Kapella
| Ulduz | |||
| Kapella | |||
|---|---|---|---|
 | |||
| Müşahidə məlumatları (Dövr J2000.0) |
|||
| Birbaşa çıxma | 5s 16d 41,36s[1] | ||
| Meyl | 5s 16d 41,36s[1] | ||
| Məsafə | 13 parsek[2] | ||
| Görünən ulduz ölçüsü (V) | 0,08[3] | ||
| Bürc | Arabaçı | ||
| Astrometriya | |||
| Radial sürət (Rv) | 29,6 ± 0,5 km/san[4] | ||
| Parallaks (π) | 76,67 ± 0,17 mas[2] | ||
| Mütləq böyüklük (V) | 0,296 | ||
| Xüsusiyyətləri | |||
| Ulduz təsnifatı | G3III:[5] | ||
| Fiziki xüsusiyyətləri | |||
| Metallığı | 0,18[6] | ||
| Orbit elementləri | |||
|
|||
| Verilənlər bazasında məlumat | |||
| SIMBAD | * alf Aur | ||
 Vikianbarda əlaqəli mediafayllar | |||
Eyni zamanda Alfa Arabaçı (α Aur) olaraq da adlandırılan Kapella Arabaçı bürcündə ən parlaq, gecə səmasında altıncı ən parlaq və səmanın şimal yarımkürəsində Arktur və Veqadan sonra ən parlaq üçüncü ulduzdur. Veqa- Şimal yarımkürəsinin qış göyündə gözə çarpan bir ulduzdur.
Kapella sistemi Günəşdən yalnız 42,8 işıq ili (13,1 pk) uzaqlıqdadır[7]. Kapella dünya göyündə, adi gözlə görülə bilən ən parlaq 10 ulduzdan biridir. O qədər parlaqdır ki, təxminən 42 işıq ili uzaqlıqda olmasına baxmayaraq, böyük şəhərlərdə atmosfer çirkliliyi altında belə rahatlıqla görülə bilir.
Adi gözlə tək bir ulduz kimi görünsə də, Kapella əslində dörd ulduzlu bir sistemdir. İlk cüt iki parlaq sarı nəhəng ulduzdan ibarətdir və hər ikisi də Günəşdən 2.5 dəfə böyükdür. Kapella Aa, K spektral sinfinə aid daha soyuq və daha işıqlı ulduzdur. Günəşin parlaqlığından 78.7 ± 4.2 dəfə və radiusundan isə 11.98 ± 0.57 dəfə böyükdür.
Yaşlanmaqda olan qırmızı ulduz, nüvəsindəki karbon, oksigen, heliumu əridir. Ab bir az daha kiçik və daha isti və spektral sinif G1III; Günəşin parlaqlığından 72.7 ± 3.6 dəfə, radiusundan 8.83 ± 0.33 dəfə böyükdür. Hertzsprung boşluğu olaraq qısaca təkamül mərhələsindədir və genişləndikcə qırmızı bir nəhəng halına çevrilər. Kapella sistemi, səmadakı Rentgen şüalarının ən parlaq qaynaqlarından biridir.
Adi gözlə səmada gördüyümüz bir çox ulduz kimi Kapella da əslində tək bir ulduz deyil. Bir-biri ətrafında dolanan iki parlaq sarı ulduzdan ibarətdir. Yerdən çox parlaq olaraq görə bilməyimizin səbəbi, bu iki ulduzun ortaq şüa gücüdür. Əgər tək bir ulduz olsaydı, bu qədər parlaq görünməyəcəkdi. Təbii, hər şey bu iki ulduzla məhdud deyil.
Sistemin əsas hissəsini meydana gətirən iki parlaq ulduz, Kapella Aa və Kapella Ab olaraq adlandırırlar. Aa ulduzu, Günəşdən 2.7 dəfə böyük kütləyə və 78 dəfə çox işıqlandırma gücünə malikdir. Bir az daha kiçik olan Ab isə, təxminən 2.5 Günəş kütləsinə malikdir və Günəşdən 77 dəfə parlaqdır. Ulduzlar bir-birlərinin ətrafında 100 milyon km-lik məsafədə, 104 gün davam edən bir orbit periodunda dolanırlar.
Hər iki ulduzun da təxminən 500 milyon yaşında olduğu hesablanır[8]. Yaşları və kütlələri göz qarşısında saxlanıldığında, ulduzların ikisinin də yavaş-yavaş qırmızı nəhəng mərhələsinə çevrilməktə olduqlarını söyləyə bilərik. Onsuz da anakol mərhələsində parlaq ağ işıq saçması lazım olan iki ulduzun işığı da sarıya çevrilməyə başlamış vəziyyətdədir. Bu da, önümüzdəki bir neçə yüz milyon il içində ulduzların qırmızı nəhəngə çevriləcəyi və 500 milyon il içində xarici laylarını kosmosa saçıb bir ağ cırtdan olaraq öləcəklərini göstərir.
Hər şeyin bu iki ulduzla məhdud olmadığını demişdik. Çünki bir cüt ulduz sistemi deyil, dördlü bir ulduz sistemidir. Bu iki böyük parlaq ulduzun təxminən 1.5 trilyon kilometr uzağında bir orbitdə dolanan başqa bir ulduz cütlükləri daha vardır. Bu iki ulduz, bir-birinin ətrafında dolanan bir qırmızı cırtdan cütüdür və Kapella Hα ilə Kapella Hβ olaraq adlandırırlar.
Kapella Hα, Günəşin% 30-u qədər kütləyə və yarısı qədər (700 min km) diametrə malikdir. Kapella Hβ isə çox daha kiçik, Günəşin yalnız 10 %-i kütləyə və dörddə biri (350 min km) diametrə malikdir. Bir-birlərindən təqribən 7 milyard km uzaqda, yüzlərlə il davam edən bir orbit periodunda dolanırlar.
Müşahidəsi
[redaktə | mənbəni redaktə et]Görünən ulduz ölçüsü +0.08 olan Kapella Arabaçı qrupulduzundakı ən parlaq ulduzdur, gecə göy üzündəki ən altıncı ən parlaq ulduz, şimal səma yarımkürədəki (Arktur və Vega'dan sonra) ən parlaq üçüncü ulduz və dördüncü ən parlaq 40 ° şimal paralelində adi gözlə görünür. Sarı rəng, bir teleskop ilə gün ışığı müşahidəsinə daha diqqətə çarpan olmasına baxmayaraq, mavi səmaya qarşı kontrast səbəbiylə zəngin bir sarımtıl-ağ rəng olaraq görünür[9].
Kapella şimal səma qütbünə digər birinci ulduz ölçüsünə malik ulduzlardan daha yaxındır[10][11]. Onun şimal meyli belə ki, 44 °Cənub enində əslində görünmür — bura cənubi Yeni Zelandiya, Argentina və Falkland Adaları kimi bilinən Çili də daxildir. Orion Kemeri və Polaris arasında görülə bilən Kapella dekabr ayının ilk günlərində gecə yarısı gecə səmasında ən yüksək mövqedədir və şimal yarımkürəsində qış göyünün diqqətə çarpan bir ulduzu olaraq görülər[12].
Kapellanın bir neçə dərəcə cənub-qərbində, Epsilon, Zeta və Eta Arabaçı adlı üç ulduzdan ibarətdir. Bunların ikisi "The Kids" və ya Haedi olaraq tanınır. Dörd dənəsi səmada tanış bir naxış və ya asterizm təşkil edir[13].
Komponentlər
[redaktə | mənbəni redaktə et]Kapella'nın bir neçə dəqiqə içində bir neçə ulduz olur və bəziləri müxtəlif çoxlu ulduz kataloglarında qoşa olaraq sadalanır. Washington Cüt Ulduz kataloqunda A, B, C, D, E, F, G, H, I, L, M, N, O, P, Q və R komponentlərini göstərilir A isə çılpaq-gözlü ulduzdur. Çoxu yalnız bir xətt üzrə , ancaq qırmızı cırtdanların H və L yaxın vahidi, parlaq A komponenti ilə eyni məsafədədir və onunla birlikdə kosmosda hərəkət edir[14]. Kapella A-nın özü, hər iki nəhəngi olan Aa və Ab komponentlərinə sahib bir spektroskopik qoşa ulduzdur. Nəhənglərin hər bir cütü 723″ ilə qırmızı cırtdanlardan ayrılır[8].
Parlaq İkili
Kapella A, hər 104 gündə bir təxminən 100 milyon km-lik bir məsafəylə orbitdə hesablanan iki sarı təkamül keçirmiş ulduzdan ibarətdir. Cüt Yerdən görüldüyü kimi bir ulduz digərinin önünə keçə bilməyən tutulmayan qoşa ulduzdur. Ulduzlar Roş boşluğunu doldurulması üçün bir-birlərinə kifayət qədər yaxın deyillər və ilkin maddə mübadiləsi üçün əsas ulduz qırmızı nəhəng mərhələsində olmalıdır[8].
Müasir konvensiya, soyuq ulduzu Aa komponenti kimi təyin edir və onun spektral sinfi adətən G2 və K0 arasında dəyişir İsti ikinci ulduz Ab-nin müxtəlif növ spektral növləri gec (soyuq) F və ya erkən (isti) G kimi təyin edilir. İki ulduzun MK spektral növləri bir neçə dəfə ölçülmüş və hər iki ulduz ardıcıl olaraq III işıqlıq sinfinə məxsus nəhəng ulduz olduğunu göstərir[15].
İki komponentli ulduzların fərdi görünən ulduz ölçüləri bir başa ölçülə bilməz, ancaq onların nisbi parlaqlıqları müxtəlif dalğa uzunluqlarında ölçülmüşdür. Görünən işıq spektrində ikinci isti komponentlə birlikdə olduqca bərabər parlaqlığa sahibdirlər[8]. 2016-cı ildə iki ulduz arasındakı ulduz ölçüsü fərq 700 nm-lik dalğa uzunluğunda xətası 0,00 ± 0,1 olardı[16].
İki ulduzun fiziki xüsusiyyətləri yüksək dəqiqliyi təyin oluna bilər. Kütlələr birbaşa orbital məhlulları törədilmiş olub Aa 2.5687 ± 0.0074 M☉ və Ab 2.4828 ± 0.0067 M beinqdır. Onların bucaq yarıdiametrləri birbaşa ölçülmüşdür; Çox doğru məsafə ilə birləşməsi halında, sırasıyla Aa və Ab üçün 11.98 ± 0.57 R "və 8.83 ± 0.33 R" verir. Səth istilikləri, müşahidə və sintetik spektrlərinin müqayisəsi, bucaq diametrləri və parlaklıklarının birbaşa ölçülməsi, müşahidə rəng indekslərine görə kalibrləmə və yüksək keyfiyyətli spektrlərinin sökülməsiylə hesablanar. Bu dörd üsulun ağırlandırılmış ortalaması, Aa üçün 4.970 ± 50 K və Ab üçün 5.730 ± 60'dır. Onların bolometrik parlaqlıqları, görünən böyüklükləri və bolometrik düzəltməyə ən yaxşı şəkildə çıxarılır, ancaq ulduzların istilikləri və yarıdiametrləri hesablanaraq təsdiqlənir. Aa, Günəşlə 78.7 ± 4.2 qat daha parlaq və 72.7 ± 3.6 qat daha parlaq, bu səbəblə ana komponent olaraq təyin olunan ulduz, bütün dalğa boyları göz önünə alındığında daha parlaq, ancaq vizual dalğa boylarında bir az daha az parlaqdır.
Hər ulduzun dönmə periodu, spektral xətlərinin doppler sürüşmələrindəki periodik dəyişmələri müşahidə ilə ölçülə bilər. İki ulduzun mütləq dönmə sürətləri meyllərini, dönmə vaxtlarından və ölçülərindən bilinməkdədir, ancaq spektral xətlərin doppler genişlənməsi istifadə ölçülən əks etdirilən ekvatoryal dönmə sürətləri standart bir tədbirdir. Kapella Aa, saniyədə 4,1 ± 0,4 km-lik bir fırlanma sürəti, bir dönüşü başa çatdırmaq üçün 104 ± 3 gün alarkən, Kapella Ab saniyədə 35,0 ± 0,5 km-çox daha sürətli qaytarır və yalnız 8,5 ± 0,2 gün içində tam bir dönüş həyata keçirir. Rotasyonel dayandırma, nəhənglər halında genişləndikcə bütün ulduzlarda meydana gəlir və ikitərəfli ulduzlar da nizamlı olaraq dayanar. Nəzəriyyə, sürətli bir şəkildə dönən ana serialın başlanğıc nöqtəsindən daha sürətli dönməsi lazım oldması, Kapella Aa, orbit dövrə dönük olaraq tutana qədər yavaşladı.
İnkişaf və Son
[redaktə | mənbəni redaktə et]Kapella Aa və Ab yüksək işıldama gücünə sahib iki nəhəng ulduzdur. Belə böyük kütləli ulduzların ətrafında həyat saxlamaq planetlərin meydana gəlmə imkanı olduqca aşağıdır və meydana gəlməsi nadir də olsa mümkün olan planetlər ulduzlardan yayılan sıx ulduz küləkləri və radiasiya səbəbiylə bildiyimiz növdə həyata düşmən bir mühitdə iştirak alacaqlar.
Cücə ulduzlardan Kapella Hb çox aşağı kütləsi səbəbiylə həyata ev sahibliyi etməkdən uzaq bir ulduzdur. Çünki, bu həyat qurşağı (habitable zone) ulduza çox yaxındır və təhlükəli kütlə addımları səbəbiylə planet üzərindəki həyat təhdid altındadır.
Kapella Ha isə, bu sistemdəki həyata ən əlverişli planet olaraq xarakterizə edilə bilər. HA-nın orbitində ola biləcək kontinental bir planet əgər həyat qurşağında iştirak edirsə, dost canlısı bir mühitdə həyat inkişafının mümkün olmaması üçün heç bir səbəb yoxdur. Ancaq indiyə qədər bu sistemdə heç bir planetə rastlanılmayıb. Bu vəziyyət, olmayacağı mənasını əlbəttə gəlmir. Uzaq olmayan bir gələcəkdə sistemdə bir planet kəşf edilə bilər.
İstinadlar
[redaktə | mənbəni redaktə et]- ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction (ing.). // Astron. Astrophys. / T. Forveille EDP Sciences, 2007. Vol. 474, Iss. 2. P. 653–664. ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 doi:10.1051/0004-6361:20078357 arXiv:0708.1752
- ↑ 1 2 Torres G., Andersen J., Giménez A. Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications (ing.). // Astron. Astrophys. Rev. Springer Science+Business Media, 2009. Vol. 18, Iss. 1-2. P. 67–126. ISSN 0935-4956; 1432-0754 doi:10.1007/S00159-009-0025-1 arXiv:0908.2624
- ↑ Johnson H. L., Iriarte B., Mitchell R. I., Wisniewski W. Z. UBVRIJKL photometry of the bright stars (ing.). // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory University of Arizona Press, 1966. Vol. 4. P. 99. ISSN 0099-6416
- ↑ Prieto C. A., Barklem P. S., Lambert D. L., Cunha K. S⁴N: A spectroscopic survey of stars in the solar neighborhood (ing.). // Astron. Astrophys. / T. Forveille EDP Sciences, 2004. Vol. 420, Iss. 1. P. 183–205. ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 doi:10.1051/0004-6361:20035801 arXiv:astro-ph/0403108
- ↑ Keenan P. C., McNeil R. C. The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars (ing.). // The Astrophysical Journal: Supplement Series AAS, 1989. Vol. 71. P. 245–266. ISSN 0067-0049; 1538-4365 doi:10.1086/191373
- ↑ Boeche C., Grebel E. K. SP_Ace: a new code to derive stellar parameters and elemental abundances (ing.). // Astron. Astrophys. / T. Forveille EDP Sciences, 2016. Vol. 587. P. 2–2. ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 doi:10.1051/0004-6361/201526758 arXiv:1512.01546
- ↑ van Leeuwen, F. (November 2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–64. arXiv:0708.1752 . Bibcode:2007A&A…474..653V. doi:10.1051/0004–6361:20078357 Arxivləşdirilib 2023-07-24 at the Wayback Machine.
- ↑ 1 2 3 4 Torres, Guillermo; Claret, Antonio; Pavlovski, Krešimir; Dotter, Aaron (2015). "Kapella (α Aurigae) Revisited: New Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State". The Astrophysical Journal. 807: 26. arXiv:1505.07461 . Bibcode:2015ApJ…807…26T. doi:10.1088/0004–637X/807/1/26.
- ↑ Schaaf 2008, p. 146
- ↑ Burnham 1978, p. 261
- ↑ Polaris is only second magnitude
- ↑ Ball, Robert (2014) [1900]. A Primer of Astronomy Arxivləşdirilib 2020-05-31 at the Wayback Machine. Cambridge University Press. pp. 194–95. ISBN 978-1-107-42743-3.
- ↑ Ridpath & Tirion 2001, pp. 86–88.
- ↑ Ayres, Thomas R. (1984). "Kapella HL". Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Cool Stars. Lecture Notes in Physics. 193. p. 202. Bibcode:1984LNP…193..202A. doi:10.1007/3-540-12907-3_204. ISBN 978-3-540-12907-3.
- ↑ Skiff, Brian A. (2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2016)". VizieR On-line Data Catalog: B/mk. Originally published in: Lowell Observatory (October 2014). 1. Bibcode:2014yCat….1.2023S.
- ↑ Hutter, D. J.; Zavala, R. T.; Tycner, C.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Sanborn, J.; Franz, O. G.; Johnston, K. J. (2016). "Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. I. A Search for Multiplicity among Stars of Spectral Types F-K". The Astrophysical Journal Supplement Series. 227: 4. arXiv:1609.05254 . Bibcode:2016ApJS..227….4H. doi:10.3847/0067–0049/227/1/4.