aman dilimlerindeki değişen davranışlarına zamanlama analizi uygulamak.

Değişik astronomik modelleri karşılaştırmak:

Çıkartılıcak sonuç: X-ışını akısında oluşan büyük farklılıklar yıldız rüzgarlarıyla oluşan makro-kümelerin büyümesiyle açıklanabilir.

Yıldızsal X-ışını astronomisi 5 Nisan 1974’te Capella’da X-ışını tespit edilmesiyle başladı diyebiliriz. Bu tarihte bir roket fırlatıldı ve kontrol sisteminde davranışını ayarlamak için yıldız sensörü Capella’nın yük eksenine doğrultulmuştu. Bu dönem boyunca, X-ışını detektörleri tarafından X-ışınlarının 0.2-1.6 keV aralığında olduğu tespit edilmiştir.

Chandra X-ışını Gözlemevi tarafından yapılan yeni X-ışını gözlemleri 3 farklı yapıyı göstermektedir: bir dış, at nalı şeklinde 2 ışık yılı çapa sahip halka, 3 ışık ayı çapa sahip bir sıcak iç çekirdek ve 1 ışık ayı çaptan daha az çapa sahip sıcak merkez kaynağı ve bu kaynak tüm olayı yürüten süper yıldıza sahip kısım olabilir. Dış halka 1000 yılın üzerinde meydana gelmiş büyük bir patlamanın kanıtlarına sahip. Eta Carinae etrafındaki bu 3 yapı süpersonik hızlardaki süper yıldızlardan gelen şok dalgalarını temsil ediyor. Sıcak şok gaz aralığının sıcaklığı 60 MK’dir ve iç kısımlarınki 3 MK’dir. Minnesota Üniversitesi’nden Prof. Kris Davidson “Chandra resmi yıldız nasıl bu kadar sıcak ve yoğun X-ışınına sahiptir gibi birçok bulmaca içermektedir.” demiştir. Hubble Uzay teleskopuyla yapılan Eta Carinae gözlemlerinde Davidson yürütücüydü.

Koronal yıldızlar ya da koronal bulut içindeki yıldızlar Hertzsprung-Russell diyagramının serin yarısındaki yıldızlar arasında sık rastlanan yerdir. Skylab ve Copernicus’un içindeki aletlerle yapılan deneyler yıldız güneştacındaki 0.14-0.284 keV aralığındaki yumuşak X-ışını ışımasını bulmak için kullanılmıştır. ANS ile yapılan deneyler Capella ve Sirius’ta X-ışını sinyali bulunmasıyla başarıya ulaştı. Güneşsel bir koronadan X-ışını ışıması ilk defa vadedildi. Capella’nın koronasının yüksek sıcaklığı ilk koronal X-ışını spektrumundan elde edildi. 1977 yılında Proxima Centauri XUV’lerden yüksek enerjili radyasyon emisyonunu keşfetti. 1978’de α Cen düşük aktiflipe sahip koronal kaynak olarak tanımlandı. Einstein gözlemleri operasyonu ile X-ışınlarının emisyonu yıldızların yaygın özelliği olarak Hertzsprung-Russell diyagramında gösterildi. İlk Einstein anketi önemli kavramalara neden olmuştur:

UX Ari’nin orta çözünürlüklü spektrumuna uymak için, güneşaltı bolluk gereklidir.

Yıldız X-ışını Astronomisi aşağıdakilerin daha derin anlamlarına katkı sağlamaktadır:

Teori, önemli dış aktarım bölgesindeki yetersizliğin A yıldızlarındaki manyetik dinamonun yokluğundan kaynaklandığını söyler. O ve B tipi yıldızlarda ise dengesiz rüzgarların X-ışını kaynağı olduğu belirlenmiştir.

Spektral M5 tipinin ötesinde, klasik αω dinamosu cüce yıldızların iç yapısı önemli ölçüde değişemez ve bu şekilde çalışamaz, tam olarak iletimli olurlar. Dağıtılmış (veya α2) dinamo hem yüzeydeki manyetik akıyla hem de koronadaki manyetik alanın topolojisi dönüşümlü olarak değişebilmesiyle alakalı olabilir. Belki de spektral sınıf dM5’in çevresindeki X-ışını özelliklerinin bazılarının süreksizliği ile sonuçlanabilir. Ancak, gözlemler bunu desteklemiyor gibi görünebilir: uzun süreli düşük kütleli X-ışını algılamanın sabit emisyon ve daha yüksek büyüklükte ateşlemeye sahipliği gösterildi.

Herbig Ae/Be yıldızları ana sekans öncesi yıldızlardır. Kendi X-ışını ışıma özellikleri ile ilgili olarak bazıları;

Bu güçlü ışımaların doğası aşağıdakileri içeren modellerle tartışmalı kalmıştır;

FK Com yıldızları alışılmadık hızlı dönüşlere ve aşırı aktif belirtilere sahip spektral K tipi devlerdir. X-ışını koronaları bilinen en parlak ve en sıcaktır. Fakat, güncel popüler hipotez yoldaşının yörüngesel açısal momentumunun birincile transfer edildiği birleşmiş kapalı ikili bir sistem içerir.

Pollux İkizler takımyıldızının en parlak, gökyüzünün is en parlak onyedinci yıldızıdır. Pollux dev turuncu K yıldızıdır ve kendisinin beyaz olan ikizi Castor ile ilginç bir renk kontrastı yakalar. Pollux etrafında sıcak, dış, manyetiksel olarak desteklenen bir korona bulunduğuna dair kanıtlar vardır ve bu yıldız X-ışını yayıcısı olarak bilinmektedir.

Topluca, amatör gökbilimciler yıldızsal objelerin çeşitliliğini ve kendi inşa ettikleri ekipmanlarla fenomen olayları gözlemlerler. Amerika Birleşik Devletleri Hava Kuvvetleri Akademisi (USAFA) ABD’nin tek lisans uydu programına ev sahipliği yapar ve FalconLaunch sondaj roketlerini geliştirmeye devam ederler. X-ışını astronomisini uzaydaki yükünü koymak için harcanan direkt amatör çabalara ek olarak öğrenciler tarafından geliştirilen deneylere imkan sağlar.

Gözlemlerde ve X-ışını astronomisi deneylerini raporlamakta bazı sınırlamalar vardır: amatör roket ya da balonu inşa etme maliyetine uygun bir X-ışını detektörü oluşturmak ve uygun bir x-ışını detektörünün parçaları için uygun maliyet bulmak gibi.

1927 yılında Birleşik Devletler Naval Araştırma Laboratuarı’ndan E.O. Hulburt ve Washington Carnegie Enstitüsünden ortakları Gregory Breit ve Merle A. Tuve Goddard’ın roketlerinin üst atmosferin keşfi için donatılmasını önerdi. “İki yıl sonra, o bir roketin üst atmosferi keşfedeceği ve ultraviyole radyasyonun ve yüksekliklerdeki X-ışınlarının tespit edilebileceği bir deney programı önerdi”.

1930’ların sonunda Güneş’i çevreleyen çok sıcak, narin bir gazın varlığı yüksek oranda iyonize türlerin optik koronalından dolaylı yoldan anlaşıldı. Güneş bu zamana kadar sıcak narin bir korona ile çevrili olarak biliniyordu. 1940’ların ortasında radyo gözlemleri Güneş’in etrafında radyo koronası olduğunu belirledi.
X-ışını kaynakları için Dünya’nın atmosferinden ötede başlayan ilk arama 5 Ağustos 1948 saat 12:07’de yapıldı. Birleşik milletler ordusu Hermes projesi kapsamında V-2 roketini Beyaz Kumlar’da fırlattı. İlk güneş X-ışını T.Burnight tarafından kaydedildi.

X-ışını astronomisi kaynak içinde eş olarak önemli spektral sondaj kullanır ve birçok bulmacayı anlama çabasında önemli bir araçtır.

Manyetik alanlar yıldızlar arasında her yerdedir fakat biz bunun ne nedenini kesin olarak bilebiliyoruz ne de yıldızsal çevrelerde fiziksel plazma gibi davranmasını şaşırtıcı şekilde açıklayabiliyoruz. Örneğin bazı yıldızlar manyetik alana sahip gibi görünürken diğerleri sık sık alan oluşturuyor gibi görünüyor.

Güneşdışı X-ışını kaynaklarının ilk tespiti ile, genellikle sorulan ilk soru “Kaynak nedir?” olmuştur. Kapsamlı bir arama genellikle başka dalga boylarında mümkün olmuştur. Örneğin mümkün olan tesadüf objelerde görünür veya radyo dalga boyları gibi. Çoğu doğrulanmış X-ışını yerleri hala kolaylıkla ayırt edilebilir kaynaklar değildir. X-ışını astrometrisi ince açısal çözünürlük ve spektral ışıltısının her zamankinden daha fazla talep edilmesinden ötürü ciddi bir endişe oluşturmaktadır.

X-ışını/optiği, X-ışını/radyosu ve X-ışını/X-ışını tanımlamalarının yapılmasında konum rastlantılarından dolayı doğal zorluklar vardır.

X-ışını kaynakları yıldızlar kaynağın kütle merkezi ile yıldızın konumu arasındaki açısal uzaklığa göre tanımlanabilmesini karşılar. İzin verilen maksimum uzaklık olabildiğince gerçek eşleme elde etmek için tanımlamak için belirlenen daha büyük bir değer ile sahte eşlemelerin ihtimalini minimuma indirmek için daha küçük bir değer arasında uzlaşmadır.

Güneş’in etrafında ya da yakınındaki belirlenmiş X-ışınları kaynakları dış atmosferin ya içindedir ya da koronal bulutuyla ilişkilidir.

X-ışını astronomisi alanında koronal bir ısınma problemi mevcut. Güneş’in ışık yuvarı 5570 Kelvin sıcaklığa sahipken koronası 1–2 × 106 Kelvin sıcaklığa sahiptir. Yine de, en sıcak bölgenin sıcaklığı 20 × 106 Kelvindir. Koronanın yüksek sıcaklığı ışık yuvarından gelen direkt ısı iletimi haricinde bir şey tarafından ısıtıldığını gösterir.

Koronayı ısıtmak için enerji gerektiği düşünülmekteydi. Bu yüzden iki temel mekanizma koronal ısınmayı anlatmak için geliştirildi. İlk mekanizma dalga ısınmasıydı. Diğeri ise manyetik ısınmadır.

Günümüzde dalgaların daha etkili bir ısınmaya sebep olduğu tam olarak belli değildir. Alfvén dalgaları dışındaki tüm dalgaların dağıldığı veya koronaya ulaşmadan kırıldığı bulunmuştur. Buna ek olarak Alfvén dalgaları kolay kolay koronada dağılmamaktadır.

Güneşsel döngü esnasında sağdaki görüntüde de görüldüğü gibi Güneş nerdeyse bir X-ışını karanlığıdır. Bunun yanı sıra Betelgeuse her zaman X-ışını karanlığı gibi gözükmektedir. Neredeyse herhangi bir X-ışını kırmızı devler tarafından yayılır.
X-ışını gözlemleri geçiş esnasındaki ebeveyn yıldızlarının koronaları tutulurken gezegenlerin belirlenmesine olanak sağlamıştır.

X-ışını dedektörleri daha duyarlı oldukça başka gezengenler ve X-ışını parlak olmayan göksel cisimler gözlendi.

Güneşe ek olarak birçok tekli yıldız veya yıldız sistemi galaksi boyunca X-ışını yayar.

Tek yıldızlar üzerine çalışmanın yararı tüm etkilerden arınmış ölçümler yapabilmek veya çoklu yıldız sisteminin bir parçası olabilmektir. Teoriler ve modeller daha kolay test edilebilir.

=Kaynakça=




Sığır eti

Sığır eti, sığırlardan ("Bovinae"), özellikle de sığırdan elde edilen ettir. Genç sığırdan (dana) elde edilen ete ise dana eti adı verilir. Domuz eti ve kümes hayvanlarından sonra dünyada en çok tüketilen üçüncü et çeşididir. Buna karşın, kabul edilebilirliği dünyada değişkenlik gösterir. Hinduizm'de sığır eti tüketimi günah kabul edilir.




Bileşke kuvvet

Bileşke kuvvet, katı cisimlerde cisme uygulanan tek bir kuvvet ve beraberindeki tork. Cisme, diğer bütün uygulanan kuvvetlerin toplamıyla aynı etkiyi yapar. Bu kuvvetin etkilediği yerin belirlenmesi tork bulmak açısından önemlidir. Bileşke kuvvet terimi sadece kuvveti değil beraberindeki torku da kapsamaktadır. Bazı kaynaklarda da bu yüzden bileşke kuvvet-tork diye geçer.

Buradaki örnekler basit yöntemlerle bileşke kuvveti bulmakla ilgili ufak bilgiler içerir.

Bir kuvvetin cisme uygulandığı bir etkime noktası vardır. Bu noktanın yerinin değişmesi kuvvetin cisim üzerinde yarattığı etkiyi değiştirir. Bu nede