Forum
Aktif konular
Üyeler
Kurallar
Arama
Evrendeki Yerimiz !! Evrendeki Yerimiz !!
-
Bazen bir resim o kadar çok şey anlatırki :)
-
s dorodus nenden mavi
-
hepimiz kardeşiz bu kavga ne diye ;)
yıldızlar, daha ötesi, ne kadar geniş.
ya da geniş değil. sadece bizim gözümüze görüken bir resimdir bu evren. nasıl olsa gidemiyoruz ya :)
-
VV Cephei süpermiş la :D
Keşfet keşfet bitmez şerefsizim :)
Güzel paylaşım olmuş
-
Büyüklükler konusunda güzel görsellik saglamış.
-
bir de uzaklık konusu var ki büyüklükten daha şaşırtıcı
-
Şu ana kadar bilinen en büyük 2. yıldız olan "VV Cephei" güneşten 1900 kat, dünyadan 649800 kat daha büyüktür ve 3000 ışık yılı uzaktadır. Çapı 2 644 800 000 km dir. Dünyadan çok rahat bir şekilde görünmektedir. Yaklaşık sıcaklığı 3300-3650 Kelvin (santigrat=kelvin-273) dünyada bir yıl 365 gün , VV cephei yıldızında ise bir yıl 7430 gündür.
1 yıl 7430 günmüş vay beee:)
-
vay bee :D çok güzel ha
-
Kafanıza taktığınız şeyleri bu resime baktıktan sonra bi daha düşünün bakim hala o kadar büyük mü:d Çok güzel depresyon ilacı olur bundan:d
-
VV Cephei'nin bile büyüğü var.
http://en.wikipedia.org/wiki/VY_Canis_MajorisYok mu arttıran :)
-
Mx0TBT bunu yazdı:
-----------------------------
s dorodus nenden mavi
-----------------------------
Mavi ışıklı değişenler (ayrıca S Doradus değişenleri olarak da bilinir)
genel olarak kütle atımları "püskürmeler" olarak gözlenen üstün devler.
Asil Turk - Mavi Işık Değişeni
Pistol Yıldızı
Gözlemsel H-R diyagramının bir üst parlaklık limiti vardır. Bu parlaklık limiti için oluşan sınırın konumu sıcaklığa bağlıdır. Bu sınır civarında evrenin en büyük kütleli (~150 M) ve en parlak (~106 L) yıldızları yer alırlar. H-R diyagramının bu noktasındaki yıldızlara "üstündevler" denmektedir. Bu yıldızlardan bazıları ani (ve dramatik) kütle atımları ve bu atımları takip eden “sakin” evreler gösterirler. Genel olarak kütle atımları kendini "püskürmeler" olarak göstermektedir. Bu değişenler; Parlak Mavi Değişenler (LBV) veya S Dor yıldızları olarak adlandırılmışlardır. Her ne kadar adlarında "mavi" kelimesi varsa da bu tür değişimler sadece erken tür hiperdevlerle sınırlı değildir. de Koter galaktik LBV sayısının teorik olarak 60 civarında olması gerektiğini söylemiştir. Ancak gözlemsel olarak bu sayının daha düşük olduğu bilinmektedir. En iyi bilinen örnekleri P Cygni Eta Carinae HD 160529 (164 G Sco) ve WRA 751 dir. Bunlardan başka gökada dışı bilinen çok sayıda LBV de vardır. Büyük Macellan Bulutu'nda (BMB) bilinenler S Dor R71 R127 dir; R66 R81 ve R110 ise en güçlü adaylardır. Ayrıca Hubble ve Sandage tarafından M31 ve M33 gökadalarında keşfedilmiş ve "Hubble-Sandage değişenleri" olarak adlandırılan yıldızlar da S Doradus (veya LBV) türü değişenlere en güzel örneklerdir. Püskürme anında bu yıldızlar süpernovalardan sonra görünen "en parlak" cisimlerdir. Bu nedenle gökada dışı "uzaklık göstergesi" cisimleri olarak önemli bir yere sahiptirler.
LBV’ler arasında çok uzun süre izlenmiş ilginç bir diğer örnek ise P Cygni'dir. İlk kez 1600 yılında gösterdiği ani parlaklık artışı ile görünür hale gelen bu yıldız oldukça düzensiz bir parlaklık değişimine sahiptir. V=6 kadir limiti altına sıkça inip çıkmıştır. Aslında parlaklık değişim mekanizmasının novalarınki ile hiç bir ilgisi olmamasına rağmen Nova Cygni 1600 olarak da adlandırılmıştır. B2pe tayf türünden olan bu yıldız şu sıralar 5 kadir yöresindedir.
Eta Carinae yapı olarak LBV'lerin en ilginç örneklerinden biridir. Kızılötesi dalgaboylarında gökyüzünün bilinen en parlak cismidir. 1800'lerin başında 2-4 kadir arasında değişim gösterirken 1843 yılında aniden 1 kadire ulaşmıştır (O yıllarda Sirius'tan sonra ikinci parlak yıldız). Bunu takip eden 14 yıl boyunca biraz daha da parlayan Eta Carinae 1857 de yine ani olarak parlaklığını azaltmış ve 8 kadire kadar inmiştir. Bu parlaklık düşüşüne neden kütle atımı sonrası çevrede oluşan toz zarfın yarattığı donukluk etkisidir.
LBV'lerin tayflarında görülen ortak özellik hidrojen ve helyum çizgilerinde görünen "P Cygni profilleri"dir. Oldukça genişlemiş bir salma çizgisinin mavi kanadına binmiş dar bir soğurma çizgisi olarak görülen bu yapılar çevresinde yaygın halde ve hızla genişleyen madde bulunduran yıldızların tayfında görünen ortak özelliklerdendir. Bu türden profil yapısı gösteren tayflara genel olarak "Nebular tayf" da denmektedir.
galiba bundan dolayı,ama ben anlama aşamasındayım daha =)
Kısayol
Şikayet
Özel Mesaj
Alıntı yap
Cevapla