Galaksiler, galaksi kümeleri, bulutsular ve kuasarlar hakkında temel astronomi bilgisi
Bu makale galaksiler, yıldız kümeleri, bulutsular ve diğer gök cisimleri hakkındaki bilgiler gibi bazı temel astronomi bilgilerini özetlemektedir.
1. Galaksilerin temel sınıflandırması:
Basitçe ifade etmek gerekirse, çok sayıda yıldızdan (yüz milyonlarca) ve yıldızlararası maddeden oluşan göksel bir sistem bir galaksidir.
2. S ile gösterilen sarmal gökadalar (sarmal gökadalar), aynı sarmal yapıya sahip gökadalardır ve dönen sarmal gökadaların çok uzun sarmal kolları vardır.
Ünlü Andromeda Bulutsusu M31
3. SB ile gösterilen çizgili sarmal gökadalar Çubuklu sarmal gökadaların uzun sarmal kolları ve merkezi bir çubuğu vardır (çekirdekte çubuk benzeri bir yapı) Samanyolu, çubuklu sarmal gökadaya aittir.
Çubuklu sarmal gökada NGC 1300
4. Irr ile gösterilen düzensiz galaksiler, şekilleri ayırt edilemeyen galaksiler düzensiz galaksiler olarak adlandırılır ve bu tür galaksiler genellikle küçüktür.
Ursa Major'daki M82 (Puro Gökadası).
5. Mercek gökadaları genellikle sarmal gökadalar kadar düz olan, ancak görünür sarmal yapıları olmayan ve S0 olarak etiketlenen gökadaları ifade eder. Bu resim, bulduğum ansiklopedideki karşılık gelen girişten alınmıştır ve ne olduğunu bilmiyorum
Lens galaksisinde NGC 4976 var
Ayrıca Seifert galaksisi adı verilen ve genellikle çok parlak bir çekirdeğe sahip bir galaksiyi ifade eden bir tür galaksi vardır.
Genel olarak soldaki galaksinin çok eski ve sağdaki galaksinin genç olduğuna inanılıyor.
Buna ek olarak, çeşitli galaksi türleri ayrıca sayılarla veya küçük harflerle temsil edilen alt türlere ayrılabilir, örneğin: E1, E2, E3 ... Eliptik galaksilerde E10; Sarmal galaksilerde Sa, Sb, Sc, Sd ; Çubuklu sarmal galaksilerde SBa, SBb, SBc vardır ...;
2. Yıldız kümelerinin temel sınıflandırması:
Basitçe ifade etmek gerekirse, yıldız kümeleri galaksilerin bileşenleridir.
Yıldız kümelerinin farklı özelliklerine göre, yıldız kümelerini açık yıldız kümelerine ve küresel yıldız kümelerine ayırıyoruz. Samanyolu'nda bilinen binlerce açık yıldız kümesi vardır ve 100'den fazla bilinen küresel küme vardır.
2. Küresel kümeler:
Küresel kümelerde birçok yıldız var, yaklaşık on binlerce. Küçük bir uzayda yoğun olarak paketlenmiş binlerce ila yüz binlerce yıldızdan oluşan küresel bir kümeye küresel küme denir. Küresel kümeler genellikle Dünya'dan uzaktır ve yaşları nispeten eskidir. Örneğin, M13 Herkül'ün ünlü küresel kümesi yüz binlerce yıldızdan oluşur ve dünyadan yaklaşık 21.000 ışıkyılı uzaklıktadır.
3. Nebula'nın temel sınıflandırması:
Bulutsular için üç temel sınıflandırma yöntemi vardır: parlaklıklarına, şekillerine (şekillerine) ve bulutsunun malzeme bileşimine göre sınıflandırılırlar.
Parlak Bulutsu, Gül Bulutsusu:
2. Bulutsunun şekil sınıflandırması:
Şekline göre sınıflandırılan bulutsular temel olarak iki kategoriye ayrılır: ağsı bulutsuların yanı sıra dağınık bulutsular ve gezegenimsi bulutsular. Bunların arasında, dağınık bulutsular daha yaygındır, dağınık bulutsuların şekilleri düzensizdir ve net sınırları yoktur. Örneğin, ünlü Kartal Bulutsusu (Kartal Bulutsusu) ve yukarıda bahsedilen Atbaşı Bulutsusu ve Gül Bulutsusu, dağınık bulutsulardır.
Resim, Gök Kartal Bulutsusu'nu göstermektedir:
Gezegenimsi bulutsular çoğunlukla ölmekte olan bazı yıldızların dış malzemelerinin fırlatılmasıyla oluşan bulutsulardır.Bu nedenle, gezegenimsi bulutsuların merkezi çoğunlukla çok küçük ve sıcak beyaz bir cüce veya nötron yıldızıdır. Küçük kütleli yıldızlar (güneş gibi) genişleyerek kırmızı devlere dönüşürler ve yakıtları bitince çökerler. Dış katmanları bir parmak halkası veya disk şekline genişler ve bu tür bulutsulara gezegenimsi bulutsular denir. Örneğin, ünlü Kedi Gözü Bulutsusu ve Kelebek Bulutsusu gezegenimsi bulutsulara aittir ve süpernova 1987A ve Yengeç Bulutsusu'nun (SN 1054 süpernova patlama kalıntıları) kalıntıları da gezegenimsi bulutsulara ait olabilir. Kısacası, gezegenimsi bulutsuların üretimi, büyük ölçüde yıldızların sonraki yıllarındaki evriminden kaynaklanmaktadır (kırmızı devlerin genişlemesi ve daralması ve süpernova patlamaları gibi).
Ünlü Kedi Gözü Bulutsusu:
3. Nebula Bileşenlerinin Sınıflandırılması
Bu kategorideki bulutsular, gaz bulutsuları ve toz bulutsuları olarak ikiye ayrılabilir. Bulutsuların bileşenleri sırasıyla gaz ve tozdur. Farklı bulutsulardaki gaz ve toz içeriği farklıdır. Adı zaten bulutsunun bileşimini anlattığı için burada ayrıntılara girmeyeceğim.
Dördüncü olarak, süpernovanın sınıflandırılması
Hepimizin bildiği gibi, bir süpernova, büyük bir yıldızın evrim aşamasının sonudur.Bir süpernova patladıktan sonra, bir nötron yıldızı veya kara delik haline gelecek ve bir yıldızın yaşamını muhteşem bir "havai fişek" ile sonlandıracaktır. Örneğin, Boğa burcundaki ünlü Yengeç Bulutsusu, SN 1054 süpernova patlamasının kalıntısıdır ve ünlü süpernova patlaması 1987'de Büyük Macellan Bulutu'nda SN 1987A'da meydana gelmiştir.
Eskiden iki tip süpernovanın (tip I ve tip II) kütlelerinin büyüklüğüne veya patlamadan sonra oluştukları nötron yıldızlarına veya kara deliklere göre sınıflandırıldığını düşünürdüm, aslında öyle değiller, süpernovaların bileşimine ve bileşimine göre sınıflandırılıyorlar. nın-nin.
Gökbilimciler, spektrumlarındaki farklı elementlerin soğurma çizgilerine göre süpernovaları birkaç türe ayırırlar:
Tip I: Hidrojen soğurma hattı A yok
Tip Ia: Hidrojen ve helyum absorpsiyon hatları yoktur, ancak silikon absorpsiyon hatları
Tip Ib: Hidrojen absorpsiyon hattı yoktur, ancak helyum absorpsiyon hattı vardır
Ic tipi: hidrojen, helyum, silikon absorpsiyon hattı yok
Tip II: hidrojen absorpsiyon hattı ile
1. Tip I süpernova
Süpernova Ia, hidrojen ve helyumdan yoksundur ve spektrumun zirvesi, 615.0 nm'lik bir serbest silikon dalga boyuna sahip ışıktır.
Supernova Ib, 587.6 nm'lik ayrışmamış bir helyum atomuna (He I) sahiptir ve 615 nm'lik güçlü silikon absorpsiyon çizgisi yoktur.
Ic süpernovasının helyum çizgisi yoktur veya zayıftır ve silikon için 615 nm'lik güçlü soğurma çizgisi yoktur.
2. Tip II süpernova
II-P süpernovası, parlaklık eğrisi üzerinde bir "düzlüğe" sahiptir.
II-L süpernovasının parlaklık eğrisi (zamana karşı büyüklük değişimi veya zamana karşı parlaklığın üstel değişimi) "doğrusal" bir bozulma gösterir.
Bir süpernova spektrumu hidrojen soğurma çizgileri içermiyorsa, tip I olarak sınıflandırılır, aksi takdirde tip II olur. Bir tür, diğer elementlerin soğurma çizgilerine göre alt gruplara ayrılabilir. Gökbilimciler, bu gözlemsel farklılıkların bu süpernovaların farklı kaynaklarını temsil ettiğine inanıyor. Tip II'nin köken teorisi hakkında oldukça olumlular, ancak astronomide Tip I süpernovaların nasıl oluştuğunu açıklayan bazı görüşler olsa da, bu görüşler nispeten belirsizdir.
Tip Ia süpernovalarında helyum yoktur, ancak silikon bulunur. Hepsi Chandrasekha sınırına ulaşan veya yaklaşan beyaz cücelerin patlamalarından kaynaklanıyordu. Bir olasılık, beyaz cücenin yakın bir ikili yıldız sisteminde olması ve kütlesi Chandrasekah sınırına ulaşıncaya kadar dev yoldaşı yıldızından sürekli olarak malzeme emmesidir. O sırada, elektron dejenerasyonu basıncı artık yıldızın kendi çekim kuvvetini dengelemek için yeterli değildir ve çökme süreci kalan karbon atomlarını ve oksijen atomlarını kaynaştırabilir. Nihai nükleer füzyon reaksiyonunun ürettiği şok dalgası yıldızı parçalamak için patlattı.Bu, yeni yıldızın mekanizmasına benzer, ancak yeni yıldıza karşılık gelen beyaz cüce yıldız, Chandrasekah sınırına ulaşmaz ve karbon-oksijen nükleer reaksiyonları meydana gelmez. Enerji, yüzeyinde biriken hidrojen veya helyumun füzyon reaksiyonundan gelir.
Parlaklıktaki ani artış, patlama sırasında açığa çıkan enerji ile sağlanır.Parlamadan sonra parlaklık hemen kaybolmaz, ancak uzun bir süre sonra yavaş yavaş azalır.Yani radyoaktif kobalt demire dönüşür ve enerji açığa çıkarır.
Ib süpernovaları helyum soğurma hatlarına sahipken, Ic süpernovalarının helyum ve silikon soğurma hatları yoktur Gökbilimciler, nesillerinin mekanizması hakkında hala belirsizdir. Genellikle bu yıldızların yaşamlarını sona erdirdiğine inanılmaktadır (tip II gibi), ancak daha önce hidrojen kaybetmiş olabilirler (dev yıldız aşaması) (Ic için helyum bile), bu nedenle spektrumlarında hidrojen absorpsiyon çizgisi yoktur. . Süpernova Ib, Wolf-Rayet tipi yıldızların çöküşünün bir sonucu olabilir.
Bir yıldızın kütlesi büyükse, kendi yerçekimi silikonu demire kaynaştırabilir. Demir atomlarının özgül bağlanma enerjisi halihazırda tüm elementler arasında en yüksek olduğu için, demirin kaynaşması enerji açığa çıkarmayacak, ancak zıt enerji tüketilecektir. Demir çekirdeğin kütlesi Chandrasekah sınırına ulaştığında, anında nötronlara dönüşecek ve çökecek ve çok sayıda enerji taşıyan nötrino salıverecektir. Nötrinolar, patlamanın enerjisinin bir kısmını yıldızın dış katmanına iletir. Demir çekirdek çöktüğünde oluşan şok dalgası birkaç saat sonra yıldızın yüzeyine ulaştığında, tip II süpernova patlaması olan parlaklık artacaktır. Çekirdeğin kalitesine bağlı olarak, bir nötron yıldızı veya bir kara delik haline gelecektir.
Tip II süpernova da Tip II-P ve Tip II-L gibi bazı küçük varyantlara sahiptir, ancak bunlar yalnızca parlaklık grafiklerindeki farkı açıklar (II-P grafikleri geçici düz alanlara sahiptir ve II-L'de yoktur), patlamalar Temel ilkeler çok da farklı değil.
Ayrıca "süper süpernova" adı verilen teorik bir patlama olgusu da var. Süpernova, doğrudan kara deliklere çökerek son derece yüksek enerjili ve ışık hızına yakın iki jet üreten ve güçlü Gama ışınları yayan son derece büyük bazı yıldızların çekirdeklerini ifade eder. Bu, gama ışını patlamasının nedeni olabilir.
Tip I süpernovalar genellikle Tip II süpernovalardan daha parlaktır.
Devasa, evrimleşen bir yıldızda (a), elementler bir soğan kabuğunda birleşerek bir demir çekirdek (b) oluşturur ve Chandrasekha kütlesine ulaşır ve çökmeye başlar. Çekirdeğin içi, nötronlar (c) oluşturmak için sıkıştırılır, bu da düşen malzemenin geri dönmesine (d) ve dışarı doğru yayılan şok dalgalarının (kırmızı) oluşmasına neden olur. Alüvyal dalga etkisini (e) kaybetmeye başlar, ancak nötrinoların eklenmesi etkileşimi yeniden canlandırır. Çevreleyen madde dağılır (f), geriye sadece dejenere döküntü kalır.
Bu süpernovanın sınıflandırılmasını amatör astronomların anlaması gerçekten zor olabilir ve tam olarak anlayamıyorum, bu yüzden orijinal içeriği doğrudan Baidu Ansiklopedisi'nde yeniden oluşturdum. Her neyse, kısaca, Tip I süpernovaların hidrojen absorpsiyon çizgileri yokken, Tip II süpernovaların hidrojen absorpsiyon çizgileri var.
SN 1054 süpernova patlamasının kalıntısı olan Yengeç Bulutsusu, bulutsunun içinde, dünyadan 6000 ışıkyılı uzaklıkta bir nötron yıldızı buldu. Bulutsu hala genişliyor ve genişliyor ...
Süpernova 1987Büyük Macellan Bulutu'nda, Dünya'dan yaklaşık 163.000 ışıkyılı uzaklıkta bulunan bir patlama kaldı.Patlama uzun süredir gözlemlenmediğinden, içinde henüz hiçbir nötron yıldızı veya kara delik gözlenmedi. Kendisinden önceki yıldızların kütlesinin Güneş'inkinin yaklaşık 20 katı olduğu söyleniyor ...
Kuasarların temel bilgisi:
Kuasarlar insanoğlunun şimdiye kadar gözlemlediği en uzak gök cisimleridir ve Dünya'dan en az 1 milyar ışıkyılı uzaklıktadır. Çok uzak mesafeden gözlemlenen yüksek parlaklığa ve güçlü radyoya sahip bir tür gök cismi. Kuasarlar galaksilerden çok daha küçüktür, ancak galaksilerin enerjisinin bin katından fazlasını açığa çıkarırlar.Kuvarsların olağanüstü parlaklığı, ışıklarının 10 milyar ışıkyılı uzaklıktan izlenmesini sağlar. 10 milyar yıl önce daha fazla kuasar ve daha büyük parlaklık olduğu tahmin ediliyor. Başka bir deyişle, bir kuasar, son derece yüksek parlaklığa sahip, bizden son derece uzakta, güçlü radyasyon ve aşırı derecede kırmızıya kaymaya sahip gök cisimidir.
Kuasarın bir galaksinin çekirdeği olabileceği veya merkezinde büyük bir kara veya beyaz delik olabileceği teorisine göre yapılmıştır. Tanınmış kuasarlar: 3C 273 ve 3c 48. Kuasarlar bizden çok uzak olduğundan, kuasarlar hakkında hala çok az şey biliyoruz. Kuasarlarla ilgili daha fazla gizem, insan teknolojisinin daha da gelişmesiyle ortaya çıkacak.
