Ulduz

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Keçid et: naviqasiya, axtar
Ulduzlar

Ulduzlar haqqında ümumi məlumat[redaktə | əsas redaktə]

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.

Ulduzlar kainatda ən çox yayılmış göy cisimləridir. Kosmik maddənin kütləsinin 98%-i ulduzlara məxsusdur. Ulduzlar Günəşəbənzər obyektlərdir, yəni işıqistilik enerjisinə malik olan qaz kütlələridir. Ulduzlar kütlə, radius və işıqlıqlarına görə bir-birlərindən ciddi fərqlənirlər. Elə ulduzlar var ki, onların radiusuları Günəşinkindən yüz dəfələrlə, hətta min dəfə böyükdür. Ulduzların kütləsi Günəşinkindən 50 dəfə kiçik və ya 80 dəfə böyük ola bilir. İşıqlıqları isə Günəşinkindən yüz min dəfə böyük, yaxud kiçik ola bilir.

Ulduzların daxili qatlarında və atmosferində fiziki şərait müxtəlifdir. Bu müxtəliflik onların kütləsindən, radiusundan və işıqlığından ciddi surətdə asılıdır.

Ulduzların spektrləri də bir-birindən ciddi fərqlənir. Ulduzların əksəriyyətinin spektri xarakter etibarilə Günəşinkinə bənzəyir, yəni parlaq kəsilməz spektrin fonunda udulma xətlərindən ibarətdir. Lakin kəsilməz spektrdə enerjinin paylanmasına, spektrdə udulma xətlərinin sayı və intensivliyinə görə ulduzların spektrləri bir-birindən ciddi surətdə fərqlənir.

Ulduzların yaranması[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzun təkamülü onun ulduz beşiyi adlanan nəhəng molekulyar buludlarda yaranması  ilə başlayır. Qalaktikada  ulduzlararası fəzada 1sm3  0,1- 1  molekul düşür. Molekulyar buludlar da isə  sıxlıq 1 sm3  -da təxminən milyon molekula çatır.  Belə buludun kütləsi  100 000—10 000 000 Günəş kütləsi qədər  və ölçüsü 50-300 işıq ili tərtibində olur.

Molekulyar bulud qalaktikanın ətrafında sərbəst dolandığı müddətdə heç nə baş vermir. Lakin qravitasiya sahəsinin qeyri-bircinsliyi nəticəsində lokal maddə konsentrasiyasına səbəb olan həyacanlanmalar baş verir. Bu cür həyacanlanmalar  molekulyar buludda qravitasiya kollapsına səbəb olur.  Qravitasiya kollapsına səbəb olacaq fərziyyələrdən  biri  iki buludun toqquşmasıdır.  Digərinə görə isə qravitasiya kollapsı  molekulyar buludun  qalaktikanın böyük sıxlıqlı  spiral qolundan  keçməsi zamanı baş verir.  Həmçinin molekulyar  buludun yaxınlığında partlayan ifratyeni  ulduzun böyük sürətlə yayılan zərbə dalğası da qravitasiya kollapsına səbəb ola bilər.  Bir sözlə bütün hallarda  molekulyar buludda qeyri-bircinslik yarda biləcək bütün prosesler ulduzyaranma prosesinə təkan verə bilər. Yaranmış qeyri-bircinslik səbəbindən  molekulyar buludun təyziqi sıxılma qüvvəsinin qarşısını ala bilmir və nəticədə qaz kütləsi bir mərkəzdə toplanmağa başlayır.

Virial teoreminə əsasən qravitasiya enerjisinin yarısı buludun  qızmasına, digər yarısı şüalanmaya sərf olunur. Qaz buludlarında sıxlıq və təyziq  mərkəzə doğru artır. Nəticədə mərkəzi hissənin kollapsı periferiyaya nisbətən daha tez baş verir.  Sıxılma nəticəsində fotonların sərbəst qaçış məsafəsi azalır və bulud məxsusi şüalanması üçün qeyri- şəffaf olur. Bu isə öz növbəsində temperatur və təyziqin daha sürətlə armasına səbəb olur.  Sonra qravitasiya  qüvvəsi ilə təyziq qüvvəsi tarazlaşır və kütləsi ulduzun kütləsinin  1% -ni təşkil edən  hidrostatik nüvə yaranır.  Bu period müşahidə oluna bilmir, çünki qlobullar  optik diapazonda qeyri-şəffafdırlar.  Protoulduzun sonrakı təkamülü  akresiyadır - nüvənin üzərinə maddə tökülür və  onun ölçüləri böyüyür.  Sonda buludda sərbəst hərəkət edən maddə tükənir və ulduz optik şüalarda görünən olur.  Bu an protoulduz  fazasının bitməsi və cavan ulduz fazasının başlanğıcı  hesab olunur.    

Bu senari molekulyar bulud firlanmadığı hal üçün doğrudur, lakin bütün  hallarda bütün molekulyar buludlar  kiçik də olsa fırlanma momentinə malik olur.   İmpulsun saxlanması qanununa əsasən buludun ölçüsü kiçildikcə fırlanma sürəti artır və müəyyən anda maddə bir cisim kimi deyil laylara bölünərək, müstəqil kollapsa davam edirlər.  Bu layların sayı və kütləsi  molekulyar  buludun başlanğıc kütləsindən asılıdır.  Bu parametrlərdən asılı olaraq göy cisimlərinin müxtəlif sistemi formalaşır:  ulduz topaları, qoşa sistemlər, planetə malik ulduzlar. 

Ulduzların təkamülü[redaktə | əsas redaktə]

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.

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

Normal ulduzlar[redaktə | əsas redaktə]

Qoşa və dəyişən ulduzlar[redaktə | əsas redaktə]

Dəyişən- ulduz, parlaqlıqları zaman içində dəyişən ulduzlardır. Parlaqlıqları ümumiyyətlə ya çox gənckən, ya da çox yaşlı ikən dəyişir. Bunun səbəbi, ya genişləndirilməsi, tənəzzül, püskürmə kimi ulduzun daxili dinamikası; ya da iki ya da daha çox ulduzun bir-birlərinin orbitlərində dönərkən meydana gətirdikləri tutulmalardan qaynaqlanan xarici təsirediciyə görə meydana gələr. 2000-ci ilə qədər 30,000'in üzərində dəyişən ulduz tapılıb kataloglanmışdır. Ayrıca 14,000 qədər başqa ulduzda parlaqlıq dəyişməsindən şüphələnilir. Günəşimiz və Qütb Ulduzu daxil olmaqla bir çox ulduzun, kafi həssaslıqda ölçüldüyündə, parlaqlıqları dəyişməkdədir.

Dəyişkənlik üçün ən məşhur növ parlaqlıq dəyişməsinin amma digər növlərdə də spektorlarda çox xüsusi dəyişikliklər meydana gəlir. Göy alimləri, müşahidədə spektr dəyişikliklərini işıq əyrisi məlumatları ilə birləşdirərək yeni təyin etmələr etmişlər.

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 əmələgəlmə məsələsində iki baxış müvcuddur. Bu baxışların hər biri müəyyən müşahidə faktlarına və nəzəri hesablamalara əsaslanır. Hər iki nəzəriyyə təqdirə layiqdir, güclü və dəqiq işlənmişdir.

Birinci nəzəriyyə bu təklifə əsaslanır ki, ulduzlar hal-hazırda Qalaktikada müşahidə edilən diffuz qaz qaz maddəsindən əmələ gəlmişdir. Belə güman edilir ki, qaz maddəsinin sıxlığı və kütləsi müəyyən qiymətdən böyükdürsə, onda həmin hissə öz məxsusi cəzbetməsi nəticəsində sıxılaraq əvvəlcə soyuq şəklinə düşür. Sıxılmanın davam etməsi nəticəsində qaz şarının mərkəzi hissələrində temperatur artmağa başlayır. Qaz şarının cazibə sahəsində olan hissəciklərin potensial enerjisi mərkəzə yaxınlaşdıqca azalır. Sıxılma prosesi o hala gətirir ki, ulduzların mərkəzi hissələri yüksək temperatura qədər qızır. Mərkəzi hissələrdə temperatur bir neçə milyon dərəcəyə çatdıqda, çoxlu miqdarda enerjinin ayrılması ilə müşahidə edilən istilik nüvə reaksiyaları başlayır.

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]

Kürəvi ulduz topalarında ulduzlar xəyali kürə şəklində yerləşir. Kürənin mərkəzinə doğru ulduzların sayı artır.

Dağınıq ulduz topaları[redaktə | əsas redaktə]

Dağınıq və ya açıq ulduz topalarında 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

Qədim adları məlum olan ulduzlar[redaktə | əsas redaktə]

Antares, Deneb, Əlqul, Əltair, Kapella, Kastor, Mitsar, Polluks, Requl, Rigel, Sadalmalik, Spika, Veqa

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?