Ulduz

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Keçid et: naviqasiya, axtar
Ulduzlar

Ulduz — plazmadan ibarət işıq saçan kürədir. Bizə ən yaxın ulduz Günəşdir. Yerdən olan məsafəsindən və parlaqlığından asıı olaraq gece açıq gözlə 6 minə qədər ulduz görmək mümkündür. Tarixən gecə göyü bürclərə və asterizmlərə bölünmüşdür. Parlaqlığı ilə seçilən ulduzlara isə adlar verilmişdir. Kainatdakı ulduzlərın əksəriyyəti qalaktikaların tərkibində qruplaşıblar. Bizim qalaktikanı Süd yolu adlandırırıq və gecə təmiz havada adi gözlə müşahidə oluna bilir. Gecə aydın havada adi gözlə Andromeda dumanlığını, həmçinin Böyük və Kiçik Magelan buludlarını görmək mümkündür.

Ulduzlar, isti və parlaq göy cisimləridir. Ulduzlar hidrogen, helium kimi atomları nüvəsində yandıraraq öz enerjilərini çıxararlar. Böyüklük, kütlə və istilik baxımından çox fərqli ulduzlar vardır. Səth istilikləri 3000 ilə 50.000 ° C arasında dəyişə bilər. Ən isti ulduzlar mavi, ən soyuq ulduzlar da qırmızıdır. Günəş, 5500 ° C istilik ilə orta istilikdə, sarı rəngli bir anakol ulduzudur. Fərqli növlərdə ulduzlar vardır bunlara nümunə, anakol ulduzları, nəhənglər, ağ cırtdanlar, qara cırtdanlar, neytron ulduzları, pulsarlar və qara dəliklər verilə bilər. Nüvəsindəki yanacağı istehlak etmiş olan ulduz, ömrünün sonuna gəlmişdir və komet olaraq partlayacaq və kütləsinə bağlı olaraq cırtdan ulduz, neytron ulduzu və ya qara dəlik olacaq. Supernova çox güclü bir partlamadır və yeni ulduz meydana gəlmə bölgələri bu partlamalardan sonra meydana gələr. Bir başqa deyişlə, ulduzlar küllərindən yenidən doğulurlar.

 Ulduzların daxilində istilik nüvə reaksiyaları gedir. Bunun hesabına ulduzun daxilindəki enerji kosmosa şüalanır və o işıq saçır. İstilik nüvə reaksiyaları zamanı ilk olaraq hidrogenin yanaraq hidrogenə çevrilməsi baş verir. Bu proses daha ağır elementlərə çevrilənə qədər davam edir. Məsələn, İfrat nəhəng ulduzların nüvəsində dəmir yaranana qədər davam edir. Ulduzlar, dumanlıq dediyimiz ulduz əmələgəlmə sahələrindən yaranırlar. Astronomlar müşahidədən ulduzların ölçüsünü, kütləsini, işıqlıqlarını, temperaturlarını, kimyəvi tərkibini və spektrlərini təyin edirlər. Ulduzların kütləsi onların təkamülündə mühüm rol oynayır. Onların temperatur və diametrləri isə mövcud olduqları müddətdə daim dəyişir. Ulduzların işıqlılıqlarının temperaturdan asılılığı Hersşprunq-Ressel diaqramı vasitəsilə təyin olunur. Həmçinin ulduzun bu diaqramdakı yeri onun yaşını və təkamülün hansı mərhələsində olduğunu təyin etməyə imkan verir.

İlk vaxtlardan bəri insan səma ilə maraqlanmış, ulduzları araşdırmaq üçün ilk ciddi addım isə, ilk teleskopu reallaşdıran İtalyan alimi Qalileo tərəfindən atılmışdır. Göy hadisələri ilə maraqlanan elm sahəsi də, «astronomiya» adı altında inkişaf etmişdir. Göy üzündə görünənlərdən də daha çox ulduz olduğu bilinməkdədir. Gözlə görülənlərin sayı, 8.000 qədərdir. . Şəkilləri çəkilə bilən ulduzların sayı isə 50.000.000.000 qədərdir. Ayrıca səmada işıq verməyən ulduzlar da vardır ki, bunlar öz günəşləri olan ulduzların ətrafında dönməkdədirlər.

Ulduzun həyatı qaz dumanlığındakı qravitasiya kollapsı ilə başlayır və əsasən hidrogen və heliumdan və cüzi miqdarda digər ağır elementlərdən ibarət olur. Nüvə kifayət qədər sıxlaşdığı anda istilik nüvə reaksiyasının başlanması üçün lazımi temperatur yaranır və hidrogen yanaraq heliuma çevrilir. Radiasiya və konveksiya proseslərinin hesabına ayrılan enerji ulduzun daha üst qatlarına ötürülür. Daxili təyziq qüvvəsi ilə qraviyasiya qüvvəsinin kollapsa səbəb olmasına mane olur. Kütləsi 0.4 Günəş kütləsindən böyük olan ulduzun hidrogen yanıb tükəndikdə radiusu genişlənərək və soyuyaraq qırmızı ifratnəhəngə çevrilir. Massiv kütləli ulduzlarda yanma prosesi ağır elementlərin yaranmasına kimi gedir və sonda dəmir nüvə yaranır. Ulduz təkamülünün sonunda kütləsindən asılı olaraq ağ cırtdana, neytron ulduzuna və ya qara dəliyə çevrilir.

Ulduzların uzaqlığını ölçmək üçün tətbiq olunan metod ilk dəfə 1838-ci ildə Bassel tərəfindən tapılmışdır. Səmadakı araşdırmalar, uzaqlıqların çox böyük olması üzündən qeyri-kafi qalmaqdadır. Dünyaya ən yaxın ulduzun işığının gəlməsi belə 4 il davam etməkdədir. Göy üzündə görünən bəzi ulduzlar hərəkət halındadır

Ulduzların enerjiləri[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzlar arasında bir çox fərqlər vardır, bunlar müxtəlif xüsusiyyətlərdən qaynaqlanırlar. Lakin ulduzların hamısında təməl enerji qaynağı eynidir. Bu təməl enerji qaynağı, yüngül atomlardan, ağır atomlar meydana gəlməsidir.

Günəş və ulduzların enerjilərini haradan aldıqları elm adamları üçün davamlı bir sual olmuşdur. Enerjilərini maddələrin kimyəvi yanmasından aldıqları qarşıya qoyulmuş, bu bir nəticə gətirməyincə radioaktiv atomların bu enerjini meydana gətirdiyi qarşıya qoyulmuşdur. Sonradan bunun da doğru olmadığı aydın olmuş və 1920-ci illərdə bu enerjiyə, nüvə reaksiyalarının meydana gətirdiyi maddənin dəyişməsinin səbəb olduğu aydın olmuşdur.

Orta böyüklükdə bir ulduz olan Günəşin səth istiliyi 6000 ° C olmaqla birlikdə istilik mərkəzə getdikcə artmaqda və mərkəzdə 14-15.000.000 dərəcəni tapmaqdadır. Günəşin içərisində təməl enerji istehsal edən reaksiyaların var olduğu bir gərçəkdir. Bu reaksiyalar hidrogen nüvəsi yaxud pratonlar arasındakı vuruşmalardan meydana gələn Helyum nüvəsidir. Günəşdə və Günəşə yaxın ağırlıqları olan ulduzlarda "Praton-praton bir-birini təsir etmə" reaksiyası vardır.

Bu reaksiyadan başqa ağır ulduzlarda aktiv olan başqa bir reaksiya daha vardır. Temperatur 20.000.000 dərəcəni tapan bu ulduzlarda "karbon dövrəsi" adı verilən reaksiya aktiv haldadır. Bu dövrədə karbon atomunun keçən pratonlarla hərəkət etdiyi altı pillə vardır. Əməliyyatın, yəni reaksiyasını sonunda dörd praton istifadə bir helium nüvəsi meydana gətirmişdir. Bunun ağırlığı "Proton-birini təsir etmə" reaksiyonunda olduğu kimi, orijinal nüvə ağırlığının 0.810'u qədər bir azalma göstərir. Bu azalan fərq enerji olaraq ətrafa yayılır. Karbon dövrəsinin Günəşdə də az miqdarda olduğuna dair çox qüvvətli olmayan dəlillər vardır.

Ulduzların Ömrü[redaktə | əsas redaktə]

Əslində bir ulduzun yaşaması və ölümü kütləsinə bağlıdır. Ağır çəkili bir ulduz (təxminən 20 Günəş kütləsi) nüvə yanacağını sürətli istifadə və hidrojenini tez istehlak edər. Yüngül çəkili bir ulduz isə, başlanğıcda çox az bir yanacağa sahib olmasına baxmayaraq, bunu az-az istifadə edir və daha uzun bir müddət yaşayır. Bir ulduzun ömrü bizim asanca dəyərləndirə bilməyəcəyimiz qədər uzundur. Buna görə Günəşi bir müqayisə ünsürü olaraq istifadə edə bilərik. Günəş təxminən olaraq 10 milyard il yaşayacaq.

Ən ağır bir ulduz bu müddətin mində biri qədər bir müddətdə ömrünü davam etdirəcək çox yüngül kütləli ulduzlar isə bu müddətdən 100 qat daha uzun bir müddət yaşayacaqlar. Ağır ulduzların ömrü bu mərhələlərdən keçir: Milyardlarla il parlayaraq mərkəzindəki hidrogeni tamamilə istehlak edən ulduz sıx bir helium qoru ilə qırmızı nəhəng halına gəlmək üçün genişləyər. Sonunda bu genişləmə ulduzun bir neçə saniyə içində hamısı ilə çökməsinə və çökən kordan yayılan bir enerji dalğası ilə bir komet olaraq partlamasına gətirib çıxarar.

Ulduzun xarici bölgələri tamamilə yox olduqdan sonra ancaq çox isti kiçik qoru görə bilərik. Bu yalnız günəş diametrinin yüzdə biridir. Yəni dünya çox çox böyük deyil və yüksək istilikdən dolayı ulduz ağ bir rəng almışdır. Buna görə bu cisimlərə "ağ cırtdan" adı verilmişdir. Ağ cırtdanlar çox kiçik olduqlarından səmada olduqca sönük görünərlər. Bu bir mənada yüngül ulduzun ömrünün sonu, yəni ölümü deməkdir.

Əmələgəlmə prosesi[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzların daxilinə getdikcə temperatur artır və mərkəzində bir neçə milyon dərəcəyə çatır. Bu şəraitdə istilik nüvə sintez reaksiyaları gedir. Ulduzların əksəriyyətində hidrogen atomlarının nüvələri bir neçə ardıcıl reaksiya nəticəsində helium atomu nüvəsinə çevrilir. İsti ulduzlarda hidrogen 10-100 mln. ildə heliuma çevrilir, ulduzların mərkəzində hidrogen tükəndikdən sonra onlar genişlənir və qırmızı nəhəngə çevrilir. Lakin bu mərhələ də uzun çəkmir.

Spektral analizlərin nəticələri[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzların xarici qatları spektral üsullarla bilavasitə müşahidə edilir. Ulduzların spektrləri kəsilməz şüalanma fonunda, əsasən, udulma xətlərindən ibarətdir. Bəzi ulduzların spektrində şüalanma xətləri var. Kəsilməz şüalanmanın yarandığı qat fotosfer, udulma xətlərinin yarandığı üst qat isə atmosfer adlanır. Əksər ulduzlarda fotosferin qalınlığı 300 km tərtibində olur. Ulduzların fotosferində sıxlıq və temperatur kəsilməz spektrdə enerjinin paylanması və spektral xətlərin intensivliyinə əsasən öyrənilir (ulduzların spektral təsnifi).

Parametrləri[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzların parametrləri (kütlə, radiusişıqlıq) adətən Günəş vahidlərində verilir.

Ulduzların parlaqlıq vahidi ulduz ölçüsüdür. Ulduzların həqiqi parlaqlığı onların bir sıra fiziki xarakteristikalarından asılıdır.

Ölçüləri[redaktə | əsas redaktə]

İfrat nəhənglərin radiusu Günəşinkindən 100 dəfələrlə böyükdür. neytron ulduzların radiusu isə bir neçə kilometrdir.

Ulduzlar arasında işıqlığı Günəşinkindən yüz min dəfə çox və o qədər dəfə az olanı var.

Kütlə artıqca ulduz daxilində temperatur artır. Volf-Raye tipli ulduzların temperaturu çox yüksəkdir, bəzən 100 000 K. Kütlə çox böyük olduqda qaz və şüalanma təzyiqi cazibə qüvvəsinə üstün gəlir və ulduz dayanıqsız olur. Çox kiçik olduqda daxili temperatur aşağı olur və ulduz işıq saçmır, planet kimi soyuq cismə çevrilir. Yalnız qoşa ulduzların kütləsi bilavasitə təyin edilir.

Dəyişən ulduzların parlaqlığı müəyyən dövr ilə (bir neçə saatdan bir ilədək) artıb azalır. Bunların bəziləri soyuq nəhənglərdir.

Qeyri-stasionar ulduzların parlaqlığı vaxtaşırı kəskin artır, qısa müddətdə böyük miqdarda enerji ayrılır. Yeniifrat yeni ulduzlarda bu hadisə xüsusilə güclüdür. T Buğa və UV Balina tipli qeyri-stasionar ulduzlar soyuq cırtdan ulduzlardır. Əksər ulduzların maqnit sahəsi zəifdir. Maqnit ulduzlar adlanan dəyişən ulduzlarda sahənin intensivliyi 10 minlərlə qauss, bəzi elementlərin miqdarı adi ulduzlardakına nisbətən bir neçə dəfə çox və ya az olur.

Ulduzaqədər məsafənin təyini[redaktə | əsas redaktə]

1835-39 illərdə yaxın ulduzlara qədər məsafə təyin edildi.

Ulduzlara qədərki məsafə (parseklə) parallaksın tərs qiymətinə (bucaq saniyələri ilə) bərabərdir. Lakin 0,01 saniyədən kiçik bucaqları ölçmək mümkün olmadığından bu üsul 50 parsekədək məsafə üçün doğrudur. Əksər ulduzlar çox uzaqdır.

Ulduzların həqiqi parlaqlığı onların bir sıra fiziki xarakteristikalarından asılıdır. Bu parlaqlıqları tutuşdurmaqla ulduzlara qədərki məsafə tapılır (buna spektral parallaks üsulu deyilir).

Məsafənin təyini üçün digər üsullar da var.

Ulduz topaları[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzlar tək-tək, qoşa, misilli və ulduz topaları şəklində müşahidə edilir. Bunlandan bəzilərini, yaxşı müşahidə şəraitində, adi gözlə də görmək mümkündür.

Ulduz topaları aşağıdakı formalarda ola bilər:

Kürəvi ulduz topaları[redaktə | əsas redaktə]

Bu topalarda ulduzlar xəyali kürə şəklində yerləşir. Kürənin mərkəzinə doğru ulduzların sayı artır.

Dağınıq ulduz topaları[redaktə | əsas redaktə]

Bu topalarda ulduzlar xaotik yerləşir. Heç-bir adıcıllıq və ya forma əsas götürülə bilmir. (bəzən müəyyən fiqurlara bənzədilə bilir)

Kürəvi topalarda ulduzların sayı, dağınıq topalardakılara nisbətən yüz dəfə çox olur.

Pulsarlar[redaktə | əsas redaktə]

Güclü radio, bəzən optik və rentgen şüalanma verən ulduzlar pulsarlar adlanır.

Bürclər[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzlar bürclərdə qruplaşır. Bürclərin çoxuna adları qədim yunanlar vermişdir. Ulduzlar arasında daha asan istiqamətlənmək və onları ayırmaq üçün səma qədim dövrdə 88 bürcə ayrılmışdır. Onlara qəhrəmanların (Herakl, Persey) , heyvanların (Qoç , Şir , Zürafə, Ayı) və məişət əşyalarının (Təzəri, Dolça) adları verilmişdir. Bürclərdə ən parlaq ulduzlara yunan hərfləri ilə işarə adı da əlavə olunur.

Parallaks[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Parallaks

Yerin Günəş ətrafına hərəkəti nəticəsində ulduzlar göy sferasında il ərzində yerini dəyişir (buna illik parallaks deyilir).

Starsinthesky.jpg

Sirius ulduzu[redaktə | əsas redaktə]

Alimlər ən parlaq ulduz olan Sirius ulduzunun bir cüt ulduz olduğunu kəşf etdilər. Bu səbəbdən Sirius ulduzu Sirius A və Sirius B olaraq ifadə edilən iki ulduzdan ibarət ulduz toplusudur.

Sirius ulduz toplusu bir-birlərinə doğru sanki yay şəklində ox çəkər və hər 49,9 ildən bir yaxınlaşarlar. Bu elmi məlumat hal-hazırdada Harvard, Ottawa və Leicester Universitetlərinin astronomiya bölmələrinin qəbul etdikləri elmi gerçəkdir.

Ən parlaq ulduz olan Sirius əslində bir cüt ulduzdur. Dönmə periodu 49.9 ildir. Burada, diqqət yetirilməsi lazım olan nöqtə, iki ulduzun bir-birləri ətrafında fırlanarkən yay şəklində iki ədəd orbit çəkdikləridir.

Mənbə[redaktə | əsas redaktə]

http://www.astrosurf.com/eratosthene/HTML/exposetheoastro.htm

Yıldız Nedir?