Nəhənglərin Asimptotik qolu

Vikipediya, azad ensiklopediya
Jump to navigation Jump to search

Nəhənglərin Asimptotik qolu — Nəhənglərin asimptotik qolu AGB H-R diaqramında inkşafda olan kiçik və orta kütləli ulduzların yerləşdiyi hissədir. Nəhənglərin asimptotik qolunun tipik nümayəndəsi qırmızı nəhəngdir. Belə ulduzun karbon və oksigendən ibarət nüvəsi, nüvənin ətrafında isə iki təbəqə vardır. Birinci təbəqədə helium yanaraq karbona çevrilir, ikinci təbəqədə isə hidrogen yanaraq heliuma çevrilir. Nüvə oksigenkarbondan ibarətdir və burada heç nüvə reaksiyası getmir.[1]

AGB mərhələsi – bu mərhələdə iki hissəyə bölünür: Erken AGB və döyünən temperaturlu AGB. Erkən AGB mərhələsində karbon və oksigendən ibarət nüvənin ətrafındakı nazik təbəqədə heliumun yanması əsas enerji mənbəyidir. İnkşafının bu dövründə ulduz ölçülərini çox böyüdərək qırmızı nəhəngə çevrilir. Onun ölçüsü 1 a.v çata bilər. Təbəqə daxilindəki helium bütünlüklə sərf olunduqdan sonra temperatur döyünməsi mərhələsi başlayır (pulsasiya). Bu zaman ulduz əsas enerjini nazik təbəqədəki hidrogenin yanması hesabına verir. Bir neçə min il davam edən bu döyüntülər zamanı nüvədəki maddə xarici təbəqələrdəki maddələr ilə qarışır və ulduzun müxtəlif hissələrindəki elementərin miqdarı əvvəlkinə nəzərən dəyişir.[1]

AGB ulduzlar adətən böyük müddətli dəyişən ulduzlara aiddir. Onlar ulduz küləyi nəticəsində böyük kütlə itirirlər. Ulduz AGB mərhələsində kütləsinin 50-70% - ni itirə bilər.[1]

AGB ulduzlarının böyük kütlə itirməsi onu göstərir ki, onlar geniş ulduzətrafı örtüklərlə əhatə olunur. AGB periodunun orta müddəti 1 mln il və maddə itgisinin sürətinin 10 km/san götürsək belə təbəqənin maksimal radiusu 3•1014 km qiymətləndirilə bilər. Belə böyük məsafələrdə ehtimal olunur ki, ulduz küləyi maddəsi və ulduzlararası mühitin maddəsi qarışır. Bütün bu proseslər ulduza yaxın məsafədə baş verir. Onları asanlıqla müşahidə etmək mümkündür. Ulduzətrafı təbəqələrin temperaturu qazın və tozun qızma və soyuma proseslərindən asılıdır. O fotosferdən uzaqlaşdıqca 2000-3000K qədər düşür. AGB ulduzlarındakı ulduz küləkləri kosmik tozun əmələ gəlməsi mənbəyi və nəticədə kainatdakı əsas toz mənbəyi hesab olunur. AGB ulduzlarının ulduz küləyi Mazer şüalanmasının mənbəyidir. Şüalanma molkulları SiO, H2O və OH-dır.

Bu ulduzlar öz təbəqələrinin hamısını itirdikdən sonra təkcə nüvə qalır və onlar planetar dumanlıqlar mərhələsinə keçir.[1]

Əgər Post-AGB mərhələsində olan ulduz ancaq optik diapozonda müşahidə olunursa onun spektri adi ifratnəhəngin spektrindən ayırmaq çətin olur. Əksər hallarda bu ulduz F-G spektral sinfindən olur. Orta spektral ayrdetmələr zamanı iki cəhət fərqləndirilir: (neytral hidrogen xətlərinin mürəkkəb profili və C2 və C3 molekulyar zolaqları).

Əsas spektrdə olan C molekulları zolaqları soyuq karbon ulduzlarına aiddir. Bu ulduzların atmosferinin temperaturu 3000-2000K dir. Temperaturu 7000-5000K olan ulduzların spektrində bu cür zolaqların olması ulduz atmosferinin klassik modeli ilə uyğunlaşmır. Spektrlərin dəqiq tədqiqatı göstərir ki, molekulyar spektrlər ulduzətrafı örtüklərdə yaranır.Ulduzların atmosferində və örtüklərində yaranan spektr xətlərinin nisbi sürüşməsi, örtüklərin genişlənmə sürəti (10-20 km/san) və onun yaşı (200-300 il) haqqında məlumat verir.[1]

 Post-AGB mərhələsində olan bəzi obyektlərin spektrlərində karbon molekullarının udulma zolaqları aşkar olunmuşdur. Belə zolaqlar Günəş sisteminin kometlərinin nüvələrini əhatə edən qaz-toz başlıqlarının spektrləri üçün xarakterikdir. Şüa sürətinin ölçülməsi  və müxtəlif rəqsi keçidlərin nisbi intensivliyi göstərmişdir ki, bu udulma zolaqları dartılmış ulduzətrafı örtüklərdə yaranır. Bu komet başlıqlarında olduğu mexanizm kimidir. Ulduz ətrafı örtük tozlarındakı şüalanmanın analizi ulduzətrafı toz buludunun daxili hissələrini tədqiq etməyə imkan verir. [1]

İstinadlar[redaktə | əsas redaktə]