Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Qırmızı nəhəng — son mərhələsində olan kütləsi (təxminən 0,3–8 ) 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 . Ən çox yayılmış qırmızı nəhənglər qırmızı nəhənglər qolunda olan ulduzlardır ki, onların nüvəsi cırlaşmış heliumdan ibarətdir.
Xüsusiyyətləri
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.
Təkamül
Qırmızı nəhənglər kütləsi təxminən 0,3 Mʘ-dən 8 Mʘ olan ulduzlardan təkamül edirlər. 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 hidrogen demək olar ki, cırlaşmış olur. Günəş üçün baş ardıcıllıqda yaşama ömrü təxminən 10 milyard ildir. Daha çox nisbətən daha sürətli yandırırlar və massiv ulduzlardan daha az yaşama ömrü var.
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.
Qırmızı nəhəng qolu boyunca hərəkət edən ulduzun təkamül yolu, ulduzun kütləsindən asılı olaraq nüvənin tam dağılması ilə başa çatır. Günəş və təxminən 2 Mʘ az olan ulduzlar üçün kollaps baş verir.
İstinadlar
- R. Ə. Hüseynov " Astronomiya" Maarif nəşriyyatı, 1997
- Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420.
- Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. pp. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
- 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.
wikipedia, oxu, kitab, kitabxana, axtar, tap, meqaleler, kitablar, oyrenmek, wiki, bilgi, tarix, tarixi, endir, indir, yukle, izlə, izle, mobil, telefon ucun, azeri, azəri, azerbaycanca, azərbaycanca, sayt, yüklə, pulsuz, pulsuz yüklə, haqqında, haqqinda, məlumat, melumat, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, şəkil, muisiqi, mahnı, kino, film, kitab, oyun, oyunlar, android, ios, apple, samsung, iphone, pc, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, web, computer, komputer
Qirmizi neheng son merhelesinde olan kutlesi texminen 0 3 8 intervalinda olan parlaq neheng ulduzdur Xarici atmosfer genislenmis ve zeiflemis radiusu boyukdur ve seth temperaturu 5000 K 4 700 C 8 500 F ve daha asagidir Qirmizi nehengler gorunusu sari narincidan qirmiziya dogrudur spektral sinfi adeten K ve M dir hemcinin sinif S spektral sinife de aid ola bilen ulduzlaridir ve daha cox En cox yayilmis qirmizi nehengler qirmizi nehengler qolunda olan ulduzlardir ki onlarin nuvesi cirlasmis heliumdan ibaretdir Solar type Red Giant structure itXususiyyetleriQirmizi nehenglerin daxili qurulusu olduqca murekkebdir Bu ulduzlarin merkezinde radiusu 10 3 ulduz radiusuna kutlesi 0 25 Gunes kutlesine beraber olan izotermik nuve vardir Bu nuve cirlasmis helium qazindan ibaretdir Nuvenin cirlasmasina sebeb sixligi cox boyuk olmasidir Meselen kutlesi 1 3 Gunes kutlesi olan qirmizi nehengin helium nuvesinde sixliq 350 kq sm3 dir bele ulduzun nuvesinde temperatur 40 106 K dir Izotermik nuve qalinligi 10 3 ulduz radiusu qeder olan nazik halqa ile ehate olunmusdur Ulduzun daxili enerji menbeyi de mehz esasen hidrogenden ibaret olan bu nazik halqada hidrogenin yanmasi ile bagli istilik nuve reaksiyalaridir bu ulduzun heliumdan ibaret nuvesinde istilik nuve reaksiyasi gede bilmez cunki bunun ucun temperatur 108 K olmalidir burada ise 40 106 dir Qirmizi nehengin 9 10 ulduz radiusu qeder cox genis ust ortuyu guclu konvektiv zonani teskil edir Ulduzun kutlesinin 70 i bu zonadadir TekamulQirmizi nehengler kutlesi texminen 0 3 Mʘ den 8 Mʘ olan ulduzlardan tekamul edirler Bu elementler butun ulduz boyunca vahid sekilde qarisdirilir Onun bas ardicilligi boyunca ulduz yavas yavas ozunde hidrogenin heliuma cevrilmesini temin edir ve hidrostatik tarazliq yaranir Artiq bas ardicilliq dovrunde ulduzun nuvesinde hidrogen yavas yavas heliuma cevrilir bas ardilligin sonunda hidrogen demek olar ki cirlasmis olur Gunes ucun bas ardicilliqda yasama omru texminen 10 milyard ildir Daha cox nisbeten daha suretli yandirirlar ve massiv ulduzlardan daha az yasama omru var Nuve reaktoru oz icerisinde hidrogen yanacagi tukendikden sonra nuve reaksiyalari artiq davam ede bilmir ve belelikle nuve oz cazibesi ile elaqelenir Nuve etrafindaki qabiqda hardaki temperatur ve tezyiqin kifayet qeder oldugu hissede cirlasmasnin bas vermesi ucun elave hidrogen getirilir Sonra ulduzun xarici tebeqeleri cox genislenir ve ulduzun heyatinin qirmizi neheng merhelesine baslayir Ulduzun genislendiyi kimi ulduzun yanan qabiginda cixarilan enerji daha cox bir seth sahesi uzerinde yayilir ve neticede asagi seth temperaturu ve ulduzun gorunen isiginda qirmiziya dogru deyisiklik olur bu sebebden qirmizi neheng olur Hal hazirda ulduzun Herssenpurq Ressel H R diaqraminin qirmizi neheng qolundan yuxari qalxdigi deyilir Qirmizi neheng qolu boyunca hereket eden ulduzun tekamul yolu ulduzun kutlesinden asili olaraq nuvenin tam dagilmasi ile basa catir Gunes ve texminen 2 Mʘ az olan ulduzlar ucun kollaps bas verir IstinadlarR E Huseynov Astronomiya Maarif nesriyyati 1997 Laughlin G Bodenheimer P Adams F C 1997 The End of the Main Sequence The Astrophysical Journal 482 420 Zeilik Michael A Gregory Stephan A 1998 Introductory Astronomy amp Astrophysics 4th ed Saunders College Publishing pp 321 322 ISBN 0 03 006228 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 amp AS 105 29F