Ulduz

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Keçid et: naviqasiya, axtar
Ulduzlar

Ulduz - özündə gedən istilik-nüvə reaksiyaları hesabına daxili şüalanma verən göy cisimi.

Aydın gecədə səmada adi gözlə 6 minədək ulduzu görmək mümkündür. Teleskopla isə bu say milyonları keçir.

1945 ildən ulduzların radioşüalanma, sonra kosmik aparatlardakı cihazlar vasitəsilə infraqırmızı, ultrabənövşəyi, rentgenqamma şüalanmaları diapazonlarında müşahidəsinin çox mühüm rolu oldu.

Quruluşu[redaktə]

Əmələgəlmə prosesi[redaktə]

Ulduzların daxilinə getdikcə temperatur artır və mərkəzində bir neçə milyonlar dərəcəyə çatır. Bu şəraitdə istilik nüvə sintez reaksiyaları gedir. Ulduzların əksəriyyətində hidrogen atomlarının nüvələri bir neçə ardıcıl reaksiya nəticəsində helium atomu nüvəsinə çevrilir. İsti ulduzlarda hidrogen 10-100 mln. ildə heliuma çevrilir, ulduzların mərkəzində hidrogen tükəndikdən sonra onlar genişlənir və qırmızı nəhəngə çevrilir. Lakin bu mərhələ də uzun çəkmir.

Spektral analizlərin nəticələri[redaktə]

Ulduzların xarici qatları spektral üsullarla bilavasitə müşahidə edilir. Ulduzların spektrləri kəsilməz şüalanma fonunda, əsasən, udulma xətlərindən ibarətdir. Bəzi ulduzların spektrində şüalanma xətləri var. Kəsilməz şüalanmanın yarandığı qat fotosfer, udulma xətlərinin yarandığı üst qat isə atmosfer adlanır. Əksər ulduzlarda fotosferin qalınlığı 300 km tərtibində olur. Ulduzların fotosferində sıxlıq və temperatur kəsilməz spektrdə enerjinin paylanması və spektral xətlərin intensivliyinə əsasən öyrənilir (ulduzların spektral təsnifi).

Parametrləri[redaktə]

Ulduzların parametrləri (kütlə, radiusişıqlıq) adətən Günəş vahidlərində verilir.

Ulduzların parlaqlıq vahidi ulduz ölçüsüdür. Ulduzların həqiqi parlaqlığı onların bir sıra fiziki xarakteristikalarından asılıdır.

Ölçüləri[redaktə]

İfrat nəhənglərin radiusu Günəşinkindən 100 dəfələrlə böyükdür. neytron ulduzların radiusu isə bir neçə kilometrdir.

Ulduzlar arasında işıqlığı Günəşinkindən yüz min dəfə çox və o qədər dəfə az olanı var.

Kütlə artıqca ulduz daxilində temperatur artır. Volf-Raye tipli ulduzların temperaturu çox yüksəkdir, bəzən 100 000 K). Kütlə çox böyük olduqda qaz və şüalanma təzyiqi cazibə qüvvəsinə üstün gəlir və ulduz dayanıqsız olur. Çox kiçik olduqda daxili temperatur aşağı olur və ulduz işıq saçmır, planet kimi soyuq cismə çevrilir. Yalnız qoşa ulduzların kütləsi bilavasitə təyin edilir.

Dəyişən ulduzların parlaqlığı müəyyən dövr ilə (bir neçə saatdan bir ilədək) artıb azalır. Bunların bəziləri soyuq nəhənglərdir.

Qeyri-stasionar ulduzların parlaqlığı vaxtaşırı kəskin artır, qısa müddətdə böyük miqdarda enerji ayrılır. Yeniifrat yeni ulduzlarda bu hadisə xüsusilə güclüdür. T Buğa və UV Balina tipli qeyri-stasionar ulduzlar soyuq cırtdan ulduzlardır. Əksər ulduzların maqnit sahəsi zəifdir. Maqnit ulduzlar adlanan dəyişən ulduzlarda sahənin intensivliyi 10 minlərlə qauss, bəzi elementlərin miqdarı adi ulduzlardakına nisbətən bir neçə dəfə çox və ya az olur.

Ulduzaqədər məsafənin təyini[redaktə]

1835-39 illərdə yaxın ulduzlara qədər məsafə təyin edildi.

Ulduzlara qədərki məsafə (parseklə) parallaksın tərs qiymətinə (bucaq saniyələri ilə) bərabərdir. Lakin 0,01 saniyədən kiçik bucaqları ölçmək mümkün olmadığından bu üsul 50 parsekədək məsafə üçün doğrudur. Əksər ulduzlar çox uzaqdır.

Ulduzların həqiqi parlaqlığı onların bir sıra fiziki xarakteristikalarından asılıdır. Bu parlaqlıqları tutuşdurmaqla ulduzlara qədərki məsafə tapılır (buna spektral parallaks üsulu deyilir).

Məsafənin təyini üçün digər üsullar da var.

Ulduz topaları[redaktə]

Ulduzlar tək-tək, qoşa, misilli və ulduz topaları şəklində müşahidə edilir. Bunlandan bəzilərini, yaxşı müşahidə şəraitində, adi gözlə də görmək mümkündür.

Ulduz topaları aşağıdakı formalarda ola bilər:

Kürəvi ulduz topaları[redaktə]

Bu topalarda ulduzlar xəyali kürə şəklində yerləşir. Kürənin mərkəzinə doğru ulduzların sayı artır.

Dağınıq ulduz topaları[redaktə]

Bu topalarda ulduzlar xaotik yerləşir. Heç-bir adıcıllıq və ya forma əsas götürülə bilmir. (bəzən müəyyən fiqurlara bənzədilə bilir)

Kürəvi topalarda ulduzların sayı, dağınıq topalardakılara nisbətən yüz dəfə çox olur.

Pulsarlar[redaktə]

Güclü radio, bəzən optik və rentgen şüalanma verən ulduzlar pulsarlar adlanır.

Bürclər[redaktə]

Ulduzlar bürclərdə qruplaşır.

Parallaks[redaktə]

Bu mövzu haqqında əsas məqalə: Parallaks

Yerin Günəş ətrafına hərəkəti nəticəsində ulduzlar göy sferasında il ərzində yerini dəyişir (buna illik parallaks deyilir).

Starsinthesky.jpg

Sirius ulduzu[redaktə]

Ərəbcədə "Şira" olaraq Sirius ulduzu Nəcm Surəsinin 49-cu ayəsində keçməsi son dərəcə maraqlıdır. Çünki elm adamları ən parlaq ulduz olan Sirius ulduzunun bir cüt ulduz olduğunu kəşf etdilər. Bu səbəbdən Sirius ulduzu Sirius A və Sirius B olaraq ifadə edilən iki ulduzdan ibarət ulduz toplusudur.

Sirius ulduz toplusu bir-birlərinə doğru sanki yay şəklində ox çəkər və hər 49,9 ildən bir yaxınlaşarlar. Bu elmi məlumat hal-hazırdada Harvard, Ottawa və Leicester Universitetlərinin astronomiya bölmələrinin qəbul etdikləri elmi gerçəkdir.

Ən parlaq ulduz olan Sirius əslində bir cüt ulduzdur. Dönmə periodu 49.9 ildir. Burada, diqqət yetirilməsi lazım olan nöqtə, iki ulduzun bir-birləri ətrafında fırlanarkən yay şəklində iki ədəd orbit çəkdikləridir.

Mənbə[redaktə]

http://www.astrosurf.com/eratosthene/HTML/exposetheoastro.htm