als_Latn dik_Latn sag_Latn
Kur shohim qiellin në një natë të kthjellët, objektet që na bien më shumë në sy janë: Hëna (kur ajo nuk është një Hënë e re) dhe numri i shumtë i yjeve të cilët duken si pika të ndritshme që dridhen. Disa prej tyre janë mjaft të ndritshëm, drita e tyre nuk dridhet dhe me kalimin e kohës kanë një lëvizje jo të zakonshme mes yjeve të tjerë. Këta nuk janë yje (megjithëse për t’i dalluar nga yjet me sy të lirë është pak e vështirë), këta janë planete që e përkthyer nga latinishtja do të thotë bredharak. Ashtu si dhe Toka ata kanë një lëvizje të tyren rreth Diellit. Ata ndodhen afër rrethit ekliptik. Nga ana tjetër yjet nuk e ndryshojnë pozicionin e tyre ndërmjet njëri-tjetrit. Kështu, në rrotullimin ditor të Tokës, “në dukje” ata rrotullohen të gjithë së bashku rreth boshtit të sferës qiellore dhe secili prej tyre krijon një rreth në sferën qiellore, i cili është paralel me ekuatorin qiellor. Me shikim të parë vihet re se yjet nuk kanë të gjithë të njëjtën ndritshmëri. Kjo dukuri është vënë re që në kohët e lashta dhe është menduar të bëhet një klasifikim i yjeve në bazë të ndritshmërisë së tyre.
Ndritshmëria e yjeve
Një nga njohuritë e para që duhet të kemi për yjet është që, të gjithë yjet nuk kanë ndritshmëri të njëjtë. Me qëllim që të njihej ndritshmëria e yjeve është përdorur “Sistemi Magnitudë”.
Shkencëtari dhe filozofi Hipparkhos (200 vjet para erës sonë), duke i krahasuar yjet me njëri-tjetrin, është përpjekur të tregojë se sa të ndritshëm janë yjet dhe ka përdorur këtë sistem: Hipparchos, përgatiti një katallog të përbërë nga disa qindra yje dhe në këtë katallog ai i ndan yjet në 6 klasa ndritshmërie ose Magnituda. Në katallogun e tij yjet më të ndritshëm emërohen si Yje me Magnitutë Një. Grupi pasardhës i yjeve emërohen si Yje me Magnitutë Dy e keshtu me radhë. Në një natë të kthjellët, pa qenë nevoja e përdorimit të ndonjë dylbije apo teleskopi, yjet më të zbehtë që mund të vëzhgohen janë yjet me magnitudë gjashtë. Vini re se magnituda më e madhe përkon me yllin më të zbehtë. Ndjeshmëria e syrit është 1 me 2.5. Këshu një yll me magnitudë 1 është 2.5 herë më i ndritshëm se një yll me magnitutë 2. Dhe një yll me magnitudë 1, të cilin ne e shohim 6 herë më të ndritshëm nga një yll me magnitudë 6, në të vërtetë është (2.5)5 herë pra afërsisht 100 herë më i ndritshëm nga ylli me magnitudë 6.
Faktikisht yjet e zbehtë janë më të shumtë në numër se yjet e ndritshëm. Në kushtet më të mira mund të shihen me sy të lirë rreth 2 mijë yje dhe vetem 30 prej tyre janë yje me magnitudë 1. Kështu, në shpjegimet pasardhëse kur të përcaktohet se një yll e ka magnitudën 1, do të kuptojmë se ai është një nga yjet ose ylli më i ndritshëm në atë çast për pjesën e qiellit për të cilën po shpjegohet.
KLASIFIKIMI I YJEVE
Diagrama H-R
Diagrama (Hertzsprung-Russell)
e shpërndarjes së yjeve
sipas tipit spektral
dhe magnitudës absolute
Ejnar Hertzprung (1873-1967) dhe Henry Norris Russell (1877-1957) vunë re karakteristika të ngjashme të yjeve me ngjyra të njëjta. Në yjet me ngjyrë blu ato vunë re një ndritshmëri të madhe kurse tek ato të kuqet (të ndara në dy grupe) ndritshmëria ishte më të vogël. Hertzprung dhe Russell krijuan një diagramë në të cilën vendosnën si pika yjet. Në boshtin e ordinatës vendosën ndriçimin absolut dhe në atë abshisës temperaturën e sipërfaqes së yjeve (që lidhet me ngjyrën e sipërfaqes së yllit dhe me klasën spektrale të tij). Yjet më të nxehtë kanë ngjyrë blu kurse ato me temperaturë të ulët kanë ngjyrë të kuqe.
Rezultati tregoi që disa kombinime të temperaturës dhe ndritshmërisë janë shumë më të shpeshtë se disa të tjerë. Yjet zënë dy zona kryesore (në këtë grafik). E para është një vijë e lakuar që quhet vargu kryesor dhe shënohet me shkronjën V. Ky varg nis nga yjet e klasave O dhe B me magnitutë absolute afërsisht M = -3 , dhe zbret djathtas drejt yjeve më të ftohtë të klasave K dhe M, me magnitutë absolute afërsisht M = +10. E dyta është një vijë gati horizontale e cila fillon nga qendra e vargut kryesor dhe ngrihet djathtas lart dhe që quhet vargu i gjigandëve dhe i supergjigandëve të kuq. Përveç këtyre dy grupeve është dhe një më i vogël, ai i xhuxhëve të bardhë. Grupimi i tyre gjendet nën vargun kryesor, i spostuar pak nga e majta.
Nga diagrama H-R mund të nxirret një sasi e madhe informacioni rreth yjeve. Dihet që ndriçimi (L) i yjeve është i lidhur në mënyrë propocionale me sipërfaqen (S) dhe temperaturën sipërfaqsore (T)
Kështu në lidhje me temperaturën sipërfaqsore, yjet më të ndritshme do të vendosen në pjesën e sipërme të grafikut në qoftë se kanë një rreze të përmasave të mëdha, dhe nëse rrezja është më e vogël do të vendosen në pjesën e poshtme të grafikut. Yjet gjigandë të kuq, që ndodhen lart (nga dimensionet e tyre të mëdha) dhe djathtas (nga temperatura e tyre e ulët) janë shumë të ndritshme. Në të kundërt yjet xhuxhë të bardhë të cilët gjënden poshtë (nga dimensionet e tyre të vogla) dhe majtas (prej temperaturës së lartë të sipërfaqes), janë pak të ndritshme. Nga grafiku del se ndritshmëria e gjigandëve është 104 herë më e lartë se ajo e yjeve xhuxhë. Nëse ata do të kishin temperatura të njëjta, rrezja e gjigandit do të ishte 100 herë më e madhe se e yllit xhuxh. Nëse konsiderojmë që masa e yjeve varion relativisht pak (rreth 200 herë), kurse ndritshmëria varion shumë më tepër (107), atëherë nënkuptojmë që densiteti i një gjigandi është shumë më i vogël se ai i një xhuxhi. Densiteti i këtij xhuxhi mund të arrijë edhe një ton për cm3.
Pozicioni i një ylli në diagramën H-R praktikisht varet nga tre faktorë: nga masa e tij, nga përbërja kimike dhe nga mosha. Pzicioni i yllit ndryshon sipas ndryshimit të këtyre tre faktorëve, por duhet vënë re diçka: masa gjatë jetës së yllit mbetet gjithmonë konstante, kurse pozicioni kimik, edhe pse pak, ndryshon sipas reaksioneve bërthamore. Kështu, meqë pjesa më e madhe e jetës për yjet kalon kur ata i përkasin vargut kryesor, gati 99% e yjeve gjenden në po këtë varg. Për nga sasia e yjeve vargu i gjigandëve vjen pas vargut kryesor.por yjet që përmban janë shumë më të ndritshëm, kështu që mund të shihen në distanca shumë më të largëta. Diagrama H-R është konsideruar instrumenti më i mirë i kërkimeve yjore.
TEMPERATURAT, SPEKTRAT, DIAMETRAT DHE MASAT E YJEVE
Yjet kanë ndryshime shumë të mëdha nga njëri-tjetri përsa i përket përmasave, ndriçimit dhe temperaturës së sipërfaqes.
Ngjyrat dhe temperaturat
Yjet kanë temperatyra nga 3000, për yjet a ftohtë, deri në 80000°C, për yjet më të nxehtë. Këto ndryshime të temperaturës lidhen me ndryshimet e ngjyrave të sipërfaqeve të tyre. Yjet më të mxehtë kanë ngjyra blu dhe të bardhë ndërsa yjet e ftohtë kanë ngjyrë të kuqe. Pra, sa më i nxehtë të jetë ylli aq më shumë anohet ngjyra e tij drejtë blusë, dhe sa më i ftohtë të jetë aq më shumë drejtohet për nga ngjyra e kuqe. Po kujtojmë këtu që Dielli ka ngjyrë të verdhë.
Yjet që ne na duken me një ngjyrë të caktuar, në të vërtetë rrezatojnë gjatësi vale që i përkasin edhe ngjyrave të tjera, por gjatësia e valës që i përket ngjyrës që ne shohim ka fluks më të madh. Nëse drita e yllit kalon në një prizëm, do të shohim edhe ngjyra të tjera përveç ngjyrës së dukshme të tij.
Rrezja dhe temperatura
Ndriçimi i një ylli varet nga temperatura e yllit (e cila përcakton se sa energji çliron çdo metër katror i yllit) dhe nga sipërfaqja (e cila përcakton numrin total (në metra katrorë) të sipërfaqes që rrezaton).
Tani në kemi të dhëna për të përcaktuar rrezen e yllit, me anën e ndritshmërisë dhe sipërfaqes së tij. P.sh. ylli Kapela e ka temperaturën e sipërfaqes së tij 5200 K, gati e njëjtë më temperaturën e Diellit. Por ndritshmëria e saj është 130 herë më e madhe se ajo e Diellit. Nëse Kapela do të rrezatonte si një trup i zi, rrezja e tij do të ishte afërsisht 14 herë më e madhe se ajo e Diellit.
Diametrat e yjeve
Diametrat e yjeve gjigandë janë 20 deri 40 herë më të mëdhenj se diametrat e yjeve mesatarë në të cilët bën pjesë dhe Dielli. Yjet me përmasa sa ato të Diellit quhen xhuxhë po të krahasohen me yjet gjigandë. Yjet supergjigandë i përkasin një kategorie tjetër. Diametri i tyre është rreth 500 herë më i madh se ai i Diellit, me një temperaturë të ulët e cila i jep atyre ngjyrën e kuqe. Yjet supergjigandë do të shtriheshin deri në orbitën e Marsit. Këto yje kanë ndritshmëri shumë të madhe, prej kësaj ato vërehen edhe po të ndodhen në largësi të mëdha.
Rreth matjes së diametrave të yjeve
Nëse ne mund të matnim diametrin këndor dhe distancën e yjeve, ne mund të llogaritnim diametrin aktual të tyre. Ngaqë yet janë shumë larg perj nesh, disqet e tyre të dukshëm kanë diametra këndorë shumë të vegjël, të rendit të disa të mijtave të sekondit të harkut. Teleskopët e sotëm (vitet 2000) nuk mund të ndajnë detaje të pamjeve të qiellit, të cilat kanë largësi këndore të këtyre rendeve.
Një metodë matjeje e diametrit të yjeve bëhet kur ata ndodhen në momentin e mbulimit nga Hëna. Duke ditur shpejtësinë e lëvizjes së Hënës në sferën qiellore, matet koha që i duhet Hënës për të mbuluar yllin.
Klasifikimi spektral i yjeve
Yjet janë ndarë sipas spektrit duke përdorur vijat e thithjes së tyre. Rezultatet janë vendosur në katallogun e Henri Draper-it (Henry Draper Catallog).
Sekuenca spektrale nga yjet e nxehtë deri tek ato të ftohtë është O-B-A-F-G-K-M. Gati të gjithë spektrat yjeve bëjnë pjesë në këtë sekuencë. Yjet O kanë spektra me vija të dobta Balmeri të hidrogjenit dhe vija të hidrogjenit të jonizuar. Yjet e tipit A kanë vijat më të forta të Balmerit. Në yjet e tipit F, vijat e Balmerit dobësohen dhe shumë vija të tjera shfaqen. Astronomët këto klasa i ndajnë nga 9 nënklasa (si p.sh. G0, G1, G2, G3, G4, G5, G6, G7, G8, G9). Numrat tregojë thjesht një ndarje të klasave të mëdha. Dielli emërtohet G2. Secila nënklasë dallohet nga ndryshime të vogla në intensitetin e vijave spektrale të thithjes.
Yjet e klasës O, B dhe A janë shumë të nxehtë dhe me ngjyrë të bardhë ose blu në të bardhë, ato të klsës F dhe G kanë ngjyrë të verdhë, K – portokalli dhe M janë të kuq.
Yjet O, B janë shumë të rrallë dhe shumë të ndritshëm kurse yjet e tipit M janë të shumtë dhe të errët.
Ylli Vega i tipit A0 mund të jetojë vetëm 1 miliard vjet; yjet e tipit B mund të jetojë disa dhjetra milion vjet dhe yjet e tipit O mund të jetojnë vetëm 3 ose 4 milion vjet. Yjet O, B, A që vëzhgohen në qiell, janë relativisht yje të rinj. Yjet më aktivë e konsumojnë hidrogjenin e tyre në më pak se 105 vjet. Një pjesë e madhe e rrezatimit të yjeve të tipit O dhe B ndodhet në zonën ultraviolet të spektrit.
TIPET E SISTEMEVE BINARE
Të gjithë tipet e sistemeve yjorë binarë janë fizikisht të njëjtë, por ne i zbulojmë dhe vëzhgojmë ata në mënyra të ndryshme. Për shkak të këtyre mënyrave astronomët i kanë ndarë sistemet binarë sipas tre klasave kryesore: vizuale, spektroskopike, dhe eklipsore.
Sistemi binar formohet nga dy yje të lidhur me njëri-tjetrin nga forca e gravitetit. Të dy yjet janë formuar nga e njëjta re ndëryjore, pra përbërja kimike e tyre është e njëjtë. Ata rrotullohen rreth qendrës së përbashkët të gravitetit në orbita të cilat varen nga masat e tyre. Afërsisht gjysma e yjeve në qiell janë yje dyfish ose shumëfish.
Yjet vizualë dyfishë
Në rastet e yjeve dyfish vizual, teleskopi i tregon qartë të dy yjet. Me anën e shumë vëzhgimeve ne mund të përcaktojmë rrugën e të dy yjeve rreth njëri-tjetrit. Dy yje, të cilët duken relativisht afër në qiell, mund të mos kenë lidhje me njëri-tjetrin ose mund të ndodhen në tërheqjen gravitacionale të njëri-tjetrit duke formuar një sistem binar. Për të përcaktuar nëse këta yje formojnë ose jo një sistem binar astronomëve i duhet të presin edhe disa vjet deri sa të vëzhgohen ndryshime të vendndodhjes së tyre në sferën qiellore nga të cilat mund të nxirren përfundimet mbi pozicionin e yjeve.
Yjet astrometrikë dyfishë
Një yll që tregon një dridhje periodike në lëvizjen e tij nëpër qiell, ndikohet nga graviteti i një trupi tjetër. Ky gravitet shkaktohet nga masa e një ylli që shoqëron të parin. Këto njihen si sisteme astrometrikë binarë.
Yjet spektralë dyfishë
Supozojmë që dy yjet e sistemit binar janë aq afër njëri-tjetrit saqë ata nuk mund të dallohen me anën e teleskopit. Ne mund ti dallojmë këto duke identifikuar dy vendosje të ndryshme vijash thithjeje në spektrin e tyre (një për secilin yll). Zhvendosja e vijave spektrale në spektrin e yjeve tregon për një largim dhe afrim periodik të tyre nga Toka, e shkaktuar kjo nga lëvizja e tyre në orbitë rreth njëri-tjetrit. Në qoftë se vija e shikimit shtrihet në planin e orbitës së yllit, ne kemi mundësi të matim shpejtësnë e yjeve të sistemit. Nga kjo ne marrim rrezen e orbitës për secilin yll. Ky informacion mund të përdoret në ligjin e Keplerit për të njehsuar masat individuale të yjeve.
Yjet eklipsorë dyfishë
Vështirësia më e madhe është se ne nuk mund të gjejmë masat individuale të yjeve pa ditur këndin e animit të orbitës së tyre në lidhje me vijën e shikimit. Kur drejtëza e shikimit shtrihet në planin e orbitës së sistemit, gjatë rrotullimit në orbitë yjet formojnë eklipse periodike. Ky sistem quhet sistem eklipsor dyfish.
Yjet eklipsorë dyfish na japin një madhësi tjetër të yllit: diametrin e tij, i cili gjëndet duke matur kohën e zgjatjes së eklipsit.
als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn kab_Latn ltz_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn lmo_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn als_Latn