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
İfratnəhəng ulduzlar — ən böyük ən parlaq ulduzlardır. İfratnəhəng ulduzlar Hersşprunq-Ressel diaqramında ən üstdə yerləşir, görünən ulduz ölçüləri -3 ÷ -8 aralığında, temperaturları isə 3500 K ÷ 20000K aralığında dəyişir.
Tərifi
İfratnəhəng termini bir ulduza aid edildikdə konkret tərifə malik olmur. Nəhəng ulduz termini ilk dəfə Hersşpruq tərəfindən daxil edilmişdir, aydın olmuşdur ki, bu ulduzlar Hersşprunq-Ressel diaqramında iki ayrı hissədə yerləşir. Birinci hissə A spektral sinfindən M spektral sinfinə qədər olan geniş bir hissəni tutur və özündə daha parlaq ulduzları cəmləşdirir və nəhəng ulduzlar adlanır. Sonradan ölçüləbilən parallaks olmadığından, bu ulduzların bir hissəsinin digərlərindən həcmcə daha böyük və daha işıqlı olduğu müəyyən edildi və ifrat-nəhəng termini ortaya çıxdı və zamanla ifratnəhəng olaraq qəbul edildi.
Xüsusiyyətləri
Spektral işıqlıq sinfi
İfrat nəhənglər qrupuna məxsus ulduzlar ən böyük işıqlığa malik olan ulduzlardır; bu ulduzların işıqlığı 30000-100000 Lʘ. İfrat nəhənglər O-M siniflərini əhatə edirlər, xüsusilə ötgün siniflərə məxsus (G-M) ifrat nəhənglərin radiusu Günəşkindən daha böyükdür (1000 dəfə) və bunlar qırmızı ifratnəhənglərə aiddir. İfrat nəhənglərin fırlanmasında yəni ilkin spektral sinifdən ötgün spektral sinifə keçdikdə fırlanma sürəti azalır 100 km/san dən 10 km/san enir. İşıqlıq təsnifatına görə Ia ( olduqca parlaq ifrat nəhənglər) və Ib (parlaq nəhənglər) işıqlıq sinfinə ayrılır. Adətən ifratnəhənglərin mütləq ulduz ölçüsü M=-5m ÷ -12m intervalındadır. Xüsusilə parlaqlığı -8m kiçik olan ifratnəhənglər olduqca parlaq ifratnəhənglər kimi xarakterizə olunur. İfratnəhənglərin kütləsi 10 və 70 Mʘ intervalındadır. Radiusları isə 30 və 500 Rʘ intervalındadır. Bəzi hallarda isə 1000 Rʘ radiusuda olur.
Kütlələrinin nəhəng olmasına görə onların ulduz ömrü qısadır 30 - dan bir neçə yüz milyon ilə qədər. Aktiv əmələgəlmə prosesləri dağınıq ulduz topalarında, spiralvari qalaktikanın qollarında və qeyri-müntəzəm qalaktikalarda müşahidə olunur. Ulduz əmələ gəlmə prosesləri çox nadir hallarda spiralvari qalaktikaların nüvələrində, kürəvi və elliptik qalaktikalarda müşahidə olunur. Spektral sinfinə görə Harvard təsnifatında ifratnəhənglər O və M aralığında yerləşir. İsti ifratnəhəng ulduzlar O, B, A, F soyuq ifratnəhənglər isə G, K, M və s. siniflərini əhatə edir.
Qırmızı ifratnəhənglər
Qırmızı ifratnəhənglərin işıqlığı 105-106 Lʘ , radiusları isə 1000 Rʘ, kütlələri 8-40 Mʘ-dir. Bu ulduzlar K, M sinfinə mənsubdurlar. Qırmızı ifratnəhənglər spektrin qırmızı və infraqırmızı oblastlarında şüalanırlar. Bu ulduzların spektrlərinin xarakterik cəhəti metalların emissiya xətlərinin olması, H, K xətləri olmasıdır. Antares və Betelqeyz (7´104 Lʘ, 7000Rʘ) ömrünü başa vurmuş qırmızı ifratnəhəglərin nümayəndələridir. Qırmızı ifratnəhənglərin effektiv temperaturu 3000-5000 K.
Qırmızı ifrat nəhəng ulduzların örtüklərində qatların yanma ardıcıllığı
Başlanğıcda bu ulduzların helium nüvələri vardır, bu nüvələri əhatə edən təbəqələrdə hidrogenin yanması ilə gedən termodinamik reaksiyalar baş verir. Ulduzun mərkəzindəki temperatur 2108K olduqda heliumun yanması başlayır. Heliumun yanması karbon və oksigen nüvəsinin yaranmasına səbəb olur, ulduz nəhəng mərhələsini tərk edir və qırmızı ifratnəhənglərə çevrilir. Onların qaz örtüyü hədsiz dərəcədə genişlənərək millionlarla kilometr məsafəyə yayılır .
İfratnəhənglər üçün maddənin intensiv itgisi ( ulduz küləyi) xarakterikdir. Ulduz küləyi dayanıqsız pulsasiya eden şüalanmanın təzyiqi altında, ulduz taclarındakı zərbə dalğaları nəticəsində yaranır. Güclü maddə itgisi və ulduzun soyuması nəhəng qaz-tozdan ibarət ulduzətrafı örtüyün yaranmasına gətirib çıxarır. Belə qaz-toz dumanlığı ulduzun optik şüalanmasını bəzən tamamilə udur. Belə obyektlər spektrin infraqırmızı diapozonunda şüalanır.
Ulduzun qırmızı ifratnəhəng mərhələsində keçirdiyi vaxt onun bütün ömrünün 10% nı təşkil edir.
Mavi ifratnəhəng ulduzlar
Mavi ifratnəhənglərə misal olaraq Orion bürcünün β-sı Rigel, Yelkənlərin qamması, Zürafənin alfası, Orionun zetası, Böyük köpəyin tausu. Bu ulduzlara spiralvari qalaktikalarda və açıq ulduz topalarında rast gəlinir. Mavi ifratnəhənglərin spektrlərində ağır elementlərə rast gəlinir. Ağır elementlərin miqdarı ulduzun yaşından asılıdır. Bu miqdar həmdə nüvədən səthə doğru gedən konveksiyanın intensivliyindən də asılıdır. Mavi ifratnəhəng ulduzlar səthlərində temperatur 20000-50000K olan çox qaynar və parlaq O və B siniflərinə məxsus cavan uduzlardır. H-R diaqramında onlar yuxarı sol hissədə yerləşirlər. Onların kütlələri 10-50 Mʘ maksimal radiusu isə 25 Rʘ qədər olur. Bu nadir tapılan ulduzlar kainatın öyrənilmiş hissələrinin ən qaynar nəhəng və parlaq obyektləridir. Nəhəng kütlələri olduğu üçün onların ömrü qısadır (10-50 mln il). Qırmızı ifratnəhənglər ömrünün son mərhələlərində olan ulduzlara aiddir. Bu mərhələdə ulduzun nüvəsində baş verən istilik-nüvə reaksiyalarının intensivliyi azalır və ulduzun sıxılmasına səbəb olur. Nəticədə ulduzun səthinin sahəsinin kifəyət qədər azalması və şüalanan enerjinin sıxlığının artması səthinin qızmasına gətirir. Böyük kütləli ulduzların bu cür sıxılması qırmızı ifratnəhəngin mavi ifratnəhəngə çevrilməsinə gətirib çıxarır. Əks proses mavi ifratnəhəngin qırmızıyada çevrilməsi mümkündür.. Buda onu göstərir ki, onlar əvvəllər qırmızı ifratnəhəng olublar. İnkişafı dövründə ulduz bir neçə dəfə qırmızı ifratnəhəngdən (yavaş sıx külək) mavi ifratnəhəngə (sürətli, yüklənmiş külək) və tərsinə çevrilə bilər. Buda ulduzun ətrafında konsentrik zəif təbəqələr yaradır. Aralıq mərhələdə ulduz sarı və ya ağda ola bilər. məs Qütb ulduzu.
İstinadlar
- Russell, Henry Norris (1914). "Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars". Popular Astronomy. 22: 275. Bibcode:1914PA.....22..275R.
- Henroteau, F. (1926). "An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables". Popular Astronomy. 34: 493. Bibcode:1926PA.....34..493H.
- Shapley, Harlow (1925). "S Doradus, a Super-giant Variable Star". Harvard College Observatory Bulletin No. 814. 814: 1. Bibcode:1925BHarO.814....1S.
- Payne, Cecilia H.; Chase, Carl T. (1927). "The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8". Harvard College Observatory Circular. 300: 1. Bibcode:1927HarCi.300....1P.
- "Arxivlənmiş surət". 2021-05-10 tarixində . İstifadə tarixi: 2017-11-28.
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
Ifratneheng ulduzlar en boyuk en parlaq ulduzlardir Ifratneheng ulduzlar Herssprunq Ressel diaqraminda en ustde yerlesir gorunen ulduz olculeri 3 8 araliginda temperaturlari ise 3500 K 20000K araliginda deyisir Hertzsprung Ressel diaqramiTerifiIfratneheng termini bir ulduza aid edildikde konkret terife malik olmur Neheng ulduz termini ilk defe Hersspruq terefinden daxil edilmisdir aydin olmusdur ki bu ulduzlar Herssprunq Ressel diaqraminda iki ayri hissede yerlesir Birinci hisse A spektral sinfinden M spektral sinfine qeder olan genis bir hisseni tutur ve ozunde daha parlaq ulduzlari cemlesdirir ve neheng ulduzlar adlanir Sonradan olculebilen parallaks olmadigindan bu ulduzlarin bir hissesinin digerlerinden hecmce daha boyuk ve daha isiqli oldugu mueyyen edildi ve ifrat neheng termini ortaya cixdi ve zamanla ifratneheng olaraq qebul edildi XususiyyetleriSpektral isiqliq sinfi Ifrat nehengler qrupuna mexsus ulduzlar en boyuk isiqliga malik olan ulduzlardir bu ulduzlarin isiqligi 30000 100000 Lʘ Ifrat nehengler O M siniflerini ehate edirler xususile otgun siniflere mexsus G M ifrat nehenglerin radiusu Guneskinden daha boyukdur 1000 defe ve bunlar qirmizi ifratnehenglere aiddir Ifrat nehenglerin firlanmasinda yeni ilkin spektral sinifden otgun spektral sinife kecdikde firlanma sureti azalir 100 km san den 10 km san enir Isiqliq tesnifatina gore Ia olduqca parlaq ifrat nehengler ve Ib parlaq nehengler isiqliq sinfine ayrilir Adeten ifratnehenglerin mutleq ulduz olcusu M 5m 12m intervalindadir Xususile parlaqligi 8m kicik olan ifratnehengler olduqca parlaq ifratnehengler kimi xarakterize olunur Ifratnehenglerin kutlesi 10 ve 70 Mʘ intervalindadir Radiuslari ise 30 ve 500 Rʘ intervalindadir Bezi hallarda ise 1000 Rʘ radiusuda olur Kutlelerinin neheng olmasina gore onlarin ulduz omru qisadir 30 dan bir nece yuz milyon ile qeder Aktiv emelegelme prosesleri daginiq ulduz topalarinda spiralvari qalaktikanin qollarinda ve qeyri muntezem qalaktikalarda musahide olunur Ulduz emele gelme prosesleri cox nadir hallarda spiralvari qalaktikalarin nuvelerinde kurevi ve elliptik qalaktikalarda musahide olunur Spektral sinfine gore Harvard tesnifatinda ifratnehengler O ve M araliginda yerlesir Isti ifratneheng ulduzlar O B A F soyuq ifratnehengler ise G K M ve s siniflerini ehate edir Qirmizi ifratnehengler Qirmizi ifratnehenglerin isiqligi 105 106 Lʘ radiuslari ise 1000 Rʘ kutleleri 8 40 Mʘ dir Bu ulduzlar K M sinfine mensubdurlar Qirmizi ifratnehengler spektrin qirmizi ve infraqirmizi oblastlarinda sualanirlar Bu ulduzlarin spektrlerinin xarakterik ceheti metallarin emissiya xetlerinin olmasi H K xetleri olmasidir Antares ve Betelqeyz 7 104 Lʘ 7000Rʘ omrunu basa vurmus qirmizi ifratneheglerin numayendeleridir Qirmizi ifratnehenglerin effektiv temperaturu 3000 5000 K Qirmizi ifrat neheng ulduzlar 2 jpeg Qirmizi ifrat neheng ulduzlarin ortuklerinde qatlarin yanma ardicilligi Baslangicda bu ulduzlarin helium nuveleri vardir bu nuveleri ehate eden tebeqelerde hidrogenin yanmasi ile geden termodinamik reaksiyalar bas verir Ulduzun merkezindeki temperatur 2108K olduqda heliumun yanmasi baslayir Heliumun yanmasi karbon ve oksigen nuvesinin yaranmasina sebeb olur ulduz neheng merhelesini terk edir ve qirmizi ifratnehenglere cevrilir Onlarin qaz ortuyu hedsiz derecede genislenerek millionlarla kilometr mesafeye yayilir Ifratnehengler ucun maddenin intensiv itgisi ulduz kuleyi xarakterikdir Ulduz kuleyi dayaniqsiz pulsasiya eden sualanmanin tezyiqi altinda ulduz taclarindaki zerbe dalgalari neticesinde yaranir Guclu madde itgisi ve ulduzun soyumasi neheng qaz tozdan ibaret ulduzetrafi ortuyun yaranmasina getirib cixarir Bele qaz toz dumanligi ulduzun optik sualanmasini bezen tamamile udur Bele obyektler spektrin infraqirmizi diapozonunda sualanir Ulduzun qirmizi ifratneheng merhelesinde kecirdiyi vaxt onun butun omrunun 10 ni teskil edir Mavi ifratneheng ulduzlar Mavi ifratnehenglere misal olaraq Orion burcunun b si Rigel Yelkenlerin qammasi Zurafenin alfasi Orionun zetasi Boyuk kopeyin tausu Bu ulduzlara spiralvari qalaktikalarda ve aciq ulduz topalarinda rast gelinir Mavi ifratnehenglerin spektrlerinde agir elementlere rast gelinir Agir elementlerin miqdari ulduzun yasindan asilidir Bu miqdar hemde nuveden sethe dogru geden konveksiyanin intensivliyinden de asilidir Mavi ifratneheng ulduzlar sethlerinde temperatur 20000 50000K olan cox qaynar ve parlaq O ve B siniflerine mexsus cavan uduzlardir H R diaqraminda onlar yuxari sol hissede yerlesirler Onlarin kutleleri 10 50 Mʘ maksimal radiusu ise 25 Rʘ qeder olur Bu nadir tapilan ulduzlar kainatin oyrenilmis hisselerinin en qaynar neheng ve parlaq obyektleridir Neheng kutleleri oldugu ucun onlarin omru qisadir 10 50 mln il Qirmizi ifratnehengler omrunun son merhelelerinde olan ulduzlara aiddir Bu merhelede ulduzun nuvesinde bas veren istilik nuve reaksiyalarinin intensivliyi azalir ve ulduzun sixilmasina sebeb olur Neticede ulduzun sethinin sahesinin kifeyet qeder azalmasi ve sualanan enerjinin sixliginin artmasi sethinin qizmasina getirir Boyuk kutleli ulduzlarin bu cur sixilmasi qirmizi ifratnehengin mavi ifratnehenge cevrilmesine getirib cixarir Eks proses mavi ifratnehengin qirmiziyada cevrilmesi mumkundur Buda onu gosterir ki onlar evveller qirmizi ifratneheng olublar Inkisafi dovrunde ulduz bir nece defe qirmizi ifratnehengden yavas six kulek mavi ifratnehenge suretli yuklenmis kulek ve tersine cevrile biler Buda ulduzun etrafinda konsentrik zeif tebeqeler yaradir Araliq merhelede ulduz sari ve ya agda ola biler mes Qutb ulduzu IstinadlarRussell Henry Norris 1914 Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars Popular Astronomy 22 275 Bibcode 1914PA 22 275R Henroteau F 1926 An international co operation for the photographic study of Cepheid variables Popular Astronomy 34 493 Bibcode 1926PA 34 493H Shapley Harlow 1925 S Doradus a Super giant Variable Star Harvard College Observatory Bulletin No 814 814 1 Bibcode 1925BHarO 814 1S Payne Cecilia H Chase Carl T 1927 The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8 Harvard College Observatory Circular 300 1 Bibcode 1927HarCi 300 1P Arxivlenmis suret 2021 05 10 tarixinde Istifade tarixi 2017 11 28