Bətəlqeyzə

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Jump to navigation Jump to search
Bətəlqeyzə
Ulduz
Position Alpha Ori.png
Müşahidə məlumatları
Məsafə 200 Parsek
Görünən ulduz ölçüsü (V) 0,42[3][4]
Bürc Orion
Astrometriya
Radial sürət (Rv) 21,91 kilometr saniyə[1]21,91 ± 0,51 kilometr saniyə[1]
Parallaks (π) 6,55 ± 0,83 milliarcsecond[5]
Mütləq böyüklük (V) −5,14
Xüsusiyyətləri
Ulduz təsnifatı M2I[6]
Fiziki xüsusiyyətləri
Kütlə 15 ± 2 M☉
Radius 955 solar radius, 887 solar radius1.000 ± 200 solar radius
İşıqlandırma gücü 60.000 ± 20.000 solar luminosity
Metallığı 0,01[2]
Digər təyinatlar
SAO 113271, GSC 00129-01873, 2MASS J05551028+0724255, HD 39801, HIP 27989, HR 2061, , IRAS 05524+0723, AAVSO 0549+07, α Ori, 58 Ori, ADS 4506 AP, AG+07 681, BD+07 1055, CCDM J05552+0724AP, CSI+07 1055 1, FK5 224, GC 7451, GCRV 3679, HIC 27989, IRC +10100, JP11 1282, N30 1266, PLX 1362, PLX 1362.00, PMC 90-93 162, PPM 149643, RAFGL 836, TD1 5587, TYC 129-1873-1, UBV 21314, V* alf Ori, WDS J05552+0724A, WDS J05552+0724Aa,Ab, WDS J05552+0724Aa,AcYZ 7 2503
Verilənlər bazasında məlumat
SIMBAD * alf Ori
Commons-logo.svg Vikianbarda əlaqəli mediafayllar

Alpha Orionis (α Orionis, qısaldılmış Alpha Ori, α Ori) adlı Bətəlqeyzə, göydəki doqquzuncu parlaq ulduz və Orion bürcündə ikinci parlaq ulduzudur. Fərqli dərəcədə qırmızı rəngdədir. Bətəlqeyzə, Qış Üçbucağı asterixini təşkil edən və Qış Hexagon mərkəzini qeyd edən üç ulduzdan biridir.

M1-2 spektral növü, adi gözlə görülən ən böyük və parlaq ulduzlardan biri olan qırmızı ifrat nəhəng kimi təsnif edilən bir ulduzdur. Əgər Bətəlqeyzə Günəş sisteminin mərkəzində olsaydı, onun səthi tamamilə Merkuri, Venera, Yer, Mars və ehtimal ki, Yupiterin orbitlərini örtən asteroid kəməri boyunca uzanacaqdı. Bətəlqeyzə, 10 milyon yaşın altında, yüksək kütləsi səbəbiylə sürətlə inkişaf etmişdir. Orion şəhərinin ulduzlarını ehtiva edən Orion OB1 Cəmiyyətinin doğulduğu yerdən bu qaçaq ulduz,ulduzlararası mühitində 30 km / s sürətlə hərəkət edərək müşahidə edilən 4-çarpaz geniş yay yaratdı.

Kəşf edilməsi.[redaktə | əsas redaktə]

Julia Margaret Cameron - John Herschel (Metropolitan Museum of Art copy, restored).jpg

Bətəlqeyzənin parlaqlığının dəyişməsini, ilk dəfə 1836'da Con Herşel tərəfindən Astronomiya Ana Xəttlərində müşahidələrini nəşr etdiyi zaman təsvir edildi. 1836-cı ildən 1840-cı ilədək Bətəlqeyzə Riqeldən 1837-ci ildə çıxdı və yenidən 1839-cu ilin noyabrında əhəmiyyətli dəyişikliklər oldu.[7] Bir onillikdə tənəzzüldən sonra; 1849-cu ildə Herschel 1852-ci ildə zirvəyə çatan qısa dəyişkənliyə diqqət yetirdi. Daha sonra, müşahidəçilər il ərzində aralıqsız yüksək maksimumları qeydə almışlar, lakin 1957-ci ildən 1967-ci ilə qədər kiçik dəyişikliklər qeyd edilmişdir. Amerikan Dəyişən Ulduz Müşahidəçilər Birliyi (AAVSO), 1933 və 1942-maksimum parlaqlıq 0.2, və 1927 və 1941-ci ildə müşahidə ən aşağı 1,2 dəyərini göstərir.[8][9] alı aye1603-cü ildə Uranometri'sinin nəşr olunmasından sonra ulduz alfa'sını ümumiyyətlə daha parlaq olan Rigel'e (beta) rəqib olduğu üçün səbəb təyin etdiyini açıqlaya bilər.[10]

Təxminən 600-700 işıq ili uzqlığı ilə bizə ən yaxın ulduzlardan biri olan Betəlqeyzə ömrünün sonuna gələrək qırmızı nəhəng mərhələsinə gəlmiş bir ulduzdur. Gecələri böyük şəhərlərdə də göy üzündə rahatlıqla görülə bilən betelgeuse Günəşin 1000 qatı olan diametri ilə həqiqətən şox böyük bir ulduzdur.

Xüsusiyyətləri[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzun kütləsi bizim Günəşimizdən 15 qat daha çoxdur. Amma bundan 8 milyon il əvvəl doğulduğunda kütləsindən bir az daha çox günəşin 20 qatı qədər olduğunu düşünə bilərsiniz. Bu da bir neçə milyon il öncə Betelgeusenin diametri Günəşin sadəcə 10 qatı olan O-B sinifli nəhəng bir anakol ulduzu olduğunu, bu günki kimi qırmızı deyil mavi-ağ bir rəngdə işiq yaydığını deməmiyimizə imkan verir.belə bir nəhən ulduzun ömrü qısadır. Günəşimizin hal hazırda 5 milyard yaşında olduğunu düşünsək bu müddətin nə qədər qısa olduğunu anlaya bilərsiniz. başqa sözlə desək dinazavrlar yer üzündə gəzdiyində Betelgeuse yox idi.

Günəşimiz nüvəsindəki hidrogeni heliuma çevirərək enerji xaric edir. Betəlqeyzə isə böyük kütləsi səbəbi ilə nüvəsindəki hidrogeni vəhşicəsinə , sürətlə yandıraraq çoxdan bitirib. hal hazırda hidrogeni yandıraraq əmələ gətirdiyi heliumu karbon, oksigen kimi elementlərə çevirir. Bu elementlərin nüvə reaksiyaları hidrogendən daha çox enerji ixrac etdiyi üçün ulduz bir şar kimi şişərərk bu günki nəhəng ölçülərə çatmışdır. Şişmədən qaynaqlanan səthi genişlənməsi səbəbi ilə ulduzun səth istiliyi günəşin təxminən yarısı, 3200 santiqrad dərəcəsidir. Bu yüksək enerji yayılması ulduzu şişirdiyi kimi xarici qatlarının da yavaş yavaş cazibəsindən qurtularaq kosmosa yayılmasına və ulduzun çevrəsində bir "sis buludu" əmələ gətirməsinə səbəb olur. Bu "sis buludu" nun toplam kütləsinin Günəşdən çox olduğununda unutmayaq.

Hal-hazırda heliumu, oksigeni, karbonu nüvə reaksiyasına daxil edərək nüvəsində sürətlə dəmir yığımı əmələ gətirən ulduz ömrünün sonuna yaxınlaşmış vəziyyətdədir. Dəmir digər elementlər kimi birləşərək başqa elementlər əmələ gətirmir. Bunun üçün xaricdən enerji verilməsinə ehtiyac var . Yəni bir müddət sonra ulduzun nüvəsi bütövlükdə dəmirdən ibarət olacaq və enerji idxal edilməsi başa çatacaq. Bu olduğunda isə Betelgeuse- ni çökmədən qoruyan şüa təzyiqi qalmayacaq. Dolayısı ilə ulduz böyük bir sürətlə öz içinə çökəcək. Bu çökmə dəmirin ehtiyac duyduğu "xarici enerjinin " qaynağıdır.

Cazibənin yaratdığı bu enerji dəmir nüvəsinin anidən həddindən artıq isinib böyük nisbətdə sıxışmasına səbəb olacaq və çox şiddətli bir nüvə reaksiyası gerçəkləşəcək. Nüvəsindəki dəmir atomları bu ani reaksiya ilə nikel, mis, sink, gümüş. barium,civə, qızıl kimi daha ağır elementlərə çevriləcəklər. Və bütün bu cevrilişin adına " İfratnəhəng ulduz partlayışı" deyilir.Partlama baş verdiyində Betəlqeyzə yer üzündən çox güclü bir parlaqlıqda ulduz kimi görünəcək.Bu çox parlaq hali təxminən 7-10 gün sürəcək. Sonra isə yavaşca sönərək itib gözdən gedəcək.

İstinadlar[redaktə | əsas redaktə]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 B. Famaey, X. Luri, M. Mayor et al. Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data // Astron. Astrophys.EDP Sciences, 2005. — Vol. 430, Iss. 1. — P. 165–186. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846doi:10.1051/0004-6361:20041272
  2. 2,0 2,1 Ph. Prugniel, I. Vauglin, M. Koleva The atmospheric parameters and spectral interpolator for the MILES stars // Astron. Astrophys.EDP Sciences, 2011. — Vol. 531. — P. 165–165. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846doi:10.1051/0004-6361/201116769arXiv:1104.4952
  3. The HYG Database
  4. Johnson H. L., Iriarte B., Mitchell R. I. et al. UBVRIJKL photometry of the bright stars // Communications of the Lunar and Planetary LaboratoryUniversity of Arizona Press, 1966. — Vol. 4. — P. 99. — ISSN 0099-6416
  5. Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction // Astron. Astrophys.EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, Iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846doi:10.1051/0004-6361:20078357arXiv:0708.1752
  6. Plez B., Massey P., Levesque E. M. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought // Astrophys. J. / E. VishniacIOP Publishing, 2005. — Vol. 628, Iss. 2. — P. 973–985. — ISSN 0004-637X; 1538-4357doi:10.1086/430901
  7. Wilk, Stephen R. (1999). "Further Mythological Evidence for Ancient Knowledge of Variable Stars". The Journal of the American Association of Variable Star Observers27 (2): 171–74. Bibcode:1999JAVSO..27..171W.
  8. Davis, Kate (December 2000). "Variable Star of the Month: Alpha Orionis". American Association of Variable Star Observers (AAVSO). Retrieved 10 July2010.
  9. Burnham, Robert (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, Volume 2. New York: Courier Dover Publications. p. 1290. ISBN 0-486-23568-8.
  10. MacDonald, John (1998). The Arctic sky: Inuit astronomy, star lore, and legend. Toronto, Ontario/Iqaluit, NWT: Royal Ontario Museum/Nunavut Research Institute. pp. 52–54, 119. ISBN 978-0-88854-427-8.