Subnəhəng
 | Bu məqaləni vikiləşdirmək lazımdır. |
Subnəhəng — eyni spektral sinif normal bir əsas ardıcıllıq ulduzundan daha parlaq bir ulduzdur, lakin əsl nəhəng ulduz kimi parlaq deyil. Subnəhəng termini xüsusi bir spektral parlaqlıq sinfinə və bir ulduzun təkamülündə bir mərhələdə tətbiq olunur.
Yerkes IV sinif[redaktə | mənbəni redaktə et]
Subnəhəng termini ilk dəfə 1930-cu ildə sinif G və erkən K ulduzları üçün +2.5 və +4 arasında mütləq böyüklüklə istifadə edilmişdir. Bunlar, əsas ardıcıllığı və ya nəhəng ulduzlardan daha az sayda olsa da, günəş kimi açıq-əsas ardıcıl ulduzlar və Aldebaran kimi aydın nəhəng ulduzlar arasındakı ulduzların bir hissəsi olaraq qeyd edildi[1].
Yerkes spektral təsnifat sistemi, eyni temperaturun digər ulduzlarına nisbətən parlaqlığı göstərmək üçün bir ulduzun temperaturu (məsələn, A5 və ya M1) və bir Roma rəqəmini ifadə etmək üçün bir məktub və rəqəm kombinasiyasını istifadə edən ikiölçülü bir sxemdir. Luminosity-class-IV ulduzları əsas ardıcıl ulduzlar (parlaqlıq sinfi V) və qırmızı gigantlar (parlaqlıq sinfi III) arasında yerləşən subnəhəngdir..
Mütləq xüsusiyyətləri müəyyən etmək əvəzinə, spektral parlaqlıq sinfini təyin etmək üçün tipik bir yanaşma standart ulduzlara qarşı oxşar spektrləri müqayisə etməkdir. Çoxlu xətt əmsalları və profilləri ağırlığa həssasdır və buna görə faydalı parlaqlıq göstəricilərinə malikdir, lakin hər spektral sinif üçün ən faydalı spektral xüsusiyyətlərdən bəziləri aşağıdakılardır:[2][3]
- O: N 3-cü emissiyasının nisbi qüvvəsi və He 2-ci emissiyası, güclü emissiya daha parlaqdır
- B: Balmer xətt profilləri və O II xətlərinin gücü
- A: Balmer xətt profilləri, geniş qanadları daha az parlaq deməkdir
- F: Fe, Ti və Sr-lərin güclü qüvvələri
- G: Ca və Fe xəttinin güclü tərəfləri və Ca H və K xətlərində qanad genişliyi
- K: Ca H & K xətt profilləri, Sr / Fe line nisbətləri və MgH və TiO xətt gücləri
- M: 422,6 nm Ca xətti və TiO bantlarının gücü
Morgan və Keenan, ikitərəfli təsnifat sxemini qurduqda, parlaqlıq sinfində IV ulduz nümunələrini sıraladı.
- B0: γ Cassiopeiae, Scorpii
- B0.5: β Scorpii
- B1: Persei, β Cephei
- B2: γ Orionis, π Scorpii, θ Ophiuchi, λ Scorpii
- B2.5: γ Pegasi, ζ Cassiopeiae
- B3: i Herculis
- B5: τ Herculis
- A2: β Aurigae, λ Ursae Majoris, β Serpentis
- A3: δ Herculis
- F2: δ Geminorum, Serpentis
- F5: Procyon, 110 Herculis
- F6: üt Bootis, θ Bootis, γ Serpentis
- F8: 50 Andromeda, θ Draconis
- G0: η Bootis, ζ Herculis
- G2: μ Cancri
- G5: μ Herculis
- G8: β Aquilae
- K0: η Cephei
- K1: γ Cephei
Daha sonra təhlil göstərdi ki, bunların ikisi ikiqat ulduzlardan qarışıq spektrlərdir və bəziləri dəyişkəndir və standartlar daha çox ulduza genişlənmişdir, lakin orijinal ulduzların əksəriyyəti hələ də subnəhəng luminosity sinfinin standartları hesab olunur. O sinif ulduzları və K1-dən daha soyuq olan ulduzlar nadir hallarda subqidratlı parlaqlıq sinifləri verilir.[4]
H-R diaqramında Subnəhənglər[redaktə | mənbəni redaktə et]
Hertzsprung-Russell (H-R) diaqramı x-ox və ya y ekssində mütləq qabarit və ya parlaqlıq üzərində istilik və ya spektral növü olan ulduzların dağılma hissəsidir. Bütün ulduzların H-R diaqramları diaqramın digər hissələrində nisbətən az sayda ulduzlarla müqayisədədir, ulduzların əksəriyyətini əks etdirən açıq diaqonal əsas ardıcıllıq bandını, çoxlu sayda qırmızı nəhəngləri (və kifayət qədər zəif ulduzlar müşahidə olunan ağ cırtdanlar) göstərir.
Subnəhənglər yuxarıdakı bir bölgəni işğal edir (yəni daha çox parlaq) əsas ardıcıllıq ulduzları və nəhəng ulduzların altındakıdır. Çox H-R diaqramlarında nisbətən çox azdır, çünki bir subnəhəng kimi sərf olunan vaxt əsas ardıcıllıqla və ya nəhəng bir ulduz kimi sərf olunan vaxtdan azdır. sinif B, alt qüvvələr əsas ardıcıllıqlı ulduzlardan fərqlənir, soyuq subnəhənglər isə əsas ardıcıllıqlı ulduzlar və qırmızı nəhənglər arasında nisbətən böyük bir boşluq doldurur.
Hertzsprung-Russell (H-R) diaqramı x-ox və ya y ekssində mütləq qabarit və ya parlaqlıq üzərində istilik və ya spektral növü olan ulduzların dağılma hissəsidir. Bütün ulduzların H-R diaqramları diaqramın digər hissələrində nisbətən az sayda ulduzlarla müqayisədə, ulduzların əksəriyyətini əks etdirən açıq diaqonal əsas ardıcıllıq bandını, çoxlu sayda qırmızı nəhəngləri (və kifayət qədər zəif ulduzlar müşahidə olunan ağ cırtdanlar) göstərir.
Stellar təkamül yolları H-R diaqramı üzərində tərtib edilə bilər. Müəyyən bir kütlə üçün, bu bir həyatın ömrü boyunca bir ulduz mövqeyini izləyir və subnəhəng şöbəsi boyunca nəhəng filiala başlanğıc əsas ardıcıllıq mövqeyindən bir yol göstərər. Bir H-R diaqramı, bir qrup kimi eyni yaşa malik olan bir qrup ulduz üçün tərtib edildikdə, subnəhəng şöbə əsas ardıcıllıq dönmə nöqtəsi və qırmızı nəhəng şöbə arasında bir ulduz qrupu kimi görünə bilər. Subnəhəng şöbə yalnız 1–8 M ulduzunun bir neçə milyard il tələb edən əsas ardıcıllıqdan uzaqlaşdıqları zaman kifayət qədər köhnə olduqda görünə bilər. ω Centauri əslində hələ də tam başa düşülməmiş səbəblər üzündən bir neçə ayrı subnəhəng şöbəni göstərir, lakin klasterdə müxtəlif yaşlarda ulduz populyasiyalarını təmsil edir.[5]
İstinadlar[redaktə | mənbəni redaktə et]
- ↑ Sandage, Allan; Lubin, Lori M.; Vandenberg, Don A. (2003). "The Age of the Oldest Stars in the Local Galactic Disk from Hipparcos Parallaxes of G and K Subgiants". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (812): 1187
- ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification". Chicago. Bibcode:1943assw.book….. M.
- ↑ Gray, Richard O.; Corbally, Christopher (2009). Stellar Spectral Classification. Stellar Spectral Classification by Richard O. Gray and Christopher J. Corbally. Princeton University Press.
- ↑ Garcia, B. (1989). "A list of MK standard stars". Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires. 36: 27
- ↑ Pancino, E.; Mucciarelli, A.; Sbordone, L.; Bellazzini, M.; Pasquini, L.; Monaco, L.; Ferraro, F. R. (2011). "The subgiant branch ofω Centauri seen through high-resolution spectroscopy". Astronomy & Astrophysics. 527: A18.
|
Qalaktika ilə əlaqədar bu məqalə qaralama halındadır. Məqaləni redaktə edərək Vikipediyanı zənginləşdirin. |