arasında araşdırılmışdır (baxış üçün Maeder & amp Meynet 2000, Maeder & amp Meynet 2012). Bəlkə də ən əsası fırlanma əsas ardıcıllığın ömrünü artırır

    Konvektiv nüvəyə təzə yanacaq gətirən fırlanma ilə əlaqəli qarışıq sayəsində. Fırlanma eyni zamanda təsirli səth cazibəsini azaldır, şüalanma zərfindəki qeyri-şəffaflığı azaldır, parlaqlığını artırır və qırmızı-mavi supergigantların nisbətini dəyişdirir. Dönmə nəticəsində yaranan H yanan məhsulların səthinə qarışması, Wolf-Rayet ulduzlarının sayını və növünü də təsir edəcəkdir. V & # 225zquez et al. (2007) və Levesque et al. (2012) fırlanan kütləli ulduz modellərinin, dönməyən modellərlə müqayisə edilərək inteqrasiya edilmiş işıq xüsusiyyətləri üzərindəki təsirini araşdırdı və ionlaşdırıcı foton sayının böyüklük sırasına qədər artdığını və rənglərin 0.1-1 qədər maviləşdiyini aşkar etdi. mag, dalğa uzunluğuna və yaşına görə. VR ulduzlarının inteqrasiya olunmuş spektrlərdəki zaman və metallik funksiyası kimi imzaları fırlanan və dönməyən modellər arasında da fərqlidir.

    Kütləvi ulduzların əksəriyyəti ikili sistemlərdədir və kütləvi ulduz ikililərinin üstünlük verilən müqayisəli kütlələrə malik olduğuna dair bəzi dəlillər var (Kobulnicky & amp Fryer 2007, Sana & amp Evans 2011). Kütlə köçürmə və ümumi zərf təkamülü yolu ilə yaxın ikili ulduzların qarşılıqlı təsiri bu cür ulduzların təkamülünə təsir göstərəcək və müşahidə edilə bilən xüsusiyyətlərində daha çox dəyişikliklər əldə edəcəkdir. (Eldridge, Izzard & amp Tout 2008) bir çox cəhətdən ikili ulduz modellərinin fırlanma olmadan təsirlərinin fırlanma ilə tək ulduz modellərinə bənzədiyini nümayiş etdirdi. Eldridge & amp Stanway (2012) ikili ulduz təkamülü də daxil olmaqla SPS modellərinin ulduz əmələ gətirən qalaktikaların UV spektrlərinə daha yaxşı uyğun gəldiyini iddia etdi. Təfərrüatlarından asılı olmayaraq, kütləvi ulduzların qalaktika SED-lərində vacib olduğu yerlərdə həm fırlanma həm də ikili təkamül təsirlərinin əhəmiyyətli bir rol oynayacağı aydındır. Əslində ikili ulduz təkamülü həm də mavi rəngli ulduzları və həddindən artıq HB ulduzlarını yarada bilər ki, bu da ikili təkamülün yaşlı ulduz populyasiyalarını da təsir edə biləcəyini düşünür (Han və digərləri 2002, Han və digərləri 2003, Zhang və digərləri 2005). Heç bir məşhur SPS modeli ikili ulduz təkamülünün təsirlərini ehtiva etmir.

    SPS modelləri kontekstində termal pulsasiya edən AGB (TP-AGB) ulduzlarının potensial əhəmiyyəti Maraston və digərləri tərəfindən vurğulandı. (2006) və o vaxtdan bəri mübahisəli bir mövzu halına gəldi. Bu mərhələ kütlə aralığındakı ulduzlar üçün meydana gəlir & # 8776 1 & lt M / M & lt 8 (metallikdən asılı olaraq) və nüvə yanmasının alternativ hidrogen və helyum zəngin qabıqlarda meydana gəlməsi də daxil olmaqla bir neçə səbəbdən modelləşdirmək çətindir. Helyum qabığı yandıqda, termik impulsların meydana gəlməsinə səbəb olan nazik qabıq qeyri-sabitliyi (Schwarzschild & amp Harm 1968) səbəbindən partlayıcı olur. Kütlə itkisi bu mərhələdə fəlakətli olur və bununla da ulduzun ömrünü dayandırır. Bu yaxınlarda Padova qrupu, Böyük Magellan Buludundakı müşahidələrə qarşı kalibrlənmiş yenilənmiş TP-AGB modelləri ilə yeni bir izoxron dəsti hazırladı (LMC, Marigo & amp Girardi 2007, Marigo et al. 2008). Bununla birlikdə, Conroy & amp Gunn (2010) yenilənmiş Padova modellərinin orta yaş Magellanic Cloud ulduz qruplarının rənglərini bəzi hallarda 0,5 mag qədər çoxaldıra bilmədiyini tapdı. Bu müəlliflər, LMC məlumatlarına uyğun gəlmək üçün TP-AGB ulduzlarına verilən ağırlığın azaldılması ilə yenidən işlənmiş SPS modelləri təqdim etdilər. Bu yaxınlarda Melbourne et al. (2012) yaxınlıqdakı cırtdan qalaktikalardakı həll edilmiş rəng böyüklüyü diaqramlarını təhlil etdi və bu yenilənmiş modellərin TP-AGB fazında gənc ulduzlarda çıxarılan kütlə payından asılı olmayaraq müşahidə olunduğundan iki dəfə çox parlaqlıq yaratdığına qərar verdi. Bundan əlavə, Melbourne et al. (2012) qırmızı nüvəli helium yanan ulduzların verdiyi parlaqlıq üçün son Padova modeli proqnozlarının cırtdan qalaktikalarda müşahidə ediləndən iki qat daha yüksək olduğunu aşkarladı. Modellərdəki bu problem, inkişaf etmiş nəhənglərin zərflərindəki konveksiyanın müalicəsi ilə əlaqəli ola bilər.

    Kütlə itkisi, ulduz təkamül modellərində başqa bir kritik parametrdir. At M ≲ 8 M, bir ulduzun ağ cırtdan olaraq həyatını nə vaxt bitirəcəyini və ağ cırtdanın nə qədər kütləvi olacağını təyin edir. Daha yüksək kütlələrdə kütlə itkisi, xüsusən də inkişaf etmiş təkamül mərhələlərinin gedişatını əhəmiyyətli dərəcədə dəyişdirə bilər M & gt 40 M. Yüksək kütləli ulduzlarda kütlə itkisi mexanizminin xəttlə idarə olunan küləklər olduğu düşünülür, daha aşağı kütlə ulduzlarında (& # 8818 8) M) pulsasiyaya səbəb olan tozla idarə olunan küləklər səbəbindən olduğuna inanılır (Willson 2000). Hər halda, kütlə itkisi reçetesi bu modellərdə başqa bir pulsuz parametrdir və inkişaf etmiş (və işıqlı) təkamül mərhələlərinin ömrünü güclü şəkildə təsir etdiyi üçün kritik bir parametrdir. Məsələn, TP-AGB ulduzlarının ömrü və məruz qaldıqları istilik impulslarının sayı kütlə itkisi reseptindən çox asılıdır (Ventura & amp Marigo 2010).

    Xülasə olaraq, SPS-də istifadə üçün izoxronların hesablanması, konveksiya, yaxın ikili təkamül, fırlanma effektləri və kütlə itkisinin müalicəsi də daxil olmaqla, ulduz təkamülünün bir çox qeyri-müəyyən cəhətlərindən asılıdır. SPS nəticələrindəki bu qeyri-müəyyənliklərin əhəmiyyəti bu icmal zamanı vurğulanacaqdır.

    2.1.2. Ulduz qalıqları. Ulduzlar sonda ölür, ümumiyyətlə ağ cırtdanlar, neytron ulduzları və ya qara dəliklər şəklində ulduz qalıqlarını geridə qoyur (nəzəriyyə çox kütləvi metal yoxsul ulduzların müəyyən bir cüt qırıntılı supernovaya məruz qalacağını və heç bir ulduz qalığı qalmadığını təxmin edir Heger et al. 2003). Başlanğıc, sıfır yaş əsas ardıcıllıq ulduz kütləsi ilə son qalıq kütlə arasındakı əlaqə, xüsusən kütləvi ulduzlar üçün müşahidə baxımından yaxşı məhdudlaşmır. Ağ cırtdanlar üçün başlanğıc-son kütlə əlaqəsi, ağ cırtdan kütlələrinin yaşı məlum olan açıq qruplarda ölçülməsi ilə kifayət qədər məhdudlaşdırıla bilər (məsələn, Kalirai et al. 2008). İlkin yekun kütlə əlaqəsinin metaliklik funksiyası olduğu təxmin edilir (Marigo 2001, Heger və digərləri 2003), vəziyyəti daha da çətinləşdirir.

    SPS modellərində ulduz qalıqları ümumiyyətlə ümumi ulduz kütləsi büdcəsinə daxil edilir və onların töhfəsi əhəmiyyətli ola bilər. Məsələn, müəyyən bir kütlə anında ulduzlara çevrilirsə, 13 Gyr-dən sonra kütlənin yalnız 60% -i ulduzlarda qalır və ya ulduz qalıqları, digər 40% -i ulduzlararası mühitə qayıdır. Qalan ulduz kütləsinin% 25-i ulduz qalıqları ilə kilidlənmişdir. Ümumi qalıq kütləsinin 73% -i ağ cırtdanlardan, 7% -i neytron ulduzlarından, 20% -i qara dəliklərdən ibarətdir. Bu rəqəmlər günəş metalikliyini və Renzini & amp Ciotti (1993) -dən ilkin son kütlə əlaqələri ilə bir Kroupa (2001) BVF-ni götürərək hesablanmışdır. Maraston (2005) SPS modeli oxşar rəqəmləri proqnozlaşdırır (əsasən eyni başlanğıc-yekun kütlə əlaqəsindən istifadə olunduğu üçün). Məsələ burasındadır ki, ulduz qalıqları bir sistemin ümumi ulduz kütləsinə mühüm töhfə verə bilər.

    2.1.3. Ulduz Spektral Kitabxanalar. Ulduz spektral kitabxanalardan ulduz təkamülü hesablamalarının və mdash səth ağırlıqlarının nəticələrini çevirmək tələb olunur, gvə effektiv temperatur, Teff & mdash metalikliyin bir funksiyası olaraq, Z, müşahidə olunan SED-lərə. Bununla birlikdə SPS modellərinin qurulması üçün lazım olan bütün parametr sahəsini əhatə edən nəzəri və ya empirik bir spektral kitabxana yoxdur. Bu səbəbdən tez-tez keyfiyyətcə müxtəlif olan müxtəlif kitabxanaları birləşdirmək lazımdır. Bəzi modelləşdiricilər spektral kitabxanaların qurulmasına tamamilə nəzəri hesablamalara yanaşırlar, bəziləri isə sırf empirik kitabxanalardan istifadə edirlər. Bu iki yanaşmanın faydaları və çatışmazlıqları bu hissədə müzakirə olunacaq.

    2.1.3.1. Nəzəri Kitabxanalar. Nəzəri kitabxanalar, spektral çözünürlük daxil olmaqla sıx bir şəkildə əhatə olunan parametr məkanının və axının kalibrlənməsi və atmosferdə udma kimi müşahidələrə məruz qalmayan spektrlərin istehsalının böyük üstünlüyünü təklif edir. Açıq dezavantaj, kitabxanaların aşağıda göstərildiyi kimi giriş atomik və molekulyar parametrləri və modellərin hesablanmasında edilən yaxınlaşmalar qədər yaxşı olmasıdır.

    Sintetik spektral kitabxanaları hesablayarkən konveksiya və mikroturbulent sürət profilinin necə müalicə ediləcəyi, LTE və müstəvi paralel həndəsələrdən ayrılmaların modelləşdirilib-etdirilməməsi daxil olmaqla bir sıra qərarlar var. Əlavə vacib məhdudiyyətlər arasında natamam və tez-tez səhv atom və molekulyar xətlər siyahıları var. Kurucz (2011) tərəfindən vurğulandığı kimi, modellər hələ tam olmayan atom xətti siyahıları səbəbiylə Günəşin ultra yüksək qətnamə spektrlərində müşahidə olunan bütün xüsusiyyətləri canlandıra bilmir. Vəziyyət daha soyuq ulduzlar üçün daha ciddidir, çünki molekulyar xətt siyahıları, xüsusən də TiO (Allard, Homeier & amp Freytag 2011) kifayət qədər böyük qeyri-müəyyənliklərə səbəb ola bilər. Bununla əlaqəli bir problem, atom və molekulyar xətlərin əhəmiyyətli bir hissəsinin laboratoriyada ölçülmək əvəzinə nəzəri hesablamalardan qaynaqlanmasıdır və bu səbəbdən qeyri-müəyyən gücə və mərkəzi dalğa boylarına sahib olmalarıdır. Təəssüf ki, bu "proqnozlaşdırılan xətlər" ulduzların və dolayısıyla qalaktikaların ümumi SED formasını təyin etmək üçün vacib ola bilər. Daha pisi də odur ki, bir çox molekul üçün bölmə funksiyası az bilinir, bu səbəbdən də müəyyən molekulların ümumi bolluğu da qeyri-müəyyəndir.

    Nəzəri modellərin sənət keyfiyyəti və vəziyyəti bir funksiyası olaraq əhəmiyyətli dərəcədə dəyişir Teff. Yüksək temperatur sonunda, yəni Wolf-Rayet və O tipli əsas ardıcıllıq ulduzlarında ən müasir kitabxanalar Smith, Norris & amp Crowther (2002) və Lanz & amp Hubeny (2003) kitabxanalarındandır, daha isti kompakt isə. obyektlər (məsələn, AGB sonrası ulduzlar) ən müasir modellər Rauch (2003). Parametr məkanında ən geniş aralığın BaSeL atlası əhatə edir (Lejeune, Cuisinier & amp Buser 1997, 1998, Westera et al. 2002). Bu kitabxana Kurucz (1995), Fluks və digərlərinin müxtəlif nəzəri modellərindən ibarətdir. 1994, Bessell və digərləri. (1989, 1991) və Allard & amp Hauschildt (1995). Bu kitabxanadakı ulduzların genişzolaqlı SED-ləri müşahidə ilə razılaşmaq üçün dəyişdirilmişdir UBVRIJHKL ayrı-ayrı ulduzlar üçün rəng və rəng temperaturu münasibətləri. BaSeL atlası, müasir nəzəri spektrlərin artıq 20 yaşında olmasına baxmayaraq, müasir SPS kodlarında demək olar ki, universal şəkildə istifadə olunur. Ən sərin temperaturda MARCS və NEXTGEN / PHOENIX ızgaraları hərtərəfli molekulyar xətt siyahıları və atmosferə və sərin nəhənglərin spektrlərinə sferik təsirlərin göstərilməsinə görə ən müasirdir. Nəhayət, Aringer və digərləri. (2009) modellər, bir sıra parametr sahələrində karbon ulduz spektrləri təmin edərək aşağı temperatur ucunu doldurur.

    Munari və digərlərinin hesabladığı bir neçə müasir spektral kitabxana var. (2005), Martins et al. (2005) və Coelho et al. Parametr məkanında kifayət qədər geniş əhatə dairəsi təklif edən və yüksək spektral çözünürlükdə olan (2005). Martins et al. (2005) kitabxana hətta tam nəzəri yüksək çözünürlüklü SPS modelinə daxil edilmişdir (Gonz & # 225lez Delgado et al. 2005). Lakin, bu kitabxanalar, proqnozlaşdırılan xətləri daxil etmədikləri üçün yüksək çözünürlüklü spektroskopik analizlərə yönəlmiş görünür. Bu səbəbdən genişzolaqlı SED-lərin və ya proqnozlaşdırılan xətlərdən əhəmiyyətli bir töhfə olan hər hansı bir spektral bölgənin modelləşdirilməsi üçün istifadə edilə bilməz. Bununla birlikdə, Coelho et al. (2007).

    2.1.3.2.Nəzəri Kitabxanalar nə qədər düzgündür? Normalda müşahidə olunan ulduzlara modellərlə müqayisəyə əsasən fiziki parametrlər verilir. Lakin, kimsə müşahidə edilmiş ulduz məlumatları ilə modelləri məhdudlaşdırmaq istəyirsə, ulduzların fiziki xüsusiyyətlərinin müstəqil qiymətləndirilməsini tələb edir. Bu, modellərin dəqiqliyini qiymətləndirmək üçün əhəmiyyətli bir maneədir. Kimsə mahiyyət etibarilə modeldən asılı qiymətləndirmələr əldə edə bilər Teff açısal diametr ölçmələri ilə, lakin bunlar nəhənglər üçün əldə etmək çox çətindir, əsas ardıcıllıq ulduzları bir yana qalsın (Perrin və digərləri 1998, Boyajian və digərləri 2012a). Daha geniş istifadə olunan bir texnika, ilk dəfə Blackwell & amp Shallis (1977) tərəfindən təklif olunan infraqırmızı axın metodudur (IRFM). Əsas fikir bir ulduz axınının yalnız zəif bir şəkildə asılı olmasıdır Teff IR-də və buna görə yalnız zəif bir model asılılığı ilə təkcə axınlardan açısal diametrləri çıxarmaq olar. Bu texnika demək olar ki, mövcud olan bütün rənglərin əsasını qoyur.Teff əlaqələr (məsələn, Alonso, Arribas & amp Martinez-Roger 1996, Ram & # 237rez & amp Mel & # 233ndez 2005, Casagrande et al. 2010).

    Son nəsil model spektrləri, FGK cırtdanları və isti nəhəngləri üçün genişzolaqlı rəngləri çoxaltmağa müvəffəq olurlar (Bertone et al. 2004, Kucinskas et al. 2005, Martins & amp Coelho 2007, Boyajian et al. 2012b). Təəccüblü deyil ki, modellər ən yaxşı ulduzların SED-lərini və axın paylanmasının Wien quyruğundakı axını çətin şəkildə uyğunlaşdırmağa davam edirlər (tipik olaraq & # 88185000 & # 197 tipləri G və daha sonra). Wien quyruğu son dərəcə həssas olduğu üçün son çətinlik yaranır Teff və buna görə də model fərziyyələrindəki kiçik dəyişikliklər də bu spektral bölgədə böyük dəyişikliklərə səbəb olur. Bundan əlavə, metal xətt örtükləri mavi / ultrabənövşəyi rəngdə çox güclü olur və bu səbəbdən də siyahıdakı tələblər tələb olunur. Martins & amp Coelho (2007) üç müasir sintetik kitabxananın müşahidə olunan ulduzların müxtəlif spektral xüsusiyyətlərini çoxaltma qabiliyyətini araşdırdı. Ümumilikdə razılaşdırılmış çatışmazlıqlar olmasına baxmayaraq razılaşmanın qənaətbəxş olduğu təsbit edildi. Bəzi modellər müşahidə olunan CH xüsusiyyətlərini sərin ulduzlarda əks etdirə bilmədilər, digər modellər isə müşahidə olunan Mg ilə uyğunlaşa bilmədib və MgH xüsusiyyətləri. Model çatışmazlıqlarının əksəriyyəti ulduzlarla məhdudlaşdı Teff & lt 4500 K. Müasir modellər də sərin ulduzlarda TiO bantlarının gücünü çoxaltmaqda çətinlik çəkirlər (Kucinskas et al. 2005, Allard, Homeier & amp Freytag 2011).

    H ilə əlaqədar vəziyyət2NIR-dəki O bant gücləri bir xəbərdarlıq rolunu oynamalıdır: modellər on illərdir ki, sərin ulduzlarda müşahidələrdən daha güclü olan su zolaqlarını proqnozlaşdırırdılar. Problemin bir hissəsi, illər keçdikcə sabit şəkildə yaxşılaşan və Barber və digərləri ilə nəticələnən molekulyar xətt siyahıları olduğu görünür. 500 milyon keçidi ehtiva edən (2006) sətir siyahısı. Bununla birlikdə, Allard, Homeier & amp Freytag (2011), Asplund et al. Tərəfindən günəş bolluğu miqyasının son revizyonunu nümayiş etdirdi. (2009), oksigen bolluğunda iki azalma faktorunu tələb edən, su zolaqlarının proqnozlaşdırılan gücünə daha böyük təsir göstərir. Yenilənmiş günəş bolluğuna sahib olan yeni modelləri, güclü su bant xüsusiyyətlərinə sahib olan M cırtdanların NIR rənglərini olduqca yaxşı şəkildə əks etdirir. Beləliklə, yalnız atom və molekulyar parametrlər deyil, həm də bolluq nümunələri nəzəri spektrlərə çox əhəmiyyətli təsir göstərə bilər.

    2.1.3.3. Empirik Kitabxanalar. Nəzəri kitabxanaların güclü və zəif tərəfləri empirik kitabxanaların zəif və güclü tərəfləridir. Əlbətdə ki, empirik spektrlər xətt siyahıları, konveksiyanın müalicəsi və s. İlə əlaqəli problemlərdən əziyyət çəkmir, lakin atmosferin udulması üçün düzəliş, axının kalibrlənməsi və məhdud dalğa uzunluğu əhatə dairəsi və spektral çözünürlük kimi standart müşahidə məhdudiyyətləri ilə üzləşirlər. Daha da pisi, empirik kitabxanalar parametr məkanını əhatə etmək baxımından acınacaqlı dərəcədə natamamdır. Bu, ampirik kitabxanaların Günəş qonşuluğundakı ulduz nümunələrindən götürülməsi səbəbindən həll edilməsi çətin olan çoxdan bəri davam edən bir məsələdir. Məsələn, aşağı metallikdə isti əsas ardıcıllıq ulduzları, WR və TP-AGB ulduzları kimi ulduz təkamülünün sürətli fazalarındakı ulduzlar çox nadirdir.

    İlk əhatəli empirik ulduz spektral kitabxanalardan biri Gunn & amp Stryker (1983) tərəfindən inşa edilmişdir. Daha sonra optik / NIR kitabxanalarına Pickles (1998), Jones (1999), ELODIE (Prugniel & amp Soubiran 2001), STELIB (Le Borgne et al. 2003), Hindistan-ABŞ (Valdes et al. 2004), NGSL (Gregg et al . 2006, Heap & amp Lindler 2011), MILES (S & # 225nchez-Bl & # 225zquez et al. 2006), IRTF (Rayner, Cushing & amp Vacca 2009) və X-shooter kitabxanası (Chen et al. 2011). Digər ixtisaslaşmış kitabxanalara IUE məlumatlarından tərtib edilmiş ultrabənövşəyi atlas (Fanelli et al. 1992), TP-AGB kitabxanası (Lan & # 231on & amp Mouhcine 2000) və Spitzer Kosmik Teleskopu IR ulduz kitabxanası (Ardila et al. 2010). Sloan Rəqəmsal Səma Araşdırması (SDSS) bir neçə yüz min ulduz spektri əldə etdi və spektrlərdən ulduz parametrlərinin ölçülməsi üçün böyük səy göstərdi (Lee et al. 2008). Hələ də SDSS ulduzlarına əsaslanan rəsmi bir ulduz spektral kitabxana yoxdur, ancaq açıq şəkildə həm parametr məkanında əhatə dairəsi, həm də spektral keyfiyyətdə vahidlik baxımından böyük bir sıçrayış təmin edəcəkdir.

    SPS modelinin qurulması üçün empirik kitabxanaların yaratdığı çətinliklərin bir nümunəsi Şəkil 2-də göstərilmişdir. Bu şəkil MILES spektral kitabxanadan olan bütün ulduzların HR diaqramındakı yerini, ulduz parametrləri Cenarro və s. (2007). MILES bu gün jurnal baxımından ən böyük əhatə dairəsini təmin edən empirik kitabxanadır g, Teff, və [Fe / H] cəmi 985 ulduzla. Bu şəkildə metalla zəngin və metaldan yoxsul olan ulduzlar iki panelə bölünür. 10 6.6 - 10 10.1 il arasında dəyişən yaşlar üçün Padova qrupundan olan izoxronlar çoxdur. Alt əsas ardıcıllıq və qırmızı nəhəng budaq metallik baxımından geniş bir sahədəki empirik kitabxana tərəfindən yaxşı əhatə olunsa da, daha isti ulduzlar, xüsusilə aşağı metallikdə nadir hallarda olur. İR diaqramı bu rejimdə çox az əhatə olunduğundan, gənc yaşlarda (& # 8818 1 Gyr) empirik kitabxanalara əsaslanan SPS modellərinin qurulması açıq-aşkar çətindir.

    Ampirik kitabxanalarla əlaqəli ikinci bir problem, İK diaqramında qeyri-müntəzəm əhatə dairəsidir. Kitabxanada SPS modelinin qurulması üçün lazım olan interpolasiya çətin ola bilər. Vazdekis və s. (2010) bu məsələ ilə məşğul olmaq üçün inkişaf etmiş bir alqoritm inkişaf etdirmişdir. Bu müəlliflər, hər bir modeldən ibarət empirik spektrlərin sayına görə ortaya çıxan SPS modellərinə keyfiyyətli nömrələr təyin edirlər. Bu, istifadəçilərə parametr məkanının müxtəlif bölgələrinin etibarlılığını qiymətləndirməyə imkan verdiyi üçün standart standart olmalıdır olan gəlirli bir yanaşmadır.

    Ampirik kitabxanalarla əlaqəli üçüncü problem, log daxil olmaqla ulduzlara fiziki parametrlərin təyin edilməsidir g, Teffvə [Fe / H]. Xüsusi qeyd Teff 100 K sıra bir qeyri-müəyyənliyi daşıyan qətiyyət (Alonso, Arribas & amp Martinez-Roger 1996, Ram & # 237rez & amp Mel & # 233ndez 2005, Casagrande et al. 2010). Nəzəri modellərdən istifadə edərək Percival et al. (2009) qeyri-müəyyənliyin təsirini araşdırdı Teff, giriş g, və SPS modellərindəki fərdi ulduzlar üçün [Fe / H]. Yaşlı yaş modelləri üçün (& gt 4 Gyr), temperatur şkalasını 100 K dəyişdirməyin təsirinin müxtəlif spektral udma xüsusiyyətlərinə əhəmiyyətli dərəcədə təsir göstərdiyini (ən həddindən artıq vəziyyətdə EW-də 0,1-0,4 & # 197) təsbit etdiklərini, hidrogen Balmer xətləri və erkən tip qalaktikaların ulduz populyasiyalarını şərh etmək üçün istifadə olunan bir çox yayılmış dəmir və maqnezium xətləri daxil olmaqla. Percival & amp Salarisin işi əsasən araşdırma xarakteri daşıyırdı və bu cür qeyri-müəyyənliklərin qalaktikaların əldə edilmiş xüsusiyyətlərinə tam yayılmasını nəzərdən keçirmək istərdik.

    Yenə də empirik kitabxanalarla əlaqəli başqa bir məsələ ulduzların çoxluq nümunələridir. Qalaktikadakı aşağı metaliklik ulduzlarının & # 945 inkişaf etmiş olma meyli olduğu məlumdur, belə ki [Fe / H] & # 87760.0 [Mg / Fe] & # 8776 0.0 və [Mg / Fe] & # 8776 0.4 at [Fe / H] & lt -1.0 (Edvardsson et al. 1993). Beləliklə, aşağı metaliklikdə olan ampirik ulduzlara əsaslanan hər hansı bir model, modellərdə bu [& # 945 / Fe] 'meylini' bir şəkildə düzəltməlidir (bax, məsələn, Thomas, Maraston & amp Bender 2003b, Schiavon 2007).

    1000-5000) ulduz populyasiyalarının ətraflı bolluq nümunələri haqqında bir çox məlumat ehtiva edir. SPS modelləri kontekstində bolluq nisbətləri tarixən spektral indekslərin təhlili yolu ilə qiymətləndirilmişdir. İdeal olaraq, bir indeks tək bir xüsusiyyətə həssasdır (atom udma xətti və ya molekulyar zolaq başı kimi). Biri ümumiyyətlə bir xüsusiyyət bandpassını və bir və ya iki psevdokontinuanı təyin edir, sonra ekvivalent bir genişlik (EW) və ya bəzi hallarda böyüklük ölçülür. Lick / IDS sistemi 4000-6500 & # 197 dalğa boyu aralığında 21 indeks təyin edən ən populyar indeks sistemidir (Burstein et al. 1984, Worthey et al. 1994). Digər indeks sistemləri digər dalğa uzunluqlarında müəyyən edilmişdir (məsələn, Fanelli və digərləri 1992, Alvarez və digərləri 2000, Cenarro et al. 2001, Serven, Worthey & amp Briley 2005). Təcrübədə indekslərin istifadəsi, davamlılıq səviyyəsini təxmin edə biləcəyi spektrin nadir hallarda təmiz bölgələrinin olması ilə çox çətinləşir. Beləliklə hər bir indeksin gücü yalnız maraq xüsusiyyətindən deyil, həm də psevdokontinuadakı xüsusiyyətlərdən də asılıdır.

    Tripicco & amp Bell (1995), Lick / IDS indekslərinin nəzəri spektral modellərlə 10 elementin bolluğunun dəyişməsinə həssaslığını qiymətləndirən ilk şəxsdir. Korn, Maraston & amp Thomas (2005) yenilənmiş sətir siyahıları və keçid ehtimalları ilə və metallik bir sıra üçün bu "cavab funksiyaları" üçün bir yeniləmə təmin etdi. Serven, Worthey & amp Briley (2005) bir neçə neytron tutma elementi də daxil olmaqla 23 elementdə dəyişikliyi nəzərdən keçirdi. Bu müəlliflər əvvəlki işdə nəzərə alınmayan bir çox elementə həssas olan yeni indekslər müəyyənləşdirdilər. Serven modelləri, bolluq nümunəsinə görə yalnız iki ulduz, bir dönmə ulduzu və parlaq bir nəhəng olan nəzəri spektrlərə əsaslanırdı və model effektiv olaraq sabit bir yaşa sahib idi.

    5 Gyr. Lee et al. (2009a) daha çox sayda sintetik spektr istifadə edərək Lick indeksləri üçün cavab funksiyaları təmin etmişdir. Conroy & amp van Dokkum (2012a) 11 elementdə dəyişkənlik göstərən nəzəri ulduz spektrləri istehsal etdi. Bu modellər, izokron boyunca 20 nöqtədə, 3-13,5 Gyr yaşlarında nəzəri spektrləri ehtiva edirdi. Bu modellər spektral göstəricilər üzərində dayanmaq əvəzinə, 3500 & # 197 -2.4-dən tam spektrin reaksiyası üçün proqnozlar verdi. & mum-dən bolluq dəyişmələrinə. Həmin işdən nümunə cavab spektrləri Şəkil 3-də göstərilmişdir. Bu şəkildə spektrin müəyyən bir elementin bolluğunun artmasına nisbi reaksiyası göstərilir. Tam spektr hər hansı bir indeks sisteminin tuta biləcəyi səviyyədən kənar diaqnostik xüsusiyyətlərlə zəngindir.

    İxtiyari bolluq nümunələri olan modellər qurmaq üçün hər mümkün bolluq nümunəsi üçün sintetik spektrlər yaratmaq istərdik. Çox sayda element nəzərdən keçirildikdə, belə bir yanaşma hesablama baxımından mümkünsüz olur. Bunun əvəzinə, standart texnika, hər bir elementin spektrdəki təsirini digər elementlərdən müstəqil olaraq qəbul edərək özbaşına bolluq nümunələri yaratmaqdır (məsələn, Thomas, Maraston & amp Bender 2003b, Schiavon 2007, Lee et al. 2009a, Conroy & amp van Dokkum 2012a). Bu iz elementləri üçün ağlabatan bir fərziyyədir, lakin qeyri-şəffaflığı, sərbəst elektron sıxlığını və / və ya molekulyar tarazlığı təsir edən C, N, O, Na, Ti və Fe kimi elementlər üçün daha az realdır. Bu fərziyyəni yoxlayan ədəbiyyatda təəccüblü dərəcədə az iş var.

    2.1.4. BVF. Ulduz başlanğıc kütlə funksiyası (IMF) kimi tanınan əsas ardıcıllıq boyunca ulduz kütlələrinin ilkin bölgüsü on illərdir geniş tədqiq edilmişdir (məs., Salpeter 1955, Scalo 1986, Scalo et al. 1998, Kroupa 2001, Chabrier 2003). Bastian, Covey & amp Meyer (2010) tərəfindən son icmalda vurğulandığı kimi, BVF-də birbaşa zondlardan, məsələn, ulduz saylarından fərqli bir dəyişiklik üçün cəlbedici bir dəlil yoxdur. Kanonik Salpeter BVF-nin forması var dN / dMM -x ilə x = 2.35. Günəş məhəlləsində ölçülən BVF yalnız Salpeter formasından kənarlaşır M & lt 1 M, harada x daha dayaz olur (Kroupa 2001, Chabrier 2003).

    SPS baxımından IMF (1) ulduz kütləsi ilə işıq nisbətinin ümumi normallaşmasını təyin edir, M / L (2) passiv olaraq inkişaf edən bir populyasiya üçün parlaqlığın təkamül sürətini təyin edir (3) kompozit ulduz populyasiyalarının SED-ni təsir edir (4) tək ulduzlu populyasiyaların SED formasına az təsir göstərir. Son nöqtə, həmyaşıd populyasiyanın inteqrasiya edilmiş işığının böyük ölçüdə təxminən eyni kütlədəki ulduzların, yəni dönmə kütləsinin üstünlük təşkil etməsi ilə əlaqədardır. (4) Salpeter BVF-dən kəskin şəkildə ayrılan BVF-lər üçün tutulmayacaq. (3) kompozit populyasiyaların inteqral işığa töhfə verən bir sıra dövriyyə kütlələrinə sahib olduğu üçün yaranır. Müxtəlif kütləli ulduzların ümumi ulduz sayına, ulduz kütləsinə və bolometrik parlaqlığa hissəvi töhvəsi Şəkil 4-də göstərilmişdir. Bu rəqəm kəmiyyət olaraq nümayiş etdirir ki, bir qalaktikadakı ulduz kütləsi və ulduz sayına üstünlük verir, ancaq yalnız öz töhfəsini verir. köhnə bir ulduz populyasiyasının bolometrik işığına yüzdə bir neçə. Gənc yaşlarda aşağı kütləli ulduzların işıq töhvəsi daha azdır.

    Tinsley (1980) içindəki təkamülü nümayiş etdirdi M / L passiv olaraq inkişaf edən bir ulduz populyasiyasının BVF-nin loqaritmik yamacına həssas olması üçün x, əsas ardıcıllıq nöqtəsində. Logaritmik vaxt başına parlaqlığın loqaritmik təkamülü (dlnL / dlnt) ilə xətti tərəzi x, heç olmasa inandırıcı dəyərləri üçün x (bkz. van Dokkum 2008, Conroy, Gunn & amp White 2009). Bu asılılıq, nəhəng budağın bütün inandırıcı dəyərlər üçün parlaqlığa hakim olduğu üçün yaranır xvə buna görə də BVF nəhəng budağın dövriyyə ulduzları ilə bəslənmə dərəcəsini təyin edir. Daha dik IMF-lər, nəhəng budağın zamanla daha zəngin bir şəkildə yerləşdiyini və bu səbəbdən təbii parlaqlığın azalmasının azaldığını nəzərdə tutur. Yetərincə dik IMF-lər üçün (məsələn, x & # 8819 5), dəyişməyən cırtdanlar işığa hakim olacaqdı və buna görə inteqrasiya edilmiş parlaqlıq zamanla təxminən sabit olacaqdı.

    BVF-nin 1-dən yuxarı olması bir qədər az qiymətləndirilir M kompozit ulduz populyasiyalarının SED formasını da güclü şəkildə təsir edir. Kompozit populyasiyalarda SED kütləsi müxtəlif olan ulduzlardan təsirlənir (bax. Bölmə 2.3) və buna görə də BVF mühüm rol oynamalıdır (məsələn, Pforr, Maraston & amp Tonini 2012).

    Ulduzlararası toz, demək olar ki, bütün qalaktikaların, xüsusən də aktiv ulduz əmələ gətirənlərin bir hissəsidir. Toz SPS-də həm NIR vasitəsi ilə ultrabənövşəyi işığı qaraldan, həm də İR-də işıq yayan kimi ikili rol oynayır. Həm tarixi, həm də nəzəri səbəblərə görə bu iki cəhət çox vaxt bir-birindən asılı olmayaraq modelləşdirilir. Həqiqətən də, bu iki cəhət bir qalaktikanın fərqli xüsusiyyətlərinə həssasdır (məsələn, toz qaranlıq həndəsəyə yüksək dərəcədə həssasdır, toz emissiyası isə ulduzlararası radiasiya sahəsinə daha həssasdır) və bu səbəbdən bu iki komponentin modelləşdirilməsini ayırmaq əsassız deyil .

    2.2.1. Zəifləmə. Toz dənələri həm ulduz işığını udmaqla həm də səpməklə işığı gizlədir. Ayrı-ayrı ulduzların müşahidələrindən müşahidə olunan bir spektri tozun olmadığı bir şəraitdə ulduzun gözlənilən spektri ilə müqayisə edərək mənzərə xətti boyunca tamamilə yox olma nəticəsi verilə bilər (sonuncusu tipik olaraq təxmin edilən model ilə birlikdə modellərdən əldə edilir) Teff və giriş g mənbənin). Beləliklə, yox olma tək bir görmə xətti boyunca ümumi işıq itkisini ölçür. Samanyolu (MW) və Böyük və Kiçik Magellan Buludlarında (sırasıyla LMC və SMC) müşahidələr bu qalaktikalar üçün orta sönmə əyrilərinin qurulmasını təmin edən (Cardelli, Clayton & amp Mathis 1989, Pei 1992,) Gordon & amp; Clayton 1998). MW və LMC-də yox olma əyrisindəki yeganə diqqətçəkən xüsusiyyət 2175 & # 197-də geniş absorbsiya. Bu xüsusiyyət SMC-nin dörd baxış nöqtəsindən üçündə yoxdur və LMC-də MW-dən daha zəifdir. Bu xüsusiyyətdən məsul olan taxıl populyasiyası məlum deyil, lakin polisiklik aromatik karbohidrogenlər (PAH) əsas namizəddir (Draine 2003). Ümumiyyətlə, tozun tükənməsi taxılların optik xüsusiyyətlərinin və taxıl ölçüsü və forma paylanmasının nəticəsidir (Weingartner & amp Draine 2001).

    Qalaktikaların SED-lərini modelləşdirərkən, müvafiq konsepsiya tükənməkdən iki mühüm cəhətdən fərqlənən toz zəifləməsidir: (1) işıq həm müəyyən bir görünüş xəttinə həm də xaricə səpələnə bilər (2) tozun həndəsi paylanması ulduzlar ortaya çıxan SED-i güclü şəkildə təsir edir (bu məsələlərin geniş müzakirəsi üçün Calzetti 2001-ə baxın). Bir qalaktikadakı ümumi toz zəifləməsi, tozun sönməsini necə qiymətləndirdiyinə bənzətmə ilə qiymətləndirilə bilər: bir qalaktikanın spektri alınır və toz olmadıqda eyni qalaktikanın gözlənilən spektri ilə müqayisə olunur. Məlum səbəblərə görə toz zəifləməsini qiymətləndirmək tozun tükənməsini təxmin etməkdən xeyli mürəkkəbdir.

    Toz zəifləməsi əyrisinin forması ulduz-toz həndəsəsindən, dənə ölçüsünün paylanmasından və s.-dən asılı olsa da, kompleks şəkildə bir neçə ümumi qayda göstərilə bilər (daha ətraflı müzakirə üçün məsələn, Witt & amp Gordon 2000-ə baxın). . Ən sadə toz həndəsəsi, homojen bir ön ekranın şəkli yalnız ümumi toz sütunun sıxlığından zəif asılı olan zəifləmə əyrisi verir (zəif asılılıq dağınıq işıq komponentindən yaranır). Daha mürəkkəb həndəsələr ümumiyyətlə sütun sıxlığı artdıqca daha da bozlaşan (yəni daha dayaz) azalma əyriləri verir. Yumru ulduzlararası mühit eyni zamanda homojen həmkarlarından daha boz zəifləmə əyriləri ilə nəticələnir. Bütün hallarda, zəifləmənin ümumi optik dərinliyi eyni sütun sıxlığı ilə yaranacaq yox olma miqdarından azdır, çünki bəzi səpələnmiş işıq həmişə görmə xəttinə qaytarılır. Nəhayət, 2175 & # 197 toz xüsusiyyətinin saf mənimsənilməsindən qaynaqlandığı üçün radiasiya köçürməsinin təsirləri bu xüsusiyyətin zəifləmə əyrisinin qalan hissəsinə nisbətən həndəsi təsirlərə fərqli cavab verməsinə səbəb olacaqdır. Bu səbəbdən geniş bir SED növünün təhlili üçün bir toz zəifləməsi əyrisinin istifadəsi nəzəri əsaslandırılmamışdır.

    Praktikada əksər SPS modelçiləri zəifləmə əyrisinin formasını düzəldərək və normallaşma üçün uyğunlaşdıraraq toz zəifləməsini əhatə edir. Populyar zəifləmə əyrilərinə Calzetti qanunu, MW, LMC və SMC yox olma əyriləri və ya Charlot & amp Fall (2000) -dən zamana bağlı zəifləmə modeli daxildir. Seçilən zəifləmə əyrisinin qalaktikaların əldə edilmiş xüsusiyyətlərinə təsiri sonrakı hissələrdə müzakirə ediləcəkdir.

    10 & mum normal qalaktikaların SED-lərində toz dənələrinin tullantıları üstünlük təşkil edir. Mathis, Rumpl & amp Nordsieck (1977) toz dənələrinin populyasiyasının həm silikat, həm də karbonlu dənələrdən ibarət olduğunu bildirən ilk şəxslərdir. Müasir nəzəriyyələrdə karbonlu dənələrin kiçik olduqda PAH, böyük olduqda qrafit olduğu qəbul edilir (Draine 2003). Gözlənilən toz emissiya spektri, bu dənələrin bir sıra ulduzlararası radiasiya sahəsinin gücünə məruz qalması ilə nəticələnir.

    Taxıl ölçüsü dağılımlarını və taxıl optik xüsusiyyətlərini İQ emissiyasını proqnozlaşdırmaq üçün ulduz işığı (və ya sadəcə radiasiya sahəsi) modelləri ilə birləşdirən müxtəlif modellər mövcuddur (Desert, Boulanger & amp Puget 1990, Silva et al. 1998, Devriendt, Guiderdoni & amp Sadat 1999, Popescu et al.2000, Dale et al.2001, Piovan, Tantalo & amp Chiosi 2006, Jonsson 2006, Draine & amp Li 2007, Groves et al. 2008, Popescu et al. 2011). PAH emissiya xüsusiyyətlərinin modelləşdirilməsi (ən məşhuru 3.6-dır & mum, 6.2 & mum, 7.7 & mum, 8.6 & mum və 11.3 & mum) Desert, Boulanger & amp Puget (1990) tərəfindən edilən ilk cəhdlərdən bəri Draine & amp Li (2007) tərəfindən ən son modellərlə sona çatdıqdan sonra dramatik şəkildə daha inkişaf etmiş oldu. Uzun dalğa boylarında (& lambda & gt 50 & mum) emissiyada təqribən sabit temperaturda taxıl üstünlük təşkil edir

    Ümumi IR parlaqlığının 2/3 hissəsi. Qısa dalğa uzunluğunda İQ emissiyası toz dənələrinin (PAH-lər daxil olmaqla) tək foton istiləşməsindən yaranır və qalan hissə

    Ümumi İQ emissiyasının 1/3 hissəsi (ətraflı məlumat üçün Draine 2003-ün icmalına baxın). Ən qısa dalğa boylarında İQ emissiyası (& lambda & lt 12 & mum) demək olar ki, tamamilə PAH-lər tərəfindən təmin edilir. Bu nisbi töhfələr təfərrüatlı olaraq taxıl tərkibi və ölçüsü paylanmasından və ulduzlararası radiasiya sahəsindən asılı olacaqdır.

    Yuxarıda sadalanan modellər çox sayda müşahidə olunan IR SED-ləri şərh etmək üçün həmişə uyğun deyil, çünki çox sayda parametr ehtiva edir, ulduz toz həndəsi biliklərini tələb edir və / və ya radiasiya köçürmə hesablamaları tələb edir. Bu səbəbdən toz emissiyası üçün daha sadə modellər, daha mürəkkəb olanlara paralel olaraq hazırlanmışdır. Chary & amp Elbaz (2001) və Dale et al. (2001) bolometrik parlaqlıqların qiymətləndirilməsi üçün geniş istifadə olunur k- düzəlişlər. Bu şablonlar inkişaf etmiş modellərə əsaslanır, lakin normal ulduz əmələ gətirən və starburst (yəni ULIRG) qalaktikalarının müşahidələri ilə məhdudlaşır. Yaranan şablonlar yalnız bir dəyişənin funksiyasıdır. Məsələn, Chary & amp Elbaz (2001) şablonları bolometrik IR parlaqlığının bir funksiyasıdır. da Cunha, Charlot & amp Elbaz (2008), termal toz emissiyası və stokastik şəkildə qızdırılan toz dənələrinin emissiyası üçün bir sıra dəyişdirilmiş qara cisimlərdən ibarət olan toz emissiyası üçün sadə bir fenomenoloji model hazırlamışlar. Bundan əlavə, PAH emissiyasını təmsil etmək üçün empirik bir M17 spektri də daxil edirlər.

    2.2.3. AGB Ulduzları ətrafında toz. Ulduzlar AGB-yə qalxdıqca çox yüksək kütlə itkisi nisbətlərini yaşayırlar (10 -4 qədər) M yr -1 superwind fazasında). İtmiş kütlənin tez-tez tozla zəngin olduğu müşahidə edilir (Bedijn 1987). Bu ulduzlar tez-tez optikdə qaranlıq qalır və IR-də çox miqdarda yayılırlar, tez-tez elə tozlu olurlar ki, SED-ləri pik nöqtəsinə çatır.

    10 & mum (Bedijn 1987). AGB ulduzları ətrafındakı toz SPS baxımından iki səbəbə görə vacibdir: AGB işığının optik və NIR-dəki əhəmiyyətini azaldır və IR tozlarının ortasında standart toz modellərindən gözləniləndən əlavə axın təmin edəcəkdir ( bax, məsələn, Kelson & amp Holden 2010).

    AGB tozunun açıq-aşkar əhəmiyyətinə baxmayaraq, bu cəhət bir neçə SPS modelində yer alır. Görkəmli istisnalar arasında Bressan, Granato & amp Silva (1998) Silva et al. (1998), Piovan, Tantalo & amp Chiosi (2003) ve Gonz & # 225lez-L & # 243pezlira et al. (2010), bunların hamısı AGB ulduzları, kütlə itkisi dərəcələri və toz əmələ gəlməsi və tərkibi üçün nəzəri modellərə əsaslanır. Hətta hazırda mövcud olan AGB ulduz spektrlərinin empirik kitabxanalarının istifadəsi, ulduz tozunu hesablamaq üçün spektrlərin qızartılmasını tələb edir (Lan & # 231on & amp Mouhcine 2002). Tozlu ulduz zərflərinin getdikcə daha inkişaf etmiş radiasiya köçürmə modelləri hazırlanır (məs., Groenewegen 2012, Sargent, Srinivasan & amp Meixner 2011, Srinivasan, Sargent & amp Meixner 2011). Bu modellərdən çıxan nəticələr standart bir tətbiq olaraq SPS kodlarına daxil edilməlidir.

    Bölmə 2.1-də bəhs edilən sadə ulduz populyasiyaları, daha mürəkkəb ulduz sistemləri üçün təməl daşlardır. Kompozit ulduz populyasiyaları (CSP) sadə olanlardan üç cəhətdən fərqlənir: (1) SFH tərəfindən verilən yaş aralığındakı ulduzları ehtiva edirlər (2) zamandan asılı olan metallıq paylama funksiyasına görə metallik aralığı olan ulduzları ehtiva edirlər. , P(Z, t) (3) toz var. Bu komponentlər aşağıdakı şəkildə birləşdirilir:

    inteqrasiya dəyişənlərinin ulduz populyasiyası yaşı olduğu, t'və metallik, Z. Vaxtdan asılı olan toz zəifləməsi toz optik dərinliyi və tau vasitəsilə modelləşdirilird(t') və toz emissiyası parametrə daxil edilir ftoz. Normallaşma sabitidir A toz tərəfindən udduğu parlaqlığın toz ilə yenidən şüalanan ümumi parlaqlıqla tarazlaşdırılması yolu ilə qurulur.

    SFH prinsipcə özbaşına kompleks ola bilər, baxmayaraq ki, sadə formalar ümumiyyətlə qəbul olunur. İndiyə qədər ən populyar SFR & # 8733 olduğu eksponent və ya & tau modelidir e -t / & tau. Bu forma təbii olaraq SFR-nin qapalı qutu modelindəki qaz sıxlığından xətti asılı olduğu ssenarilərdə yaranır (Schmidt 1959). Son zamanlarda yüksələn SFH-lər yüksək qırmızı sürüşməli qalaktikaların SED-lərini izah etmək üçün populyarlaşdı (Maraston və digərləri, 2010, Papoviç və digərləri 2011). Erkən dövrlərdə yüksələn SFH-lər hiyerarşik bir kainatda qalaktika təkamülünün təbii bir nəticəsi kimi görünür (Finlator, Dav & # 233 & amp Oppenheimer 2007, Lee et al. 2010). SFR və # 8733 kimi gecikmiş çürümə ilə artan SFR-lərin erkən mərhələsini özündə birləşdirən funksional formalar t & beta e -t / & tau, bu səbəbdən modellər arasında daha populyar ola bilər.

    Kompozit ulduz populyasiyalarında metalikliyin müalicəsi ümumiyyətlə SFR-lərin müalicəsindən daha sadədir. Geniş qəbul edilmiş sadələşdirmə əvəz etməkdir P(Z, t) bir & delta funksiyası olan Denklik 2-də. Başqa sözlə, bütün kompozit əhali üçün tək bir metallik qəbul edilir. Bu sadələşdirmənin SPS modelləşdirmə proseduruna təsiri geniş tədqiq olunmamışdır.

    Yuxarıda göstərilən Denklik 2-yə yanaşma standartdır, lakin universal deyil. Parametrik olmayan SFH-lərin və metallik tarixçələrin əvvəlcədən təyin edilmiş və ya uyğunlaşdırılmış bir yaş qutusuna yerləşdirilmə üsulu diqqət çəkir (Cid Fernandes və digərləri 2005, Ocvirk və digərləri 2006, Tojeiro et al. 2009). Sonuncu yanaşma hesablama baxımından baha başa gəlir, çünki otuz parametr eyni vaxtda məlumatlara uyğundur. Parametri olmayan texnika üçün çox yüksək keyfiyyətli məlumatlar da şərtdir. Buna baxmayaraq, SFH-nin daha az qərəzli şəkildə yenidən qurulması və yalnız SED-lərinə əsaslanan qalaktikaların metallik tarixinin vədini təqdim edirlər.

    Şəkil 5 CSP-lərin bəzi əsas xüsusiyyətlərini təqdim edir. Üst panellər, üç təmsilçi SFH üçün fərqli təkamül mərhələlərində ulduzlardan kəsrli axın qatqısını göstərir. Gec vaxtlarda RGB və qırmızı HB, məlum olduğu kimi & tau modeli SFH-lərin qırmızı və NIR axınına üstünlük verir. Bununla birlikdə, gənc yaşlarda və / və ya yüksələn SFH-lərdə qırmızı və NIR AGB ulduzlarından da güclü şəkildə təsirlənir və NIR-in böyük qeyri-müəyyənliklərə həssas ola biləcəyini (AGB modelləşdirməsindəki qeyri-müəyyənliklər səbəbindən ətraflı bəhs edildiyi üçün) sonrakı hissələr). Sol alt panel 20-dən çox kütləvi ulduzların kəsrli axını töhfəsini göstərir M və 60 M a & tau = 10 Gyr SFH üçün. Kütləvi ulduz təkamülü, fırlanma və ikili vəziyyəti çətinləşdirən təsirlər səbəbindən qeyri-müəyyəndir və buna görə də bu panel, kütləvi ulduz təkamülündəki qeyri-müəyyənliklərin SED modelləşdirilməsinə nə dərəcədə təsir göstərəcəyini kobud bir şəkildə təmin edir. Nəhayət, sağ alt panel yüngül bir yaşı dalğa uzunluğunun bir funksiyası olaraq göstərir və yenə də & tau = 10 Gyr SFH üçün. Kesikli xətt kütlə ağırlığında orta yaşı göstərir. Artıq 0.5 & mum (təxminən V(bant), yüngül yaş maksimum dəyərinə çatır və yenidən yenidən çərçivə dalğa uzunluğuna getməyin SFH ilə əlaqəli yeni məlumat vermədiyini göstərir. Diqqət yetirin ki, maksimum yüngül yaş heç vaxt kütlə ağırlıqlı yaşa çatmaz. Bölmə 4-də bu məqama qayıdırıq.

    Şəkil 5. Üst panellər: Üç fərqli SFH üçün müxtəlif təkamül mərhələlərində ulduzların ümumi axınına fraksional töhfə. Sol panel erkən dövrlərdə demək olar ki, bütün ulduzlarını çox sürətlə yaradan qalaktikanın, orta paneli isə tipik bir ulduz əmələ gətirən qalaktikanın nümayəndəsidir. z

    Nebular emissiyanın SED-lərə təsiri bu icmalda ətraflı müzakirə olunmasa da, tamlığı üçün bu komponentin qısa icmalı verilmişdir.

    Nebular emissiya iki komponentdən ibarətdir: sərbəst, sərbəst bağlı və iki foton emissiyasından və rekombinasiya xətti emissiyasından ibarət davamlı emissiya. CLOUDY (Ferland et al. 1998) və MAPPINGSIII (Groves, Dopita & amp Sutherland 2004) daxil olmaqla, qazın fiziki vəziyyətinin bir funksiyası olaraq nebulyar emissiya üçün proqnozlar verən bir neçə fotionizasiya kodu mövcuddur. Nebular emissiya xətlərinin modelləşdirilməsinə digər yanaşmalar da edilə bilər. Məsələn, Anders & amp Fritze-von Alvensleben (2003) metaliklik funksiyası olaraq müşahidə olunan xətt nisbətlərinə əsaslanan hidrogen olmayan emissiya xəttlərini tətbiq edirlər. Daha sonra nebulyar emissiya modeli öz-özünə ardıcıl olaraq ulduz işığı üçün bir modellə birləşdirilməlidir. Bir neçə qrup bunu müxtəlif dərəcədə mürəkkəblik dərəcəsi ilə və bəziləri yalnız nebular davamlılıq daxil olmaqla, digərləri yalnız xətt emissiyası və digərləri də daxil olmaqla etdi (məsələn, Leitherer et al. 1999, Charlot & amp Longhetti 2001, Panuzzo et al. 2003, Groves et al., 2008, Moll & # 225, Garc & # 237a-Vargas & amp Bressan 2009, Schaerer & amp de Barros 2010).

    Nebular emissiyanın SED üzərindəki təsiri, xüsusən xətt emissiyası hesab edildikdə, mürəkkəbdir. Ümumi bir qayda olaraq, aşağı metallıqda və gənc yaşlarda nebulyar emissiya daha vacibdir. Belə hallarda nebulyar emissiyanın genişzolaqlı axınlara töhvəsi 20-60% -ə qədər ola bilər (Anders & amp Fritze-von Alvensleben 2003). Nebular emissiya da yüksək redshift-də daha vacib olacaq, çünki sabit bir yenidən çərçivə EW olan bir xüsusiyyət, spektrin yenidən dəyişdirilməsi səbəbindən filtr bandpassının daha böyük bir hissəsini tutacaqdır. Bu səbəbdən yüksək SFR, aşağı metallik qalaktikalarının geniş yayıldığı yüksək sürüşmə zamanı nebulyar emissiyanın təsiri nəzərə alınmır (Schaerer & amp de Barros 2010, Atek və ark. 2011).

    Bruzual & amp Charlot (2003), Maraston (2005), PEGASE (Fioc & amp Rocca-Volmerange 1997), STARBURST99 (Leitherer et al. 1999) ve FSPS (Conroy, Gunn) daxil olmaqla ən çox istifadə olunan SPS kodları arasında diqqət çəkir. & amp White 2009), yalnız PEGASE və STARBURST99 nebular davamlı emissiya daxildir və yalnız PEGASE həm nebular davamlı həm də xətt emissiyasını əhatə edir. Nebular emissiyanın həyata keçirilməsi nisbətən sadə olduğundan (qazın fiziki vəziyyəti ilə bağlı fərziyyələrə baxmayaraq), bütün SPS kodlarının standart komponenti olmalıdır.

    Bu bölmədə təsvir olunan SPS modelləri ən çox ulduz populyasiyalarının fiziki parametrlərini ölçmək üçün istifadə olunur. Bu, modelləri genişzolaqlı SED, orta çözünürlüklü optik / NIR spektrləri və ya spektral indekslər şəklində məlumatlara uyğunlaşdırmaqla əldə edilir. SSP-lər ümumiyyətlə verildiyi kimi alınır və sonra istifadəçi metallik, toz zəifləməsi və SFH üçün bir və ya daha çox parametr daxil olmaqla müxtəlif parametrlərə uyğundur. IR məlumatları varsa, əlavə dəyişənlər nəzərə alınmalıdır. Uydurma texnikaları dəyişir, lakin ümumiyyətlə şəbəkə əsaslı və chi 2 minimallaşdırma üsulları ilə məhdudlaşır. Parametrlərin sayı artdıqca Markov Zənciri Monte Carlo texnikaları getdikcə daha səmərəli olur (Conroy, Gunn & amp White 2009, Acquaviva, Gawiser & amp Guaita 2011). Parametrlərin əvvəlcədən zəif bir şəkildə məhdudlaşdırıldığı hallarda seçilmiş əvvəlcələrin əldə edilmiş parametrlər üzərindəki təsirindən də xəbərdar olmaq lazımdır (bax, məsələn, Kauffmann və digərləri, 2003, Salim və digərləri). 2007, Taylor ve ark. 2011 müzakirə üçün). Üstəlik, "ən uyğun" parametrləri minimum & chi 2-dən deyil, marginallaşdırılmış arxa bölgüdən əldə etmək olduqca məsləhətdir, çünki ehtimal səthi çox vaxt qeyri-müntəzəm ola bilər (bax: məsələn, Bundy, Ellis & amp Conselice 2005, Taylor et al. 2011).

    SED-lər quraşdırarkən model parametrlərini məhdudlaşdırmaq üçün yalnız formadan istifadə olunduğunu xatırlamaq vacibdir. Başqa sözlə, SED forması (və ya daha kobud şəkildə, genişzolaqlı rənglər) kimi parametrləri məhdudlaşdırır M / L, xüsusi SFR (SSFR & equiv SFR / M), toz zəifləməsi və metallik. Ulduz kütlələri əldə etmək üçün çoxalmaq lazımdır M / L müşahidə olunan parlaqlığa görə və SFR əldə etmək üçün SSFR-i vurur M. Bu da doğrudur M / L emissiya xətlərinin, spektral indekslərin və tam spektral uyğunlaşmanın EW-lərindən çıxarılan nisbətlər və SSFR.

    Oxucu Walcher et al. (2011) SED montaj texnikaları haqqında daha ətraflı məlumat üçün. *****


    Dəyişən ulduzlar: tutulan ikili və zərbə verən ulduzlar

    Parlaqlığı ilə fərqlənən bir çox ulduz növü var. Bəziləri subay, bəziləri ikili sistemlərin üzvləridir. Özləri üçün maraqlı olsa da, çox azı məsafələr tapmağımıza kömək etmək üçün istifadə edilə bilər. Ancaq yalnız bir neçəsi.

    Həm fotometrik (asan), həm də spektroskopik (sərt) çox sayda müşahidəsi olan SADECƏ doğru xüsusiyyətlərə sahib ikili ulduzların çox etibarlı məsafələr verə biləcəyini müzakirə etməyə başlayacağıq. Bundan sonra məsafələri bəzi əlavə fərziyyələr və təxminlərlə təmin edə bilən bir neçə pulsasiya edən ulduz növünə (pulsarlara deyil) müraciət edəcəyik.

    Tutulma ikili, həndəsə və məsafə

    • orbital təyyarə görmə xəttimiz boyunca uzanır, beləliklə hər ulduz bir orbitdə bir-birini tutur
    • tutulmaların dərinliklərini və vaxtlarını dəqiq, bir neçə keçid zolağında ölçə bilərik
    • ulduzlar kifayət qədər parlaqdır, onların ikisinin spektrini də ölçə bilərik

    onda ikili sistemə olan məsafəni təyin etmək üçün həndəsə və bir qatı fizika - isti qazın yaydığı şüa spektrindən istifadə edə bilərik. Budur bunu necə edirik.

    Tutaq ki, iki ulduz bir-birlərini elə bir şəkildə dövr edir ki, bir-birlərinin qarşısından keçdiyini gördük.

    Sistemdən gələn işığı bir tam orbital dövr ərzində ölçsək, B ulduzunun A qabağından keçməsi ilə parlaqlıqda bir daldırma, daha sonra A B-nin qarşısından keçəndə ikinci daldırma görərik.

      Addım I
    • hər ulduzun radial sürəti
    • birlikdə tutulan tutulmaların eni
          & rArr hər ulduzun ölçüsü
    • İlk addım olduqca sadədir və böyük bir təcrübə tələb etmir. İkinci addım sadə deyil, çünki ulduzlar bu hesablama üçün ehtiyac duyduğumuz dəqiqlik səviyyəsində qara cisim kimi yaymır. Üçüncü addım yenə olduqca sadədir, lakin tükənmə və qızartı səbəbiylə komplikasiyalar ola bilər.

      Dərsdə bu prosesin yalnız bir neçə addımından keçək. Tutulma İkili HV 2274-dən Böyük Magellan Buluduna olan məsafə sənədindəki məlumatları istifadə edəcəyik.

      Zamanın bir funksiyası olaraq bu ikili həm radial sürətləri, həm də işıq əyrisini göstərən aşağıdakı şəkli nəzərdən keçirin. Sistemin dövrüdür 5.73 gün.

      Müəlliflər prosedurun qalan hissəsini keçərək bu sistemə olan məsafənin olduqca yaxşı ölçülməsi ilə başa çatırlar: 45.7 +/- 1.6 kpc. Bu, təxminən yüzdə 3 məsafədə bir qeyri-müəyyənlikdir!

      hər ikisi də ulduz modellərinin daha dəqiq hesab edildiyi soyuducu ulduzlarla ikili sistemləri araşdırır. Pietrzynski et al. (2013), 8 ikili sistem dəstinin LMC baryenterinə bir məsafə verdiyini iddia edir 50.0 +/- 1.1 kpc, bu da əvvəlki nəticələrlə tamamilə uyğun deyil.

      Elgueta et al. (2016) ikili OGLE-LMC-ECL-25658-ə 49.0 +/- 0.5 (stat) +/- 1.0 (sistematik) kpc məsafəni çıxarın, yeri düzəldildikdən sonra LMC-nin bir tərəfinə uzanır. kiçik qalaktikanın içərisində LMC mərkəzinə qədər bir məsafə təyin edirlər 50.30 +/- 0.53 (stat) kpc


      Şəkil 1 Elgueta və digərlərindən götürülmüşdür. (2016). OGLE-LMC-ECL-25658 ikili sistemi mərkəzin solundakı qırmızı nöqtədir.

      Bəzi ulduzların nəbz etməsinin səbəbi

      Bəzi ulduzlar xarakterik bir işıq əyri forması ilə dövri dəyişikliklər göstərir: sürətli bir artım, daha sonra daha yavaş bir eniş:

      Bu ulduzların ölçüsünü, rəngini və parlaqlığını dövri olaraq dəyişdirdiyi ortaya çıxdı. Aşağıdakı diaqram a göstərir kobud əlaqələrin yaxınlaşması.

      Ulduzlar niyə böyüyür və kiçilir? Hmmm. Əvvəlcə daha tanış bir vəziyyəti - isti bir sobanın üstündə oturmuş, su ilə dolu, qapağı olan bir qazan suyu düşünsək, cavab daha mənalı ola bilər.

      (Tapmaq üçün şəkilə vurun)

      Su buxara çevrildikdə qabının divarlarına basır. Təzyiq, cazibə qüvvəsinə qarşı qapağı yuxarıya doğru itələyir. Ancaq qapaq buxarın çıxa biləcəyi bir boşluğu ortaya qoyacaq qədər yüksək qalxdıqda, qazanın içindəki təzyiq birdən düşür. Nəticədə qapaq yenidən yerinə düşür və dövr yenidən başlayır.

      Bir növ, eyni dövr müəyyən ulduz tiplərində olur. Əlbətdə ulduzlarda REAL qapaqlar yoxdur. lakin müəyyən şərtlər altında bir növ qapaq ola bilər. Hər şey işığın atomlarla qarşılıqlı təsirindən qaynar (hah!).

      Məsələn, adi hidrogen, müsbət bir protona qoşulmuş mənfi bir elektrondan ibarətdir. Nəticə neytral bir atomdur.

      Adi görünən işığın fotonu bu atomu vurursa, çox güman ki, oradan keçəcəkdir.

      Bəzi ulduzların dərinliyindəki şərtlər --- temperatur, təzyiq, kimyəvi tərkib, elektron sıxlığı --- müxtəlif hidrogen əmələ gətirir: mənfi hidrogen ionu.

      Bu iondakı ikinci elektronun ionu keçən fotonlarla qarşılıqlı əlaqədə olma ehtimalını artırdığı ortaya çıxdı.

      Beləliklə, içərisində mənfi hidrogen ionları (və ya oxşar şəkildə davranan mənfi helium ionları) ilə zəngin bir təbəqəsi olan bir ulduzu nəzərdən keçirək.

      Bu bölgəyə yaxınlaşsaq, fotonların oradan asanlıqla keçə bilməyəcəyini görürük. Fotonun çoxu ulduzun mərkəzindən kosmosa çıxarkən ionlar tərəfindən udulur. Çarpışmalar bu təbəqədəki ionları ulduzun isti mərkəzindən uzaqlaşdıraraq xaricə itələyir.

      (Nə olduğunu görmək üçün şəkilə vurun)

      Bunun nəticəsində qeyri-sabitlik, ulduzun xarici təbəqələri genişlənir və soyuyur, sonra büzülür və istilənir və ulduz azalır və parlaqlıqda böyüyür.

      Hansı ulduzlar xarici atmosferlərindəki bu cür qeyri-sabitlikdən əziyyət çəkirlər? Şərtlərin yalnız bütün ulduzların nisbətən kiçik bir hissəsi üçün uyğun olduğu ortaya çıxdı, əksəriyyəti heç bir şəkildə zərbə verməz.

      RR Lyrae ulduzları: aşağı parlaqlıq göstəriciləri

      Ulduz interyer nəzəriyyəsi ilə kifayətdir. Bu, məsafələri ölçməkdə bizə necə kömək edir?

      Bir növ ulduz, adlanır RR Lyrae ulduzları, çox homojen bir qrup təşkil edir. Hamısı təxminən eyni kütləyə, eyni (orta) ölçüyə, eyni (orta) temperatura və s təxminən eyni (orta) parlaqlıq. Bu parlaqlıq, onları Samanyolu Qalaktikalarında və eləcə də Samanyolu'nun ən yaxın qonşularında görünə biləcək qədər yüksək oldu.

      Əksər RR Lyrae ulduzları nisbətən köhnədir və kütlələri Günəşinkindən 0,5 - 0,7 günəş kütləsinə qədər dəyişir. HR diaqramı deyilən bir bölgədə otururlar qeyri-sabitlik zolağı, əsas ardıcıllığın üstündə və orta temperaturda.


      İnsan resursları diaqramının arxa plan şəkli www.anzwers.org saytının nəzakəti ilə

      Budur RR Lyrae bölgəsinin, küresel M3 klasterindəki, kütlələri 0,58 ilə 0,80 günəş kütlələri arasında olan ulduzların yollarını göstərən sol təkamül yolları ilə (solda aşağı kütlə modelləri ilə).


      Şəkil 5 VandenBerg, Denissenkov və Catelan, ApJ 827, 2 (2016)

      RR Lyrae ulduzlarını tapmaq asandır, çünki dövrləri qısadır - cəmi 9 ilə 18 saat arasında və ya dəyişmələrin amplitudası böyükdür: 1 bala qədər! Tək bir gecə ərzində çəkilən görüntülərdən istifadə edən M3-ün bu "filmində" RR Lyrae ulduzlarını asanlıqla seçə bilərsiniz:

      İndi, a kobud təxminən RR Lyrae ulduzlarının hamısı eyni parlaqlığa malikdir və bu da onları istifadə etməyi çox asanlaşdırır kobud məsafə göstəriciləri:


      Kağızın özeti Hawley et al., ApJ 302, 626 (1986)

      Gəlin bu sadə metodu sınayaq! Bonanos et al. AJ 127, 861 (2004), Yerli Qrupumuzun üzvü olan "Draco Cırtdan Sferoid Galaxy" adlı kiçik bir qalaktikadakı RR Lyrae ulduzları üçün işıq əyriləri təmin edir.

      • dövrləri təxminən 0,4 - 0,7 gün (9 - 17 saat) arasındadır
      • dövr nə qədər uzundursa, ulduz bir o qədər işıqlıdır
      • metallıqdan zəif bir asılılıq da var: metallik nə qədər yüksəkdirsə, ulduz o qədər də parlaq deyil

      Məsələn, LMC-də 70 RR Lyrae ölçümləri bu tendensiyanı K-bandın görünən böyüklüyündə göstərir:


      Muraveva et al., ApJ 807, 127 (2015), Şəkil 2-dən götürülmüşdür.

      öz Samanyolu ilə ölçülən 23 RR Lyrae dəsti ilə yaxından əks olunur:


      Muraveva et al., ApJ 807, 127 (2015), Şəkil 3-dən götürülmüşdür.

      DAHA DAHA yaxından baxsanız, "RR Lyrae" ulduzları sinfinin bir neçə alt sinfə bölünə biləcəyini görərsiniz: RRa və RRb ulduzları, tez-tez klassik asimmetrik işıq əyri formalarına sahib olan RRab-a qruplaşdırılmışdır. 12 ilə 17 saat arasındakı dövrlər və daha çox sinüzoidal işıq əyrilərinə və daha qısa müddətlərə sahib olan RRc ulduzları.


      Bailey, S. I., Harvard Kollecinin Astronomik Rəsədxanasının Annals, cild 38 (1902) VII Plitəsindən götürülmüşdür.

      Hər bir qrupda, daha uzun müddətli ulduzların bir az yüksək parlaqlığa sahib olduğunu bir daha görürük.


      Şəkil 8 Hatt et al., ArXiv: 1703.06468 (2017)

      Beləliklə, RR Lyrae ulduzlarını istifadə edərək ən yaxşı məsafə ölçmələrini etmək istəyirsinizsə, nümunənizdəki ulduzların həm dövrü, həm də kimyəvi tərkibi ilə hesablaşmalısınız. Bunu etsəniz, qazanc böyük ola bilər: Neeley et al., ArXiv: 1705.01970 (2017), bir ulduzun dövrü və metallığını (və görmə xətti boyunca sönməsini) düzgün nəzərə alsaydı, birinin yalnız 0.02 böyüklüyündə bir qeyri-müəyyənliklə orta infraqırmızı mütləq böyüklüyünü proqnozlaşdırın!

      Sefeydlər: parlaqlığı yüksək olan ulduzlar

      Başqa bir ulduz sinfi çağırıldı Sefeyid dəyişən ulduzlar, məsafə göstəricisi kimi istifadə etmək bir az daha çox iş tələb edir. Sefeydlər bir-birinə eyni deyil: çox geniş bir kütlə və parlaqlığı əhatə edir. Ancaq Henrietta Leavitt adlı bir astronom kimi çoxdan kəşf etdiyiniz üçün, arasında bir əlaqə var dövr Sefeyid dəyişən ulduzun və onun parlaqlıq.

      Bu dövr parlaqlığı parlaqlığın baza-10 loqaritmasını götürsək, münasibət daha da sadələşir.

      İndi məlum olur ki, hər ikisi 1 ilə 100 gün arasında nəbz edən, lakin çox fərqli parlaqlıqlara sahib olan "Sefidlər" adlanan iki ulduz populyasiyası var. "Klassik" və ya Tip I Sefidlərə diqqətimi cəmləyəcəyəm və Tip II Sefidləri görməyəcəyəm, əgər II tip dəyişkənlər haqqında daha çox məlumat əldə etmək istəyirsinizsə, Gingold, MmSAI 56, 169 tərəfindən hazırlanan sənədlərə baxın. (1985) və Wallerstein, PASP 114, 797 (2002) tərəfindən bu veb səhifənin sonunda Daha çox məlumat üçün bölməsində qeyd edilmişdir.


      Bhardwaj et al., AJ 153, 154 (2017), Şəkil 9-dan dəyişdirilmişdir.

      Klassik Sefidlər hansı ulduzlardır? Nüvələrində yeni hidrogen tükənmiş və əsas ardıcıllıqdan çıxaraq qırmızı nəhəng budağa çevrilmiş nisbətən kütləvi və buna görə nisbətən gənc ulduzlardır. Bununla birlikdə, nüvə bölgələri bir neçə təkamül mərhələsindən keçdikdə, ulduzlar nəhəng bölgədən uzaqlaşaraq xarici atmosferlərindəki təbəqələrin əvvəllər bəhs edilən kappa qeyri-sabitliyinə tabe olduqları qeyri-sabitlik zolağına "mavi ilmələr" edirlər.


      İnsan resursları diaqramının arxa plan şəkli www.anzwers.org saytının nəzakəti ilə

      Böyük Magellan Buludunun içərisindəki kiçik bir sefey nümunəsinə baxaq. Aşağıdakı şəkildə Sefeydlərin HR diaqramındakı yeri və bir neçə yaş ulduzlar üçün təkamül yolları göstərilmişdir. Fərqli rənglər, ulduz atmosferində fərqli konveksiya versiyaları olan modelləri təmsil edir. Modellərin əvvəlcə qırmızı nəhəng budağa (RGB) necə çatdığına, sonra "mavi ilmə" və Sefeyd kimi nəbz vurduğuna, asimptotik nəhəng budağa (AGB) qayıtmadan əvvəl necə olduğuna diqqət yetirin. Modellər, hazırda Sefeyd olan ulduzların təxminən 4.2 günəş kütləsi olduğunu göstərir.


      Şəkil 8 Musella et al., MNRAS 457, 3084 (2016)

      Kiçik və Böyük Magellan Buludlarında daha böyük bir sefid dəsti üçün HR diaqramının Sefey bölgəsinin bir görünüşü.


      Şəkil 2 Buchler, Kollath və Beaulieu, A&A 423, 643 (2004)

      Bir dəstəyə və ya qalaktikaya məsafəni təyin etmək üçün Sefidlərdən necə istifadə etmək olar? Əsas prosedur olduqca sadə səslənir, lakin real həyatda bir çox fəsad var.

      Addım Komplikasiya (lər)
      Bir çox ulduzun parlaqlığını təkrar ölçmələr edin Hər sefid üçün yüzlərlə və ya minlərlə adi ulduz ola bilər
      Cepheid bənzər işıq əyrilərinə sahib olanları müəyyənləşdirin Variasiya amplitüdü, Gaia Collaboration, arXiv: 125-də göstərildiyi kimi mavi rəngdə ən böyükdür, 1705.00688 (2017), lakin yox olmaq mavi rəngdə ən şiddətlidir.
      Dövrü ölçün P və görünən böyüklük m sefeydlər Dövrü düzgün ölçmək üçün bir neçə həftə və ya ay ərzində çoxsaylı dövrlər tələb olunur
      Hər bir Cepheidin parlaqlığını təyin etmək üçün bir müddət parlaqlığı (PL) və ya bir müddət parlaqlığı-rəng (PLC) əlaqəsini istifadə edin. Metallığı ölçmək və düzəltmək üçün rəng və spektroskopiyanı hesablamaq üçün çoxsaylı fotometriya keçid bantları tələb olunur
      Məsafəni hesablamaq üçün görünən böyüklük və parlaqlıqdan istifadə edin Sönmə (infraqırmızıda ən asan) və sıxlıq (xarici qalaktikalarda çətin) üçün düzəldilməlidir

      Yaxşı, mürəkkəb şeylərin çoxunu atlayaq və buna bir cəhd verək. Gaia Collaboration, arXiv: 1705: 00688 (2017) -dən bir müddət parlaqlıq münasibətini qəbul edəcəyik (metallik təsirlərini görməməzlikdən gələcəyik):

      Gaia Collaboration, arXiv: 1705: 00688 (2017) -> götürülmüşdür

      Beləliklə, gözəl, yaxınlıqdakı spiral qalaktikaya olan məsafəni qiymətləndirməyə çalışaq.

      Aşağıdakı şəkildə V zolaqlı ölçmələr olan doldurulmuş qara dairələrlə işarələnmiş işarələrdən istifadə edin.

      RR Lyrae ilə Cepheids arasında qısa müqayisə

      Geri dönək və dəyişən ulduzların bu iki faydalı növünü müqayisə edək. İnsan resursları diaqramındakı yerlərinə yenidən baxın:


      İnsan resursları diaqramının arxa plan şəkli www.anzwers.org saytının nəzakəti ilə

      RR Lyrae ulduzları, Samanyolu Qalaktikamızda və ən yaxın qonşularımızda məsafə ölçmələri üçün əladır. Yaşlı, halo populyasiyaya aid olduqları üçün bunları təxminən bütün qalaktikalarda tapa bilərsiniz, üstəlik parlaq ulduz əmələ gətirən bölgələrdən və əlaqəli qaz və toz buludlarından uzaqlara baxa bilərsiniz, bu da onların parlaqlığını ölçməyi nisbətən asanlaşdırır. Ancaq nisbətən aşağı parlaqlıqları o deməkdir ki, biz onları Samanyolu kənarda çox dəqiq ölçə bilmərik.

      Digər tərəfdən sefeydlər, ən azı Qız bürcünə qədər və bəlkə də mövcud iş yarımçıq görünsə də, Komaya qədər uzaq məsafələrdə görünə bilər. Xarici qalaktikalarda istifadə etmək kifayət qədər zəhmət tələb edir və əgər lazımi metallıq düzəlişləri etmək istəyirsə, çünki indiki zamanda Yerli Qrupun xaricindəki qalaktikalardakı sefidlərin tərkibini birbaşa ölçmək mümkün deyil. Sefeyidləri digər qalaktikalarda ölçdükdə digər ulduzların fotometrik aperatura sıxışması ilə bağlı məsələlər də var. Yenə də Yerli Qrupumuzdan çox məsafə nərdivanına bir pilləkən əlavə etmək üçün yaxşı bir yol təqdim edirlər.

      Böyük Magellan Buludu, nərdivanda vacib bir addım kimi xidmət edir, çünki məsafəsini təyin etmək üçün bir sıra fərqli metodlardan istifadə etməyimiz kifayətdir, içindəki cisimlərin (demək olar ki) ümumi bir məsafədə olacağı qədər uzaqdır. Astronomlar LMC-dəki RR Lyr və Cepheid dəyişənlərini çox ətraflı araşdırmışlar. Bir çox halda, LMC-yə bir məsafəni GÖSTƏRDİK və həm RR Lyr həm də Cepheid ulduzlarının mütləq böyüklüyünü təyin etmək üçün bu fərziyyədən istifadə etdik. Misal üçün,


      Məqalə Freedman və digərləri, ApJ 427, 628 (1994)

      1. həm RR Lyr, həm də Cepheids məsafəsi ölçmələrinin sıfır nöqtələrini, ümumiyyətlə və
      2. LMC-yə qədər məsafəni ölçmək üçün hər iki növ vuran ulduzdan istifadə edə bilmək

      bu kainata daha böyük kainata gedən məsafədəki mövcud qeyri-müəyyənlikləri təklif edin. Pietrzynski et al., Nature 495, 76 (2013) tərəfindən tutulma ikili faylları ilə alınan məsafəyə yaxşı bir razılığa diqqət yetirin, şaquli xəttlə göstərilir.


      Şəkil 25 Gaia Collaboration, arXiv: 1705.00688 (2017),


      4. Nəticələr və təhlil

      4.1. Günlük R-nin paylanması'

      Yuxarıda göstərilən prosedurlarla qeydiyyatdan keçin R'hər üzv ulduz üçün dəyər alınır. Nümunəmizlə Simbad verilənlər bazası arasında qarşılıqlı uyğunlaşma aparırıq, 9 və "Flare *," "pMS *," "RSCVn", "SB *," "EB * WUMa", "EB *, "" EB * Algol "və Simbad tərəfindən" EB * betLyr ". Parlama ulduzları və ikili sənədlər CA səviyyəsini təsir edə bilər (Curtis 2017 Fang et al. 2018). Əlavə B-də ikili sənədlərin təsirini müzakirə edirik. Nəticə Şəkil 4-də göstərilmişdir. Qiymətləri olan 82 açıq qrupda 1091 üzv ulduz və dəyərləri olan 83 açıq qrupda 1118 üzv ulduz var. Bəzi açıq qruplar yalnız bir və ya iki ulduzla təmsil olunur. Melotte 22 və NGC 2632-nin 100-dən çox üzvü var. Rəqəmlər 4 (a) və (b) -dən gənc üzv ulduzlar oxşar jurnala sahibdirlər R'dəyərlər köhnə üzv ulduz olduqda Teff & gt 6500 K. Teff azalır, gənc üzv ulduzlar daha böyük jurnallara sahib olurlar R'gözlədiyimizə uyğun olan köhnə üzv ulduzlardan daha çox. Bu hadisələr Şəkil 2 ilə eynidir.

      Şəkil 4. (a) və Teff. (b) və Teff. (c) qarşı [Fe / H]. (d) qarşı [Fe / H]. Rəng Şəkil 2 ilə eyni məna daşıyır. Bu süjetdə Ca ii K üçün 82 açıq qrupun 1091 üzv ulduzu və H üçün 83 açıq qrupun 1118 üzv ulduzu yer alır.αsırasıyla.

      Günlük səhvini əldə etmək üçün sadə bir Monte Carlo simulyasiyasından istifadə edirik R'. Ətraflı məlumatı Əlavə A-da tapa bilərsiniz. Ca ii K xətti üçün böyük bir dağılım olduğu zaman Teff & gt 6000 K (bax Şəkil 10). 5500 K və 4500 K-də 0.05 dex və 0.15 dex-dir. H üçünα xətt, paylanması ümumiyyətlə 0,0 ilə 0,5 dex arasında böyük bir dağılmaya malikdir Teff sıra (bax Şəkil 10).

      Bəzi üzv ulduzlar var ki, diqqət çəkməlidirlər. Şəkil 4 (b) -də, düzbucaqlı bir qutu ilə əhatə olunmuş dörd üzv ulduzun eyni açıq qrupa aid çox yüksək dəyərlərə sahib olduğunu görə bilərik: NGC 2112 (log t = 9.315). Spektrlərini yoxlayırıq və çox güclü balzam emissiya xətlərinə sahib olduqlarını görürük. Açıq dəstə, Barnardın halqası kimi tanınan məşhur H ii bölgəsi istiqamətindədir (Haroon et al. 2017). Bu klasterin yüksək dəyərlərinin ulduzlararası mühitdən (ISM) qaynaqlandığından şübhələnirik. Şəkil 4-ün (a) və (b) panellərində bəzi üzv ulduzlar çox aşağı dəyərlərə malikdirlər ki, logun orta qiymətini aşağı çəksinlər. R'açıq bir qrup içərisində və dağınıqlığı açıq şəkildə artırın. Beləliklə, Ca ii K xətti üçün olan ulduzları və H üçün olan ulduzları istisna edirikα Aşağıdakı işdə xətt.

      Mamajek & amp Hillenbrand (2008) Mount Wilson HK layihəsindəki S-dəyərlərindən irəli gələn ənənəvi bir göstərici istifadə edərək CA-yaş əlaqəsini ortaya çıxardı (Vaughan və ark. 1978 Noyes və ark. 1984). Nəticələrimizi Mamajek & amp Hillenbrand'ın Cədvəl 5 ilə qarşı-qarşıya qoyuruq (2008). Nəticələrimizlə nəticələrimiz arasında müqayisə Şəkil 5-də göstərilmişdir. Keçid matçı nümunəsi yalnız üç açıq qrupu əhatə edir: Melotte 20, Melotte 22 və NGC 2682. Şəkil 5-dən də azalır və azalır. Bununla birlikdə, CA indeksləri aşağı olan ulduzlar üçün indekslərimiz, fərqli məlumat işləmə metodlarından qaynaqlana biləcək bir az daha böyük dağınıqlıq göstərir. EW bazal xəttlərə yaxın olan ulduzlar üçün EW 'sıfıra yaxındır və logaritma götürərkən və dəyərləri daha çox fərqlənir. Əlavə C-də onu göstərmək üçün bir cədvəl (Cədvəl 4) sadalayırıq.

      Şəkil 5. Bizim nümunəmizlə Mamajek & amp Hillenbrand (2008) arasındakı ortaq ulduzlar üçün CA indeksləri müqayisəsi, üç açıq qrupda üzv ulduz olan Melotte 20, Melotte 22 və NGC 2682. Və CA indekslərimizdir. Bunlar Mamajek & amp Hillenbrand'ın Cədvəl 5-dən (2008).

      4.2. giriş R' log qarşı t

      4.2.1. giriş R' log qarşı t Fərqli olaraq Teff Aralar

      Hər açıq klaster üçün () -in orta dəyəri hesablanır. Şəkil 6 bu ortalama dəyəri hər bir qrupun yaşına qarşı göstərir. Sol üst künc T-ni verireff orta dəyəri hesablamaq üçün seçilmiş üzv ulduzlar üçündür. Yalnız bir ulduzu olan qruplar bu süjetdə göstərilmir. Şəkil 6 (a) dan ulduz yaşı qeyd edildiyi zaman tapırıq t & lt 8.5 (0.3 Gyr), yaş artdıqca başlanğıcların orta dəyəri yavaş-yavaş azalmağa başlayır. Sonra logdan sonra t = 8.5, orta dəyər log qədər sürətlə azalır t = 9.53 (3.4 Gyr). Soderblom et al. (1991) aşağı kütləli bir ulduz üçün CA təkamülünün üç mərhələdən keçə biləcəyinə işarə etdi: yavaş bir başlanğıc azalması, orta yaşlarda sürətli bir azalma (

      1-2 Gyr) və Günəş kimi köhnə ulduzlar üçün yavaş bir eniş. Hər mərhələnin yaş aralıklarında bəzi fərqlər olmasına baxmayaraq, nəticəmiz Soderblom et al. (1991) iki keçmiş mərhələ üçün. Nümunəmizdə köhnə açıq qrupların sayı (log t & gt 9.0) kiçikdir və yaş yalnız giriş üçün uzadılır t = 9.53, buna görə Günəş kimi köhnə ulduzlar üçün yavaş bir eniş olub olmadığını görmək çətindir. Şəkil 6 (b) -dan orta qiymət təxminən logdan azalır t = Giriş üçün 6.76 (5.7 Myr) t = 9.53 (3.4 Gyr). Bu tendensiyanı göstərməsə də: yavaş bir başlanğıc azalması və sonra sürətli bir azalma, bölüşdürsək, Ca ii K ilə eyni tendensiyanı görə bilərik. Teff aşağıda göstərildiyi kimi.

      Şəkil 6. Orta günlük R'yaşa görə t açıq qruplar arasında. Hər üçbucaq bir çoxluğu təmsil edir və səhv çubuğu hər açıq qrupdakı CA indekslərinin standart sapmasını göstərir. Sol üst künc Teff orta dəyərləri hesablamaq üçün seçilmiş ulduzlar üçündür. Yalnız bir üzv ulduzu olan bu qruplar göstərilmir. Oklar bəzi açıq qrupların yerini göstərmək üçün istifadə olunur.

      Şəkil 6-dan bəzi açıq qrupların gözlədiyimiz yerdən kənara çıxdığını və ya böyük bir səhv çubuğuna sahib olduğunu görə bilərik. Paneldə (a) üç köhnə açıq qrup (NGC 7789, NGC 2112 və NGC 2420) bir az daha böyük orta dəyərlər göstərir. Onların ortalama [Fe / H] gənc açıq qruplarla müqayisədə nisbətən zəifdir. Məsələn, NGC 2420, ortalama [Fe / H] -0.278 ± 0.0462-yə bərabərdir (bax Cədvəl 1). Zəif [Fe / H] ulduzları, zəngin [Fe / H] ulduzlarına nisbətən nisbətən daha az metal xəttlərə malikdir, bu da böyük və bu daha böyük orta dəyərlərin səbəbi ola bilər. Bəzi açıq qruplar, dəyərləri çox aşağı olan bir və ya iki üzv ulduza sahibdirlər, beləliklə Collinder 69 və Collinder 359 kimi ortalama dəyərləri aşağı çəkirlər. NGC 1817-in çox böyük bir səhv çubuğuna sahib olduğunu görürük. Bu qrupun beş üzv ulduzu var və bütün ulduzlar birlikdədir Teff & gt 6500 K. Bunlardan üçü böyük, digər ikisi aşağı dəyərlidir. İki qrup arasındakı fərq təxminən 1 dexdir. Paneldə (b) NGC 2112 çox böyük bir orta qiymətə malikdir. Səbəb yuxarıda müzakirə edilmişdir.

      Günlük dağıldı R'açıq bir qrup içərisində böyükdür. Ölçmə səhvindən əlavə, dağılmaya səbəb olan bir çox fiziki amil var. Açıq bir qrup içərisində fərqli üzv ulduzlar fərqli kütlə və fırlanma nisbətlərinə sahibdir. Ulduz kütlə və fırlanma dərəcəsi CA səviyyəsini təsir edə bilər (Noyes et al. 1984 Mamajek & amp Hillenbrand 2008). Ulduz dövrü modulyasiyaları CA səviyyəsini də dəyişdirir (Baliunas et al. 1995 Lorenzo-Oliveira et al. 2018). Nümunəmizdəki bəzi ulduzlarda alovlanma və ya ulduz ləkələri ola bilər ki, bu da CA səviyyəsini təsir edir. Binaries və ISM, CA səviyyəsini də təsir edə bilər. Əlavə B sadəcə ikili faylların və ISM-nin log üzərində təsirini müzakirə edir R'. Nümunəmizdə bəzi ulduzlar açıq qruplara aid olmaya bilər və orta dəyərlərə təsir göstərir. Bundan əlavə, məlumatların işlənmə üsulu da dağılmağa kömək edir. EW bazal xəttə çox yaxın olan ulduzlar üçün iki ulduz arasındakı kiçik EW fərqi logda böyük bir fərqə səbəb ola bilər. R'(bax Cədvəl 4).

      Ulduz kütlənin CA-ya təsirini azaltmaq üçün bölünürük Teff üç bərabər zibil qutusuna qoyun və orta logu təsvir edin R'yaş jurnalına qarşı t yenidən, Şəkil 7-də göstərildiyi kimi Teff aralığında, yaş artdıqca ortalama dəyərin yavaş azaldığını və ya dəyişməz qaldığını, sonra da sürətlə azaldığını görərik. Səpələnmə aşağıda daha kiçikdir Teff yüksəkdən daha yüksəkdir Teff üçündür. Bu günlük deməkdir R'altındakı ulduz yaşına daha həssasdır Teff, Zhao və digərlərinin Şəkil 2 ilə uyğundur. (2011). Onların rəqəmində kəmiyyət qeydləri SHK bir-birindən daha qırmızı rəngdə fərqlənən CA səviyyəsini göstərmək üçün istifadə olunur. CA-nın yavaş bir azalma və sonra sürətli bir azalma göstərdiyi tendensiya daha soyuq ulduzlar üçün daha aydın görünür. Bu hadisələr ulduz daxili quruluşu ilə əlaqəli ola bilər. O ulduzlar aşağı Teff sıra yüksək olanlara nisbətən daha qalın konvektiv zonaya malikdir Teff üçündür. Yəni o ulduzlar aşağı Teff sıra güclü bir səth maqnit sahəsini yüksəkdən daha uzun bir zaman ölçüsündə saxlaya bilər Teff üçündür (Fang et al. 2018 West et al. 2008).

      Şəkil 7. Orta günlük R'ilə yaş (giriş t) fərqli qruplar arasında Teff aralıklar. Oklar bəzi açıq qrupların yerini göstərmək üçün istifadə olunur.

      Gözlənilən yerlərdən kənara çıxan və ya böyük bir səhv çubuğuna sahib olan bəzi açıq qruplar var. Onların bir çoxu yuxarıda müzakirə olunur. Şəkil 7 (c) -də, Melotte 25 aşağı orta qiymətə və böyük bir səhv çubuğuna malikdir. Səbəb bu qrupun 6000 K & lt-də yalnız üç üzv ulduz olmasıdır Teff & lt 7000 K, hansı bir üzv ulduzun orta dəyəri aşağı çəkilərək () aşağı qiymətə sahibdir. Şəkil 7 (d) -də Alessi 20 daha böyük bir orta qiymətə malikdir. 4000 K & lt ilə Teff & lt 5000 K, bu açıq qrupda [Fe / H] digər üzv ulduzlarla müqayisədə daha zəif olan yalnız iki üzv ulduz var. Bu iki ulduzdan biri çox güclü H göstərirα emissiya xətti. Bəlkə də bu iki ulduz dəstənin üzvü ulduz deyil. Roslund 6'nın 4000 K & lt ilə yalnız iki üzv ulduzu var Teff & lt 5000 K. Bu iki ulduz çox böyükdür. Biri 15.13 Å, digəri 3.90 Å. Onların spektrləri çox güclü H göstərir α emissiya xətti. Bu yalnız H deyilα, bu iki spektrdə digər emissiya xətləri var: Hβ, Ca ii HK, N ii və s. Bəlkə də iki ulduz xüsusi bir müddətdədir. Məsələn, ulduz səthində böyük ləkələr var.

      4.2.2. giriş R' log qarşı t Dar [Fe / H] aralığında

      [Fe / H] (Rocha-Pinto & amp Maciel 1998 Rocha-Pinto et al. 2000 Lorenzo-Oliveira et al. 2016) ilə müqayisədə daha çox təsir göstərir. Bəlkə və [Fe / H] arasında mənfi bir əlaqə var. [Fe / H] aralığını −0.2 & lt [Fe / H] & lt 0.2-yə endiririk və ortalama qeyd edirik R'yaş jurnalına qarşı t yenidən. Nümunə ulduz-ulduz əsasında bölünür. Şəkil 8 log göstərir R'log ilə müqayisədə t 4000 K & lt ilə Teff & lt 7000 K və −0.2 & lt [Fe / H] & lt 0.2. Rəqəmlər 8 və 6-nı müqayisə edərək aşkar bir fərq olmadığını tapırıq. Rəqəmlər 9 (a) və (c) logları göstərir R'log ilə müqayisədə t 4000 K & lt ilə Teff & lt 5500 K və [Fe / H] həddi olmadan. Rəqəmlər 9 (b) və (d) logları göstərir R'log ilə müqayisədə t 4000 K & lt ilə Teff & lt 5500 K və −0.2 & lt [Fe / H] & lt 0.2. Müqayisə üçün açıq bir fərq yaranmır. Biz də böyük bir günlük fərqi görmürük R'log ilə müqayisədə t [Fe / H] aralığını −0.1 & lt [Fe / H] & lt 0.1-ə endirdikdə münasibət.

      Şəkil 8. Orta günlük R'ilə yaş (giriş t) 4000 K & lt olan açıq qruplar arasında Teff & lt 7000 K və −0.2 & lt [Fe / H] & lt 0.2.

      Şəkil 9. Orta günlük R'ilə yaş (giriş t) 4000 K & lt ilə Teff & lt 5500 K iki [Fe / H] aralığında. Bu məlumat nöqtələrini uyğunlaşdırmaq üçün kvadratik funksiyadan istifadə olunur. Münasibətlər sol alt küncdə verilmişdir. H üçünα, Bölmə 4.2.1-də qeyd olunan Alessi 20'nin iki ulduzu və Roslund 6'nın iki ulduzu silinir.

      4.3. Günlük R arasında uyğunlaşdırma' və giriş t aşağıda Teff Menzil

      Kvadratik funksiya məlumat nöqtələrini 4000 K & lt ilə uyğunlaşdırmaq üçün istifadə olunur Teff & lt 5500 K iki [Fe / H] aralığında. Şəkil 9 uyğun əyriləri və münasibətləri göstərir. H üçünα, Bölmə 4.2.1-də qeyd olunan Alessi 20'nin iki ulduzu və Roslund 6'nın iki ulduzu silinir. Münasibətlər (5) - (8) tənliklərində də verilmişdir. Sahə ulduzları üçün yaş bu kvadrat tənliklər həll edilərək təqribən qiymətləndirilə bilər. Monte Carlo simulyasiyası ilə, jurnalın paylanması t bir qeyd ilə əldə edilə bilər R'dəyər və səhv. (5) və (6) tənlikləri üçün logun iki paylanmasını hesablayırıq t iki dəyərdə (). Səhvi 0,15 dex olaraq təyin edilmişdir. Günlük səhvləri t təxminən 0.40 dex, logda 0.28 dex t = 8.75, 9.44 ilə uyğun gəlir. Günlük xətası t girişdə t = 9.44, logdan daha kiçikdir t = 8.75. Bunun səbəbi odur ki, giriş əyrisi giriş zamanı daha dik olur t artır və daha kiçik bir günlük aralığına proqnozlaşdırılır t. (7) və (8) tənlikləri üçün jurnaldakı səhvlər t təxminən 0.40 dex, logda 0.28 dex t = 8.60, 9.40 log ilə uyğun gəlir. Səhvi 0.20 dex olaraq təyin edilmişdir.

      Tənliklər (5) və (7), günlükləri uyğun olan qrupların yaşlarını qiymətləndirmək üçün istifadə olunur t & gt 8.00. Nəticələr və nisbi səhvlər Cədvəl 3-də göstərilir. Denklemin (5) dəqiqliyi təxminən 40%, Denklemin (7) dəqiqliyi isə təxminən 60% -dir. NGC 1647 və Ascc 10-un yaşları Denklik (5) ilə qiymətləndirilə bilməz, çünki iki qrup çox Dəyərin (5) maksimum dəyərini aşan çox böyük orta dəyərlərə malikdir.

      Cədvəl 3. Təxmini Müvafiq Açıq Kümələrin Yaşları Kimin qeydidir t & gt 8.00

      Ad t Tənlik (5) Nisbi səhv Tənlik (7) Nisbi səhv
      (Myr) (Myr) (Myr)
      Melotte_22 141 176 25% 147 4%
      NGC_2168 180 58 68%
      NGC_1647 200 93 53%
      NGC_1039 242 732 203% 380 57%
      Stok_10 263 405 54% 237 10%
      ASCC_23 305 249 19% 582 91%
      NGC_1342 398 424 6%
      NGC_1750 414 696 68% 157 62%
      Roslund_6 468 292 38% 80 83%
      NGC_1662 495 580 17% 580 17%
      ASCC_41 501 661 32% 623 24%
      Collinder_350 513 676 32%
      ASCC_10 521 283 46%
      NGC_2281 610 526 14% 566 7%
      IC_4756 617 766 24% 1088 76%
      Melotte_25 741 1788 141% 1950 163%
      NGC_2632 832 1169 41% 1150 38%
      NGC_752 1349 1258 7% 1495 11%
      NGC_2682 3428 2918 15% 2403 30%

      Qeyd.Birinci sütun açıq qrupların adlarıdır. İkinci sütun yaşlardır (t) istinadlardakı qruplar. Üçüncü və dördüncü sütunlar (5) Denkleminden təxmin edilən yaşlar və nisbi səhvlərdir. Beşinci və altıncı sütunlar (7) Denkleminden təxmin edilən yaşlar və nisbi səhvlərdir.

      Tənliklər (5) və (7) ədəbiyyatda yaşları olmayan açıq qrupların yaşlarını qiymətləndirmək üçün də istifadə olunur. Ancaq yaşı təxmin etmək üçün yalnız açıq qrup RSG 1 mövcuddur. Kümənin logu var t = Dənlik (5) və log ilə qiymətləndirilən 8.69 t = Dənlik (7) ilə qiymətləndirilən 8.52. Növbəti məqalədə sahə ulduzlarının yaşlarını təxminən qiymətləndirmək üçün (5) - (8) tənliklərindən istifadə edəcəyik.


      Ulduz doğum və orta yaş

      Ulduzların yaranma və inkişaf yollarına başlamazdan əvvəl astronomların bu şeylər haqqında həqiqətən necə danışa biləcəyinə dair bir izah verilməlidir. Tipik olaraq ulduzlar həyatlarını yaşamaq üçün milyonlarla və ya milyard il çəkirlər, buna görə bir teleskopun arxasında oturub bir ulduzun bütün ömrünü necə izlədiyini görmək mümkün deyil. Sadəcə o qədər uzun yaşamırıq. Bununla birlikdə, nələrin baş verdiyini anlamağımız üçün bəzi şeylərimiz var. Bu vasitələrdən biri də H-R diaqramıdır. Əslində fərdi bir ulduzun inkişaf etdiyini görə bilmərik, buna görə bir anda çox sayda ulduza baxmalıyıq. Bir çox ulduzu müşahidə etdikdə, həyatlarının müxtəlif mərhələlərində ulduz tutmaq üçün olduqca yaxşı bir şansınız var. Nə qədər çox ulduz müşahidə etsəniz, daha qısa, çətin mərhələlərdən birində bir ulduz tapmaq şansınız artar. Minlərlə və ya milyonlarla ulduzu müşahidə edirsinizsə və onların xüsusiyyətlərini H-R diaqramında təsvir etsəniz (temperatur və parlaqlıq), diaqramdakı paylanmalarının nümunələrinin olduğunu görərsiniz. Kompüter modelləri və fiziki nəzəriyyələrlə birlikdə H-R diaqramlarındakı məlumatlar, görə bilmədiyimiz prosesləri anlamağımıza kömək edir - ya da heç olmasa işləmək üçün yaxşı bir yer verir. Mümkün qədər çox ulduz müşahidə edərək, ulduz təkamülü şəklini bir-birinə bağlamaq şansımız daha çoxdur. Zaman keçdikcə bir ulduzun hansı xüsusiyyətləri dəyişir? H-R diaqramında mövqelərinin dəyişməsi ilə nəticələnən temperatur və parlaqlıqdakı dəyişiklikləri görə bilərik. Bunların hər ikisi radius ilə birləşir, belə ki dəyişir. Bəzi ulduzların kütlələrinin dəyişdiyi müşahidə olunur və bunu etmək üçün ulduzların içərisində müəyyən proseslərin işləməsi lazımdır. Həm də bilirik ki, bir ulduzun içərisində enerji istehsalı, daxili hissəsini, xüsusən də nüvəsində dəyişəcəkdir. Kompozisiyasını dəyişdirdiyiniz zaman daxili quruluşunu dəyişdirirsiniz, bu da təbii olaraq enerjinin necə veriləcəyinə və səthinin nə qədər isti olduğuna və radiusunun nə qədər böyük olduğuna təsir edir. Bu şəkildə hər şey bir-birinə bağlıdır - kütlə, temperatur, parlaqlıq, radius və kimyəvi tərkibi. Tezliklə öyrənəcəyiniz kimi, bu fiziki xüsusiyyətlərdən biri həqiqətən ən böyük təsirə sahib olacaq və əsasən bir ulduzun digər xüsusiyyətlərinin əksəriyyətini müəyyənləşdirəcək (düşündüyünüzün ən vacibinin hansı olduğunu öyrənmək üçün oxumağa davam etməlisiniz " d cavabı bu erkən verin?).

      Bir ulduzun temperaturu və parlaqlığındakı dəyişiklikləri təsvir etdikdə, H-R diaqramındakı mövqeyi dəyişir - tez-tez H-R diaqramında "hərəkət etdiyini" qoruyuruq. BU, kosmosda hərəkət edir demək deyil. "Hərəkət" yalnız müşahidə edə bildiyimiz ulduzun istiliyindəki və parlaqlığındakı dəyişikliklərdir. Ulduzlar kosmosda hərəkət edir, lakin bu, ümumiyyətlə həyatlarına təsir göstərmir. H-R diaqramlarında "hərəkət etmək" istinadları ilə qarışmayın - sadəcə səth istiliyi və parlaqlığını zamanla necə dəyişdirdiklərini göstərməkdir.

      Xammal

      Ulduzlar arasında, əsasən dediyimiz şeydə üzən hidrogen olduğu halda ulduzlararası mühit, bir az da var toz orada da var - bu, ulduzları təşkil edən% 2-nin bir hissəsidir. Bu toz bir neçə səbəbdən çox vacibdir. Hər toz hissəciyi qaz hissəciyindən daha kütləli olduğundan daha böyük cazibə qüvvəsinə malikdir və ulduzların yaranma prosesində kömək edəcəkdir. Həm də molekulları parçalaya biləcək enerjini / işığı blok edə bilər. Tozun bir başqa çox vacib cəhəti də onun səmaya baxışımızdakı təsiridir. Toz işığı bağlamaqda o qədər yaxşıdır ki, ulduz işığı toz buludları arasından asanlıqla keçə bilmir və bu səbəbdən bir çox ulduz gözümüzə görünmür. Toz işığı tamamilə maneə törətmirsə, ulduzları daha zəif göstərə bilər - bu, həqiqətən ulduzların olduğundan daha zəif olduğunu düşündüyümüz üçün məsafələrimizə dair hesablamalarımızı qarışdırır.

      Samanyolu adlandırdığımız səmanın qeyri-səlis zolağına baxdığınız zaman, qalaktikamızdakı qazın və tozun ən qalın konsentrasiyasına, eyni zamanda bir çox ulduz əmələ gəldiyi yerə - hidrogen və helyumun hara gəldiyinə baxırsınız. ulduzlara cəmlənmişdir. Ancaq xammal haqqında kifayət qədər, bəzi ulduzlar düzəldə bilək!

      Ulduz doğum

      Böyük miqyaslı ulduz forması

      Qalaktikaya baxanda bir çox Nəhəng Molekulyar Bulud (GMC) tapa bilərik. Adından da göründüyü kimi bunlar böyük qaz və toz buludlarıdır. Onların çox fərqli xüsusiyyətləri var:

      • Bu buludların kütlələri adətən milyonlarla günəş kütləsi sırasındadır və bəzi hallarda milyardlarla günəş kütləsinə qədərdir (bu Nəhəng hissədir).
      • Sərin, 10 K civarındadırlar (bu məntiqlidir, çünki içərisində normal olaraq isti bir mühitdə olmayacaq bir çox molekul var).
      • Qazlar ümumiyyətlə H kimi molekullarla molekulyar formada olur2, CO, CO2, CH, H2O, SiO və s. Əslində GMC-lərdə təxminən 150 fərqli molekul tapıldı, bəzilərində 70 atom var! Bu molekullardan bəziləri həyatın əmələ gəlməsi ilə əlaqəlidir (bu son tapıntıda göründüyü kimi Herschel infraqırmızı teleskop).

      Deyək ki, bir şeyi güclü bir qüvvə ilə sıxışdırırıq. Onları sıxdığınız zaman GMC ilə nə baş verir?

      Hər şeydə olduğu kimi, onu sıxmağa başladığınızda, material bir-birinə daha da yaxınlaşır. Newtonun cazibə qanununa görə məsafədəki azalma cazibə qüvvəsinin artmasına səbəb olur (unutmayın, məsafə azaldıqca cazibə də qalxır). Material daha yüksək bir cazibə qüvvəsi hiss edir (buludun hər bitinin digər bitlərdən hiss etdiyi cazibə qüvvəsi). Cazibə qüvvəsi kifayət qədər güclüdürsə, materialı daha da bir araya gətirəcək, bu da cazibəni artıracaq və cazibəni artıran şeyləri daha da yaxınlaşdıracaqdır. siz fikir almaq bir növ. Buludun sıxılma müqavimətinin baryerini aşdıqdan sonra, demək olar ki, imtina edib çökməyə başlayacaq. Bu, ayrı-ayrı ulduzlar meydana çıxana qədər davam edəcək - unutmayın, ulduzlar yalnız böyük qaz toplarıdır, buna görə buludun müxtəlif hissələri bir yerə yığışdıqca ulduz halına gələn qaz yığınları meydana gətirəcəkdir. Şəkil 1 bunun necə baş verdiyini göstərir. GMC-nin yalnız bir hissəsinin sıxılacağını və bütün buludu deyil, ulduz meydana gəlməsini qeyd etmək istəyə bilərsiniz. Hər yeni ulduz partiyası meydana gəldikdə, eyni anda yüzlərlə və ya minlərlə ulduz yaradıla bilər.

      Şəkil 1. GMC-nin sıxılması yalnız buludun kiçik bir hissəsində baş verir. Buludun qalan hissəsi təsirlənmir. Qeyd edilməlidir ki, burada göstərilən rənglər dəqiq deyil - ümumiyyətlə buludları bu qədər qaranlıq olduğundan görə bilməzsiniz. Gözə qara bir bölgə kimi görünərdilər.

      Hansı növ ulduzlar yaranacaq? Hamısı böyük ulduz olacaq? Hamısı kiçik ulduz olacaq? Yaranan ulduzların müxtəlifliyi bir pəncərəni və ya bir içki stəkanını qıranda əldə etdiyiniz müxtəlif şüşə parçaları kimidir. Ümumiyyətlə çox kiçik parçalar var - bunlar (Ana Sıra çatdıqda) K, M, L və T tipləri (Günəşdən daha az kütləli) olan çox aşağı kütləli ulduzlar olacaqdır. Daha kütləvi ulduzlar, A, F və G tipləri (kütlələri Günəşə bənzər) və həqiqətən böyük ulduzlardan O və B tiplərindən çox az olacaq. Bu cür məna kəsb edir, çünki orada çox az O və B ulduzunu görürük - kiçik ulduzlarla sayca çoxdur. Gördüyünüz kimi, O və B ulduzlarının bu qədər nadir olmasının başqa bir səbəbi var, kiçiklər isə bu qədər yaygındır, ancaq buna daha sonra çatacağıq.

      Şəkil 2. Buludun sıxılmış hissəsi az, ulduzlu (OB ulduzlu) daha orta ölçülü ulduzlu (AFG tipli) və çox sayda sərin, kiçik kütləli ulduzlu (KLMT tipli) paylanmada ulduzlara ayrılır. Ən sərin ulduzlar, əsasən infraqırmızı mənbələr olduğundan gözə görünə bilməzdi.

      Çox sayda olmasına baxmayaraq, böyük ulduzlar O və B tipləri qrupdakı ən vacib olanlardır. Niyə bu qədər vacibdirlər? Bu ulduzların onları digər ulduzlardan fərqləndirən hansı xüsusiyyəti var? Çox isti! Bu heyvanlar o qədər isti olur ki, çox sayda UV şüası yayırlar. UB radiasiyası çox vacibdir, çünki ulduzların ətrafındakı qazı ionlaşdıra bilər (əsasən hidrogeni ionlaşdırır). Unutmayın, işıq bir şeyi ionlaşdırdıqda bir atomun bir elektronunu vurması deməkdir. Bu, tərs prosesdə olduğu kimi (elektron yenidən atomun ətrafında bir orbitə qayıdarkən) olduğu kimi bir qədər olur. Son nəticə qazın parlamasıdır. Bir çox isti parlayan hidrogen qazı və bəlkə də parlayan digər qaz növləri alırsınız, baxmayaraq ki, ulduz meydana gəlməsi bölgəsində hər şeydən daha çox hidrogen var.

      İndi isti O və B ulduzlarının ətrafında yalnız böyük bir parlaq isti parlayan ionlaşmış qaz (hidrogen) buludu olan bir bölgəmiz var. Belə bir bölgəyə H II bölgəsi deyilir - Roma ədədi II bir elektronun itirildiyi deməkdir. Bu bölgənin adını necə tələffüz edərdiniz? "H iki" deyirsən. Bu bir az qarışıq vəziyyətə gətirir, çünki H dediyi ilə eyni səslənir2molekulyar hidrogenə necə istinad edirik. Bəli, çaşqınlıq yaradır, amma bunu belə sevirik. Xatırla ki, H II isti, ionlaşmış qazdan danışdığınızı göstərir, H2 sərin, molekulyar qazdan danışdığınızı göstərir.

      Ulduz formasiyası bölgəsinə qayıtmalı və orada nələrin baş verdiyini görməliyik. O və B ulduzları hidrogeni ionlaşdırmaqda kifayət qədər təsirli olur. Ətraflarında geniş bir ərazini ionlaşdıraraq çox parlaq bir H II bölgəsi istehsal edə bilərlər. Bu bölgələri müşahidə edərkən əsasən isti, nazik, parlaq qaz (əsasən H) görürsünüz. H II bölgədəki işığa baxsaydınız, onun bir spektrini əldə edə bilərsiniz - hansı spektr növüdür? Bir emissiya spektri - unutmayın, isti bir qazın istehsal etdiyi budur. Hidrogen emissiya spektri içərisində çox güclü bir qırmızı xətt var, buna görə də bu bölgələrə tez-tez olduqca çəhrayı bir işıltı var. H II bölgəsinə baxdığınızdan başqa bir nağıl işarəsi odur ki, ümumiyyətlə qaranlıq damarlara bənzəyən sərin molekulyar qazın izləri var. Bunun içərisində toz olması və bu qaranlıq buludlardakı qazın H II bölgə qazı kimi işıq yayacaq qədər isti olmamasıdır. Bu çox fərqli qazların bir-birinin yanında olması səliqəlidir. H II bölgəsində axtarılması lazım olan digər şeylər bütün bəlalara səbəb olan günahkarlardır - O və B ulduzları. Bunlar bölgədəki ulduzların ən parlaqları olacaq, buna görə də tez-tez olduqca yaxşı fərqlənirlər. Bu ulduzların çox mavi olmağa meylli olduğunu da qeyd edə bilərsiniz. Şəkil 3, H II bölgəsi və ətrafındakı xüsusiyyətləri göstərir.

      Şəkil 3. Triffid Dumanlığı (M 20) ətrafdakı fərqli xüsusiyyətləri göstərdiyindən H II bölgəsinin yaxşı bir nümunəsidir. Hər şeydən əvvəl H II bölgəsinin özü - çəhrayı parıltı ilə seçilir. Bundan sonra işığı bloklayan qaranlıq tozun olmasıdır. Buna qaranlıq bir dumanlıq və ya sadəcə toz kimi istinad edilir. Ancaq müəyyən şərtlər altında qara görünməyəcək, əksinə sağda göründüyü kimi mavi görünür. Yansıtıcı dumanlıq yalnız mavi işığı sizə doğru əks etdirən bir toz bölgəsidir. Bu mavimsi bölgələr həmişə H II bölgələr ətrafında görülmür, lakin tanınmaq üçün tez-tez görülür. Bunları başqa şərtlərdə də görmək olar. H II bölgənin mərkəzində bölgədəki qazın yüksək temperaturunu qoruyan isti ulduzlar var. Bu ulduzların isti qaz arasında görünməməsi üçün görüntü çox açıqdır. Triffid Dumanlığının başqa bir görünüşünü görmək üçün buraya vurmağınız kifayətdir. Bu, həm solda görünən görünən işıq görünüşünü, həm də Spitzer teleskopunun gördüyü infraqırmızı görünüşü göstərir. İQ görünüşü, əksər hallarda görünən işıq mənzərəsində görünməyən yerlərdə qaz və tozun dərəcəsini göstərir.

      H II bölgələrə dair bir neçə nümunə var, baxmayaraq ki, ən möhtəşəm yerlərdən biri qış səmasında görünən Orion Dumanlığıdır (şəkil 4). Digər ulduz əmələ gətirən bölgə Şəkil 6-da göstərilmişdir.


      Şəkil 4. Orion Dumanlığının qış səmasında görünən böyük bir mənzərəsi. Şəkil krediti: ESO / Igor Chekalin Orion Dumanlığının daxili bölgəsinin Hubble Kosmik Teleskop görünüşü. Digər görüntü ilə müqayisədə, bu, parlaq daxili nüvənin yalnız kiçik bir hissəsini əhatə edir. Görüntünün HST tərəfindən necə əldə edildiyini görmək üçün burada kiçik bir filmə baxa bilərsiniz. Görüntü krediti: NASA və C.R. O'Dell və S.K. Wong (Pirinç Univ.)

      Şəkil 5. Orion Dumanlığının mərkəzi hissəsinin iki Hubble Space teleskop görünüşü. Soldakı şəkil görünən işıq görünüşünü göstərir. Bu görünüşdə mərkəzdə "Trapezium" əmələ gətirən və dumanlığı isti saxlayan enerjinin böyük hissəsini təmin edən dörd isti ulduzu görə bilərsiniz. Ayrıca, fərdi qaz və toz buludları da görünür.Sağdakı şəkil Hubble'dakı bir infraqırmızı kamera ilə əldə edildi və bu vəziyyətdə bir çox kiçik, yeni yaranan ulduzlar görünür. Bu ulduzlardan neçəsinin sol tərəfdəki şəkildə görünmədiyinə diqqət yetirin. Yaxın infraqırmızı görüntü üçün kreditlər: NASA K.L. Luhman (Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzi, Cambridge, Mass.) Və G. Schneider, E. Young, G. Rieke, A. Cotera, H. Chen, M. Rieke, R. Thompson (Steward Observatory, Arizona University, Tucson, Ariz.) Görünən yüngül şəkil üçün kreditlər: NASA, CR O'Dell və SK Wong (Rays Universiteti).


      Şəkil 6. Qartal Dumanlığı (M 16) - bu başqa bir ulduz forması bölgəsidir, lakin Orion dumanlığından fərqli olaraq, ulduzlar buludun içərisində deyil, xarici kənarlarında əmələ gəlir. Göstərilən nəhəng qaz sütunları olduqca böyükdür, solda olanlar yuxarıdan aşağıya təxminən 1 işıq ili uzunluğundadır. Sütunların üstündə yerləşən (bu şəkildəki kimi rentgen şüalarında görünən) parlaq ulduzlar var ki, sütunlardan qaz sovururlar. Arxada qalan qaz ulduzlara çevrilir. Görüntü krediti (hər iki şəkil): Jeff Hester və Paul Scowen (Arizona Dövlət Universiteti) və NASA.

      Bağla Bu, sol tərəfdəki sütunun üst hissəsini göstərir. Buludun kənarındakı boruya bənzər uzun tikililər, ayrılan və ulduz halına gələn bulud hissələridir. Bu ərazilərdə buludun üstündə yerləşən isti kütləvi ulduzlar tərəfindən tamamilə sovurulmayan qaz və toz konsentrasiyası olduğu görünür. Arxasında qalan nə olursa-olsun bir ulduza çevriləcəkdir.

      Bir dəstə ulduz meydana gəldi. İndi nə olur? Ulduzların əmələ gəlməsinin daha da ulduz əmələ gəlməsinə səbəb olması mümkündür. Bu necə olur? Yenidən O və B olan yeni ulduzlarda bir qədər güclü küləklər var. Bu küləklər GMC-nin digər hissələrini də sıxa bilər və bir qaz buludunu sıxanda nə baş verdiyini bilirsiniz, eləmi? Ulduz meydana gəlməsi! Tt, buludun tədricən tükənməsinə qədər bütün prosesin domino effekti kimi davam etməsi mümkündür. Ulduz meydana gəlməsi bir şəkildə GMC-ni yavaş-yavaş yeyir. Bu da bizə bir ulduz meydana gəlməsi bölgəsini gördüyünüz zaman bölgədə gözünüzə görünən H II bölgəsindən daha böyük ölçüdə olduqca böyük bir qaz buludunun olması lazım olduğunu söyləyir. Bu cür böyük ulduzların iştirak etməsi üçün olduqca mənfi bir yan təsir də ola bilər. Bayaq qeyd olunduğu kimi, bu ulduzların olduqca güclü küləkləri var. Şəkil 6-da bu güclü küləklərdən bəzilərinin təsiri açıqdır, əsə bilər ayrı qaz buludları - buna görə də bəzi hazırlanan ulduzların bu müddətdə məhv edilməsi mümkündür. Bu olmaq istəyən ulduzlardan bəzilərinin (adlandırdığımız) görünüşü üçün Şəkil 7-də zirvəyə çıxın təbliğ edir) və Orion dumanının içini və içindəki ulduzların gələcək təkamülünü göstərən bu animasiyaya baxmaq istəyə bilərsiniz (buna daha sonra çatacağıq). Animasiyada bu dumanlı ulduzlardan neçəsinin dumanlığın mərkəzinə yaxın isti ulduzlardan gələn güclü küləklər tərəfindən uzandığını - uzandığını görə bilərsiniz. Budur böyüdülməsini göstərən bir animasiya Hubble təsvir və peyğəmbərləri olduğu kimi aşkar etmək - bunlardan bəziləri Şəkil 7-də aşağıda göstərilmişdir. Ümumiyyətlə bu obyektlər günəş sistemimizdən (yüzlərlə AU) bir neçə dəfə böyükdür, lakin inkişaf etdikcə özlərini itirəcəklər barama qazı və toz.

      Şəkil 7. Hubble Kosmik Teleskopunun gördüyü kimi Orion Dumanlığında meydana çıxma müddətində iki ulduz. Bu "peyğəmbərlər" (adlandıqları kimi) bu nöqtədə ulduzdan daha çox qaz bulududur və yaxınlıqdakı güclü ulduz küləklərinin təsirini hiss edirlər. Hər proplyd ölçüsü bütün günəş sistemimizdən bir neçə dəfə böyükdür və ulduz olduqlarına qədər uzun bir yol var - əsasən xarici təbəqələrinin çoxunu tökməlidirlər. Görüntü krediti: NASA, J. Bally (Kolorado Universiteti), H. Throop (SWRI), C.R. O Dell (Vanderbilt Universiteti).

      Əlbətdə ki, bu anda bir çox ulduzun meydana gəlməsi asanlıqla nəzərə çarpır, xüsusən də bu ulduzların çoxu qrup və ya qrup halında qalır. Bəzən bu qruplar H II bölgələrin yanında otururlar - bu da ulduz meydana gəlməsinin qalaktikada harada getdiyini görməyimizə kömək edir. Ulduzlar nisbətən boş bir qrupda meydana çıxdıqda, nəticədə dağılır (assosiasiya olaraq bilinən), ulduzların mənşəyini izləmək daha çətindir.

      Orion dumanı, H II bölgəsinin yaxşı bir nümunəsi olaraq xatırlandı və eyni zamanda orada ən çox araşdırılanlardan biridir. Bu qismən bizə nisbətən yaxın məsafədən (təxminən 1500 işıq ili uzaqlıqda) və dumanlığın bizə qarşı olan hissəsinin bütün hərəkətlərin olduğu hissə ilə əlaqədardır. Bir növ düz ulduz formasiyasına baxırsınız, buna görə nələrin baş verməsi olduqca aydındır. İsti ulduzlar həqiqətən onu verir. Tez-tez belə bir mənzərəyə sahib deyilik. GMC-nin səhv tərəfində olsaydıq (sərin qaranlıq tərəf), isti qaz və toz bizim baxışımızı bağlayacağından isti ulduzları və ya H II bölgələrini görə bilməzdik. Sərin qaz və tozdan ibarət olan hər şeyi görmək üçün görünən işıq teleskoplarından istifadə edə bilmərik, əksinə IR teleskoplarından istifadə edə bilərik. Ulduz əmələ gətirən bölgələrin IR görüntüləri yalnız ulduz əmələ gəlməsi ilə əlaqəli ulduzları və qazı deyil, eyni zamanda heç bir ulduz əmələ gəlməsində iştirak etməyən qazı da göstərir, çünki bu dalğa boylarında sərin qaz və toz asanlıqla görünür. IR teleskopları, nəticədə ulduzların meydana gəlməsinə gedə biləcək bir çox "görünməz" materialın mövcudluğunu ortaya qoyur. Şəkil 5 Orion Dumanlığında bu güclü, yeni yaranan infraqırmızı ulduzların bir çoxunu göstərir. Budur VLT (görünən işıq) və Spitzer ulduz meydana gəlməsi bölgəsini göstərən kosmik teleskop. Buludun qaranlıq tozlu görünüşü, görülən bütün ulduz formasiyasını gizlədir Spitzerin infraqırmızı göz. Həm də bu buluddakı ulduzların materialı partlatmaqla "pis davranmalarına" kömək edir - növbəti hissədə gördüyünüz kimi gənc ulduzları tapmaq üçün yaxşı bir yoldur. Buradakı əsas dərs yalnız gözlərinizlə görə biləcəyiniz şeylərə inanmaq deyil - şəklin hamısını əldə etmək üçün radio və infraqırmızı kimi digər "gözlərdən" istifadə edin!

      GMC-lər geniş miqyaslı ulduz əmələ gəlməsi üçün lazımdır. Forma o qədər böyükdür ki, OB ulduzları və H II bölgələri çox parlaq olduğundan, digər qalaktikalarda belə böyük bir məsafədə görülə bilər. Ancaq bu cür qruplarda bütün ulduzlara rast gəlinmir, buna görə kiçik miqyaslı ulduz formasiyasının bir yolu olmalıdır. Axı Günəş böyük bir ulduz qrupunun bir hissəsi deyil - buna görə daha kiçik miqyasda ulduzlar yaratmalıyıq. Bunun bundan sonra necə olacağına baxacağıq.

      Kiçik miqyaslı ulduz formasiyası

      Şəkil 8. Bəzi tünd, kiçik kütləvi buludların Hubble Space Teleskop şəkli. Bu buludlar olduqca tozlu görünsə də, içlərində həqiqətən o qədər toz yoxdur, bəlkə yalnız 1% -i tozdur. Toz, işığı qarşısını almaqda çox təsirli olur. Təsvir krediti: NASA və Hubble Heritage Team (STScI / AURA).

      Başlamaq üçün onsuz da kiçikdirlər, buna görə daha az kütlə cəlb olunsa da, sıxılmalarını təmin etmək daha asandır (unutmayın, cazibə qüvvəsi məsafədən çox asılıdır, kiçik bir məsafə çox böyük bir cazibə qüvvəsinə sahibdir). Böyük miqyaslı ulduz meydana gəlməsində olduğu kimi, bu buludlar da ilk növbədə İQ dalğa boylarında işıq saçacaqdır. Lakin H II bölgələrini görmək asan olmayacaqdı, çünki bu kiçik miqyaslı prosesdə böyük ulduzların meydana gəlməsi ehtimalı azdır. Yaranan ulduzlar tozlu buludun içərisinə basdırılır və olduqca sərin ulduzlardır. Protostarlar hələ ulduz olmayan, lakin buluddan daha çox ulduza bənzər bir şey adlandırdığınız şeylərdir. Hələ bir ulduz olmamasının səbəbi, heç bir qaynaşma prosesinə başlamamasıdır - ulduzların enerji yaratma mexanizmi. Bir azdan qaynaşmağa başlayacağam, bir az asmaq lazımdır. Bu kriterləri tapmaq çox çətindir, çünki onlar yalnız sərin ulduzlar deyil, həm də toz və qaz buludunun dərinliyinə basdırılıblar.

      Kiçik qaz buludu sıxıldıqda, tez-tez bir diskin içərisinə düzlənir. Niyə bunu edir? Bu, köhnə dəbli pizzanın hazırlanma üsulu kimidir. Xəmir şəkilləndirildikdə, tez-tez ətrafa bükülür - bu onu uzadır. Bu kiçik qaz buludları halında, onlarda artıq fırlanırlar və sıxışan ipliklərin disk şəkillərinə düzəlmə meyli var. Bu ulduzları ətrafdakı diskləri axtararaq tapmaq mümkündür - çünki disk ulduzdan daha böyük ola bilər. Şəkil 9, yeni yaranan gənc ulduzların ətrafındakı bu disklərdən bəzilərini göstərir. Maraqlandığınız halda, bəli, bu planetlərin meydana gəlməsinin bir yoludur - diskdəki material nəhayət planetlərə çevrilə bilər. İndi böyük ulduzların ətrafında disklərin olub-olmayacağı ilə maraqlanmalısınız - düşünürdünüzmü, elə deyilmi? Onların ətrafında disklər meydana gələ bilər, ancaq qrup halında olduqları üçün bölgədəki digər ulduzların qarışıqlıq yaradıb hər hansı bir diski məhv etməsi ehtimalı da böyükdür. Həm də kütləvi ulduzların yaratdığı çox güclü küləklər bir materialın diskini çox tez pozar.

      Şəkil 9. Gənc prototarların ətrafındakı disklər bu iki Hubble şəklində göstərilir. Hər iki vəziyyətdə də disklər kənar tərəfdə görünəcək şəkildə əyilir. Disklərdə toz var, buna görə çox qaranlıq görünməyə meyllidirlər və görmək çətindir. Bu, xüsusilə sağdakı disk üçün doğrudur. Yeni formalaşan ulduzun ətrafında bir az isti qaz diskin üstündə və altında görünür, dirəklərdən atılan material (burada yaşıl görünür) ortada gənc bir ulduz olduğunu göstərir (bu qeydlərdə daha aşağıda izah ediləcək) . Təsvir krediti: Chris Burrows (STScI), John Krist (STScI), Karl Stapelfeldt (JPL) və həmkarları, WFPC2 Science Team və NASA.

      Ömrünün bu mərhələsindəki Günəş kütləsi olan bir ulduz səthinin temperaturu yalnız 4000 K, radius isə Günəşin cari radiusundan təxminən 20 qat çox olardı. Parlaqlıq əsasən böyük radiusa görə, adətən Günəşdən təxminən 100 dəfə çoxdur.

      Bu ulduzlar sərin və işıqlıdır. Bu ulduzlar Qırmızı Nəhənglərdir? Xeyr, öyrəndiyiniz kimi, Qırmızı Nəhənglər ömrünün sonlarına yaxın ulduzlar, bu protarlar da yetişməyib (hələ "açılmayıb"). Xarici görünüşləri bənzərdir, ancaq Qırmızı Nəhəng və bir protostarda baş verənlər tamamilə fərqlidir (əlbəttə ki, içərisini birbaşa görə bilmirik, sadəcə ulduzların içində nələrin baş verdiyini bildiyimizi düşünürük - danışacağam bu barədə daha sonra). Ayrıca, həyatlarının bu mərhələsindəki protozulduzlar çox sürətli bir şəkildə inkişaf edir, bu mərhələdə onları tutmaq çətindir. "Sürətli" dedikdə həqiqətən kiçik kütləvi protostarların bir araya gəlməsi (əsl ulduz olmaq) üçün bir neçə milyon il və çox böyük kütləvi prototarsların əsl ulduz halına gəlməsi üçün yalnız bir neçə min il deməkdir. Şəkil 10 bu ulduzların H-R diaqramında harada olduğunu və inkişaf etdikcə istilik və parlaqlıqlarını necə dəyişdirdiklərini göstərir.

      Şəkil 10. Ulduz təkamülünün başlanğıc mərhələsi, əsas ardıcıllıq. Qaz buludları protostarlara çevrildikdə və protozulduzlar tədricən ulduzlara çevrildikdə, H-R diaqramında (daha yüksək temperaturlara doğru) ümumiyyətlə sol mühitdə hərəkət edirlər. Xəttlər H-R diaqramında müxtəlif kütlələrin protostarlarının Ana Sıra doğru gedərkən keçəcəkləri yolları göstərir. Siess, Dufour və Forestini'nin ulduz təkamülü kompüter modellərinə əsaslanan qrafik.

      Kiçik miqyaslı ulduz meydana gəlməsi ilə birlikdə, hələ də qaz və tozla əhatə olunduqda protozulduzları tapmaq çox çətindir. Ana Sıra yaxınlaşdıqdan sonra tez-tez varlıqlarını kifayət qədər aktiv olmaqla tanıtmağa başlayırlar. Bunu özlərinin "dəhşətli ikili səhnələri" kimi düşünməyi sevirəm, bir növ əsəbi bir əsəbi olan gənc bir uşaq kimi - bu kiçik ulduzlar eyni şeyi edirlər. T Tauri Stage (TT - "dəhşətli ikili" kimi) kimi tanınan bu mərhələ yalnız Günəş kimi kiçik kütləvi ulduzların başına gəlir. Etdikləri şey, xarici təbəqələrini və ətrafdakı materialları (əsasən hidrogen) uçuran çox yüksək sürət küləkləri inkişaf etdirməkdir. Bəzən bu material bölgədəki digər materiallarla qarşılaşacaq və H-H Nesnələri dediyimiz şok cəbhələrini meydana gətirəcəkdir.

      Müxtəlif H-H Nesnələrinin bizdən ya da bizdən uzaqlaşdığını görə bilərik, beləliklə protostardan çox yaxşı bir sürətə sahibdirlər. Rəqəmlər 11 və 12, T-Tauri ulduzlarının bəzi görünüşlərini və H-H obyektləri daxil olmaqla əlaqəli fəaliyyətlərini göstərir.

      Şəkil 11. T Tauri ulduzlarının bir müddət fasilə şəkilləri. Bunlar Hubble Kosmik Teleskopundan əldə edilən, gənc ulduzların (həqiqətən də protostar) güclü küləklər səbəbindən kütləvi tullantıları göstərən görüntülərdir. Solda XZ Tauri, əslində bir-birinin ətrafında olan iki ulduz. Onlardan qopan materialın köpüyü təxminən 300.000 mil / saat sürətlə hərəkət edir. Sağ tərəfdə HH 30 - ətrafında bir material diski olan və iki istiqamətdə maddə püskürən T Tauri ulduzu var - burada sadəcə bir fışqırıq görürsən. Təsvir krediti: (solda) John Krist (STScI), Karl Stapelfeldt (NASA JPL), Jeff Hester (Arizona Dövlət Universiteti), Chris Burrows (ESA / STScI) (sağda) Alan Watson (Universidad Nacional Autonoma de Mexico, Mexico), Karl Stapelfeldt (NASA JPL), John Krist (STScI) və Chris Burrows (ESA / STScI).

      Şəkil 12. Bəzi H-H obyektləri istehsal edən bir neçə T Tauri ulduzu. Bu Hubble şəkilləri əsasən H-H obyektlərini göstərir, çünki T Tauri ulduzu qaz və toz qatının arxasında və ya materialın diskində görünmür. Bununla birlikdə, ulduz tərəfindən atılan material axını görünür və materialın iki H-H cisim şəklində yığılması da asanlıqla görünür. Daha böyük bir görünüş görmək üçün şəkilə vura bilərsiniz. Hər görüntüdəki miqyas 1000 A.U.-ya bərabərdir və ya Dünya ilə Günəş arasındakı məsafənin 1000 qatına bərabərdir. Kredit: C. Burrows (STScI & amp ESA), WFPC 2 İstintaq Tərif Komandası və NASA.

      Materialın gənc ulduzdan yalnız iki qütblü bir axın olaraq bilinən iki istiqamətdə atıldığını qeyd etmək maraqlıdır. Niyə yalnız materialı vahid bir istiqamətə və ya təsadüfi bir istiqamətə atmır? Ulduzun maqnit sahəsindən və / və ya hər hansı bir təsadüfi istiqamətdə material axınını maneə törədəcək bir material diskinin varlığının müəyyən bir təsiri olması mümkündür. Bəzi hallarda disklər görünür, lakin hamısı deyil. Gördüyünüz kimi, bir çox şeyin bipolyar bir çıxışı var - bu cisimlərin materialı kosmosa yayması üçün çox məşhur bir yoldur. T Tauri səhnəsi qısa müddətdir və ulduz sonda yerləşmiş və cansıxıcı, normal bir əsas ardıcıllıq ulduzu olur.

      Əsas ardıcıllıqla (MS)

      Füzyon

      Ulduzdakı enerji necə istehsal olunur? Əvvəlcə insanlar Günəşin həqiqətən böyük bir odun bloku və ya bir növ "normal" yanacaq kimi yanan bir şey olduğunu düşünürdülər. İnsanlar böyük bir ağac, benzin və ya başqa bir "normal" yanacaq blokunun nə qədər davam edəcəyini təyin etdikdə, bu növ yanacaqların çox uzun sürmədiyi üçün Günəşin yaşının həqiqətən gənc olacağını təyin etdilər. Enerji yaradan başqa bir mexanizm də olmalıdır. Bilirik ki, cazibə qüvvəsi ilə sıxılma (sıxma) istilik yaradır, buna görə cazibə qüvvəsi bunu edə bilərmi? Xeyr, Günəşdə ondan aldığımız enerjinin hamısını istehsal edəcək qədər kütlə yoxdur. Nəhayət, Albert Einstein, Xüsusi Nisbilik Nəzəriyyəsində (1915) cavab verdi. Bu nəzəriyyədə bir neçə fərqli düstur və konsepsiya olmasına baxmayaraq, ən çox tanış olan məşhur tənlikdir E = mc 2 Bu nə deməkdir? Həqiqətən, yalnız kütləni enerjiyə çevirirsinizsə, reaksiya nəticəsində yalnız cəlb olunan kütlədən asılı olan müəyyən bir miqdarda enerji əldə etməyinizdir - nə qədər çox kütlə varsa, o qədər çox enerji. Düstur bizə demir Necə enerji kütlədən yaranır, ancaq bizə istehsal olunan enerji miqdarını ölçməyimizə imkan verir. Digər fiziklər gəldi və kütlənin enerjiyə çevrildiyi prosesləri təyin etdilər, lakin kütlə ilə enerjinin əlaqəli olduğunu göstərən Eynşteyndir. Gördüyünüz kimi bu düstur hər hansı bir şəkildə gedə bilər - kütləni enerjiyə və ya enerjini kütləyə çevirə bilərsiniz.

      Kütləni enerjiyə necə çevirirsiniz? Xahiş etdiyinizə görə sevindim. Proses, birləşmə və ya atomların birləşməsi kimi tanınır. Nüvə elektrik stansiyalarında baş verənlər bu deyil və əslində ən sadə birləşmə reaksiyalarını da etmək olduqca çətindir, bu da yer üzündə niyə nüvə sintezi bitkiləri olmadığımızı izah edir. Bu reaksiyaların işləməsi üçün çox yüksək temperatur və təzyiq tələb olunur - insanların bu prosesi yer üzündə təkrarlamasının bu qədər çətin olmasının əsas səbəbi. Bəzən bir ulduzda enerji istehsalını təsvir etmək üçün yanma sözünü istifadə edirik, amma bu, çox dəqiq bir termin deyil, çünki material həqiqətən yanmır - bəzən insanların prosesi görselleştirmesini asanlaşdırır.

      Günəşdə və digər aşağı kütləli MS ulduzlarında işləyən əsas reaksiya Proton-Proton zənciridir (və ya p-p zənciridir). Bu reaksiyanı işə salmaq üçün ən az 13 milyon K istilik və 100 gm / cc sıxlığa ehtiyacınız var. Əgər sıxlıqla tanış deyilsinizsə, onda metalın sıxlığının 7 gm / cc civarında olmasını maraqlandırmısınız. Bu, təmasda olduğunuz əksər metallardan daha sıxdır. Xatırlamaq istədiyiniz bir şey, bir protonun həqiqətən elektron olmadan (ionlaşmış bir hidrogen atomu) yalnız bir hidrogen atomu olmasıdır. Bir ulduzun nüvəsi çox isti və atomlar bir-birinə az-az dəyir, buna görə də nüvədəki atomların ionlaşması çox asandır. Yalnız nüvədə sıçrayan bir dəstə proton var - ancaq onları nüvədə sıçrayan hidrogen atomları kimi də düşünə bilərsiniz - bunu necə görselleştirməyinizin əhəmiyyəti yoxdur.

      Budur addım-addım prosesi:

        Əvvəlcə iki protonun bir araya gələrək meydana gəlməsini təmin edin deuterium (H 2), a məhsulu ilə pozitron və a neytrino. Deyteriyum qeyri-adi bir hidrogen formasıdır, bir növ həddindən artıq çəki hidrogenə bənzəyir. Pozitron (e +) elektrona oxşayır, yalnız müsbət yüklənmişdir. Neytrino (), aşkarlanması çox çətin olan qəribə bir kiçik hissəcikdir. Budur yazılmış reaksiya: H 1 + H 1 H 2 + e + +
        İndi bir az yüngül (He 3) bir helium növü və eyni zamanda bir qamma şüası fotonu meydana gətirmək üçün bir protoni ilə birlikdə deuterium birləşdirin. Qamma şüa ulduzun yaratdığı enerjidir. Burada yazılmışdır: H 2 + H 1 He 3 +
        Yüngül helyumu götürün və başqa bir yüngül heliumla birləşərək normal iki helium (He 4) əmələ gətirsin ki, iki proton qalsın. O 3 + O 3 O 4 + H 1 + H 1

      Əsasən, dörd protonla başlayırsınız (hidrogen nüvələri) və helyum nüvəsi (iki proton və iki neytron ehtiva edir) və digər bəzi şeylər (pozitron və neytrino, oh bəli və bir az enerji). Bu əşyaları tərəziyə qoyub dövrə düşənlərin və dövrdən çıxanların kütləsini ölçsəydiniz, çəkilərinin eyni olmadığını görərdiniz.Bu maddələr arasındakı çəki fərqi reaksiya içində enerji yaratmaq üçün istifadə olunan kütlədir. Hər bir reaksiyada yalnız mənfi bir miqdarda enerji istehsal olunsa da, ulduzlar bu reaksiyanı o qədər çox edərlər ki, verilən çox enerji var. Günəş kimi bir ulduz saniyədə 100.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 dəfə bu reaksiyanı verir. Tək bir reaksiya cibranı yaşatmaq üçün kifayət qədər enerji istehsal etməsə də, reaksiya bu qədər yerinə yetirildiyi üçün ulduzlar çox miqdarda enerji istehsal edir.

      Günəşdən daha böyük olan ulduzlarda başqa bir qaynaşma reaksiyası, CNO dövrü baş verir. Bu, əsasən p-p zənciri ilə eyni şeyi edir, lakin enerji və digər yan məhsulların (Helium, pozitronlar və neytrinlər) istehsalına gətirmək üçün digər elementləri, yəni karbon, azot və oksigeni istifadə edir.

      Füzyon bir ulduzdakı enerji mənbəyidir (fotonlar). Ulduzların içərisinin sıxlığı o qədər yüksəkdir ki, radiasiya içəridəki bütün şeylər tərəfindən udulmadan, əyilmədən və dönmədən çox uzağa gedə bilməz. Əslində fotonların bir şeyə dəymədən çox uzağa getməsi olduqca çətindir. İşığın nüvədən səthə apardığı yol kifayət qədər xaotikdir.

      Nüvədə yaranan işıq səthə doğru təsadüfi bir gediş edəcək. Bu kiçik gəzinti təxminən 200.000 il və ya daha çox müddət çəkə bilər. Gəzintinin başlanğıcında foton yüksək enerjili bir qamma şüasıdır, lakin Radiativ Zonadan keçərkən bütün toqquşmalarda enerjisinin böyük hissəsini itirir. Bu bölgədə radiasiya (enerji, işıq, fotonlar və s.) Radiasiyanın materiallarla necə qarşılıqlı əlaqədə olmasını tənzimləyən qaydalara uyğun olaraq nəql olunur - bu sıx materialda gedən bütün toqquşmalar, udulmalar və emissiyalar. Bu səbəbdən bir ulduzdakı bu təbəqə Radiativ Zona adlanır.

      Şəkil 13. Günəşin mərkəzində (və ya başqa bir ulduzda) istehsal olunan enerji səthə doğru irəlilədikcə illərdir sıçrayır. Bu Təsadüfi Gəzinti maddənin və enerjinin qarşılıqlı əlaqəsi ilə əlaqədardır. Proses, materialın sıxlığı çox aşağı olduqda, əhəmiyyətli bir qarşılıqlı təsir üçün - Günəşdəki radiasiya zonasından çıxdıqdan sonra dayanacaq.

      Mərkəzdən kənarda, material daha az sıxdır, buna görə radiasiya prosesləri o qədər də vacib deyil. Burada enerji Konvektiv Zona adlanan ərazidə konveksiya ilə nəql olunur (bu ağıllı deyilmi?).

      Unutmayın, konveksiya həm də sobada bir su suyu qaynadanda gördüyünüz bir prosesdir. Enerji, materialın hərəkəti ilə nəql olunur - qazın çırpınması və köpüklənməsi. Konvektiv zonanın üstündəki qaz, radiasiyanın asanlıqla qaçması üçün kifayət qədər incədir - bunlar gördüyümüz ulduz səthinin təbəqələri - atmosferdir. Günəş səthindəki şeyləri xatırlayırsınızsa, konvektiv baloncukların zirvələri qranullar dediyimiz şeylərdir. Daha böyük ulduzlar üçün vəziyyət əslində tamamilə fərqlidir - səthə yaxın radiasiya təbəqəsi ilə nüvənin yaxınlığında konvektiv zonaya sahibdirlər. Bu, yalnız materialın fərqli şəraitdə hərəkət etməsi ilə əlaqəlidir - konveksiya olub-olmaması. Hər iki halda da, əvvəlcə yüksək enerjili foton olduğu bir ulduzun özəyində istehsal olunan enerji, nəticədə nisbətən aşağı enerji fotonu şəklində kosmosa uça biləcəyi ulduzun səthinə çatacaq, ümumiyyətlə spektrin görünən hissəsi.

      Şəkil 14. Günəş kimi bir ulduzun içi göstərilir. Nüvənin üç əsas təbəqəsi, radiasiya zonası və konvektiv zonası təsvir edilmişdir. Daha böyük ulduzlar üçün interyerdəki müxtəlif bölgələrin sırası burada göstərildiyi kimi görünmür. Bu ulduzlar nüvələrinin yaxınlığında konveksiyaya və səthin bir az altındakı radiasiya təbəqəsinə meyllidirlər.

      Ulduz interyerləri

      Əslində Günəşin neytrin araşdırmalarında böyük bir problem var idi. Bir müddətdir neytrinino təcrübələri davam edir, bəziləri 30 ildən çoxdur və bütün detektorlar əsasən eyni nəticəni əldə edirlər. Fizika qanunlarına əsaslanaraq təyin etməli olduğumuzdan az neytronu aşkar etdik. Əvvəllər bu, astronomiyada böyük problemlərdən biri idi, çünki olduqca pis cəhətləri var. Niyə çox az neytrino aşkar edildi? Günəşin içərisində səhv bir şey varmı? Belə olsaydı, bizim üçün pis xəbər ola bilər, çünki varlığımız Günəşdən asılıdır. Ulduzların içində nələrin baş verdiyini izah etməli olduğumuz bütün bu nəzəriyyələrdə səhv bir şey varmı? Əgər belə olsaydı, istifadə etdiyimiz qaydalarla nəticələrin yaxşı çıxdığı təcrübələr arasında ciddi ziddiyyətlər olardı. Neytrino detektorlarında səhv bir şey varmı? Hər neytrin detektoru fərqlidir və hər detektor eyni nəticəni alırdı - Günəşdən gələn az sayda neytrino var idi.

      Cavab nədir? Deyəsən neytrinolar hamısı bir-birinə bənzəmir. Əslində bunu əvvəlcədən bilirdik, ancaq Günəşdən gələn neytrinonun incə şəkildə dəyişdiyini və aşkarlanması inanılmaz dərəcədə çətin bir neytrinonun bir növünə çevrildiyini bilmirdik. Əvvəllər neytrinonu müşahidə etmək həqiqətən çətin idi, lakin bu digər neytrinonun aşkarlanması qeyri-mümkün qədər yaxın idi ki, heç kim bunu görmədi. Həqiqətən heyrətamiz bir nötrino detektoru qurulana qədər (bu linki izləyin) və neytronları aşkar etmək çox çətin olanların hamısını götürməyə başladı. Deyəsən neytrino problemi artıq problem deyil. Nə baş verdiyini anlamaq üçün bəzən daha yaxşı nəzəriyyələr lazımdır, bəzən daha yaxşı avadanlıqlar lazımdır.

      • Hidrostatik tarazlıq - Bu, çəki (cazibə) və təzyiq (hava təzyiqi və ya qaz təzyiqi) arasındakı tarazlıqdır. Bu, UNI-Dome-dəki köhnə günbəzin necə işlədiyinə (və Minneapolisdəki Metrodomun necə işlədiyinə) bənzəyir. Parça günbəzi UNI-Dome'nin içərisindəki hava təzyiqi ilə tutulurdu, günbəzin ağırlığı isə Yerin cazibə qüvvəsinin çəkilməsindən hər zaman aşağıya doğru bir qüvvə göstərirdi. Damın içəri girməməsi üçün hava təzyiqi və cazibə qüvvəsi bərabər şəkildə tarazlaşdırılmalıdır - bu balanslaşdırılmadığı dövrlərdə baş verdi. Bir ulduz bənzəyir. Ulduzun cazibə qüvvəsi ilə ulduzun xarici təbəqələri daim çəkilir. Bu təbəqələr düşmür, çünki ulduzun içərisindəki qazların yüksək təzyiqi buna mane olur. Ulduz balanslıdır - öz-özünə mağara qoymur və özünü parçalamır.
      • Enerjinin Qoruması - Enerji ayrılır, ancaq daima istehsal olunur. Bunu söyləməyin başqa bir yolu da ulduzların parlamağa davam etməsidir ki, enerji istehsalında heç bir boşluq yoxdur. Bu vacibdir, çünki bir ulduzun içindəki temperaturu və sıxlığı tənzimləməyə kömək edir. Nüvədən gələn enerji bir ulduzdan davamlı olaraq axır - müxtəlif bölgələrə qapanmır, içərisindən axır. Bu yaxşı bir şeydir, çünki bu baş verməsəydi, enerji müəyyən bir təbəqədə ilişib qalarsa, o təbəqə ulduzun daxili quruluşunu vidalayacaq qədər qeyri-adi dərəcədə yüksək bir istiyə qədər isinərdi.
      • Kütlənin qorunması - Ulduzun ümumi kütləsi onun bütün təbəqələrinin cəmidir. Bu, həqiqətən bir növ axmaq səslənir, çünki bir ulduzun bütün hissələrini götürüb əlavə etsəniz, ulduzun ümumi kütləsini alacaqsınız. Bu qaydanın həqiqətən yerinə yetirdiyi şey, bir ulduzun bütün təbəqələrinin eyni kütləyə malik olmaması ilə əlaqədardır - bir ulduzun içindəki sıxlıq bir təbəqədən o biri təbəqəyə keçdiyindən bəzi təbəqələr digərlərindən daha qalın, bəziləri daha incədir. Bütün təbəqələri əlavə etdiyiniz zaman bu sıxlıqdakı dəyişikliyi nəzərə almalısınız. Əslində olduqca vacibdir.
      • Enerji Nəqliyyat Qanunları - Bunlar konveksiya və radiasiya nəqli kimi enerji axını mexanizmlərini tənzimləyən qaydalardır. Bu qaydalar, eyni zamanda, bu müxtəlif mexanizmlər tərəfindən nə qədər enerjinin bəzi təbəqələrdə nəql edildiyini, bəzi təbəqələrdə hamısı konvektiv olduğunu, bəzi təbəqələrdə isə hər ikisinin qarışığını göstərir.

      Bir ulduzun içi necədir? Ulduzun mərkəzindən səthə çıxdıqca temperatur, sıxlıq və təzyiq kimi müxtəlif fiziki xüsusiyyətlərin dəyişdiyini bilirik. Mərkəzdə istilik və sıxlıq dəyərləri ən yüksəkdir (məsələn, bir neçə milyon K temperatur), bu olduqca yaxşı bir şeydir, çünki bu çox yüksək temperatur və sıxlıq olmasaydı heç bir qaynaşma olmazdı. Ulduzun mərkəzindən irəlilədikcə istilik və sıxlıq olduqca kəskin şəkildə azalır. Ulduzun səthinə çatdıqda, istilik yalnız minlərlə və ya on minlərlə dərəcə arasındadır, nüvədən sonra bir qədər soyuqdur. Sıxlıq səthdə həqiqətən azdır. Əslində, sıxlıq o qədər azdır ki, indi oturduğunuz otaqdakı hava molekullarının sıxlığından aşağıdır - qaz həqiqətən səthdə incəldilmişdir. Unutmayın, nüvədə sıxlıqlar qurğuşun sıxlığının 10 qatından çoxdur! Ulduzlar olduqca həddindən artıq şərtlərdə olan obyektlərdir. Günəş üçün bir kompüter modelindən bəzi nəticələr üçün Şəkil 15-ə baxın.

      Şəkil 15. Günəşin kompüter modellərindən nəticələr. Bu qrafiklər Günəş kimi bir ulduz üçün hesablanmış temperaturu və sıxlığı göstərir. Qrafiklər radius sağa artaraq qurulur və mərkəzdən (radius = 0 olduğu yerdə) səthə (radius = 1) uzanır. İstilik və sıxlıq dəyərləri geniş bir dəyər aralığında dəyişir. Daha böyük bir versiyasını görmək üçün hər şəklin üzərinə vurun. Məlumatlar J. Christian-Dalsgaard et al (1996) günəş modelindən götürülmüşdür.

      Düşünürəm ki, fizika və kompüter haqqında kifayət qədər danışmaq olar. Əsas Sıra müzakirəsinə qayıdaq. Bir ulduz nəhayət yandıqda (birləşmə reaksiyalarına başlayır), həyatının ana ardıcıllığında başlanğıc nöqtəsindədir. MS-də olarkən, hidrogenini nüvəsində yandırır - başqa bir şey yoxdur. Başlanğıcda ulduzların olduğu deyilir Sıfır yaş MS, yanacaqlarını təzədən yandırmağa başladıqları nöqtə - tamamilə yeni ulduzlar. Göydə gördüyümüz əksər ulduzlar ZAMS-də deyil, çünki bir neçə ildir ümumiyyətlə yanacaq yandırırlar. ZAMS həqiqətən ulduz təkamülünü öyrənmək üçün kompüter modelləri hazırladığımızda ən faydalı olan nəzəri bir konsepsiyadır.

      Şəkil 16. Sıfır Yaş Əsas Sıra (və ya ZAMS) göstərilir - yaşıl xəttdir. Bu, H-R diaqramında yalnız nəzəri bir yerdir və hidrogen yandırmazdan əvvəl yeni yaranmış bir ulduzun tapılacağı ehtimalı yerini göstərmək üçün istifadə olunur. Ulduzlar birləşmədən keçdikcə, tünd mavi xətt ilə göstərilən Ana Sıra mərhələsinin sonuna çatana qədər açıq mavi xətlərin göstərdiyi yolları izləyirlər. Fərdi ulduzların kütlələri göstərilir. Bu qrafik kompüter modeli məlumatlarına əsaslanır və həqiqi ulduzlara əsaslanmır.

      Bir ulduz nə qədər MS ulduzu olacaq? A looooooonnnnngggg vaxt! Ulduzlar həyatlarının 90% -ni MS-də keçirirlər. Oğlan, darıxdırıcıdır! MS-də olmaq bir növ orta yaş kimidir. Qalx, işə get, evə gəl, televizora bax, yat, təkrar et. Bu tip gündəlik darıxdırıcıdır! Bir ulduz xaricində işləyən bir ulduz heç vaxt dayanmır, əsas ardıcıllıqda olduğu zaman daim hidrogenləri helyuma birləşdirir (və enerji verir). Əsas sıra ardıcıllığı müxtəlif ulduzlar üçün aşağıdakı cədvəldə verilmişdir.

      Ulduzların əsas ardıcıllıqla nə qədər davam edəcəyini anlamaq asandır, çünki bu, nə qədər yanacağa (kütlə) və nə qədər sürətlə istifadə etdiklərinə (parlaqlığa) bağlıdır. Bir ulduzun əsas ardıcıllığa sərf etdiyi vaxt aşağıdakı düsturdan istifadə edilərək təqribən edilə bilər MS-də vaxt = (1 / M 2.5) x 10 milyard il

      burada M günəş kütlələrinin vahidlərindəki ulduz kütləsidir. Günəş kütləsini oraya qoysanız - Günəşin əsas ardıcıllığa sərf edəcəyi vaxtı, təxminən 10 milyard il qazanacaqsınız. Daha çox kütlə yığsanız, kütlənin 10 milyarda bölünməsi sizə hər zaman daha qısa müddət verəcəkdir. Məsələn, 5 günəş kütləsi ulduzu sizə 1/5 2,5 x 10 milyard = 1 / 55,9 x 10 milyard = 10 milyard / 55,9 = 179 milyon yaş verəcəkdir. Bu düstur yalnız bir təxmindir, ancaq daha böyük bir kütlənin daha qısa bir Əsas Sıra ömrü demək olduğunu görə bilərsiniz. Yüksək kütləli ulduzlar daha çox kütləyə sahib olsalar da, onu daha tez yandırırlar və çox qısa ömürlü olurlar (MS ulduzlarının kütlə-parlaqlıq əlaqəsini xatırlayın? Kütləvi ulduzlar çox yüksək parlaqlığa malikdir və yanacaqlarını çox tez istifadə edirlər).


      Müəyyən bir yaşda və kütlədə olan bütün ulduzlar nisbətən eyni emissiya spektrinə sahibdirlər? - Astronomiya

        Ulduzların spektral növləri COOLEST-dən HOTTEST-ə qədər A B F G K M O. hərflərindən istifadə edirlər.

      A & # 9, ağ cırtdanın kütləsi Chandrasekhar həddini aşdıqda meydana gəlir

      B & # 9 helium parıltısının nəticəsidir

      C & # 9 hidrogen xətlərini göstərən bir spektr ilə xarakterizə olunur

      D & # 9 kütləvi bir ulduzun dəmir nüvəsi çökəndə meydana gəlir

      Küme üçün bir İK diaqramı qurun

      B & # 9, qrupdakı sefid sayını hesablayır

      C & # 9 qrupdakı bir çox ulduzun Doppler növbəsini ölçün

      D & # 9 qrupdakı bir supernovanı gözləyin və işıq əyrisini ölçün

      E & # 9 radial və eninə sürətləri yoxlayın

      Yuxarıda göstərilənlərdən heç biri doğru deyil

      Cavablandırmaq üçün daha çox məlumat lazımdır

      Əsas ardıcıllıq ulduzunun fərqli bir növü

      B & # 9qırmızı keçidli optik spektrlər

      C & # 9sürət fotonları

      E & # 9alien radio yayımları

      A & # 9 bir supernova kimi partlayır

      B & # 9dəkindəki hidrogen tükənməsi

      C & # 9Helyum yanma başlanğıcı

      D & # 9 CNO dövrünün başlanğıcı

      Yuxarıda göstərilənlərdən daha çox D & # 9 mümkündür

      Yuxarıda göstərilənlərdən heç biri mümkün deyil

      A & # 9 helium yanması nüvədən başlayır

      Xarici təbəqələr atılır və nüvə yanması dayanır

      C & # 9 ulduz supernova kimi partlayır

      D & # 9ulduzun hidrogen tamamilə tükənir

      E & # 9 karbon yanması nüvədən başlayır

      Mütləq böyüklük və parlaqlıq

      C & # 9 parlaqlıq və istilik

      D & # 9 kütlə və mütləq böyüklük

      E & # 9 istilik və spektral tip

      Mövcud bir ulduz ayrılıb

      B & # 9an ulduzlararası bulud öz çəkisi ilə dağılır

      C & # 9 təzə material əvvəllər ölmüş ulduzun nüvəsinə düşür

      D & # 9nüvə reaksiyalar böyük bir planetin içində başlayır

      E & # 9 yeni ulduzlar artıq yaranmır

      Yuxarıda göstərilənlərdən hər hansı biri mümkündür

      Aşağıdakı cədvəldə beş ulduz üçün ad, mütləq böyüklük, görünən böyüklük və spektral tip verilmişdir. Bu cədvəldən və verilən sətirlə ən yaxşı təsvir olunan ulduza uyğun gələn hərfdən istifadə edərək aşağıdakı altı sualı cavablandırın. Qeyd edək ki, ulduzlar / hərflər bir dəfədən çox istifadə edilə bilər.

      A & # 9 parlaq əsas ardıcıllıq ulduzları zəif əsas ardıcıllıq ulduzlarından daha kütləvi olur

      B & # 9giants əsas ardıcıllıq ulduzlarından daha kütləvi olur

      C & # 9giants, ağ cırtdanlara nisbətən daha böyükdür

      D & # 9 əsas ardıcıllıq ulduzları ağ cırtdanlara nisbətən daha böyükdür

      A & # 9 ölmədən əvvəl nüvələrində hidrogen tükənmir

      B & # 9 nəhayət nüvələrindəki karbonu yandırın

      C & # 9 heliumu öz nüvələrində yandırmayın

      D & # 9 heç nüvəsində hidrogen yandırmaz

      E & # 9, Uranı parçalayaraq həyatlarını bitirir

      E & # 9Belə bir ulduz yoxdur

      Yeni bir ulduz yaratmaq üçün yaxınlıqdakı bir qaz buludu çökəcək

      Planet dumanlığı yaratmaq üçün ətrafdakı qaz buludu

      C & # 9 Neytron ulduzu və ya qara dəlik olmaq üçün yaxınlıqdakı digər ulduzları seçin

      Supernova kimi partlayacaq yaxınlıqdakı digər ulduzlar

      Bütün ulduzlar həyatlarının çox hissəsini orada keçirirlər

      Ən yaxın vaxtlarda B & # 9 ulduzları dünyaya gəldi

      C & # 9 HR diaqramında başqa ulduzlar çəkilmir

      D & # 9 Digər ulduzlar çox zəifdir və onları görmək çətindir

      E & # 9 Digər ulduzlar onların diaqonaldan ayrılmasına mane olur

      Bildiyimiz ən parlaq ulduzlar arasında A & # 9 var

      Kütlə-parlaqlıq əlaqəsinə tabe olun

      C & # 9 müddət-parlaqlıq əlaqəsinə tabe olun

      D & # 9Onda iki dar şüa içində radio dalğaları yayılır

      Cavablandırmaq üçün daha çox məlumat lazımdır

      Bir protostarın ətrafındakı materialın düz bir diski

      B & # 9an ölməkdə olan bir ulduz ətrafında genişlənən qaz qabığı

      C & # 9. bir ulduz qırmızı nəhəng olduqda bir planetin buxarlanması

      D & # 9Çox kiçik ölçülü bir ulduzun son vəziyyəti

      E & # 9 bir planetin ətrafındakı bir diskdir

      A & # 9 helium karbonda birləşdirilir və enerji ayrılır

      B & # 9hidrogen helyuma birləşdirilir və enerji sərbəst buraxılır

      C & # 9 ulduz molekulları meydana gəlir

      D & # 9 ulduz buludları ulduzlar yaratmaq üçün dağılmağa başlayır

      A & # 9 Protostar mərhələsi çox qısadır

      B & # 9 onlar barama qaz və tozla əhatə olunmuşdur

      C & # 9 əsasən infraqırmızı şüalanırlar

      E & # 9Hamısı o qədər uzaqdadır ki, işıq hələ bizə çatmayıb

      A & # 9elektronlar dördüncüdən ikinci enerji səviyyəsinə keçir

      B & # 9elektronlar ikinci enerji səviyyəsindən dördüncü enerji səviyyəsinə keçir

      Neytral helyumdakı C & # 9 protonları spinini dəyişdirir

      Neytral hidrogendəki D & # 9 elektronlar spinlərini dəyişdirirlər

      E & # 9 hidrogen atomları ikinci bir elektron əlavə edərək H meydana gətirir

      Buludlarda ionlaşmış qazı aşkar etmək üçün infraqırmızı teleskoplar istifadə olunur

      Buluddakı molekulların rentgen şüalanmasını müşahidə etmək üçün rentgen teleskoplarını istifadə edərək B & # 9

      Buludlardan CO emissiyasını müşahidə etmək üçün radio teleskoplarını istifadə edən C & # 9

      D & # 9byulduz qruplarının yanında mavi ağıllı bölgələr axtarırıq

      E & # 9 hidrogendən 21 sm radiasiya axtarır

      I. ultrabənövşəyi ən böyükdür.

      II. infraqırmızıda ən böyüyüdür.

      III. ionlaşmış hidrogen səbəb olur.

      IV. toz hissəciklərindən qaynaqlanır.

      E & # 9its yaşı HR diaqramından qiymətləndirilə bilməz

      A və # 9, çünki helium partlayıcıdır və nüvə reaksiyalar meydana gəldiyi zaman idarə edilə bilməz

      B & # 9, çünki nüvədəki degenerativ elektronlar, qızdırıldıqca nüvənin genişlənməsinə imkan vermir


      Əlaqələr

      Astronomiya Mərkəzi, Fizika Fakültəsi, Astronomiya və İnformatika, Nicolaus Copernicus Universiteti, Torun, Polşa

      Jodrell Bank Astrofizika Mərkəzi, Fizika Fakültəsi və Astronomiya, Mançester Universiteti, Manchester, Böyük Britaniya

      Hong Kong Universiteti, Lung Fu Shan, Hong Kong Universiteti, Fizika Bölümü və Kosmik Tədqiqatlar Laboratoriyası

      La Plata İnstitutu, UNLP-CONICET, La Plata, Argentina

      Bu müəllifi PubMed Google Scholar-da da tapa bilərsiniz

      Bu müəllifi PubMed Google Scholar-da da tapa bilərsiniz

      Bu müəllifi PubMed Google Scholar-da da tapa bilərsiniz

      Töhfələr

      A.A.Z. və K.G. konsepsiyasını inkişaf etdirdi. M.M.M.B. LPCODE ilə əldə edilən AGB sonrası təkamül ardıcıllığını təmin etdi və əlavə məlumatları hesabladı. KİLOQRAM. bu iş üçün Torun kodlarını qəbul etdi, fotonizasiya hesablamalarını apardı və PNLF-ni sintez etdi. Bütün müəlliflər nəticələrin müzakirəsinə, əlyazma şəkillərində və təsvirlərdə təqdimatlarında və nəticələrin dəqiqləşdirilməsində iştirak etdilər.

      Müxbir müəllif


      Videoya baxın: Göylərdəki nizam (Sentyabr 2021).