Qırmızı nəhənglər

Vikipediya, azad ensiklopediya
Jump to navigation Jump to search
Solar-type Red Giant structure it

Qırmızı nəhəng, ulduz təkamülünün son mərhələsində olan kütləsi (təxminən 0,3-8 Günəş kütləsi ) intervalında olan parlaq nəhəng ulduzdur. Xarici atmosfer genişlənmiş və zəifləmiş, radiusu böyükdür və səth temperaturu 5000 K (4,700 ° C, 8,500 ° F) və daha aşağıdır. Qırmızı nəhənglər görünüşü sarı-narıncıdan qırmızıya doğrudur, spektral sinfi adətən K və M-dir, həmçinin sinif S spektral sinifə də aid ola bilən ulduzlarıdır və daha çox karbon ulduzlarıdır. Ən çox yayılmış qırmızı nəhənglər qırmızı nəhənglər qolunda olan ulduzlardır ki, onların nüvəsi cırlaşmış heliumdan ibarətdir.


Xüsusiyyətləri.[redaktə | əsas redaktə]

Qırmızı nəhənglərin daxili quruluşu olduqca mürəkkəbdir. Bu ulduzların mərkəzində radiusu 10-3 ulduz radiusuna, kütləsi 0,25 Günəş kütləsinə bərabər olan izotermik nüvə vardır. Bu nüvə cırlaşmış helium qazından ibarətdir. Nüvənin cırlaşmasına səbəb sıxlığı çox böyük olmasıdır. Məsələn, kütləsi 1,3 Günəş kütləsi olan qırmızı nəhəngin helium nüvəsində sıxlıq 350 kq/sm3 -dır, belə ulduzun nüvəsində temperatur 40*106 K-dir. İzotermik nüvə qalınlığı 10-3 ulduz radiusu qədər olan nazik halqa ilə əhatə olunmuşdur. Ulduzun daxili enerji mənbəyi də məhz əsasən hidrogendən ibarət olan bu nazik halqada hidrogenin "yanması" ilə bağlı istilik nüvə reaksiyalarıdır; bu ulduzun heliumdan ibarət nüvəsində istilik nüvə reaksiyası gedə bilməz, çünki bunun üçün temperatur 108 K olmalıdır, burada isə 40*106 -dır. Qırmızı nəhəngin 9/10 ulduz radiusu qədər çox geniş üst örtüyü güclü konvektiv zonanı təşkil edir. Ulduzun kütləsinin 70%- i bu zonadadır [1].

Təkamül.[redaktə | əsas redaktə]

Qırmızı nəhənglər kütləsi təxminən 0,3 Mʘ-dən 8 Mʘ olan baş ardıcıllıq ulduzlardan təkamül edirlər. [2] Bu elementlər bütün ulduz boyunca vahid şəkildə qarışdırılır. Onun baş ardıcıllığı boyunca ulduz yavaş-yavaş özündə hidrogenin heliuma çevrilməsini təmin edir və hidrostatik tarazlıq yaranır. Artıq baş ardıcıllıq dövründə, ulduzun nüvəsində hidrogen yavaş-yavaş heliuma çevrilir; baş ardıllıgın sonunda nüvədə hidrogen demək olar ki, cırlaşmış olur. Günəş üçün baş ardıcıllıqda yaşama ömrü təxminən 10 milyard ildir. Daha çox massiv ulduzlar nisbətən daha sürətli yandırırlar və massiv ulduzlardan daha az yaşama ömrü var. [3]

Nüvə reaktoru öz içərisində hidrogen yanacağı tükəndikdən sonra, nüvə reaksiyaları artıq davam edə bilmir və beləliklə, nüvə öz cazibəsi ilə əlaqələnir.

Nüvə ətrafındakı qabıqda hardaki temperatur və təzyiqin kifayət qədər olduğu hissədə cırlaşmasnın baş verməsi üçün əlavə hidrogen gətirilir. Sonra ulduzun xarici təbəqələri çox genişlənir və ulduzun həyatının qırmızı-nəhəng mərhələsinə başlayır. Ulduzun genişləndiyi kimi, ulduzun yanan qabığında çıxarılan enerji daha çox bir səth sahəsi üzərində yayılır və nəticədə aşağı səth temperaturu və ulduzun görünən işığında qırmızıya doğru dəyişiklik olur - bu səbəbdən qırmızı nəhəng olur. Hal-hazırda, ulduzun Hersşenpurq - Ressel (H-R) diaqramının qırmızı-nəhəng qolundan yuxarı qalxdığı deyilir. [3]

Qırmızı nəhəng qolu boyunca hərəkət edən ulduzun təkamül yolu, ulduzun kütləsindən asılı olaraq nüvənin tam dağılması ilə başa çatır. Günəş və təxminən 2 Mʘ [4] az olan ulduzlar üçün kollaps baş verir.

İstinadlar[redaktə | əsas redaktə]

  1. R.Ə. Hüseynov " Astronomiya" Maarif nəşriyyatı, 1997
  2. Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420.
  3. 1 2 Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. pp. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
  4. Fagotto, F.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (1994). "Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 105. Bibcode:1994A&AS..105...29F.