İfrat yeni ulduz

Vikipediya, azad ensiklopediya
Jump to navigation Jump to search
X-ray, Optical & Infrared Composite of Kepler's Supernova Remnant

İfrat yeni ulduz — güclü partlayış nəticəsində parlaqlığı kəskin artan ulduzdur. Bu ulduzların alışması zamanı maksimum mərhələdə onların mütləq ulduz ölçüsü -19m, hətta -21m olur. Beləliklə bu dövrdə ifrat yeninin işıqlığı Günəşinkindən 1010 dəfə böyük olur. Başqa sözlə bu ulduz sistemində bir ifrat yeni alışarsa onun işıqlığı aid olduğu ulduz sisteminin işıqlığı tərtibində olur. İfrat yeni alışanda 1042-1044 coul enerji ayrılı[1]r, bu enerji yeni ulduz alışanda ayrılan enerjidən 10000-100000 dəfələrlə böyükdür. Müşahidə əlamətlərinə görə yeni ulduza bənzəyir, lakin alışması daha güclüdür. Parlaqlığı kəskin artaraq 2-3 həftədə maksimuma çatır (bu vaxt o, Günəşdən milyard dəfə parlaq ola bilir) və 5-20 min km/san sürətlə genişlənən örtük (təbəqə) kənara atılır. Genişlənmə nəticəsində örtüyün sıxlığı, bu səbəbdən də şüalanması zəifləyir. İfrat yeni ulduzla ətrafdakı ulduzlararası mühitin qarşılıqlı təsiri nəticəsində örtüyün genişlənmə sürəti azalır, təqribən yüz min ildən sonra örtük ulduzlararası maddə ilə tamamilə qarışır və onun kinetik enerjisi 1051 erqə çatır (bu, Günəşin 10 milyard ildə şüalandırdığı enerji qədərdir). Qalaktikalarda ifrat yeni ulduz böyük parlaqlığına görə müşahidə edilir. Hər qalaktikada 50-300 ildən bir ifrat yeni ulduz alınması baş verir. İfrat yeni ulduz alışdıqda kosmik şüalar yaranır. 1054-cü ildə ifrat yeni ulduzun alışması nəticəsində Yengəcəbənzər dumanlıq yarandı. 1967-ci ildən sonra tapıldı ki, bu dumanlığın mərkəzində pulsar var və bu pulsar bir ulduzla üst-üstə düşür.

Təsnifat.[redaktə | əsas redaktə]

İfrat yenilər parlaqlıq əyrilərinə görə iki tipə ayrılırlar. Spektrində hidrogen xətləri (spektrin görünən hissəsində Balmer seriyası kimi tanınır) varsa bu II tip ifrat yeni təsnif edilir; yoxdusa bu I tip ifrat yeniyə bölünür.

I tip ifrat yeni

I tip ifrat yenilərin (bunları SNI ilə işarə edirlər) alışması zamanı maksimum parlaqlıq bir həftəyə yaxın davam edir. Sonra 25 gün ərzində sutkada 0m,1 sürətlə parlaqlıq azalır, bundan sonra isə parlaqlığın düşməsi ləng gedir. Parlaqlığın maksimumundan 70 gün sonra parlaqlığın zəifləməsi sürəti sabit qalır və sutkada 0m,014 təşkil edir və nəhayət ifrat yeni görünməz olur. Ulduzun işıqlığının 2 dəfə azalması 55 sutkada baş verir. SNI- lərin spektrində çox geniş udulma xətləri müşahidə olunur. Bu xətlərin tədqiqi göstərir ki, alışma zamanı ulduzdan 0Ş3m kütləyə malik örtük atılır və bu örtük 104-2•104 km/san sürətlə ulduzlararası fəzaya genişlənir. Maksimum parlaqlıqdan sonra işıqlığın 55 sutkada 2 dəfə zəifləməsini partlayış zamanı yaranan 7Be, 55Co, 254CI və başqa izotopların radiaktiv parçalanması ilə izah etmək olar (bu izotopların parçalanma yarımperiodları 50 günə yaxındır)[1].

II tip ifrat yeni

II tip ifrat yenilər (SNII) maksimum parlaqlıqda 20günə qədər qalırlar (SNI-lərdən 3dəfə çox müddət). Bundan sonra parlaqlıq bir neçə gündə bir neçə ulduz ölçüsü qədər azalır, sonra isə parlaqlıq on günlərlə çox ləng azalır, daha sonra isə azalma kəskin düşür. Maksimum parlaqlıqdan sonra spektrdə parlaq enli hidrogen xətləri görünür. Bu örtüyün 5000-10000 km/san sürətlə genişləndiyini göstərir. Ulduzlararası mühitə atılan kütlə (1-10) mʘ olur[1].

Mövcud modellər[redaktə | əsas redaktə]

İndiyə kimi bizim Qalaktikada əsasən radioastronomik üsulla 90-a qədər ifrat yeni ulduzun qalığı tapılmışdır. Bunların əksəriyyəti rentgen oblastda da güclü şüalanmaya malikdir. Yengəcəbənzər Dumanlıqdan başqa iki digər ifrat yeni qalığında da pulsar tapılmışdır.

  1. 1 2 3 R.Ə. Hüseynov "Astronomiya" Maarif nəşriyyatı, Bakı, 1997.