fbpx
Wikipedia

Ulduz

Bu adın digər istifadə formaları üçün bax: Ulduz (dəqiqləşdirmə).

Ulduz — İlk vaxtlardan bəri insan səma ilə maraqlanmış, ulduzları araşdırmaq üçün ilk ciddi addım isə, ilk teleskopu reallaşdıran İtalyan alimi Qalileo Qaliley 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

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.

Mündəricat

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 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 qravitasiya 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.

Astrofizikada işıqlanmanın fiziki analoqu olaraq ulduz ölçüsü adlanan kəmiyyətdən istifadə edilir. Əlbəttə, ulduz ölçüsü termini obyektin həndəsi ölçüsünə aid deyildir. Ulduz ölçüsü ilk astrofotometrik anlayışdır. Belə ki, hələ Hipparx eramızdan əvvəl II yüzillikdə gözlə seçilən ulduzların işıqlanmalarına görə altı ulduz ölçüsünə ayırmışdır. O, qəbul etmişdir ki, ən parlaq (işıqlı) ulduzun ulduz ölçüsü 1, ən zəifinki isə 6-dır. Parlaqlığın ulduz ölçüsü vasitəsilə qiymətləndirilməsinin fiziki, daha doğrusu fizioloji əsasları yalnız Hipparxdan iki min il sonra XIX yüzillikdə fizioloq Veber və psixoloq Fexner tərəfindən kəşf edilən bir qanuna əsasən öz izahını tapmışdır. Bu qanuna görə hər hansı qiciqlandırıcı təsirin hiss olunmasındakı dəyişiklik həmin qıcıqlandırıcı amilin nisbi dəyişməsi ilə düz mütənasibdir. Bu qanunu ulduz ölçüsü anlayışına tətbiq etsək, Kainat obyektinə qıcıqlandırıcı, qəbulediciyə (gözə, fotoemulsiyaya, fotoelementə və s).

Adi gözlə müşahidədən görmək olur ki, ulduzlar rənglərinə görə bir-birindən fərqlənirlər. Ulduzlarin arasında qırmızı, sarı, ağ və mavi ulduzlara təsadüf edirik. Bu ulduzların spektrləri bir-birindən kəskin fərqlənir. Ulduzların spektrlərinin müxtəlifliyi onlarda fiziki şəraitin müxtəlifliyi ilə əlaqədardır. Burada əsas rolu ulduzun effektiv temperaturu oynayır. Birinci növbədə temperaturdan asılı olaraq bəzi kimyəvi elementlərin xətləri spektrdə zəifləyir, bəzilərininki isə güclənir. Ulduzların spektrində bəzi xətlər temperatura o qədər həssasdır ki, bu xətlərə görə ulduzların temperaturunu gözəyarıda qiymətləndirmək olur.

1885-ci ildən etibarən bütün göyü əhatə etməklə müntəzəm olaraq ulduz spektrləri toplanmışdır. 1918–24-cü illərdə ABŞ-ın Harvard universitetində Henri Dreper bu işin nəticələrini 9 cildlik ulduz kataloqunda nəşr etdirdi. Qısa olaraq bu kataloq HD adlanır və bu kataloqa 225 330 ulduzun xarakteristikaları və spektr sinfi verilmişdir. Bu təsnifata görə oxşar spektrə malik ulduzlar eyni sinfə aid edilir və siniflər latın əlifbasının hərfləri ilə aşağıdakı ardıcıllıqla ifadə olunur:

O, A, B, F, G, K, M

Bu ardıcıllıqla ulduzların effektiv temperaturu azalır. Hər bir sinif özü 10 altsinfə ayrılır. O sinfi O4 dən başlayır, O 9.5-də qurtarır. Sonrakı siniflər B0, B1, ……., B9 ardıcıllığı ilə düzülürlər. Burada bölgü elədir ki, məsələn, B9 altsinfinə aid ulduz A0 altsinfinə daha yaxındır və s.

Hazırda Harvard variantı bir qədər dəyişdirilmişdir və indi ardıcıllıq belədir :

Burada C və S siniflərinə məxsus ulduzlar uyğun olaraq K və M siniflərinə məxsus ulduzlara bənzəyir. C sinfi K sinfindən onunla fərqlənir ki, C sinfinə məxsus ulduzların spektrində karbon molekulu ( C2)sian (CN) birləşmələrinin udulma zolaqları vardır. Əgər bu ulduz atmosferinin kimyəvi tərkibindəki fərqlə əlaqədardırsa, onda deyə bilərik ki, C sinfinə məxsus ulduzlarda K sinfinə məxsus ulduzlara nisbətən karbonun miqdarı çoxdur. Odur ki, bu ulduzlara çoxkarbonlu ulduzlar da deyilir. S sinfinə məxsus ulduzlar M sinfinə məxsus ulduzlardan onunla fərqlənir ki, onların spektrlərində titan oksidi (TİO) əvəzinə nadir torpaq elementlərinin oksidləri, birinci növbədə sirkonium oksidin (ZrO) udulma zolaqları vardır.

Spektral təsnifatda əsas meyar udulma xətlərinin və zolaqlarının intensivliyidir. Bu isə hər şeydən əvvəl ulduzun effektiv temperaturundan asılıdır.

Ən soyuq ulduzların spektrləri (M,S) molekulyar zolaqlar və neytral metal atomları xətləri ilə zəngindir. Bu ulduzların kəsilməz spektrində infraqırmızı şüalanma güclüdür.

Temperaturun müəyyən qədər artması ilə molekullar dissosasiya edir və bunun nəticəsində spektrdə molekulyar zolaqlar demək olar ki, itir. Spektr neytral metal atomunun udulma xətləri ilə səciyyələnir (K sinfi). Belə ulduzlarda spektrin qırmızı oblastında kəsilməz şüalanma güclü olur.

Temperaturun sonrakı artımı ionlaşma potensialı kiçik olan metal atomlarının ionlaşmasına səbəb olur. Odur ki, spektr xeyli mürəkkəbləşir – həm neytral, həm də ionlaşmış metal xətləri ilə zəngin olur ( G sinfi). Bu ulduzlarda spektrin vizual hissəsində kəsilməz şüalanma güclüdür.

Temperatur daha böyük olanda spektrdə ionlaşmış metal atomlarının intensivliyi daha da böyükdür (F sinfi). Belə ulduzların kəsilməz spektrin uzun dalğalar tərəfdən fotoqrafik oblastında şüalanma güclü olur.

G və hətta F sinfi üçün o qədər də səciyyəvi olmayan hidrogenin Balmer seriyasının xətləri, temperaturu F sinfindəkindən müəyyən qədər böyük olan ulduzların spektrində ən intensiv xətlər olur (A sinfi). Bu ulduzlarda spektrin qısa dalğa tərəfdən fotoqrafik oblastda kəsilməz şüalanma kəskin artır.

Temperaturun artması ilə spektrin görünən oblastında neytral heliumun intensiv xətləri yaranır və spektri bu xətlər səciyyələndirir (B sinfi). Belə ulduzların spektri üçün spektrin mavi oblastında kəsilməz şüalanma çox xarakterikdir.

Nəhayət daha isti ulduzlarda helium xeyli miqdarda ionlaşır və nəticədə görünən oblastda ionlaşmış heliumun intensiv xətləri spektri səciyyələndərən əsas xətlər olur (O sinfi). Bu ulduzların spektrində ultrabənövşəyi oblastda kəsilməz şüalanma çox xarakterikdir.

O sinfinin ulduzları mavi rəngdədir ( Kərtənkələ bürcünün 10-cu ulduzu); B sinfinin ulduzları açıq mavi rəngdə görünürlər ( Qız bürcünün α-sı Sünbül); A sinfinin ulduzları ağ rəngdə görünür ( Liranın α-sı Veqa, Böyük Köpəyin α-sı Sirius); F sinfinin ulduzları açıq sarı rəngdədir ( Kiçik Köpəyin α-sı Prosion); G sinfinin ulduzları sarııdr ( Günəş); K sinfinin ulduzları qırmızımtıl ( narıncı) rəngdədirlər ( Arabaçının α-sı Arktur. Buğanın α-sı Əldebaran); M sinfinin ulduzları qırmızıdır ( Orionun α-sı Bətəlgeyze).

Elə ulduzlar vardır ki, onların parlaqlığı zamandan asılı olaraq dəyişir. Bu ulduzlara dəyişən ulduzlar deyilir. Dəyişən ulduzlar iki əsas sinfə bölünürlər.

1) Optik dəyişənlər

2) Fiziki dəyişənlər

Optik dəyişənlərin parlaqlığının dəyişməsinin səbəbi tutulmalardır. Fiziki dəyişən ulduzların parlaqlıqlarının və başqa parametrlərinin dəyişməsi isə onların daxilində gedən fiziki proseslərlə əlaqədardır. Dəyişən ulduz dedikdə fiziki dəyişən ulduzlar nəzərdə tutulur. Bu dəyişən ulduzlar iki əsas qrupa bölünürlər :

1. Döyünən dəyişənlər. Bu ulduzların parlaqlığının dəyişməsi və effektiv temperaturlarının müəyyən amplitud və periodla dəyişməsi ilə əlaqədardır.

2. Eruptiv-partlayış xarakterli dəyişən ulduzlar. Bu ulduzların parlaqlığının dəyişməsi partlayış xarakterli enerji ayrılması ilə əlaqədardır. Fiziki dəyişən ulduzların bu iki növündən fərqli dəyişən ulduzlar da vardır.

Hər bir ulduz bürcündə birinci 334 dəyişən ulduz latın əlifbasının bir və ya iki hərfi ilə işarə olunur və bürcün adından əvvəl yazılır. Məsələn UV Balina- Balina bürcünün UV dəyişən ulduzu kimi oxunur. RR Lira – Lira bürcünün RR ulduzu kimi oxunur. Dəyişən ulduzların sayı 334-dən çox olarsa ulduz, məxsus olduğu bürcün adı və bu adın qarşısında yazılan latınca dəyişən sözünün baş hərfi olan V hərfi ilə işarə olunur :

V335 Qu-Qu bürcünün 335-ci dəyişən ulduzudur.

Əvvəllər yunan hərfi ilə işarə olunmuş ulduzun sonralar dəyişən olduğu aşkar edilərsə, əvvvəlki adı saxlanılır. Məsələn Sefeyin δ ulduzunun döyünən dəyişən olduğu tapılandan sonra da bu ulduz əvvəlki adını saxlamaqla bu tip ulduzlara Sefeyin δ-sı tipli ulduzlar və yaxud sefeidlər adı verilmişdir, yaxud Lira tipli dəyişənlərə liridlər deyilir.

Bə'zi dəyişənlər məxsus olduqları prototip ulduzun adı ilə adlanırlar. Məsələn, w Qız, T Buğa tipli dəyişənlər və s.

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.

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.

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

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).

Ulduzların parametrləri (kütlə, radiusişıqlıq) adətən Günəş vahidlərində verilir.

Ulduzların parlaqlıq vahidi ulduz ölçüsüdür. Ulduzların həqiqi parlaqlığı onların bir sıra fiziki xarakteristikalarından asılıdır.

İfratnəhənglərin 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

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.

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

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

Dağınıq ulduz topaları

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.

Güclü radio, bəzən optik və rentgen şüalanma verən ulduzlar pulsarlar adlanır.

Bir pulsar bir elektromaqnetik radiasiya şüası yayan , dönən bir neytron ulduzu və ya ağ cırtdandır..Neytron ulduzları çox sıxdır və qısa, nizamlı dönmə periyotlarına malikdir. Bu, tək bir pulsar üçün milisaniyəden saniyəyə qədər dəyişən zərbələr arasında çox həssas bir sıra yaradır. Pulsarların, müşahidə zamanı ultra-yüksək enerji kosmik şüalarının adalardan biri olduğuna inanılır .

Pulsarların kəskin periodları onları çox faydalı istifadə halına gətirər. Cazibə radiasiyanın varlığını təsdiq etmək üçün, bir ikili neytron ulduz sistemindəki pulsar müşahidələri istifadə edilmişdir. İlk ekstrasol planetlər bir pulsar ətrafında kəşf edildi, PSR B1257 + 12. Bəzi pulsar növləri, atom saatlarını zaman tutmasında qəti olaraq rəqibdirlər.

İlk pulsar 28 noyabr 1967-ci ildə Jocelyn Bell Burnell və Antony Hewish tərəfindən müşahidə edilib. Səmadakı eyni yerdən qaynaqlanan və sadə bir zamana sahib olan 1.33 saniyəylə ayrılmış paxlalar görüldü. Zərbələr üçün şərhlər axtararkən, zərbələrin qısa periodu, ulduzlar kimi astrofizik radiasiya mənbələrini ləğv etdi və nəbzləri sadereal zaman təqib etdiyindən, insan tərəfindən edilən radio tezliyi müdaxiləsi ola bilməzdi. Başqa bir teleskop ilə müşahidələr emissiyası doğruladığında, hər cür alət efektini ortadan qaldırdı. Bu nöqtədə Bell Burnell, "başqa bir mədəniyyətdən siqnal aldığımıza həqiqətən inandığımızı düşünmədik lakin açıqcası fikir ağılımıza girdi və özünün tamamilə təbii bir radio emissiyası olduğuna dair bir sübutumuz olmadığını ifadə etdi. Səmanın fərqli bir hissəsində ikinci bir titrəşmə qaynağı olana qədər "LGM hipotezi" tamamilə tərk edildi. Pulsarları daha sonra CP 1919 olaraq adlandırıldı və bu anda PSR 1919 + 21, PSR B1919 + 21 və PSR J1921 + 2153 kimi bir dizi dizayner tərəfindən bilinir. CP 1919 radio dalğa boylarında yayımlanmasına baxmayaraq, daha sonra pulsarların görünən işıq, X-şüaları və / və ya qamma şüası dalğa boylarında yayılan göstərdiyi təsbit edilmişdir.

1974-cü ildə Cozef Hooton Taylor, Jr. və Russell HULS, ilk dəfə ikili bir sistemdə bir pulsar kəşf etdi: PSR B1913 + 16. Bu titrəşimi, yalnız səkkiz saatlıq bir orbit müddətlə başqa bir neytron ulduzu ətrafında dönür. Eynşteynin ümumi nisbilik nəzəriyyəsi, bu sistemin, cazibə radiasiyasının yayması və orbitin orbit enerjisini itirdiyi üçün davamlı olaraq müqavilə etməsinə səbəb olacağını nəzərdə tutur. Pulsar'ın müşahidələri, cazibə dalğalarının varlığının ilk dəlili olan bu qiymətləndirmənin qısa müddətdə təsdiqləndi. 2010-ci ilin etibarilə, bu titrəşmə müşahidələri ümumi görelilikle eyni fikirdədir. [16] 1993-cü ildə, Nobel Fizika Mükafatı, bu titrəmənin kəşfi üçün Taylor və Hulse'e verildi.

1992-ci ildə Aleksandr Wolszczan PSR B1257 + 12'nin ətrafındakı ilk extrasolar planetləri kəşf etdi. Bu tapıntı, hər hansı bir canlının pulsar yaxınlığında sıx radiasiya mühitində həyatda qalması çox ola biləcək olmadığı halda, Günəş Sistemi xaricindəki planetlərin məşhurluğu mövzusunda əhəmiyyətli dəlillər təqdim etdi.

2016-ci ildə AR Scorpii, kompakt obyektin bir neytron ulduzu yerinə ağ cırtdan olduğu ilk pulsar olaraq təyin olundu. [19] ətaləti momenti bir neytron ulduza görə çox daha yüksək olduğu üçün, bu sistemdəki ağ cırtdan hər 1.95 dəqiqədə bir, neytron ulduzu pulsalarından çox daha yavaş dönər. Sistem ultrabənövşəyi radio dalğaboylarına güclü maqnit sərgiləyir, güclü maqnitləşmiş ağ cırtdanın spinlənməsi ilə gücləndirilir.

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 (Tərəzi, Dolça) adları verilmişdir. Bürclərdə ən parlaq ulduzlara yunan hərfləri ilə işarə adı da əlavə olunur.

Əsas məqalə: Parallaks

Yerin Günəş ətrafına hərəkəti nəticəsində ulduzlar göy sferasında il ərzində yerini dəyişir (buna illik parallaks deyilir).

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

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.

İlk dəfə Günəşin timsalında ulduzların rentgen şüalanması mənbəyi ola bilməsi fikri yaranmişdir. Əlbəttə ən yaxın ulduz belə Günəşinki qədər rentgen oblastda şüalandırsa onu müşahidə etmək olmaz. Başqa sözlə ulduzun rentgen şüalanmasını müşahidə etmək üçün o, güclü rentgen şüalanma mənbəyinə malik olmalıdır. İlk belə mənbə 1962-ci ildə Əqrəb bürcündə tapıldı. Bundan sonra çoxlu yeni rentgen şüalanma mənbələri aşkar edilmişdir. Rentgen mənbə, mənsub olduğu bürcün adı ilə, bu addan sonra yazılmaqla rentgen şüalanması simvolu olan X hərfi ilə ( X-Raxs-naməlum şüalanma sözündəndir) və nəhayət mənbəyin həmin bürcdə tapılma ardıcılığına uyğun rəqəmlə işarə olunur. Beləliklə ilk rentgen şüalanma mənbəyi "Əqrəb X-1" oldu. 1962-ci ildən xüsusi süni peyklər vasitəsilə bizim Qalaktikada 100-dən artıq rentgen şüalanma mənbəyi-rentgen ulduzu tapılmışdır.

Ulduz

Bir ulduz, qazın öz çəkisi ilə sferik bir forma toplandığı və nüvə birləşməsi reaksiyası ilə enerjini sərbəst buraxdığı bir göy cisimidir. Böyüdücü sinifə görə, Əsas Seriya Ulduzu, Quasi Nəhəng Ulduz, Nəhəng Ulduz, Parlaq Nəhəng Ulduz, Super Nəhəng Ulduz kimi təsnif edilir və hər sinif mavi O tiplidir Qırmızı M tipli OBAFGKM sırasında təsnif edilir.

Kompakt ulduz
Digər

Dəyişən ulduz kimi təsnifat


  1. Elmegreen, B. G.; Lada, C. J. (1977). "Sequential formation of subgroups in OB associations". Astrophysical Journal, Part 1. 214: 725–741. Bibcode:1977ApJ…214..725E. doi:.
  2. Getman, K. V.; et al. (2012). "The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 2917–2943. arXiv:1208.1471 . Bibcode:2012MNRAS.426.2917G. doi:.
  3. Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series. 33. Cambridge University Press. pp. 103–104. ISBN 0-521-62313-8.
  4. R.Ə.Hüseynov Ümumi astrofizika Bakı, "Bakı Universiteti" nəşriyyatı, 2010
  5. R.Ə.Hüseynov, Astronomiya, Bakı 1997.
  6. R.Ə.Hüseynov, Astronomiya, "Maarif" nəşriyyatı, Bakı, 1997

Ulduz
ulduz, adın, digər, istifadə, formaları, üçün, dəqiqləşdirmə, vaxtlardan, bəri, insan, səma, ilə, maraqlanmış, ulduzları, araşdırmaq, üçün, ciddi, addım, isə, teleskopu, reallaşdıran, italyan, alimi, qalileo, qaliley, tərəfindən, atılmışdır, göy, hadisələri, i. Ulduz Dil Izle Redakte Bu adin diger istifade formalari ucun bax Ulduz deqiqlesdirme Ulduz Ilk vaxtlardan beri insan sema ile maraqlanmis ulduzlari arasdirmaq ucun ilk ciddi addim ise ilk teleskopu reallasdiran Italyan alimi Qalileo Qaliley terefinden atilmisdir Goy hadiseleri ile maraqlanan elm sahesi de astronomiya adi altinda inkisaf etmisdir Goy uzunde gorunenlerden de daha cox ulduz oldugu bilinmekdedir Gozle gorulenlerin sayi 8 000 qederdir Sekilleri cekile bilen ulduzlarin sayi ise 50 000 000 000 qederdir Ayrica semada isiq vermeyen ulduzlar da vardir ki bunlar oz gunesleri olan ulduzlarin etrafinda donmekdedirler Ulduzlar Ulduzlar kainatda en cox yayilmis goy cisimleridir Kosmik maddenin kutlesinin 98 i ulduzlara mexsusdur Ulduzlar Gunesebenzer obyektlerdir yeni isiq ve istilik enerjisine malik olan qaz kutleleridir Ulduzlar kutle radius ve isiqliqlarina gore bir birlerinden ciddi ferqlenirler Ele ulduzlar var ki onlarin radiusulari Gunesinkinden yuz defelerle hetta min defe boyukdur Ulduzlarin kutlesi Gunesinkinden 50 defe kicik ve ya 80 defe boyuk ola bilir Isiqliqlari ise Gunesinkinden yuz min defe boyuk yaxud kicik ola bilir Ulduzlarin daxili qatlarinda ve atmosferinde fiziki serait muxtelifdir Bu muxteliflik onlarin kutlesinden radiusundan ve isiqligindan ciddi suretde asilidir Ulduzlarin spektrleri de bir birinden ciddi ferqlenir Ulduzlarin ekseriyyetinin spektri xarakter etibarile Gunesinkine benzeyir yeni parlaq kesilmez spektrin fonunda udulma xetlerinden ibaretdir Lakin kesilmez spektrde enerjinin paylanmasina spektrde udulma xetlerinin sayi ve intensivliyine gore ulduzlarin spektrleri bir birinden ciddi suretde ferqlenir Mundericat 1 Ulduzlarin yaranmasi 2 Ulduzlarin tekamulu 3 Ulduz olcusu 4 Ulduzlarin spektral tesnifati 5 Normal ulduzlar 6 Deyisen ulduzlar 7 Ulduzlarin enerjileri 8 Ulduzlarin Omru 9 Emelegelme prosesi 9 1 Spektral analizlerin neticeleri 10 Parametrleri 11 Ulduzlarin olculeri 11 1 Ulduzaqeder mesafenin teyini 12 Ulduz topalari 12 1 Kurevi ulduz topalari 12 2 Daginiq ulduz topalari 13 Pulsarlar 14 Burcler 15 Parallaks 16 Qedim adlari melum olan ulduzlar 17 Sirius ulduzu 18 Rentgen ulduzlari 19 Ulduzlar ve s 19 1 Deyisen ulduz kimi tesnifat 20 IstinadlarUlduzlarin yaranmasi RedakteUlduzun tekamulu onun ulduz besiyi adlanan neheng molekulyar buludlarda yaranmasi ile baslayir Qalaktikada ulduzlararasi fezada 1sm3 0 1 1 molekul dusur Molekulyar buludlar da ise sixliq 1 sm3 da texminen milyon molekula catir Bele buludun kutlesi 100 000 10 000 000 Gunes kutlesi qeder ve olcusu 50 300 isiq ili tertibinde olur Molekulyar bulud qalaktikanin etrafinda serbest dolandigi muddetde hec ne bas vermir Lakin qravitasiya sahesinin qeyri bircinsliyi neticesinde lokal madde konsentrasiyasina sebeb olan heyacanlanmalar bas verir 1 2 Bu cur heyacanlanmalar molekulyar buludda qravitasiya kollapsina sebeb olur Qravitasiya kollapsina sebeb olacaq ferziyyelerden biri iki buludun toqqusmasidir Digerine gore ise qravitasiya kollapsi molekulyar buludun qalaktikanin boyuk sixliqli spiral qolundan kecmesi zamani bas verir Hemcinin molekulyar buludun yaxinliginda partlayan ifratyeni ulduzun boyuk suretle yayilan zerbe dalgasi da qravitasiya kollapsina sebeb ola biler Bir sozle butun hallarda molekulyar buludda qeyri bircinslik yarda bilecek butun prosesler ulduzyaranma prosesine tekan vere biler Yaranmis qeyri bircinslik sebebinden molekulyar buludun teyziqi sixilma quvvesinin qarsisini ala bilmir ve neticede qaz kutlesi bir merkezde toplanmaga baslayir 3 Virial teoremine esasen qravitasiya enerjisinin yarisi buludun qizmasina diger yarisi sualanmaya serf olunur Qaz buludlarinda sixliq ve teyziq merkeze dogru artir Neticede merkezi hissenin kollapsi periferiyaya nisbeten daha tez bas verir Sixilma neticesinde fotonlarin serbest qacis mesafesi azalir ve bulud mexsusi sualanmasi ucun qeyri seffaf olur Bu ise oz novbesinde temperatur ve teyziqin daha suretle armasina sebeb olur Sonra qravitasiya quvvesi ile teyziq quvvesi tarazlasir ve kutlesi ulduzun kutlesinin 1 ni teskil eden hidrostatik nuve yaranir Bu period musahide oluna bilmir cunki qlobullar optik diapazonda qeyri seffafdirlar Protoulduzun sonraki tekamulu akresiyadir nuvenin uzerine madde tokulur ve onun olculeri boyuyur Sonda buludda serbest hereket eden madde tukenir ve ulduz optik sualarda gorunen olur Bu an protoulduz fazasinin bitmesi ve cavan ulduz fazasinin baslangici hesab olunur Bu senari molekulyar bulud firlanmadigi hal ucun dogrudur lakin butun hallarda butun molekulyar buludlar kicik de olsa firlanma momentine malik olur Impulsun saxlanmasi qanununa esasen buludun olcusu kicildikce firlanma sureti artir ve mueyyen anda madde bir cisim kimi deyil laylara bolunerek musteqil kollapsa davam edirler Bu laylarin sayi ve kutlesi molekulyar buludun baslangic kutlesinden asilidir Bu parametrlerden asili olaraq goy cisimlerinin muxtelif sistemi formalasir ulduz topalari qosa sistemler planete malik ulduzlar Ulduzlarin tekamulu RedakteUlduzlarin daxilinde istilik nuve reaksiyalari gedir Bunun hesabina ulduzun daxilindeki enerji kosmosa sualanir ve o isiq sacir Istilik nuve reaksiyalari zamani ilk olaraq hidrogenin yanaraq hidrogene cevrilmesi bas verir Bu proses daha agir elementlere cevrilene qeder davam edir Meselen Ifrat neheng ulduzlarin nuvesinde demir yaranana qeder davam edir Ulduzlar dumanliq dediyimiz ulduz emelegelme sahelerinden yaranirlar Astronomlar musahideden ulduzlarin olcusunu kutlesini isiqliqlarini temperaturlarini kimyevi terkibini ve spektrlerini teyin edirler Ulduzlarin kutlesi onlarin tekamulunde muhum rol oynayir Onlarin temperatur ve diametrleri ise movcud olduqlari muddetde daim deyisir Ulduzlarin isiqliliqlarinin temperaturdan asililigi Herssprunq Ressel diaqrami vasitesile teyin olunur Hemcinin ulduzun bu diaqramdaki yeri onun yasini ve tekamulun hansi merhelesinde oldugunu teyin etmeye imkan verir Ulduzun heyati qaz dumanligindaki qravitasiya kollapsi ile baslayir ve esasen hidrogen ve heliumdan ve cuzi miqdarda diger agir elementlerden ibaret olur Nuve kifayet qeder sixlasdigi anda istilik nuve reaksiyasinin baslanmasi ucun lazimi temperatur yaranir ve hidrogen yanaraq heliuma cevrilir Radiasiya ve konveksiya proseslerinin hesabina ayrilan enerji ulduzun daha ust qatlarina oturulur Daxili teyziq quvvesi ile qravitasiya quvvesinin kollapsa sebeb olmasina mane olur Kutlesi 0 4 Gunes kutlesinden boyuk olan ulduzun hidrogen yanib tukendikde radiusu genislenerek ve soyuyaraq qirmizi ifratnehenge cevrilir Massiv kutleli ulduzlarda yanma prosesi agir elementlerin yaranmasina kimi gedir ve sonda demir nuve yaranir Ulduz tekamulunun sonunda kutlesinden asili olaraq ag cirtdana neytron ulduzuna ve ya qara deliye cevrilir Ulduzlarin uzaqligini olcmek ucun tetbiq olunan metod ilk defe 1838 ci ilde Bassel terefinden tapilmisdir Semadaki arasdirmalar uzaqliqlarin cox boyuk olmasi uzunden qeyri kafi qalmaqdadir Dunyaya en yaxin ulduzun isiginin gelmesi bele 4 il davam etmekdedir Goy uzunde gorunen bezi ulduzlar hereket halindadir Ulduz olcusu RedakteAstrofizikada isiqlanmanin fiziki analoqu olaraq ulduz olcusu adlanan kemiyyetden istifade edilir Elbette ulduz olcusu termini obyektin hendesi olcusune aid deyildir Ulduz olcusu ilk astrofotometrik anlayisdir Bele ki hele Hipparx eramizdan evvel II yuzillikde gozle secilen ulduzlarin isiqlanmalarina gore alti ulduz olcusune ayirmisdir O qebul etmisdir ki en parlaq isiqli ulduzun ulduz olcusu 1 en zeifinki ise 6 dir 4 Parlaqligin ulduz olcusu vasitesile qiymetlendirilmesinin fiziki daha dogrusu fizioloji esaslari yalniz Hipparxdan iki min il sonra XIX yuzillikde fizioloq Veber ve psixoloq Fexner terefinden kesf edilen bir qanuna esasen oz izahini tapmisdir Bu qanuna gore her hansi qiciqlandirici tesirin hiss olunmasindaki deyisiklik hemin qiciqlandirici amilin nisbi deyismesi ile duz mutenasibdir Bu qanunu ulduz olcusu anlayisina tetbiq etsek Kainat obyektine qiciqlandirici qebulediciye goze fotoemulsiyaya fotoelemente ve s 5 Ulduzlarin spektral tesnifati Redakte Adi gozle musahideden gormek olur ki ulduzlar renglerine gore bir birinden ferqlenirler Ulduzlarin arasinda qirmizi sari ag ve mavi ulduzlara tesaduf edirik Bu ulduzlarin spektrleri bir birinden keskin ferqlenir Ulduzlarin spektrlerinin muxtelifliyi onlarda fiziki seraitin muxtelifliyi ile elaqedardir Burada esas rolu ulduzun effektiv temperaturu oynayir Birinci novbede temperaturdan asili olaraq bezi kimyevi elementlerin xetleri spektrde zeifleyir bezilerininki ise guclenir Ulduzlarin spektrinde bezi xetler temperatura o qeder hessasdir ki bu xetlere gore ulduzlarin temperaturunu gozeyarida qiymetlendirmek olur 1885 ci ilden etibaren butun goyu ehate etmekle muntezem olaraq ulduz spektrleri toplanmisdir 1918 24 cu illerde ABS in Harvard universitetinde Henri Dreper bu isin neticelerini 9 cildlik ulduz kataloqunda nesr etdirdi Qisa olaraq bu kataloq HD adlanir ve bu kataloqa 225 330 ulduzun xarakteristikalari ve spektr sinfi verilmisdir Bu tesnifata gore oxsar spektre malik ulduzlar eyni sinfe aid edilir ve sinifler latin elifbasinin herfleri ile asagidaki ardicilliqla ifade olunur O A B F G K M Bu ardicilliqla ulduzlarin effektiv temperaturu azalir Her bir sinif ozu 10 altsinfe ayrilir O sinfi O4 den baslayir O 9 5 de qurtarir Sonraki sinifler B0 B1 B9 ardicilligi ile duzulurler Burada bolgu eledir ki meselen B9 altsinfine aid ulduz A0 altsinfine daha yaxindir ve s Hazirda Harvard varianti bir qeder deyisdirilmisdir ve indi ardicilliq beledir O A B F G C K S M Burada C ve S siniflerine mexsus ulduzlar uygun olaraq K ve M siniflerine mexsus ulduzlara benzeyir C sinfi K sinfinden onunla ferqlenir ki C sinfine mexsus ulduzlarin spektrinde karbon molekulu C2 ve sian CN birlesmelerinin udulma zolaqlari vardir Eger bu ulduz atmosferinin kimyevi terkibindeki ferqle elaqedardirsa onda deye bilerik ki C sinfine mexsus ulduzlarda K sinfine mexsus ulduzlara nisbeten karbonun miqdari coxdur Odur ki bu ulduzlara coxkarbonlu ulduzlar da deyilir S sinfine mexsus ulduzlar M sinfine mexsus ulduzlardan onunla ferqlenir ki onlarin spektrlerinde titan oksidi TIO evezine nadir torpaq elementlerinin oksidleri birinci novbede sirkonium oksidin ZrO udulma zolaqlari vardir Spektral tesnifatda esas meyar udulma xetlerinin ve zolaqlarinin intensivliyidir Bu ise her seyden evvel ulduzun effektiv temperaturundan asilidir En soyuq ulduzlarin spektrleri M S molekulyar zolaqlar ve neytral metal atomlari xetleri ile zengindir Bu ulduzlarin kesilmez spektrinde infraqirmizi sualanma gucludur Temperaturun mueyyen qeder artmasi ile molekullar dissosasiya edir ve bunun neticesinde spektrde molekulyar zolaqlar demek olar ki itir Spektr neytral metal atomunun udulma xetleri ile seciyyelenir K sinfi Bele ulduzlarda spektrin qirmizi oblastinda kesilmez sualanma guclu olur Temperaturun sonraki artimi ionlasma potensiali kicik olan metal atomlarinin ionlasmasina sebeb olur Odur ki spektr xeyli murekkeblesir hem neytral hem de ionlasmis metal xetleri ile zengin olur G sinfi Bu ulduzlarda spektrin vizual hissesinde kesilmez sualanma gucludur Temperatur daha boyuk olanda spektrde ionlasmis metal atomlarinin intensivliyi daha da boyukdur F sinfi Bele ulduzlarin kesilmez spektrin uzun dalgalar terefden fotoqrafik oblastinda sualanma guclu olur G ve hetta F sinfi ucun o qeder de seciyyevi olmayan hidrogenin Balmer seriyasinin xetleri temperaturu F sinfindekinden mueyyen qeder boyuk olan ulduzlarin spektrinde en intensiv xetler olur A sinfi Bu ulduzlarda spektrin qisa dalga terefden fotoqrafik oblastda kesilmez sualanma keskin artir Temperaturun artmasi ile spektrin gorunen oblastinda neytral heliumun intensiv xetleri yaranir ve spektri bu xetler seciyyelendirir B sinfi Bele ulduzlarin spektri ucun spektrin mavi oblastinda kesilmez sualanma cox xarakterikdir Nehayet daha isti ulduzlarda helium xeyli miqdarda ionlasir ve neticede gorunen oblastda ionlasmis heliumun intensiv xetleri spektri seciyyelenderen esas xetler olur O sinfi Bu ulduzlarin spektrinde ultrabenovseyi oblastda kesilmez sualanma cox xarakterikdir O sinfinin ulduzlari mavi rengdedir Kertenkele burcunun 10 cu ulduzu B sinfinin ulduzlari aciq mavi rengde gorunurler Qiz burcunun a si Sunbul A sinfinin ulduzlari ag rengde gorunur Liranin a si Veqa Boyuk Kopeyin a si Sirius F sinfinin ulduzlari aciq sari rengdedir Kicik Kopeyin a si Prosion G sinfinin ulduzlari sariidr Gunes K sinfinin ulduzlari qirmizimtil narinci rengdedirler Arabacinin a si Arktur Buganin a si Eldebaran M sinfinin ulduzlari qirmizidir Orionun a si Betelgeyze 6 Normal ulduzlar RedakteDeyisen ulduzlar RedakteEle ulduzlar vardir ki onlarin parlaqligi zamandan asili olaraq deyisir Bu ulduzlara deyisen ulduzlar deyilir Deyisen ulduzlar iki esas sinfe bolunurler 1 Optik deyisenler 2 Fiziki deyisenler Optik deyisenlerin parlaqliginin deyismesinin sebebi tutulmalardir Fiziki deyisen ulduzlarin parlaqliqlarinin ve basqa parametrlerinin deyismesi ise onlarin daxilinde geden fiziki proseslerle elaqedardir Deyisen ulduz dedikde fiziki deyisen ulduzlar nezerde tutulur Bu deyisen ulduzlar iki esas qrupa bolunurler 1 Doyunen deyisenler Bu ulduzlarin parlaqliginin deyismesi ve effektiv temperaturlarinin mueyyen amplitud ve periodla deyismesi ile elaqedardir 2 Eruptiv partlayis xarakterli deyisen ulduzlar Bu ulduzlarin parlaqliginin deyismesi partlayis xarakterli enerji ayrilmasi ile elaqedardir Fiziki deyisen ulduzlarin bu iki novunden ferqli deyisen ulduzlar da vardir Her bir ulduz burcunde birinci 334 deyisen ulduz latin elifbasinin bir ve ya iki herfi ile isare olunur ve burcun adindan evvel yazilir Meselen UV Balina Balina burcunun UV deyisen ulduzu kimi oxunur RR Lira Lira burcunun RR ulduzu kimi oxunur Deyisen ulduzlarin sayi 334 den cox olarsa ulduz mexsus oldugu burcun adi ve bu adin qarsisinda yazilan latinca deyisen sozunun bas herfi olan V herfi ile isare olunur V335 Qu Qu burcunun 335 ci deyisen ulduzudur Evveller yunan herfi ile isare olunmus ulduzun sonralar deyisen oldugu askar edilerse evvvelki adi saxlanilir Meselen Sefeyin d ulduzunun doyunen deyisen oldugu tapilandan sonra da bu ulduz evvelki adini saxlamaqla bu tip ulduzlara Sefeyin d si tipli ulduzlar ve yaxud sefeidler adi verilmisdir yaxud Lira tipli deyisenlere liridler deyilir Be zi deyisenler mexsus olduqlari prototip ulduzun adi ile adlanirlar Meselen w Qiz T Buga tipli deyisenler ve s 6 Ulduzlarin enerjileri RedakteUlduzlar arasinda bir cox ferqler vardir bunlar muxtelif xususiyyetlerden qaynaqlanirlar Lakin ulduzlarin hamisinda temel enerji qaynagi eynidir Bu temel enerji qaynagi yungul atomlardan agir atomlar meydana gelmesidir Gunes ve ulduzlarin enerjilerini haradan aldiqlari elm adamlari ucun davamli bir sual olmusdur Enerjilerini maddelerin kimyevi yanmasindan aldiqlari qarsiya qoyulmus bu bir netice getirmeyince radioaktiv atomlarin bu enerjini meydana getirdiyi qarsiya qoyulmusdur Sonradan bunun da dogru olmadigi aydin olmus ve 1920 ci illerde bu enerjiye nuve reaksiyalarinin meydana getirdiyi maddenin deyismesinin sebeb oldugu aydin olmusdur Orta boyuklukde bir ulduz olan Gunesin seth istiliyi 6000 C olmaqla birlikde istilik merkeze getdikce artmaqda ve merkezde 14 15 000 000 dereceni tapmaqdadir Gunesin icerisinde temel enerji istehsal eden reaksiyalarin var oldugu bir gercekdir Bu reaksiyalar hidrogen nuvesi yaxud pratonlar arasindaki vurusmalardan meydana gelen Helyum nuvesidir Gunesde ve Gunese yaxin agirliqlari olan ulduzlarda Praton praton bir birini tesir etme reaksiyasi vardir Bu reaksiyadan basqa agir ulduzlarda aktiv olan basqa bir reaksiya daha vardir Temperatur 20 000 000 dereceni tapan bu ulduzlarda karbon dovresi adi verilen reaksiya aktiv haldadir Bu dovrede karbon atomunun kecen pratonlarla hereket etdiyi alti pille vardir Emeliyyatin yeni reaksiyasini sonunda dord praton istifade bir helium nuvesi meydana getirmisdir Bunun agirligi Proton birini tesir etme reaksiyonunda oldugu kimi orijinal nuve agirliginin 0 810 u qeder bir azalma gosterir Bu azalan ferq enerji olaraq etrafa yayilir Karbon dovresinin Gunesde de az miqdarda olduguna dair cox quvvetli olmayan deliller vardir Ulduzlarin Omru RedakteEslinde bir ulduzun yasamasi ve olumu kutlesine baglidir Agir cekili bir ulduz texminen 20 Gunes kutlesi nuve yanacagini suretli istifade ve hidrojenini tez istehlak eder Yungul cekili bir ulduz ise baslangicda cox az bir yanacaga sahib olmasina baxmayaraq bunu az az istifade edir ve daha uzun bir muddet yasayir Bir ulduzun omru bizim asanca deyerlendire bilmeyeceyimiz qeder uzundur Buna gore Gunesi bir muqayise unsuru olaraq istifade ede bilerik Gunes texminen olaraq 10 milyard il yasayacaq En agir bir ulduz bu muddetin minde biri qeder bir muddetde omrunu davam etdirecek cox yungul kutleli ulduzlar ise bu muddetden 100 qat daha uzun bir muddet yasayacaqlar Agir ulduzlarin omru bu merhelelerden kecir Milyardlarla il parlayaraq merkezindeki hidrogeni tamamile istehlak eden ulduz six bir helium qoru ile qirmizi neheng halina gelmek ucun genisleyer Sonunda bu genisleme ulduzun bir nece saniye icinde hamisi ile cokmesine ve coken kordan yayilan bir enerji dalgasi ile bir komet olaraq partlamasina getirib cixarar Ulduzun xarici bolgeleri tamamile yox olduqdan sonra ancaq cox isti kicik qoru gore bilerik Bu yalniz gunes diametrinin yuzde biridir Yeni dunya cox cox boyuk deyil ve yuksek istilikden dolayi ulduz ag bir reng almisdir Buna gore bu cisimlere ag cirtdan adi verilmisdir Ag cirtdanlar cox kicik olduqlarindan semada olduqca sonuk gorunerler Bu bir menada yungul ulduzun omrunun sonu yeni olumu demekdir Emelegelme prosesi RedakteUlduzlarin emelegelme meselesinde iki baxis muvcuddur Bu baxislarin her biri mueyyen musahide faktlarina ve nezeri hesablamalara esaslanir Her iki nezeriyye teqdire layiqdir guclu ve deqiq islenmisdir Birinci nezeriyye bu teklife esaslanir ki ulduzlar hal hazirda Qalaktikada musahide edilen diffuz qaz qaz maddesinden emele gelmisdir Bele guman edilir ki qaz maddesinin sixligi ve kutlesi mueyyen qiymetden boyukdurse onda hemin hisse oz mexsusi cezbetmesi neticesinde sixilaraq evvelce soyuq sekline dusur Sixilmanin davam etmesi neticesinde qaz sarinin merkezi hisselerinde temperatur artmaga baslayir Qaz sarinin cazibe sahesinde olan hisseciklerin potensial enerjisi merkeze yaxinlasdiqca azalir Sixilma prosesi o hala getirir ki ulduzlarin merkezi hisseleri yuksek temperatura qeder qizir Merkezi hisselerde temperatur bir nece milyon dereceye catdiqda coxlu miqdarda enerjinin ayrilmasi ile musahide edilen istilik nuve reaksiyalari baslayir Spektral analizlerin neticeleri Redakte Ulduzlarin xarici qatlari spektral usullarla bilavasite musahide edilir Ulduzlarin spektrleri kesilmez sualanma fonunda esasen udulma xetlerinden ibaretdir Bezi ulduzlarin spektrinde sualanma xetleri var Kesilmez sualanmanin yarandigi qat fotosfer udulma xetlerinin yarandigi ust qat ise atmosfer adlanir Ekser ulduzlarda fotosferin qalinligi 300 km tertibinde olur Ulduzlarin fotosferinde sixliq ve temperatur kesilmez spektrde enerjinin paylanmasi ve spektral xetlerin intensivliyine esasen oyrenilir ulduzlarin spektral tesnifi Parametrleri RedakteUlduzlarin parametrleri kutle radius ve isiqliq adeten Gunes vahidlerinde verilir Ulduzlarin parlaqliq vahidi ulduz olcusudur Ulduzlarin heqiqi parlaqligi onlarin bir sira fiziki xarakteristikalarindan asilidir Ulduzlarin olculeri RedakteIfratnehenglerin radiusu Gunesinkinden 100 defelerle boyukdur neytron ulduzlarin radiusu ise bir nece kilometrdir Ulduzlar arasinda isiqligi Gunesinkinden yuz min defe cox ve o qeder defe az olani var Kutle artiqca ulduz daxilinde temperatur artir Volf Raye tipli ulduzlarin temperaturu cox yuksekdir bezen 100 000 K Kutle cox boyuk olduqda qaz ve sualanma tezyiqi cazibe quvvesine ustun gelir ve ulduz dayaniqsiz olur Cox kicik olduqda daxili temperatur asagi olur ve ulduz isiq sacmir planet kimi soyuq cisme cevrilir Yalniz qosa ulduzlarin kutlesi bilavasite teyin edilir Deyisen ulduzlarin parlaqligi mueyyen dovr ile bir nece saatdan bir iledek artib azalir Bunlarin bezileri soyuq nehenglerdir Qeyri stasionar ulduzlarin parlaqligi vaxtasiri keskin artir qisa muddetde boyuk miqdarda enerji ayrilir Yeni ve ifrat yeni ulduzlarda bu hadise xususile gucludur T Buga ve UV Balina tipli qeyri stasionar ulduzlar soyuq cirtdan ulduzlardir Ekser ulduzlarin maqnit sahesi zeifdir Maqnit ulduzlar adlanan deyisen ulduzlarda sahenin intensivliyi 10 minlerle qauss bezi elementlerin miqdari adi ulduzlardakina nisbeten bir nece defe cox ve ya az olur Ulduzaqeder mesafenin teyini Redakte 1835 39 illerde yaxin ulduzlara qeder mesafe teyin edildi Ulduzlara qederki mesafe parsekle parallaksin ters qiymetine bucaq saniyeleri ile beraberdir Lakin 0 01 saniyeden kicik bucaqlari olcmek mumkun olmadigindan bu usul 50 parsekedek mesafe ucun dogrudur Ekser ulduzlar cox uzaqdir Ulduzlarin heqiqi parlaqligi onlarin bir sira fiziki xarakteristikalarindan asilidir Bu parlaqliqlari tutusdurmaqla ulduzlara qederki mesafe tapilir buna spektral parallaks usulu deyilir Mesafenin teyini ucun diger usullar da var Ulduz topalari RedakteUlduzlar tek tek qosa misilli ve ulduz topalari seklinde musahide edilir Bunlandan bezilerini yaxsi musahide seraitinde adi gozle de gormek mumkundur Ulduz topalari asagidaki formalarda ola biler Kurevi ulduz topalari Redakte Kurevi ulduz topalarinda ulduzlar xeyali kure seklinde yerlesir Kurenin merkezine dogru ulduzlarin sayi artir Daginiq ulduz topalari Redakte Daginiq ve ya aciq ulduz topalarinda ulduzlar xaotik yerlesir Hec bir adicilliq ve ya forma esas goturule bilmir bezen mueyyen fiqurlara benzedile bilir Kurevi topalarda ulduzlarin sayi daginiq topalardakilara nisbeten yuz defe cox olur Pulsarlar Redakte Guclu radio bezen optik ve rentgen sualanma veren ulduzlar pulsarlar adlanir Bir pulsar bir elektromaqnetik radiasiya suasi yayan donen bir neytron ulduzu ve ya ag cirtdandir Neytron ulduzlari cox sixdir ve qisa nizamli donme periyotlarina malikdir Bu tek bir pulsar ucun milisaniyeden saniyeye qeder deyisen zerbeler arasinda cox hessas bir sira yaradir Pulsarlarin musahide zamani ultra yuksek enerji kosmik sualarinin adalardan biri olduguna inanilir Pulsarlarin keskin periodlari onlari cox faydali istifade halina getirer Cazibe radiasiyanin varligini tesdiq etmek ucun bir ikili neytron ulduz sistemindeki pulsar musahideleri istifade edilmisdir Ilk ekstrasol planetler bir pulsar etrafinda kesf edildi PSR B1257 12 Bezi pulsar novleri atom saatlarini zaman tutmasinda qeti olaraq reqibdirler Ilk pulsar 28 noyabr 1967 ci ilde Jocelyn Bell Burnell ve Antony Hewish terefinden musahide edilib Semadaki eyni yerden qaynaqlanan ve sade bir zamana sahib olan 1 33 saniyeyle ayrilmis paxlalar goruldu Zerbeler ucun serhler axtararken zerbelerin qisa periodu ulduzlar kimi astrofizik radiasiya menbelerini legv etdi ve nebzleri sadereal zaman teqib etdiyinden insan terefinden edilen radio tezliyi mudaxilesi ola bilmezdi Basqa bir teleskop ile musahideler emissiyasi dogruladiginda her cur alet efektini ortadan qaldirdi Bu noqtede Bell Burnell basqa bir medeniyyetden siqnal aldigimiza heqiqeten inandigimizi dusunmedik lakin aciqcasi fikir agilimiza girdi ve ozunun tamamile tebii bir radio emissiyasi olduguna dair bir subutumuz olmadigini ifade etdi Semanin ferqli bir hissesinde ikinci bir titresme qaynagi olana qeder LGM hipotezi tamamile terk edildi Pulsarlari daha sonra CP 1919 olaraq adlandirildi ve bu anda PSR 1919 21 PSR B1919 21 ve PSR J1921 2153 kimi bir dizi dizayner terefinden bilinir CP 1919 radio dalga boylarinda yayimlanmasina baxmayaraq daha sonra pulsarlarin gorunen isiq X sualari ve ve ya qamma suasi dalga boylarinda yayilan gosterdiyi tesbit edilmisdir 1974 cu ilde Cozef Hooton Taylor Jr ve Russell HULS ilk defe ikili bir sistemde bir pulsar kesf etdi PSR B1913 16 Bu titresimi yalniz sekkiz saatliq bir orbit muddetle basqa bir neytron ulduzu etrafinda donur Eynsteynin umumi nisbilik nezeriyyesi bu sistemin cazibe radiasiyasinin yaymasi ve orbitin orbit enerjisini itirdiyi ucun davamli olaraq muqavile etmesine sebeb olacagini nezerde tutur Pulsar in musahideleri cazibe dalgalarinin varliginin ilk delili olan bu qiymetlendirmenin qisa muddetde tesdiqlendi 2010 ci ilin etibarile bu titresme musahideleri umumi gorelilikle eyni fikirdedir 16 1993 cu ilde Nobel Fizika Mukafati bu titremenin kesfi ucun Taylor ve Hulse e verildi 1992 ci ilde Aleksandr Wolszczan PSR B1257 12 nin etrafindaki ilk extrasolar planetleri kesf etdi Bu tapinti her hansi bir canlinin pulsar yaxinliginda six radiasiya muhitinde heyatda qalmasi cox ola bilecek olmadigi halda Gunes Sistemi xaricindeki planetlerin meshurlugu movzusunda ehemiyyetli deliller teqdim etdi 2016 ci ilde AR Scorpii kompakt obyektin bir neytron ulduzu yerine ag cirtdan oldugu ilk pulsar olaraq teyin olundu 19 etaleti momenti bir neytron ulduza gore cox daha yuksek oldugu ucun bu sistemdeki ag cirtdan her 1 95 deqiqede bir neytron ulduzu pulsalarindan cox daha yavas doner Sistem ultrabenovseyi radio dalgaboylarina guclu maqnit sergileyir guclu maqnitlesmis ag cirtdanin spinlenmesi ile guclendirilir Burcler RedakteUlduzlar burclerde qruplasir Burclerin coxuna adlari qedim yunanlar vermisdir Ulduzlar arasinda daha asan istiqametlenmek ve onlari ayirmaq ucun sema qedim dovrde 88 burce ayrilmisdir Onlara qehremanlarin Herakl Persey heyvanlarin Qoc Sir Zurafe Ayi ve meiset esyalarinin Terezi Dolca adlari verilmisdir Burclerde en parlaq ulduzlara yunan herfleri ile isare adi da elave olunur Parallaks Redakte Esas meqale Parallaks Yerin Gunes etrafina hereketi neticesinde ulduzlar goy sferasinda il erzinde yerini deyisir buna illik parallaks deyilir Qedim adlari melum olan ulduzlar RedakteAntares Deneb Elqul Eltair Kapella Kastor Mitsar Polluks Requl Rigel Sadalmalik Spika VeqaSirius ulduzu RedakteAlimler en parlaq ulduz olan Sirius ulduzunun bir cut ulduz oldugunu kesf etdiler Bu sebebden Sirius ulduzu Sirius A ve Sirius B olaraq ifade edilen iki ulduzdan ibaret ulduz toplusudur Sirius ulduz toplusu bir birlerine dogru sanki yay seklinde ox ceker ve her 49 9 ilden bir yaxinlasarlar Bu elmi melumat hal hazirdada Harvard Ottawa ve Leicester Universitetlerinin astronomiya bolmelerinin qebul etdikleri elmi gercekdir En parlaq ulduz olan Sirius eslinde bir cut ulduzdur Donme periodu 49 9 ildir Burada diqqet yetirilmesi lazim olan noqte iki ulduzun bir birleri etrafinda firlanarken yay seklinde iki eded orbit cekdikleridir Rentgen ulduzlari RedakteIlk defe Gunesin timsalinda ulduzlarin rentgen sualanmasi menbeyi ola bilmesi fikri yaranmisdir Elbette en yaxin ulduz bele Gunesinki qeder rentgen oblastda sualandirsa onu musahide etmek olmaz Basqa sozle ulduzun rentgen sualanmasini musahide etmek ucun o guclu rentgen sualanma menbeyine malik olmalidir Ilk bele menbe 1962 ci ilde Eqreb burcunde tapildi Bundan sonra coxlu yeni rentgen sualanma menbeleri askar edilmisdir Rentgen menbe mensub oldugu burcun adi ile bu addan sonra yazilmaqla rentgen sualanmasi simvolu olan X herfi ile X Raxs namelum sualanma sozundendir ve nehayet menbeyin hemin burcde tapilma ardiciligina uygun reqemle isare olunur Belelikle ilk rentgen sualanma menbeyi Eqreb X 1 oldu 1962 ci ilden xususi suni peykler vasitesile bizim Qalaktikada 100 den artiq rentgen sualanma menbeyi rentgen ulduzu tapilmisdir 7 Ulduzlar ve s RedakteUlduz Bir ulduz qazin oz cekisi ile sferik bir forma toplandigi ve nuve birlesmesi reaksiyasi ile enerjini serbest buraxdigi bir goy cisimidir Boyuducu sinife gore Esas Seriya Ulduzu Quasi Neheng Ulduz Neheng Ulduz Parlaq Neheng Ulduz Super Neheng Ulduz kimi tesnif edilir ve her sinif mavi O tiplidir Qirmizi M tipli OBAFGKM sirasinda tesnif edilir Esas seriya ulduzu O tipli esas seriya ulduzlari B tipli esas seriya ulduzlari A seriya ulduzlarinin tipi F tipli esas seriya ulduzlari G tipli esas ardicilliq ulduzlari Gunes bu kateqoriyaya daxildir K tipli esas seriya ulduzlari Qirmizi Comet Neheng Qirmizi neheng Mavi neheng Super Neheng Qirmizi super neheng Mavi super neheng Wolf Laie StarKompakt ulduzAg kometa Qara cirtdan Ag cirtdanlarin qara cirtdan olmasi ehtimal olunur Neytron ulduzu Pulsar Qara delikDigerIbtidai ulduz Qehveyi cirtdanDeyisen ulduz kimi tesnifat Redakte Deyisen Ulduz Deyisen Ulduz Yemek Deyisen deyisken ulduz Hakuri Alpha tipli Deyisen Ulduz Kefadeid Deyisen Ulduz Kojiro RR deyisen ulduz Qiz Delta tipli deyisken ulduz Partlayici deyisken ulduzlar Buga T sekilli ulduz Flash Ulduz Yuksek intensivlik mavi deyisen ulduz Deyisen ulduz nova Supernova Supernova Ikili ulduz cut ulduzIstinadlar Redakte Elmegreen B G Lada C J 1977 Sequential formation of subgroups in OB associations Astrophysical Journal Part 1 214 725 741 Bibcode 1977ApJ 214 725E doi 10 1086 155302 Getman K V et al 2012 The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster contribution of triggered star formation to the total population of an H II region Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 426 4 2917 2943 arXiv 1208 1471 Bibcode 2012MNRAS 426 2917G doi 10 1111 j 1365 2966 2012 21879 x Kwok Sun 2000 The origin and evolution of planetary nebulae Cambridge astrophysics series 33 Cambridge University Press pp 103 104 ISBN 0 521 62313 8 https web archive org web 20080206074842 http www nso edu PR answerbook magnitude html R E Huseynov Umumi astrofizika Baki Baki Universiteti nesriyyati 2010 1 2 R E Huseynov Astronomiya Baki 1997 R E Huseynov Astronomiya Maarif nesriyyati Baki 1997Menbe https az wikipedia org w index php title Ulduz amp oldid 5992907, wikipedia, oxu, kitab, kitabxana, axtar, tap, hersey,

ne axtarsan burda

, en yaxsi meqale sayti, meqaleler, kitablar, oyrenmek, wiki, bilgi, tarix, seks, porno, indir, yukle, sex, azeri sex, azeri, seks yukle, sex yukle, izle, seks izle, porno izle, mobil seks, telefon ucun, chat, azeri chat, tanisliq, tanishliq, azeri tanishliq, sayt, medeni, medeni saytlar, chatlar, mekan, tanisliq mekani, mekanlari, yüklə, pulsuz, pulsuz yüklə, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, şəkil, muisiqi, mahnı, kino, film, kitab, oyun, oyunlar.