Ulduz təsnifatı

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Jump to navigation Jump to search
Laser spectral lines

Astronomiyada ulduzların astronomik təsnifatı, onların spektral xüsusiyyətlərinə əsasən təsnif olunmasıdır. Ulduzdan elektromaqnit şüalanma spektr xətləri ilə inteqrasiya olunmuş rənglərin göy qurşağı sərgiləyən spektrinə bir prizma ilə bölməklə təhlil olunur. Hər bir xətt müəyyən bir kimyəvi element və ya molekulu göstərir, bu elementin bolluğunu göstərən xətt gücü ilədir. Müxtəlif spektral xətlərin güclü olması əsasən fotosferin temperaturu ilə bağlıdır, baxmayaraq ki, bəzi hallarda əsl bolluq fərqləri var. Bir ulduz spektrinin sinfi, ilk növbədə, ionlaşma vəziyyətini ümumiləşdirən qısa kodudur və fotosferin temperaturu obyektiv bir ölçü verir.

Çox ulduzlar, O, B, A, F, G, K və M hərflərini ən isti (O tipli) ən keyfiyyətli (M tipi) bir sıra ilə Morgan-Keenan (MK) sistemi altında təsnif edilir. Hər bir məktub sinfi sonra 0 ədəd ən isti və 9 (məsələn, A8, A9, F0 və F1 seriyasından daha soyuq olan bir sıra təşkil edir) ilə rəqəmli istifadə edərək bölünür. Ardıcıllıq digər ulduzlar və klassik sistemə uyğun olmayan ulduz kimi əşyalar üçün dərslər ilə genişlənmişdir, məsələn, D dwarfs və S və C sinfləri üçün karbon ulduzları üçün D sinfidir.

MK sistemində riyazi rəqəmləri istifadə edərək spektral sinifə parlaqlıq sinfi əlavə edilir. Bu, atmosferin sıxlığından fərqlənən və nəhəng ulduzları cırtdan ayırd edən ulduz spektrində müəyyən emiş xətlərinin genişliyinə əsaslanır. Parlaqlıq sinfi 0 və ya Ia + supergiants üçün, supergiants üçün sinif I, parlaq devanlar üçün II sinif, müntəzəm devilər üçün III sinif, sub-gigantlar üçün sinif IV, ana ardıcıl ulduzlar üçün sinif IV, sinif sd (və ya VI) üçün sub ağ cırtdanlar üçün Dwarfs və D (və ya VII) sinfləridir. Günəş üçün tam spektrli sinif daha sonra G2V, 5,800 K ətrafında bir temperatur olan bir əsas ardıcıllıq ulduzunu ifadə edir.

Konvensional rəng təsviri.[redaktə | əsas redaktə]

Konvensional rəng təsviri yalnız möhtəşəm spektrin zirvəsini nəzərə alır. Əslində, ulduzlar spektrin bütün hissələrində yayılır. Bütün spektral rənglər birləşdiyi üçün ağ görünsə də, insan gözünün göründüyü aydın görünən rənglər ənənəvi rəng təsvirlərindən daha aydın olur. "Yüngülliyin" bu xarakteristikası göstərir ki, spektrin içərisində rənglərin sadələşdirilmiş təyin edilməsi yanlış ola bilər. Zəif işığındakı rəng kontrastlı illüziyalar istisna olmaqla, yaşıl, indigo və ya bənövşəyi ulduzlar yoxdur. Qırmızı cırtdanlar narıncı dərin bir kölgədir və qəhvəyi cırtdanlar sözündən qəhvəyi görünmürlər, amma hipotetik olaraq yaxın bir müşahidəçi üçün qaranlıq görünür.

Müasir təsnifat.[redaktə | əsas redaktə]

Müasir təsnifat sistemi Morgan-Keenan (MK) təsnifatı kimi tanınır. Hər bir ulduzun yuxarıdakı Harvard spektral təsnifatından və ulduzun spektral tipini formalaşdıran, aşağıda izah edilən rümləri istifadə edərək parlaqlıq sinifindən bir spektral sinif verilir.

UBV sistemi kimi digər müasir mükəmməl təsnifat sistemləri rəng indekslərinə əsaslanır - üç və ya daha çox rəng ölçüsündə ölçülmüş fərqlənir. Bu ədədlərə "U-V" və ya "B-V" kimi etiketlər verilir ki, bu da iki standart filtrdən (məs. Ultraviyole, Mavi və Görmə) keçən rəngləri əks etdirir.

Harvard spektral təsnifatı[redaktə | əsas redaktə]

Harvard sistemi əvvəllər alfabe sistemini yenidən sifariş etmiş və sadələşdirmiş astronom Annie Cannon tərəfindən bir ölçülü təsnifat sxemidir. Ulduzlar spektral xarakteristikalara əsasən əlifbanın bir ədəd məktubları ilə, hansısa ədədi bölmələrlə qruplaşdırılır. Əsas ardıcıl ulduzlar səth temperaturunda təxminən 2,000 ilə 50,000 K arasındadır, daha çox inkişaf etmiş ulduzlar isə 100,000 K-dan yuxarı temperaturda ola bilər. Fiziki olaraq, siniflər ulduzun atmosferinin temperatürünü göstərir və adətən ən isti-soyuqdan ən çox soyudulur.

O-dan M-ə qədər spektral siniflər və daha sonra müzakirə olunan daha çox ixtisaslaşdırılmış dərslər ərəb nömrə ilə (0-9) bölünür, burada 0 bir sinifin isti ulduzlarını göstərir. Məsələn A0 sinif A və A9-da ən isti ulduzları ən keyfiyyətli olanları ifadə edir. Fraksiyalı nömrələrə icazə verilir; məsələn, ulduz Mu Normae O9.7 kimi təsnif edilir. Günəş G2 olaraq təsnif edilir.

Konvensional rəng təsvirləri astronomiyada ənənəvi və ağ rəngli bir A sinf ulduzunun rənginə nisbətən rəngləri təmsil edir. Aydın rəngli təsvirlər, müşahidəçilərin gözlərinə köməyi olmadan və ya dürbünlə qaranlıq bir göy altında ulduzları izah etməyə çalışsalar, görəcəklər. Bununla belə, göydə olan ən ulduzlar, ən parlaq olanları istisna olmaqla, ağ rəngli və ya mavi ağ rəngsiz görünür, çünki rəngli görmə işlərinə çox zərifdirlər. Qırmızı supergiants eyni spektral növü cırtdan daha soyuq və qırmızıdırlar və karbon ulduzları kimi xüsusi spektral xüsusiyyətləri olan ulduzlar hər hansı bir qara bədəndən daha çox qırmızı ola bilər.

Bir ulduzun Harvard təsnifatı onun səthini və ya fotosferik temperatürünü (daha doğrusu, onun effektiv temperaturu) göstərdiyini, ilk Hertzsprung-Russell diaqramının (1914-cü ilə qədər) formalaşdırılmasına baxmayaraq, bu ümumiyyətlə həqiqət olduğundan şübhələnildi. 1920-ci illərdə hind fiziki Meghnad Saha atomların ionlaşmasına molekulların ayrışmasına aid olan fiziki kimya sahəsində tanınmış ideyaları genişləndirərək bir ionlaşma nəzəriyyəsini əldə etdi. Birincisi, günəş xromosferinə, sonra isə stellar spektrinə tətbiq etdi.

Harvard astronomu Cecilia Payne daha sonra O-B-A-F-G-K-M spektral sıralamasının həqiqətən temperaturda bir sıra olduğunu göstərdi. Təsnifat sırası, bir temperatur ardıcıllığı olduğunu anladığımız üçün, B3 və ya A7 kimi bir alt növə bir spektrin yerləşdirilməsi, ulduz spektrlərindəki absorbsiya xüsusiyyətlərinin güclü (əsasən subyektiv) təxminlərinə əsaslanır. Nəticədə, bu alt tiplər riyazi olaraq göstərilən fasilələrlə hərtərəfli bölünmür.

Yerkes spektral təsnifatı[redaktə | əsas redaktə]

Yerkes spektral təsnifat, William Wilson Morgan, Philip C. Keenan və Yerkes Rəsədxanası Edith Kellman tərəfindən 1943-cü ildə təqdim mükəmməl spektral təsnifat sistemidir. Bu iki ölçülü (temperatur və parlaqlıq) təsnifat sxemi (Harvard təsnifat yalnız səthi temperatur əsaslanır isə) parlaq ilə bağlı mükəmməl temperatur və yerüstü çəkisi, həssas spektral xətlərin əsaslanır. Daha sonra, 1953-cü ildə, standart ulduzlar və təsnifat meyarlarının bəzi dəyişikliklərindən sonra, sxem Morgan-Keenan təsnifatı və ya MK adlandırılmışdır və bu sistem istifadədə qalır.

Yüksək səth çəkisi olan denser ulduzlar spektral xətlərin daha geniş təzyiq göstəricisidirlər. nəhəng radius oxşar kütləvi bir cırtdan daha böyük, çünki nəhəng ulduz səthində çəkisi, və bu səbəbdən təzyiq, bir cırtdan ulduz üçün çox azdır. Buna görə spektrda fərqlilik parlaqlıq təsiri kimi şərh edilə bilər və parlaqlıq sinfi spektrın yoxlanılmasından tamamilə təyin edilə bilər.

Aşağıdakı cədvəldə göstərildiyi kimi bir sıra müxtəlif parlaqlıq sinifləri fərqlənir.

Marjinal işlərə icazə verilir; məsələn, bir ulduz bir supergiant və ya parlaq nəhəng ola bilər və ya subgiant və əsas ardıcıl təsnifat arasında ola bilər. Bu hallarda iki xüsusi simvol istifadə olunur:

  • A slash (/) bir ulduzun bir sinif və ya digər olduğunu ifadə edir.
  • Daş (-), ulduzun iki sinif arasındadır.

Məsələn, A3-4III / IV kimi təsnif edilən bir ulduz nəhəng bir ulduz və ya bir subgiant olanda spektral növləri A3 və A4 arasındadır.

Sub-dwarf sinfləri də istifadə edilmişdir: VI alt cırtdanlar üçün (əsas ardıcıldan az parlaq az).

Nominal parlaqlıq sinfi VII (və bəzən daha yüksək rəqəmlər) artıq əsasən ardıcıllığı və nəhəng ulduzların ağ cırtdanlara tətbiq edilmədiyi üçün, ağ cırtdan siniflər üçün nadir hallarda istifadə olunur.

Bəzən a və b hərfləri supergiantlardan başqa parlaqlıq siniflərinə tətbiq olunur; məsələn, tipik birləşmədən daha az parlaq ulduz nişanlığı IIIb sinifinə verilə bilər.

II. Λ4686 spektral xəttində güclü absorbsiyaya malik olan həddindən artıq V ulduzlarının nümunəsinə Vz təyin edilmişdir. Məsələn bir ulduz HD 93129 B.

Spektral xüsusiyyətlər[redaktə | əsas redaktə]

Əlavə nomenklatura, kiçik həcmli məktublar şəklində, spektrın özünəməxsus xüsusiyyətlərini göstərmək üçün spektr tipini izləyə bilər.

Məsələn, 59 Cygni, B1.5V ümumi təsnifatı ilə bir spektri göstərən spektral növü B1.5Vnne, eləcə də çox geniş emiş xətləri və müəyyən emissiya xətləri kimi göstərilmişdir.

Tarix.[redaktə | əsas redaktə]

Harvard təsnifatında məktubların tək tənzimləməsinin səbəbi tarixi keçmiş Secchi dərslərindən irəli gələn və təkmilləşdirilmiş anlayışla mərhələ dəyişmiş tarixi bir tarixdir.

Secchi dərsləri.[redaktə | əsas redaktə]

1860-cı illərdə və 1870-ci illərdə aparıcı stellar spektroskopist Angelo Secchi müşahidə olunan spektrləri təsnif etmək üçün Secchi siniflərini yaradıb. 1866-cı ildə o, aşağıda göstərilən cədvəldə göstərilən üç növlü stellar spektrini hazırlamışdır.

1890-cı illərin sonlarında bu təsnifat Harvard təsnifatı ilə əvəzləndi və bu maddənin qalan hissəsində müzakirə edildi.

Secchi dərsləri üçün istifadə olunan roma ədədləri Yerkes parlaqlığı sinifləri üçün istifadə olunan tamamilə əlaqəsiz Roman rəqəmləri ilə qarışdırılmamalıdır.

Draper sistem.[redaktə | əsas redaktə]

1880-ci illərdə astronom Edward C. Pickering obyektiv prizma metodundan istifadə edərək, Harvard Kollec Rəsədxanasında görkəmli spektrlər tədqiqatına başladı. Bu işin ilk nəticəsi 1890-cı ildə nəşr olunan Stellar Spectra Draper Kataloqu idi. Williamina Fleming bu kataloqda spektrlərin əksəriyyətini təsnif etmişdir.

Kataloqda daha əvvəl istifadə edilən Secchi dərsləri (I-IV) daha çox xüsusi siniflərə ayrılmış, A-dan N.-ə qədər məktublar verilmiş bir sxemdən istifadə edilmişdir. Həmçinin, O, P və Q hərfləri istifadə edilmişdir - O spektrləri olan ulduzlar üçün əsasən parlaq xəttlər, planetar bulaq bulaqları üçün P, Q isə başqa bir sinifə uyğun olmayan ulduzlar üçündür.

Harvard sistem.[redaktə | əsas redaktə]

1897-ci ildə Harvarddakı başqa bir işçi, Antonia Maury, Secchi sinifinin I Orion alt tipini Secchi sinifinin I hissəsinin qabağına qoyaraq, müasir tipli B-ni müasir tipli A-dan qabaq qoydu. yazı tipli spektral növlərdən istifadə etməmişdi, əksinə, I-dən XXII-ə qədər olan iyirmi iki növdən ibarət idi.

1901-ci ildə Annie Jump Cannon yazılmış növlərə qayıtdı, amma bu qaydada istifadə edilən O, B, A, F, G, K və M istisna olmaqla bütün məktubları, habelə planetar bulaq bulaqları və P-nin bəzi qəribə spektrlər üçün P . B5A tipləri B və A tipləri arasındakı yarımlarda, F-dən G-ə yolun beşdə biri üçün F2G, və s. Kimi növlərdən istifadə etmişdir. Nəhayət, 1912-ci ilə qədər Cannon B, A, B5A, F2G, və s. Növlərini B0, A0, B5, F2 və s.. Bu əsasən Harvard təsnifat sisteminin müasir formasıdır.

Spektral növləri.[redaktə | əsas redaktə]

Ulduz sinif sistemi biologiyada növlərin təsnifatına bənzər tipli nümunələr əsasında taksonomikdir. Kateqoriya hər bir kateqoriyaya və alt kateqoriyaya bir və ya daha çox standart ulduzlar tərəfindən müəyyən edilir, bu da fərqləndirici xüsusiyyətlərin təsviri ilə təsvir olunur.

"Erkən" və "gec" nomenklaturası.[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzlar tez-tez erkən və ya gec növlər kimi istinad edilir. "Erkən" isti üçün sinonimdir, "gec" soyuducu üçün sinonimdir.

Kontekstdən asılı olaraq, "erkən" və "gec" mütləq və ya nisbi şərtlər ola bilər. "Erkən" mütləq bir müddət olaraq bu səbəbdən O və ya B, və ehtimal ki, A ulduzları deməkdir. Nisbi istinad kimi, "erkən K" kimi ehtimal K0, K1 və K3 kimi ulduzlardan daha isti olur.

"Gecikmək" eyni şəkildə istifadə olunur, K və M kimi spektral növləri olan ulduzları ifadə edən müddətin qeyri-dəqiq şəkildə istifadə edilməsi ilə yanaşı, digər gecələrə nisbətən sərin olan ulduzlar üçün də istifadə edilə bilər. "G7, G8 və G9-a istinad etməkdir.

Nisbi mənada, "erkən", sinfi məktubundan sonra aşağı ərəb nömrə deməkdir və "gec" daha yüksək sayda deməkdir.

Bu qaranlıq terminologiya 20-ci əsrin əvvəllərində, təkamülçü təkamül nəzəriyyəsindəki bir modeldir. Bu, ulduzların əsas ardıcıllıq ulduzlarına tətbiq edilmədiyi bilinən Kelvin-Helmholtz mexanizmi vasitəsilə gravitasiya qüvvəsi ilə gücləndiyini nəzərdə tuturdu Bu mexanizm Günəşin yaşlarını geoloji rekorddan daha kiçik olan və ulduzların nüvə füzyonu ilə işlədildiyi kəşfinin köhnəlməsinə gətirib çıxarmışdır. "Erkən" və "gec" ifadələri, əsas götürdükləri modelin ölümündən kənara çıxdı.

O5v-spectre

Sınıf O.[redaktə | əsas redaktə]

O tipli ulduzlar çox isti və çox parlaq, radiasiya çıxışlarının əksəriyyəti ultrabənövşəyi diapazondadır. Bunlar bütün əsas ardıcıl ulduzların ən nadirdir. Günəş məhəlləsindəki əsas ardıcıl ulduzların 3,000,000-dən (0,00003%) 1-i O-tipli ulduzlardır. Ən böyük ulduzlardan bəziləri bu spektral sinifdədir. O tipli ulduzlar tez-tez onların spektrinin ölçülməsini çətinləşdirən mürəkkəb mühitə malikdirlər.

O tipli spektrlər əvvəllər He II λ4541-nin gücünə nisbətən I λ4471 ilə müqayisədə nisbətən müəyyən edilmişdir, burada λ dalğaların uzunluğu, εngströms ilə ölçülür. Spektral tipli O7, iki intensivliyin bərabər olduğu nöqtə olaraq təyin olundu, O, məni əvvəlki növlərə zəiflətdi. O3 növü, tərifinə görə, sözügedən xəttin tamamilə yox olma nöqtəsi idi, baxmayaraq ki, bu, müasir texnologiya ilə çox zəif görülə bilər. Buna görə, müasir definition N IV λ4058 azot xəttinin N III λλ4634-40-42 nisbətinə nisbətən istifadə edir.

O tipli ulduzlar O5-dən O9-a qədər güclənərək, görkəmli ionlaşmış (Si IV, O III, N III və C III) və nöqtəli helyum xəttlərinə və görkəmli hidrogen Balmer xəttlərinə, baxmayaraq ki, sonrakı növlərdə olduğu kimi güclü deyil. Onlar çox kütlü olduğundan, O tipli ulduzlar çox isti nüvələrə sahibdirlər və hidrogen yanacağı vasitəsilə çox tez yandırırlar, buna görə də əsas ardıcıllığı tərk edən ilk ulduzlardır.

MKK təsnifat sxemi 1943-cü ildə ilk dəfə təsvir olunduqda, istifadə edilən sinif O yalnız subtipləri O5-dən O9.5-ə qədər idi. MKK sxemi 1971-ci ildə O9.7-ə, 1978-ci ildə isə O4-ə qədər uzadılıb və O2, O3 və O3.5 növlərini əlavə edən yeni təsnifat sxemləri tətbiq edilmişdir.

Spektral standartlar:[redaktə | əsas redaktə]

  • O7V - S Monoserotis
  • O9V - 10 Lacertae

B sinfi.[redaktə | əsas redaktə]

B tipli ulduzlar çox parlaq və mavi olur. Onların spektrlərində B2 subklassində ən çox görülən nöqtəli helyum xətləri və orta hidrogen xətləri vardır. O və B tipli ulduzlar bu qədər enerjili olduğundan, onlar yalnız nisbətən qısa bir müddət yaşayırlar. Beləliklə, onların ömrü boyunca kinematik qarşılıqlı olma ehtimalının aşağı olması səbəbindən, onlar qaçaq ulduzlardan başqa meydana gəldikləri sahədən uzaqlaşa bilmirlər.

O sinfindən B sinifinə keçid, ilk növbədə II II 454-nin yox olduğu nöqtədir. Bununla birlikdə, müasir avadanlıqla birlikdə, B tipli ulduzlarda xətt hələ də görünmür. Bu gün əsas ardıcıl ulduzlar üçün, B-sinfi B2 sinifinə uyğun olan maksimum intensivliyi ilə, əvəzinə O, violet spektrinin intensivliyi ilə müəyyən edilir. Süperdivenlər üçün silikon xətləri istifadə olunur; Si IV λ4089 və Si III λ4552 xəttləri erkən B göstəricisidir. B ortasında, sonuncunun Si II λλ4128-30-a nisbətən intensivliyi müəyyən edən xarakterikdir, B üçün isə Mq II-nin intensivliyi λ4481 ilə müqayisədə λ4471.

Bu ulduzlar nəhəng molekulyar buludlarla əlaqəli olan OB birləşmələrində tapıla bilərlər. Orion OB1 assosiasiyası Süd yolunun spiral qolunun böyük bir hissəsini tutur və orijinal bürcün ən parlaq ulduzlarından ibarətdir. Günəş məhəlləsindəki əsas ardıcıl ulduzlardan 800-dən (0.125%) B-tipli əsas ardıcıl ulduzlar var.

"Ulduzlarr" kimi tanınan kütləvi hələ sübjigit olmayan şəxslər, ulduzların yaratdığı hidrogen ilə əlaqəli elektromaqnit radiasiya seriyası ilə xüsusilə, bir müddətdə və ya bir neçə Balmer xəttinə malik olan əsas ardıcıl ulduzlardır xüsusi maraqdır. Ulduzlar ümumiyyətlə qeyri-adi dərəcədə güclü küləklər, yüksək səth temperaturu və obyektlərin möhtəşəm sürətli bir dərəcədə döndüyü kimi, kütlə kütləsinin əhəmiyyətli dərəcədə azaldılması hesab olunur. "B (e)" və ya "B [e]" kimi tanınan obyektlər kvant mexanikasının cari anlayışları zamanı adətən icazə verilməyən proseslərə məruz qalan, 'qadağan mexanizmlər' hesab edilən fərqli nötral və ya aşağı ionizasiya emissiya xətlərinə malikdirlər.