İfratnəhəng ulduzlar

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Jump to navigation Jump to search
Hertzsprung-Ressel diaqramı

İfratnəhən ulduzlar ən böyük ən parlaq ulduzlardır. İfratnəhəng ulduzlar Hersşprunq-Ressel diaqramında ən üstdə yerləşir, görünən ulduz ölçüləri -3 ÷ -8 aralığında, temperaturları isə 3500 K ÷ 20000K aralığında dəyişir.

Tərifi[redaktə | əsas redaktə]

İfratnəhəng termini bir ulduza aid edildikdə konkret tərifə malik olmur. Nəhəng ulduz termini ilk dəfə Hersşpruq tərəfindən daxil edilmişdir, aydın olmuşdur ki, bu ulduzlar Hersşprunq-Ressel diaqramında iki ayrı hissədə yerləşir. Birinci hissə A spektral sinfindən M spektral sinfinə qədər olan geniş bir hissəni tutur və özündə daha parlaq ulduzları cəmləşdirir və nəhəng ulduzlar adlanır. [1] Sonradan ölçüləbilən parallaks olmadığından, bu ulduzların bir hissəsinin digərlərindən həcmcə daha böyük və daha işıqlı olduğu müəyyən edildi və ifrat-nəhəng termini ortaya çıxdı və zamanla ifratnəhəng olaraq qəbul edildi.[2][3][4]

Xüsusiyyətləri[redaktə | əsas redaktə]

Spektral işıqlıq sinfi[redaktə | əsas redaktə]

İfrat nəhənglər qrupuna məxsus ulduzlar ən böyük işıqlığa malik olan ulduzlardır; bu ulduzların işıqlığı 30000-100000 Lʘ. İfrat nəhənglər O-M siniflərini əhatə edirlər, xüsusilə ötgün siniflərə məxsus (G-M) ifrat nəhənglərin radiusu Günəşkindən daha böyükdür (1000 dəfə) və bunlar qırmızı ifratnəhənglərə aiddir. İfrat nəhənglərin fırlanmasında yəni ilkin spektral sinifdən ötgün spektral sinifə keçdikdə fırlanma sürəti azalır 100 km/san dən 10 km/san enir. İşıqlıq təsnifatına görə Ia ( olduqca parlaq ifrat nəhənglər) və Ib (parlaq nəhənglər) işıqlıq sinfinə ayrılır. Adətən ifratnəhənglərin mütləq ulduz ölçüsü M=-5m ÷ -12m intervalındadır. Xüsusilə parlaqlığı -8m kiçik olan ifratnəhənglər olduqca parlaq ifratnəhənglər kimi xarakterizə olunur. İfratnəhənglərin kütləsi 10 və 70 Mʘ intervalındadır. Radiusları isə 30 və 500 Rʘ intervalındadır. Bəzi hallarda isə 1000 Rʘ radiusuda olur.[5] 

Kütlələrinin nəhəng olmasına görə onların ulduz ömrü qısadır 30 - dan bir neçə yüz milyon ilə qədər. Aktiv əmələgəlmə prosesləri dağınıq ulduz topalarında, spiralvari qalaktikanın qollarında və qeyri-müntəzəm qalaktikalarda müşahidə olunur. Ulduz əmələ gəlmə prosesləri çox nadir hallarda spiralvari qalaktikaların nüvələrində, kürəvi və elliptik qalaktikalarda müşahidə olunur.  Spektral sinfinə görə Harvard təsnifatında ifratnəhənglər O və M aralığında yerləşir. İsti ifratnəhəng ulduzlar O, B, A, F soyuq ifratnəhənglər isə G, K, M və s. siniflərini əhatə edir.[5]

Qırmızı ifratnəhənglər[redaktə | əsas redaktə]

Qırmızı ifratnəhənglərin işıqlığı 105-106 Lʘ , radiusları isə 1000 Rʘ, kütlələri 8-40 Mʘ-dir. Bu ulduzlar  K, M sinfinə mənsubdurlar. Qırmızı ifratnəhənglər spektrin qırmızı və infraqırmızı oblastlarında şüalanırlar. Bu ulduzların spektrlərinin xarakterik cəhəti metalların emissiya xətlərinin olması, H, K xətləri olmasıdır. Antares və Betelqeyz  (7´104 Lʘ, 7000Rʘ) ömrünü başa vurmuş qırmızı ifratnəhəglərin nümayəndələridir. Qırmızı ifratnəhənglərin effektiv temperaturu 3000-5000 K.[5]

Qırmızı İfrat nəhəng ulduz 1
Qırmızı ifrat nəhəng ulduzlar 2 .jpeg

  Qırmızı ifrat nəhəng ulduzların örtüklərində qatların yanma ardıcıllığı[redaktə | əsas redaktə]

Başlanğıcda bu ulduzların helium nüvələri vardır, bu nüvələri əhatə edən təbəqələrdə hidrogenin yanması ilə gedən termodinamik reaksiyalar baş verir. Ulduzun mərkəzindəki temperatur 2108K olduqda heliumun yanması başlayır. Heliumun yanması karbonoksigen nüvəsinin yaranmasına səbəb olur, ulduz nəhəng mərhələsini tərk edir və qırmızı ifratnəhənglərə çevrilir. Onların qaz örtüyü hədsiz dərəcədə genişlənərək millionlarla kilometr məsafəyə yayılır [5].

   İfratnəhənglər üçün maddənin intensiv itgisi ( ulduz küləyi) xarakterikdir. Ulduz küləyi dayanıqsız pulsasiya eden şüalanmanın təzyiqi altında, ulduz taclarındakı zərbə dalğaları nəticəsində yaranır. Güclü maddə itgisi və ulduzun soyuması nəhəng qaz-tozdan ibarət ulduzətrafı örtüyün yaranmasına gətirib çıxarır. Belə qaz-toz dumanlığı ulduzun optik şüalanmasını bəzən tamamilə udur. Belə obyektlər spektrin infraqırmızı diapozonunda şüalanır.

Qırmızı ifrat nəhəng ulduzların örtüklərində qatların yanma ardıcıllığı

  Ulduzun qırmızı ifratnəhəng mərhələsində keçirdiyi vaxt onun bütün ömrünün 10% nı təşkil edir.[5]

Mavi ifratnəhəng ulduzlar[redaktə | əsas redaktə]

Mavi ifratnəhəng ulduzlar

Mavi ifratnəhənglərə misal olaraq Orion bürcünün β-sı Rigel, Yelkənlərin qamması, Zürafənin alfası, Orionun zetası, Böyük köpəyin tausu.  Bu ulduzlara spiralvari qalaktikalarda və açıq ulduz topalarında rast gəlinir. Mavi ifratnəhənglərin spektrlərində ağır elementlərə rast gəlinir. Ağır elementlərin miqdarı ulduzun yaşından asılıdır. Bu miqdar həmdə nüvədən səthə doğru gedən konveksiyanın intensivliyindən də asılıdır. Mavi ifratnəhəng  ulduzlar səthlərində temperatur 20000-50000K olan çox qaynar və parlaq  O və B siniflərinə məxsus cavan uduzlardır. H-R diaqramında onlar yuxarı sol hissədə yerləşirlər. Onların kütlələri 10-50 Mʘ maksimal radiusu isə 25 Rʘ qədər olur. Bu nadir tapılan ulduzlar kainatın öyrənilmiş hissələrinin ən qaynar nəhəng və parlaq obyektləridir. Nəhəng kütlələri olduğu üçün onların ömrü qısadır (10-50 mln il). Qırmızı ifratnəhənglər ömrünün son mərhələlərində olan ulduzlara aiddir. Bu mərhələdə ulduzun nüvəsində baş verən istilik-nüvə reaksiyalarının intensivliyi azalır və  ulduzun sıxılmasına səbəb olur. Nəticədə ulduzun səthinin sahəsinin kifəyət qədər azalması və şüalanan enerjinin sıxlığının artması səthinin qızmasına gətirir. Böyük kütləli ulduzların bu cür sıxılması qırmızı ifratnəhəngin mavi ifratnəhəngə çevrilməsinə gətirib çıxarır. Əks proses mavi ifratnəhəngin qırmızıyada çevrilməsi mümkündür.. Buda onu göstərir ki, onlar əvvəllər qırmızı ifratnəhəng olublar. İnkişafı dövründə ulduz bir neçə dəfə qırmızı ifratnəhəngdən (yavaş sıx külək) mavi ifratnəhəngə (sürətli, yüklənmiş külək) və tərsinə çevrilə bilər. Buda ulduzun ətrafında konsentrik zəif təbəqələr yaradır. Aralıq mərhələdə ulduz sarı və ya ağda ola bilər. məs Qütb ulduzu.[5]

AH Scorpii 1,411 ± 124 AH Sco is variable by nearly 3 magnitudes in the visual range, and an estimated 20% in total luminosity. The variation in diameter is not clear because the temperature also varies.
Aldebaran (Alpha Tauri) 44.2
Alpha Herculis (Ras Algethi) 284±60 Moravveji et al also gives a range from 264 R to 303 R. At an estimated distance of 110 parsecs from the Sun, this corresponds to a radius of 400 ± 61 R.
Antares A (Alpha Scorpii A) 680 15th brightest star in the Night Sky. Other recent estimates range from 653 R to 1,246 R. Its size can be calculated from its angular diameter and distance.
Arcturus (Alpha Boötis) 25.4 Brightest star in the northern hemisphere
AV Persei 770 In the Perseus Double Cluster
BC Cygni 1,140-1,230 Other recent estimates range from 856 R to 1,553 R.
Betelgeuse (Alpha Orionis) 887–955 Margin of possible error: ±203 solar radii (Dolan 2016) or ±217 solar radii (Neilson 2011). At the largest, it would have a size similar to Jupiter's orbit
BI Cygni 1,240
BO Carinae 790
Canopus (Alpha Carinae) 71 Second brightest star in the night sky.
CE Tauri ("Ruby Star") 608 Can be occulted by the Moon, allowing accurate determination of its apparent diameter.
CK Carinae 1,060
CW Leonis 700-826 CW Leonis has been one of the mistaken identities as the claimed planet "Nibiru" or "Planet X", due to its brightness as it approaches 1st magnitude.
Deneb (Alpha Cygni) 203
Epsilon Aurigae A (Almaaz) 143-358 ε Aur was incorrectly hailed as the largest star with a radius 2,000 R or 3,000 R, even though it later turned out not to be an infrared light star but rather a dusk torus surrounding the system.
Eta Carinae A (Tseen She) 250 Previously thought to be the most massive single star, but in 2005 it was realized to be a binary system. Its size is poorly defined. one study calculated 60 R, but at optical depth 0.67, the size would be 800 R. At the peak of the Great Eruption, it would have a size similar to VV Cephei A. Other recent estimates range from 85 R to 195 R.
EV Carinae 1,168-2,880 EV Car is an unstable star plagued by dust extinction. The value on the left is subject to inaccuracy and thus not yet well defined.
GCIRS 7 960±92
HD 303250 750
HDE 226868 20-22 The supergiant companion of black hole Cygnus X-1. The black hole is 500,000 times smaller than the star.
HR 5171 A 1,490 ± 540 HR 5171 A is a highly distorted star in a close binary system, losing mass to the secondary. Traditionally, it is considered a particularly large yellow hypergiant, although the latest research suggests it is a red supergiant. Its size can be calculated from its angular diameter, which has been measured using the AMBER instrument and VLTI. It varies from 1,315 ± 260 R to 1,575 ± 400 R.
HV 11423 1,060–1,220 HV 11423 is variable in spectral type (observed from K0 to M5), thus probably also in diameter. In October 1978, it was a star of M0I type.
HV 2112 918 Most likely candidate for a Thorne-Zytkow Object.
IRC+10420 (V1302 Aquilae) 1,342
IX Carinae 920
KW Sagittarii 1,009-1,460 Margin of possible error: ± 142 solar radii (Torres 2013).
KY Cygni 1,420–2,850 The upper estimate is due to an unusual K band measurement and thought to be an artifact of a reddening correction error, and is thought to be against stellar evolutionary theory. The lower estimate is consistent with other stars in the same survey and with theoretical models.
La Superba (Y Canum Venaticorum) 307-390 Currently one of the coolest and reddest stars.
LBV 1806-20 200 Formerly a candidate for the most luminous star in the Milky Way.
LP Andromedae 815
Mira A (Omicron Ceti) 332–402 Prototype Mira variable. De beck (2005) calculates 541 R.
Mu Cephei (Herschel's "Garnet Star") 1,260 Other recent estimates range from 650 R to 1,420 R
NML Cygni 1,183–2,770 An accurate measure of its distance and its luminosity combined with assumptions of its temperature give 1,640 R for 3,250 K or 2,770 R for 2,500 K.
NR Vulpeculae 980
NSV 25875 891
Peony Nebula Star 100 Candidate for most luminous star in the Milky Way.
Polaris (Alpha Ursae Minoris) 37.5 The current northern pole star.
PZ Cassiopeiae 1,190-1,940 1,260-1,340 The largest estimate is due to an unusual K band measurement and thought to be an artifact of a reddening correction error. The lowest estimate is consistent with other stars in the same survey and with theoretical models, and the intermediate ones have been obtained refining the distance to this star, and thus its parameters.
R Doradus 370 Star with the second largest apparent size after the Sun.
R Leporis (Hind's "Crimson Star") 400–535 One of the largest carbon stars existent in the Milky Way. Margin of possible error: ± 90 solar radii.
R136a1 35.4 Also on record as the most massive and luminous star known.
RAFGL 2139 1,200 RAFGL 2139 is a rare red supergiant companion to WR 114 that has a bow shock.
Rho Cassiopeiae 400-500 Yellow hypergiant, one of the rarest types of a star.
Rigel A (Beta Orionis A) 78.9
RS Persei 770-1,000 In the Perseus Double Cluster. Margin of possible error: ± 30 solar radii (Baron 2014).
RT Carinae 1,090
RU Virginis 742
RW Cephei 1,535 RW Cep is variable both in brightness (by at least a factor of 3) and spectral type (observed from G8 to M), thus probably also in diameter. Because the spectral type and temperature at maximum luminosity are not known, the quoted sizes are just estimates.
S Cassiopeiae 930
S Cephei 760
S Doradus 100-380 Prototype S Doradus variable
S Persei 1,212 ± 124 In the Perseus Double Cluster. Other recent estimates range from 780 R to 1,230 R.
SMC 018136 1,310 This would be the largest star in the SMC.
SU Persei 780 In the Perseus Double Cluster
The following well-known stars are listed for the purpose of comparison.
The Pistol Star 340 Blue hypergiant, among the most massive and luminous stars known.
TV Geminorum 620-710 (–770)
U Lacertae 1,025
UY Scuti 1,708 ± 192 Margin of error in size determination: ±192 solar radii. At the smallest, it would have a size similar to VX Sagittarii (see below)
V1185 Scorpii 830
V354 Cephei 690-1,520
V355 Cepheus 300-770
V382 Carinae 747 The brightest yellow hypergiant in the night sky, one of the rarest types of star. Achmad (1992) calculates 600 R to 1,100 R or 700 ± 250 R.
V396 Centauri 1,070
V437 Scuti 874
V509 Cassiopeiae 400–900 Yellow hypergiant, one of the rarest types of a star.
V602 Carinae 860-1,050 Margin of possible error: ± 165 solar radii (Torres 2015).
V669 Cassiopeiae 859
V838 Monocerotis 380 (in 2009) A short time after the outburst V838 Mon was measured at 1,570 ± 400 R. However the distance to this "L supergiant", and hence its size, have since been reduced and it proved to be a transient object that shrunk about four-fold over a few years.
V915 Scorpii 760
VV Cephei A 1,400 1,050–1,800 VV Cep A is a highly distorted star in a close binary system, losing mass to the secondary for at least part of its orbit. Older estimates have given much larger sizes.
VV Cephei B 13-25 The B-type main sequence companion of VV Cephei A.
VX Sagittarii 1,520 VX Sgr is a pulsating variable with a large visual range from 1,350 R to 1,940 R and varies significantly in size.
VY Canis Majoris 1,420 ± 120 Once thought to be a star so large that it contradicted stellar evolutionary theory with a radius of 1,800 R to 2,200 R, improved measurements have brought it down to size.
Westerlund 1-26 1,530-1,580 (–2,000) Very uncertain parameters for an unusual star with strong radio emission. The spectrum is variable but apparently the luminosity is not.
WOH G64 1,540 ± 77 This would be the largest star in the LMC, but is unusual in position and motion and might still be a foreground halo giant. Ohnaka (2009) calculates 1,730 R.
XX Persei 710 In the Perseus Double Cluster
Orbit of Saturn 1,940 - 2,169 Reported for reference
Orbit of Jupiter 1,064 - 1,173 Reported for reference
Outer limits of the asteroid belt 816 Reported for reference
Inner limits of the asteroid belt 412 Reported for reference
Orbit of Mars 297 - 358 Reported for reference
Sun's red giant phase 256

349–448

The core hydrogen would be exhausted in 5.4 billion years. In 7.647 billion years, The Sun would reach the tip of the red-giant branch of the Hertzsprung–Russell diagram. (see below)

Reported for reference

Orbit of Earth 211 - 219 Reported for reference
Orbit of Venus 154 - 157 Reported for reference
Orbit of Mercury 66 - 100 Reported for reference
Sun's helium burning phase 10 After the red-giant branch the Sun has approximately 120 million years of active life left.

Reported for reference

Sun 1 The largest object in the Solar System.

Reported for reference

  1. Russell, Henry Norris (1914). "Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars". Popular Astronomy22: 275. Bibcode:1914PA.....22..275R.
  2. Henroteau, F. (1926). "An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables". Popular Astronomy34: 493. Bibcode:1926PA.....34..493H.
  3. Shapley, Harlow (1925). "S Doradus, a Super-giant Variable Star". Harvard College Observatory Bulletin No. 814814: 1. Bibcode:1925BHarO.814....1S.
  4. Payne, Cecilia H.; Chase, Carl T. (1927). "The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8". Harvard College Observatory Circular300: 1. Bibcode:1927HarCi.300....1P.
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 http://shao.az/az/news/80