زندگی ستارگان[مقاله]

[Ship Storm]

سرگذشت يک ستاره اگر چه در حال حاضر منطقی و کامل به نظر می‌رسد، ولی ممکن است با انجام تحقيقات بيش‌تر, قسمت‌هايي از آن تغيير کند. زندگی يک ستاره را می‌توان به شش دوره تقسيم کرد :
1ـ تولد (سحابی)
2ـ نوباوگی (مرحله‌ی انقباض)
3ـ بلوغ
4ـ سنين بالا (غول سرخ)
5ـ باز هم بالاتر (متغيرها)
6ـ مراحل آخر عمر ستاره (کوتوله‌های سفيد, ستاره‌های نوترونی و سياه‌‌چاله‌ها)

در این مطلب به تولد و نوباوگی ستاره می پردازیم.
اندازه‌ی ستاره‌ها معمولاً بسيار بزرگ است, ولی فضای بين ستارگان (فضای ميان ستاره‌ای) از آن هم بزرگتر می‌باشد. اين فضای ميان ستاره‌ای پر از گاز و ذرات غبار بسيار کوچک (به شعاع تقريبی 5-10 سانتی‌متر) است.
مطالعات به ما نشان می‌دهند که گازی که در اين فضا وجود دارد (گاز ميان ستاره‌ای) عمدتاً از هيدروژن و مقدار کمی از عنصر‌های ديگر نظير کربن, نيتروژن, اکسيژن, سديم, آهن و پتاسيم تشکيل شده است.

چگالی ماده‌ی ميان ستاره‌ای فوق‌العاده کم است. با يک تقريب نسبتاً خوب می‌توان اين چگالی را يک اتم در هر سانتی‌متر مکعب و يا در حدود ده ذره‌ی غبار در هر کيلومتر مکعب دانست. ولی می‌بينيم که در بسياری از نواحیِ فضای ميان ستاره‌ای, چگالی بيش از هزار بار بيش‌تر از چگالی ماده‌ی ميان ستاره‌ای می‌شود. در اين نواحی با مجموعه‌ای از توده‌های ماده‌ی ميان ستاره‌ای روبرو می‌شويم که به اين مجموعه سحابی می‌گويند. (سحاب به معنی ابر است.)

سحابی را به سحابی‌های : 1ـ گسيلشی, 2ـ بازتابی و 3ـ تاريک طبقه‌بندی کرده‌اند.

سحابی گسيلشی ابری‌ است از ماده که در آن يک يا چند ستاره‌ی فوق‌العاده سوزان و درخشنده وجود دارند. مثال بسيار خوبی از اين سحابی گسيلشی, سحابی بزرگ جبار است.

اگر ستاره يا ستاره‌هايي که در سحابی جای دارند سردتر از ستاره‌های موجود در سحابی گسيلشی باشند, به اين نوع سحابی بازتابی می‌گويند. نمونه‌ای از اين سحابی, ابرهايي است که چندين ستاره‌ی مهم خوشه‌ی پروين را احاطه کرده‌اند.

و اگر در نزديکی سحابی ستاره‌ای نباشد که نور آن را تأمين کند, آن سحابی را سحابی تاريک می‌گويند. به عنوان مثال می‌توان از سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار نام برد.

بدون شک جالب توجه‌ترين شئ صورت فلکی جبار, سحابی بزرگ آن است, همه آن را شگفت‌آورترين شی آسمان می‌دانند. با چشم برهنه به سختی قابل رويت است, ولی به زيبايي آن تنها به کمک يک تلسکوپ می‌توان پی برد. هر چه تلسکوپ بزرگ‌تر باشد, بهتر است. در فيلم زير به اين سحابی بسيار نزديک می‌شويم, به قدری نزديک می‌شويم که در انتهای فيلم هسته‌ی يک ستاره‌ي در حال تولد را در اين سحابی می‌بينيم.



سحابی‌ها دارای حرکت‌های جزئی در درون‌شان می‌باشند. به تصوير زير نگاه کنيد و تا با اين حرکت جزئي آشنا شويد, يکي از اين دو تصوير در سال 1973 از سحابی خرچنگ گرفته شده است و تصوير ديگر در سال 2000 از همان سحابی گرفته شده است, می‌بينيد که در اين فاصله 27 ساله گاز و گرد و غبار موجود در اين سحابی اندکی تغيير کرده‌اند.


نقطه‌ی آغاز تولد يک ستاره‌, همين سحابی‌ها می‌باشند. چگالی متوسط ماده در سحابی چندين هزار اتم در سانتی‌متر مکعب است و دما فقط چند درجه بالاتر از صفر مطلق است.
در آغاز, يعنی وقتی که نخستين نسل ستارگان به وجود آمدند, سحابی‌ها فقط مرکب از هيدروژن و هليوم (بيش‌تر هيدروژن و درصد کمی هليوم) بودند. نود و چند عنصر طبيعی ديگر در هسته‌ی ستارگان پرجرمِ بسيار سوزان به وجود آمدند. اين عناصر بعد از مرگ يک ستاره به درون سحابی‌ها راه يافتند.
ستارگان نسل‌های بعدی علاوه بر هيدروژن و هليوم شامل درصد بسيار کمی از همه (يا تقريباً همه) عناصر طبيعی ديگر می‌شدند.

تولد
حرکت‌های جزيي در داخل سحابی موجب متراکم شدن ماده‌ی سحابی در قسمتی از آن می‌شود. نيروهای گرانشی کمک بزرگی به تجمع ماده در اين نواحی می‌کنند و توده‌ی مجزايي از ماده را, که پيش ـ ستاره ناميده می‌شود, به وجود می‌آورند, که احتمالاً 1027 تن جرم دارد. جرم‌هايي که از اين مقدار خيلی کم‌تر باشند, به قدر کافی اثر گرانشی ندارند که واحدی مجزا شوند و جرم‌های بسيار بزرگ‌تر ناپايدار شده به چندين ستاره‌ی کوچک تقسيم می‌شوند.

به اين ترتيب ستاره‌ای زاده می‌شود. نخستين ستاره‌ها, شايد 10 ميليارد سال پيش تشکيل شدند. و تازه‌ترين‌شان هم اکنون در حال پيدايش هستند. ترديدی در اين نيست که اين فرايند ادامه می‌يابد و ستارگان پيوسته زاده می‌شوند. ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نوری از خود ندارد.

نوباوگی
جرم زياد ماده‌ی سحابی, تحت تأثير نيروی گرانشی خود منقبض می‌شود و به اين ترتيب انرژی پتانسيل مکانيکي را به گرما تبديل می‌کند. در اين زمان ستاره‌ی نامرئی از خود امواج مادون قرمز تابش می‌کند. شی در اين حالت ستاره‌ی فروسرخ ناميده می‌شود.

اين جريان انقباض و گرم شدن در دوره‌ای حدود 30 ميليون سال صورت می‌پذيرد و از سه مرحله‌ی اصلی تشکيل شده است :
1ـ وسعت جرم بزرگی که در آغاز در حدود تريليون‌ها کيلومتر بود به چند صد ميليون کيلومتر کاهش پيدا می‌کند.
2ـ فشار در مرکز از (تقريباً) صفر به چندین هزار ميليون اتمسفر افزايش می‌يابد.
3ـ دمای قسمت مرکزی از چند درجه‌ی کلوين به حدود 20 ميليون درجه کلوين می‌رسد که برای شروع تبديل فرايند هسته‌ای تبديل هيدروژن به هليوم مناسب است.

حالا ديگر نوباوگی ستاره سپری شده و ستاره به دوران بلوغ پا گذاشته است.
لازم به ذکر است که زمان لازم برای گذار از تولد به بلوغ عملاً بسته به جرم ستاره است. ستارگان پرجرم به سرعت متحول می‌شوند و ممکن است پس از چند صدهزار سال به مرحله‌ی بلوغ برسند, در حالی که برای ستارگان کم‌جرم‌تر ممکن است زمان بسيار طولانی‌تری از 30 ميليون سال سپری گردد. و نيز ستارگان پرجرم‌تر در دوران بلوع بسيار درخشان‌تر از ستارگان کم‌جرم‌تر خواهند بود.


در فيلم زير شما يک سحابی را می‌بينيد, نقاط نورانی درون اين سحابی ستارگان در حال تولد هستند.


منبع سايت تبيان

[Mohammad Hosseyn]

زندگي يك ستاره

جالب است بدانيد كه ستارگان هم مانند موجودات زنده متولد مي‌شوند، زندگي مي‌كنند و سپس مي‌ميرند، ولي طول زندگي آنها بسيار طولاني است. متاسفانه عمر كوتاه انسانها كفاف نمي‌دهد تا بتوانند زندگي يك ستاره را در مراحل مختلف شاهد باشند. با اين حال اخترشناسان اين مراحل را براي ما مشخص مي‌كنند.

در طول زندگي انسان ، ستارگان بيشمار راه شيري عملا بدون تغيير به نظر مي‌رسند. گاهي يك نواختر (ستاره‌اي كه بطور ناگهاني و انفجاري مقاديري عظيم انرژي از خود آزاد مي‌كند) ، ناگهان ظاهر آشناي يك صورت فلكي را به مدت چند هفته عوض مي‌كند و دوباره كم نورتر مي‌شود. منظره زيبايي كه يك ابرنواختر در آسمان پديد مي‌آورد، بسيار نادر است. ستارگان نيز در نهايت تغيير مي‌كنند و هيچ كدام تا ابد پايدار نمي‌مانند. ستاره ، هنگامي كه انبار عظيم سوخت هسته‌اي آن به پايان برسد، مي‌ميرد. ستارگان بسيار جوان هنوز در ميان گازهايي كه از آن شكل مي‌گيرند، پنهان هستند.

ستاره بعد از تولد

بعد از آنكه ستاره شكل مي‌گيرد (تولد ستاره)، بلافاصله حياتي پايدار بدست مي‌آورد. در همين زمان واكنشهاي هسته‌اي در داخلي‌ترين هسته ستاره ، هيدروژن را به هليوم تبديل مي‌كند و انرژي آزاد مي‌گردد. سرانجام همه هيدروژن درون آن به مصرف مي‌رسد. بعد از اين ، تغييراتي در لايه‌هاي دروني ستاره آغاز مي‌شود. در حالي كه واكنشهاي جديدي از هليوم شروع مي‌شوند، لايه‌هاي بيروني باد مي‌كنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.

در اثر تغييرات زياد ، ستاره به مرحله متغير بودن مي‌رسد. در نهايت هيچ منبع ممكن براي آزادسازي انرژي باقي نمي‌ماند. ستارگان كوچكتر در اثر انقباض به كوتوله‌هاي سفيد تبديل مي‌شوند. ستارگان سنگين‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر مي‌شوند. ماده بيرون ريخته از يك ابرنواختر ، بخشي از گاز بين ستاره‌اي را تشكيل مي‌دهد كه زادگاه ستارگان جديد است.

سحابي سياره‌اي

ستارگان در يكي از آخرين مراحل زندگي خود ، قبل از آن كه به كوتوله سفيد تبديل شوند، منظره بسيار زيبايي در آسمان بوجود مي‌آورند. اين مرحله سبب پيدايش سحابي‌هاي سياره‌اي مي‌شود. يك سحابي سياره‌اي هنگامي تشكيل مي‌شود كه ستاره مركزي آن ، لايه‌اي به بيرون پرتاب كند. لايه گاز همانند حلقه‌اي از دود منبسط مي‌شود.

تأثير نيروي گرانش بر زندگي ستارگان

سراسر زندگي ستاره به يك ميدان نبرد شبيه است. نيروي گرانش سعي دارد كه ستاره را منقبض كند، ولي با مقاومت فشار رو به بيرون ستاره مواجه مي‌گردد. سرانجام ستاره تحليل مي‌رود و گرانش ، كنترل را بدست مي‌گيرد. در اين حالت ستاره شكل كاملا متفاوت با ستاره‌اي معمولي و سالم به خود مي‌گيرد.

مراحل مختلف زندگي ستاره

تشكيل كوتوله سفيد

نيروي گرانش يك نيروي جاذبه است، لذا ذرات ماده در اثر اين نيرو به هم نزديكتر مي‌شوند. همچنين چون نيروي گرانش با جرم ذرات نسبت مستقيم دارد و نيز چون جرم ستاره فوق‌العاده زياد است، لذا جاذبه گرانشي درون آن بسيار شديد خواهد بود. به عنوان مثال در اعماق خورشيد فشار در فاصله يك دهمي سطح تا هسته ، تقريبا يك ميليون بار بيشتر از فشار جو در سطح زمين است. در اين فاصله فشار تا هزار ميليون بار بيشتر از فشار جو زمين صعود مي‌كند. اين فشار با مقاومت گازهاي داغ درون خورشيد مواجه مي‌شود. اين گاز توسط كوره هسته‌اي گرم نگه داشته مي‌شود.

هنگامي كه آتش هسته‌اي رو به كاهش مي‌گذارد، گاز داغ درون ستاره سرد مي‌شود. بنابراين نيروي گرانش غالب مي‌شود. آنچه در اين مرحله روي مي‌دهد، به جرم ستاره بستگي دارد. ستاره‌اي رو به مرگ مانند خورشيد ، درهم فرو مي‌ريزد تا به اندازه زمين برسد. در اين روند هيچ انفجار واقعي و قابل توجه رخ نمي‌دهد. ستاره فقط به توده‌اي از خاكستر راديواكتيو تنزل پيدا مي‌كند و به آرامي سوسو مي‌زند. در اين حالت ستاره به يك كوتوله سفيد تبديل مي‌شود. يك فنجان از ماده آن يك صد تن وزن دارد.

تشكيل ستاره نوتروني

اگر جرم ستاره‌اي بيشتر از خورشيد باشد، فشار فرو ريزش مرحله كوتوله سفيد را نيز پشت سر مي‌گذارد و متوقف نمي‌شود. فرايند فرو ريزش تا جايي كه قطر ستاره به حدود ده كيلومتر برسد، ادامه پيدا مي‌كند. در اين نقطه ، ستاره گلوله‌اي چگال از ذرات هسته‌اي است كه آن را ستاره نوتروني مي‌نامند. يك فنجان از ماده آن ، يك ميليون ميليون تن وزن دارد.

تشكيل تپ اختر

برخي از ستارگان نوتروني به سرعت مي‌چرخند و در هر بار چرخش ، تابشهايي در محدوده امواج راديويي گسيل مي‌كنند. اينگونه ستارگان نوتروني ، تپ اختر ناميده مي‌شوند.

تشكيل ابرنواختر

يك ستاره نوتروني بدون وقوع يك انفجار شديد اوليه شكل نمي‌گيرد. ستاره رو به مرگ ، ممكن است در چند ثانيه آخر حيات خود ، به صورت يك ابرنواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام كهكشانها پيشي مي‌گيرد. از بخش مركزي ابرنواختر ، يك ستاره نوتروني تشكيل مي‌شود.

تشكيل سياهچاله‌ها

يك ستاره رو به مرگ ، مثلا با جرمي 10 برابر جرم خورشيد چنان زير بار گرانش توليد شده قرار مي‌گيرد كه هيچ نيرويي نمي‌تواند در برابر فرو ريزش آن مقاومت كند. وقتي كه چنين ستاره‌اي منقبض مي‌شود و به اندازه‌اي در حدود دو كيلومتر مي‌رسد، گرانش به حدي زياد مي‌شود كه سرعت گريز از سطح آن به بيشتر از سرعت نور مي‌رسد.

از موشك گرفته تا ذرات نور و علائم راديويي ، هيچ يك نمي‌توانند از سطح آن بگريزند. اين گرانش به قدري نيرومند است كه همه چيز را به طرف خود مي‌كشد. ما فقط مي‌دانيم كه در اين حالت ، ستاره به يك سياهچاله تبديل مي‌شود. سياهچاله‌ها را نمي‌توان ديد، چون نور نمي‌تواند از سطح آن بگريزد.

عقايد انسانها در مورد ستارگان

از يك نظر زماني هر يك از ما درون ستارگان بوده است و از ديدگاه ديگر ، هر كس روزگاري در فضاي خالي و گسترده بين ستارگان جاي داشته است. بالاخره اگر براي جهان آغازي در نظر گرفته شود، زماني هر يك از ما در آن آغاز حضور داشته است. به اين معني كه هر مولكول بدن ما ، داراي موادي است كه روزگاري در مركز داغ و پر فشار يك ستاره جاي داشته‌اند. در اين نقاط بود كه آهن موجود در سلولهاي قرمز خون ، شكل گرفته است.


منبع : دانشنامه رشد

[roje_aria79]

ستاره چیست ؟
ستارگان اجرامی هستند آسمانی که دارای منبع انرژی بوده (به سه صورت انرژی گرانشی ، حرارتی و هسته‌ای) و این انرژی را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطیسی خرج می‌کند (از امواج رادیویی تا اشعه گاما).
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند، مقداری از ماده خویش را مصرف می‌کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می‌درخشند.
در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی‌تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می‌دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند. چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت می‌کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه‌ای در آنها مشهود نمی‌افتد.
نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که در هزار سال پیش بود. این ثبات ظاهری در نتیجه فاصله عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد. با این فواصل چندین هزار سال طول خواهد کشید تا تغییر قابل ملاحظه‌ای در نقش ستارگان پدید آید. این ثبات ظاهری مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فیزیکدانان بر این باورند که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار می‌دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله‌ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.
نحوه تشکیل ستاره
گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.
مقیاس قدری
همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می‌شود، تقسیم شده‌اند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین 16 - 1 هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:
(قدر ظاهری) 2.5logL + Cte = m-
که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.
روشنایی ستاره
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یک ستاره می‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می‌کنند که قدر ستاره α چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می‌دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.
رنگ ستارگان
هر وسیله‌ای که برای آشکارسازی نور بکار می‌رود دارای حساسیت طیفی است. مثل چشم انسان که اولین وسیله‌ای است برای آشکارسازی نور و حساسیت چشم برای نورهای مختلف یکسان نیست. هر وسیله دیگری هم که برای اندازه گیری نور بکار می‌رود مثل فیلمهای عکاسی برای نورهای با طول موجهای متفاوت ، دارای حساسیت یکسان نیست. پس روشنایی یک جسم بستگی به نوع وسیله اندازه گیری شده دارد. بر این اساس قدرهای مختلفی داریم، که یکی از آنها قدر دیدگانی و دیگری قدر عکسبرداری می‌باشد.
طیف ستارگان
هنگام مطالعه طیف ستارگان (یا همان بررسی کیفی ستارگان) مشاهده می‌شود که اختلاف فاحشی بین ستارگان وجود دارد. از آنجایی که وجود هر خط سیاه در طیف ستاره بیانگر وجود یک عنصر شیمیایی ویژه در اتمسفر آن ستاره است، شاید به نظر می‌رسد که علت اختلاف در طیف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شیمیایی سازنده ستارگان باشد. ولی در نهایت چنین نیست، بلکه علت اختلاف طیف ستارگان دمای ستارگان می‌باشد. چون ستارگان دارای دماهای متفاوتی هستند، طیف آنها نیز متفاوت است.
اندازه گیری دمای ستارگان
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
در مورد ستارگان امکان اندازه گیری دمای جنبشی (دمایی که توسط دماسنج اندازه گیری می‌شود) وجود ندارد. زیرا نمی‌توانیم ترمومتر را در قسمتهای مختلف ستاره قرار داده و این دما را اندازه گیری کنیم. از طرفی لایه‌های مختلف ستاره دارای دماهای مساوی هستند و هر چه از لایه‌های خارجی به طرف لایه‌های داخلی حرکت کنیم دما افزایش می‌یابد. بنابراین تعریف دمای منحصر به فردی که مربوط به هر لایه از ستاره باشد غیر ممکن است.
اندازه گیری فراوانی عناصر در ستارگان
در حالت کلی مشاهده خطوط طیفی مربوط به یک عنصر در طیف یک ستاره دلیل بر وجود آن عنصر در اتمسفر این ستاره است و برعکس این ممکن نیست. یعنی عدم حضور خطوط طیفی یک عنصر در طیف یک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زیرا علاوه بر حضور یک عنصر لازم است، شرایط فیزیکی (دما و فشار) برای تشکیل خطوط طیفی آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانیم خطوط طیفی آن عنصر را مشاهده کنیم. با توجه به اینکه شدت خطوط جذبی بستگی به فراوانی آن عنصر دارد، بنابراین می‌توانیم از روی شدت خطوط طیفی ، فراوانی عناصر را در ستارگان تعیین کنیم.
جرم ستارگان
اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود. تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می‌کند مورد مطالعه قرار دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم. عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا دو ستاره‌ای می‌نامند. در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سرآرتورادینگتون اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می‌کند.
منابع انرژی ستارگان
برای هر ستاره‌ای سه منبع انرژی را می‌توان نام برد که عبارتند از:
1-انرژی پتانسیل گرانشی
می‌توان فرض کرد که خورشید یا ستارگان در حال تراکم تدریجی هستند و بدین وسیله انرژی پتانسیل گرانشی خود را بصورت انرژی الکترومغناطیسی به محیط اطراف تابش می‌کنند.
2-انرژی حرارتی
می‌توان فرض کرد که ستارگان و خورشید اجرام بسیار داغ آفریده شده‌اند و با تابش خود به محیط اطراف در حال سرد شدن هستند.
3-انرژی هسته‌ای
می توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سبکتر همجوشی کرده و انرژی آزاد شده در این همجوشی منبع انرژی ستارگان را تأمین می‌کند، یا می‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سنگینتر از طریق واپاشی به هسته‌های سبکتر تبدیل شده و انرژی آزاد شده از این واپاشیها انرژی ستارگان را تأمین می‌کند.
مرگ ستارگان
سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

[Mohammad Hosseyn]

هنگامي كه ستاره پر جرمي به شكل ابر نواختر منفجر مي شود، شايد هسته اش سالم بماند. اگر هسته بين 4/1 تا 3 جرم خورشيدي باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله كوتوله سفيد متراكم مي كند تا اين كه پروتونها و الكترونها براي تشكيل نوترونها به يكديگر فشرده شوند. اين نوع شيء سماوي ستاره نوتروني ناميده مي شود. وقتي كه قطر ستاره اي 10 كيلومتر (6مايل) باشد، انقباضش متوقف مي شود. برخي از ستارگان نوتروني در زمين به شكل تپنده شناسايي مي شوند كه با چرخش خود، 2 نوع اشعه منتشر مي كنند.

براي اين كه تصور بهتري از يك ستاره نوتروني در ذهنتان بوجود بيايد.. مي توانيد فرض كنيد كه تمام جرم خورشيد در مكاني به وسعت يك شهر جا داده شده است. يعني مي توان گفت يك قاشق از ستاره نوتروني يك ميليارد تن جرم دارد.

اين ستارگان هنگام انفجار برخي از ابرنواخترها بوجود مي آيند. پس از انفجار يك ابرنواختر ممكن است به خاطر فشار بسيار زياد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمي همه ي عناصر شيميايي شكسته شود و تنها اجزاي بنيادي بر جاي بمانند.

اكثر دانشمندان عقيده دارند كه جاذبه و فشار بسيار زياد باعث فشرده شدن پروتونها و الكترونها به درون يكديگر مي شوند كه خود سبب به وجود آمدن توده هاي متراكم نوتروني خواهد شد. عده كمي نيز معتقدند كه فشردگي پروتونها و الكترونها بسيار بيش از اينهاست و اين باعث مي شود كه تنها كوارك ها باقي بمانند. و اين ستاره كواركي متشكل از كواركهاي بالا و پايين (Up & down quarks)و نوع ديگري از كوارك كه از بقيه سنگين تر است خواهد بود كه اين كوارك تا كنون در هيچ ماده اي كشف نشده است.

از آنجا كه اطلاعات در مورد ستارگان نوتروني اندك است در سالهاي اخير تحقيقات زيادي بر روي اين دسته از ستارگان انجام شده است.

در اواخر سال 2002 ميلادي.. يك تيم تحقيقاتي وابسته به ناسا به سرپرستي خانم J. Cotton مطالعاتي را در مورد يك ستاره نوتروني به همراه يك ستاره همدم به نام 0748676 EXOا نجام داد. اين گروه براي مطالعه ي اين ستاره دو تايي كه در فاصله ي 30000 سال نوري از زمين قرار دارد.. از يك ماهواره مجهز به اشعه ايكس بهره برد.( اين ماهواره متعلق به آزانس فضايي اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نيوتن نام دارد)

هدف اين تحقيق تعيين ساختار ستاره نوتروني با استفاده از تأثيرات جاذبه ي زياد ستاره بر روي نور بود.

با توجه به نظريه ي نسبيت عام نوري كه از يك ميدان جاذبه ي زياد عبور كند.. مقداري از انرژي خود را از دست مي دهد. اين كاهش انرژي به صورت افزايش طول موج نور نمود پيدا مي كنند. به اين پديده انتقال به قرمز مي گويند.

اين گروه براي اولين بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسيار بسيار نازك يك ستاره نوتروني را اندازه گيري كردند. جاذبه ي عظيم ستاره نوتروني باعث انتقال به قرمز نور مي شود كه ميزان آن به مقدارجرم ستاره و شعاع آن بستگي دارد. تعيين مقادير جرم و شعاع ستاره مي تواند محققان را در يافتن فشار دروني ستاره ياري كند. با آگاهي از فشار دروني ستاره منجمان مي توانند حدس بزنند كه داخل ستاره نوتروني فقط متشكل از نوترونهاست يا ذرات ناشناخته ي ديگر را نيز شامل مي شود.

اين گروه تحقيقاتي پس از انجام مطالعات و آزمايشات خود دريافتند كه اين ستاره تنها بايد از نوترون تشكيل شده باشد. و در حقيقت طبق مدلهاي كواركي ذره ديگري جز نوترون در آن وجود ندارد.

درحين اين مطالعه و براي بررسي تغييرات طيف پرتوهاي ايكس يك منبع پرقدرت اشعه ايكس لازم بود. انفجارهاي هسته اي (Thermonuclear Blasts)كه بر اثر جذب ستاره همدم توسط ستاره نوتروني ايجاد مي شود.. همان منبع مورد نياز براي توليد اشعه ي ايكس بود. (ستاره نوتروني به سبب جرم زياد و به طبع آن.. جاذبه ي قوي.. مواد ستاره همدم را به سوي خود جذب مي كرد.) طيف پرتوهاي X توليد شده.. پس از عبور از جو بسيار كم ستاره نوتروني كه از اتم هاي آهن فوق يونيزه شده تشكيل شده بود توسط ماهواره XMM-نيوتن مورد بررسي قرار گرفتند.

نكته ي قابل توجه اين است كه در آزمايشهاي قبلي كه توسط گروه ديگري انجام شده بود تحقيقات بر روي ستاره اي متمركز بود كه ميدان مغناطيسي بزرگي داشت و چون ميدان مغناطيسي نيز بر روي طيف نور تأثير گذار است تشخيص اثر نيروي جاذبه ي ستاره بر روي طيف نور به طور دقيق امكان پذير نبود. ولي ستاره موردنظر در پروژه بعدي (كه آن را توضيح داديم) داراي ميدان مغناطيسي ضعيفي بود كه اثر آن از اثر نيروي جاذبه قابل تشخيص بود.


منبع : دانشنامه رشد

[Mohammad Hosseyn]

شب ها ستاره هاي زيادي بالاي سر ما سوسو مي زنند.آيا تا به حال به اين موضوع كه آيا آنها تنها هستند،يا همدمي را در كنار خود دارند؟

جالب است بدانيد كه اكثر آنها يعني حدود 50 تا 80 درصد از ستارگان از سيستم هاي دوتايي يا چند تايي هستند.

در اين سيستم ها ستارگان به طو فيزيكي با هم در ارتباط هستند و تحت تاثير جاذبه متقابل ناشي از گرانششان به دور هم مي گردند.

در اين مقاله سعي مي كم شما را با ستاره هاي دوتايي بيشتر آشنا كنم...

ستارگان دوتايي اطلاعات بسياري از ستاره ها مانند : جرم،شعاع،چگالي ، دماي سطحي،تابندگي و آهنگ چرخش به ما مي دهد، پس مطالعه آنها از نظر اخترفيزيكي و همچنين رصد و عكاسي و كارهاي ديگر با آنها از جمله فعاليت هاي منجمان آماتور و حتي حرفه اي است.

سيستم هاي دوتايي به چند دسته تقسيم ميشود كه عبارتند از :

دوتايي ظاهري : دو ستاره كه به طور فيزيكي با هم در ارتباط نيستند، ولي در آسمان به دليل اينكه در امتداد ديد يكسان قرار گرفته اند، نزديك بهم در نظر مي رسند.حركات فضايي نامربوط آنها به زودي آشكار مي كند كه آنها از دوتايي هاي فيزيكي نيستند.گاهي اين نوع دوتايي ها را نوري مي نامند.

دوتايي مرئي : يك سيستم مرتبط است كه مي تواند در تلسكوپ به صورت دو ستاره تفكيك شود.به نظر مي رسد حركات مداري متقابل اين زوج ها داراي دوره هاي تناوبي هستند كه دامنه آنها از يك تا صد سال تغيير پذيراست.

دوتايي نجوم سنجي : اينگونه زوج ها در تلسكوپ فقط به صورت يك ستاره ديده مي شوند،اما،حركت نوساني اش در آسمان آشكار مي سازد كه اين ستاره با يك همدم نامرئي همراه شده است.هر دو جرم به درر مركز جرم مشتركشان در حال چرخش هستند.

دوتايي طيف سنجي : يك سيستم نامرئي است كه دوتايي بودنش توسط نوسانات دوره اي در خطوط طيفي اش مشخص مي شود.در بعضي موارد،مجموعه اي از اشكال طيفي ( براي هر ستاره يكي ) ديده مي شوند كه با فازهاي مخالف نوسان مي كنند؛در موارد ديگر،يكي از ستاره ها كم نورتر از آن است كه ديده شود،در نتيجه تنها يك مجموعه از خطوط طيفي نوسان كننده پبت مي شود.در اينجا دوره هاي تناوب مداري واقعي از چند ساعت تا چند ماه متغير هستند.

دوتايي طيفي : يك سيستم نامرئي كه در آن تصاوير طيفي حركت مداري را آشكار نمي كنند.اما،دو طيف كاملا متفاوت بر روي هم قرار داده مي شوند. ما نتيجه مي گيريم كه دو عضو يك سيستم دوتايي،توليد كننده طيف تركيبي مشاهده شده هستند.

دوتايي گرفتي : يك سيستم دوتايي است كه در آن دو ستاره متناوبا يكديگر را مي پوشانند كه منجر به تغييرات دوره اي در روشنايي ظاهري سيستم مي شود.چنين سيستم هايي نيز ممكن است دوتايي هاي مرئي،نجوم سنجي يا طيف سنجي باشند.

در بين ستارگان نوع خورشيدي،نيبت سيستم هاي مشاهده شده منفرد،دوتايي،سه تايي و چهارتايي به صورت 45:46:8:1 است. براي سيستم هاي دوتايي،دامنه فواصل مداري به طور يكنواخت از 9^10*3 تا 15^10*3 متر تغيير مي كند ( دوره هاي تناوب مداري از يك روز تا 6^10*3 سال است ) .تقريبا 10% از تمام ستارگان دوتايي هستند كه دوره هاي مداري آنها از يك تا ده روز،10 درصد ديگر با دوره هاي تناوب از 10 تا 100 روز و همين طور الي آخر مي باشند.

منبع : [ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[Vmusic]

رنگ و اندازه ستاره


حرارت یک ستاره را می توان از رنگ آن استنباط کرد. به عبارت دیگر این عمل از روی طیف نشری ستاره تشخیص داده می شود.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

حرارت یک ستاره را می توان از رنگ آن استنباط کرد. به عبارت دیگر این عمل از روی طیف نشری ستاره تشخیص داده می شود. ستارگان قرمز، نظیر قلب العقرب( آلفای عقرب) به عنوان سردترین، با درجه حرارت سطحی فقط ۳۰۰۰ کلوین ؛ و ستارگان زرد، مانند خورشید دارای حرارت متوسط در حدود ۵۸۰۰۰ کلوین در سطح، و ستارگان سفید نظیر شعرای شامی (آلفای کلب اصغر) با ۷۵۰۰ کوین و ستارگان خیلی داغ آبی رنگ، مانند ستارگان کمربند جبار حرارتشان از ۵۰۰۰۰ کلوین بالاتر است. (برای تبدیل کلوین به مقیاس فارنهایت از فرمول استفاده شود).
ستاره شناسان روش مخصوصی برای طبقه بندی ستارگان تدبیر کرده اند که «رده بندی طیفی» نامیده می شود. این روش بر اساس توان و موقعیت خطوط جذبی در خنک ترین (آبی ترین تا قرمزترین) یعنی هفت نوع اصلی طیف شامل O,B,A,F,G,K,M می شوند. هر چند که همه ستارگان درجه حرارت سطحی آن ها بستگی به رنگشان دارد، اما ظاهر و با چشم غیرمسلح اکثر ستارگان سفید به نظر می رسند، زیرا چشم انسان برای تغییرات جزئی رنگ، چندان حساس نمی باشد. ما رنگ های سطحی را فقط در ستارگان قدر یکم یا درخشنده تر تشخیص می دهیم. هر گروه طیفی به چند زیر مجموعه از صفر تا ۹ یعنی از داغ ترین تا سردترین تقسیم بندی شده اند.
درخشندگی یک ستاره تابعی از اندازه آن هم می باشد. در حالی که ستارگان داغ تر ذاتاً درخشنده تر، ستارگان خنک تر کم فروغ تر هستند، و پاره ای از ستارگان غول سرد و ابرغول، خیلی درخشنده می شوند، زیرا اندازه آن ها خیلی بزرگ است. روش دیگر در طبقه بندی بر مبنای کلاس تابندگی آن هاست که ستارگان را طبق اندازه شان طبقه بندی می کنند. ستارگان رشته اصلی از نظر درخشندگی ممکن است در کلاس Ia , Iab و یا Ib قرار گیرند و کوتوله های سفید کلاس تابندگی شان در VII باشد. طبقه بندی کامل یک ستاره باید شامل نوع طیف و کلاس تابندگی آن گردد. خورشید زرد رنگ ما در رشته اصلی و از نوع G۲V می باشد.

● ستارگان چند تایی و متغیر
بیشتر ستارگان دارای حداقل یک همدم هستند که در این صورت آن ها را ستارگان جفتی (دوتایی) ، سه تایی یا سامانه های چند تایی برحسب تعدادشان می نامند. ستارگان چند تایی از نظر دیدن از درون دوربین دو چشمی و تلسکوپ های کوچک، قشنگ و جالب هستند. سامانه های ستاره ای چند تایی فیزیکی با نیروی گرانش با هم در ارتباط اند و ستارگان درون آن ها به دور هم می چرخند. سامانه های ستاره ای چند تایی اپتیکی با هم ارتباطی ندارند و اغلب با هم دارای فواصل زیادی هستند و فقط به لحاظ این که از نظر ما در یک راستا قرار می گیرد، ظاهراً به هم نزدیک به نظر می رسند. بعضی از سامانه های ستاره ای چند تایی فیزیکی به نام «دوتایی های اسپکتروسکپی» یا «چندتایی» خوانده می شوند، اینها چنان به هم نزدیک اند که نمی شود آن ها را از هم تفکیک نمود. حضور بیش از یک ستاره در یک نقطه را فقط از طریق طیف نور ساطع شده از مجموعه، می توان به طور قاطع درک کرد. نوع دیگر ستارگان دوتایی به نام «دوتایی گرفتی» نامیده می شوند. در چنین سامانه ای یک ستاره به طور متناوب باعث گرفتگی دیگری می گردد.
این حالت وقتی اتفاق می افتد که یکی در مدار خود از مقابل دیگری عبور می نماید و باعث کم نور شدن ستاره برای چند ساعتی می گردد.
با وجود تغییرات در قدر،«جفتی گرفتی» یک ستاره متغیر واقعی نیست. متغیرها تک ستاره هایی هستند که خروجی نور آن ها واقعاً تغییر می کند. قسمت اصلی آن ها «متغیرهای تپنده» هستند که هم از نظر حرارت و هم قدر( متغیرهای تپنده دارای انواع زیادی هستند) تغییر پیدا می کنند، «متغیرهای فورانی» یعنی ستارگانی که انفجار را تجربه می نمایند، به همراه نواخترها و ابر نواخترها و «متغیرهای چرخشی» ستارگان سرد با لک های تیره بر روی سطح ( مانند لک های خورشیدی) که باعث نقصان در درخشندگی در جهتی می شود که در چرخش خود به طرف ما قرار می گیرد.

● اجرام اعماق آسمان ها
اصطلاحاً به گروهی از ستارگان، نظیر خوشه های ستاره ای و کهکشان ها، اجرام غیرستاره ای، مانند سحابی ها که در ورای منظومه شمسی ما قرار دارند، اطلاق می شود. این اجرام توسط ستاره شناسان به صورت کاتالوگ درآورده شده و صدها فهرست از آن ها تهیه و در دسترس است. یکی از معمولی ترین فهرست ها منسوب به مسیه(۱)است. ضمناً «کاتالوگ عمومی جدید»(۲) و مکمل آن و نهایتاً «کاتالوگ اندکس»(۳)از انواع دیگرند.
در اواخر قرن ۱۸ شارل مسیه ستاره شناس فرانسوی که توسط معاصرین خود با نام «کاوشگر دنباله دارها» لقب گرفته بود، اغلب «اجرام مات» آسمان او را نسبت به یافتن دنباله دارها به شک می انداخت، در حالی که امروزه می دانیم این اجرام شامل خوشه های ستاره ای ، سحابی ها و کهکشان ها هستند. او فهرستی از «اجرامی که باید از آن ها پرهیز کرد» را جهت اجتناب از بروز اثر خطای نامطلوبشان در یافتن دنباله دارها، تهیه نمود. ستاره شناسان بعد از او، این فهرست را کمی تعدیل نموده و گسترش دادند به طوری که امروزه فهرست «اجرام سیه» با حدود یکصدجرم در بین ستاره شناسان به خصوص آماتورها جایگاه والایی دارد. «کاتالوگ عمومی جدید» و «کاتالوگ اندکس» از اجرام اعماق آسمان در اواخر قرن ۱۹ تکمیل و تاکنون چندین بار بازنگری شده است. بسیاری از اجرام اعمال آسمان دارای شماره مسیه و همچنین NGC یا (IC) می باشند.

[Mohammad Hosseyn]

براي ديدن مقاله از لينک زير استفاده کنيد

انقباض و متلاشی شده ستاره ای ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

[Mohammad Hosseyn]

مقاله اي الكترونيكي در رابطه با دوران كهكشاني ستارگان و بررسي موضوعات جالب مربوط به آن كه براي ديدن مقاله ميتوانيد از لينك زير استفاده كنيد :

چرخش كهكشاني ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]چرخش.pdf)

[Mohammad Hosseyn]

ميدانيم كه گرانش، يك نيروي جذب كننده است، پس اگر يك بسته ماده در يك ستاره داشته باشيم، گرانش سعي ميكند آن بسته را به سمت مركز ستاره بكشد.

ميدانيم كه گرانش، يك نيروي جذب كننده است، پس اگر يك بسته ماده در يك ستاره داشته باشيم، گرانش سعي ميكند آن بسته را به سمت مركز ستاره بكشد. ولي ما ميدانيم كه بيشتر ستاره ها در حالت كلي از نظر ديناميكي پايدارند، به اين معني كه جسم نميتواند به داخل ستاره سقوط آزاد كند- چيزي در برابر نيروي گرانش مقاومت ميكند. در فيزيك، چيزي كه حركت نمي كند، ساكن ( Static ) ناميده ميشود و طبق قانون اول نيوتن تنها جسمي ساكن است كه برآيند نيروهاي وارد بر آن صفر باشد. پس اگر بسته ماده در يك ستاره ساكن باشد، بايد نيرويي در خلاف جهت گرانش به آن وارد شود. به زبان رياضي تر ميتوان گفت:

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
كه در آن g نشان دهنده گرانش و b نيروي رانش ( ضد گرانش) است. اكنون نميدانيم كه نيروي رانش چه نوع نيروييست، اما ميدانيم كه نيرويي در ستاره هست كه مواد را به سمت خارج ميراند.

ميتوانيم نيروي گرانش را از رابطه زير محاسبه كنيم:
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
كه در آن G ثابت جهاني گرانش، M جرم ستاره، m جرم بسته ماده و r فاصله مركز ستاره تا بسته است.

فشار نيروي وارد بر واحد سطح است. ميدانيم كه گازها داراي فشارند، و نمونه اين حكم را در فشار اتمسفر زمين به خوبي حس ميكنيم. رابطه ساده اي براي محاسبه فشار گازها وجود دارد:
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

P نشان دهنده فشار گاز و T نشان دهنده دما ميباشد. پس فشار با دما رابطه مستقيم دارد. نيروي نتيجه شده از فشار گاز در اين مورد كمي متفاوت است، زيرا براي اعمال نيرو، گاز بايد نامتعادل باشد. در يك ستاره هر چه به مركز نزديكتر ميشويم، فشار افزايش ميابد. پس حتي براي يك بسته كوچك ماده، فشار وارد شده در مركز بيشتر از فشار وارد شده در سطح است. پس نيروي حاصل از فشار گاز در اين حالت به اختلاف فشار بين بالا و پايين بسته بستگي دارد. اكنون نيروي رانش ذكر شده در بالا را به نام حقيقي خودش، يعني فشار گاز ميخوانيم:
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

در اينجا p به معني فشار و A نشان دهنده سطح است. معادله بالا نشان ميدهد كه فشار گاز برابر است با تغيير بسيار كوچك فشار ضرب در تغيير بسيار كوچك سطح در بسته گاز مورد بررسي.
گفتيم كه براي ساكن ماندن اجسام در ستاره، لازم است تساوي بين نيروهاي وارد بر آنها وجود داشته باشد. دو نيروي مساوي را در بالا معرفي كرديم. با توجه به معادله اول، داريم:
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
با تبديل m به چگالي ضربدر حجم، به معادله زير ميرسيم:
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
پس نيروي گرانش برابر است با نسبت تغييرات فشار به تغييرات شعاع.به معادله بالا، معادله تعادل هيدرواستاتيك گفته ميشود. نيروهاي گرانش و فشار گاز ميليونها سال در يك ستاره به حال توازن باقي ميمانند. اگر اين توازن به هم بخورد، تغييرات بسيار بزرگي در اندازه ستاره تنها در عرض چند ساعت به وقوع ميپيوندد.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

منبع Parssky.com

[Mohammad Hosseyn]

براي ديدن مقاله از لينك زير استفاده نماييد :

عمر ستارگان رشته اصلي ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]عمر%20ستارگان%20رشته%20اصلي.pdf)

[talot]

بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد. اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود.

تشکیل ستاره‌ها
گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده در برخی سحابیها شکل می گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.
ارتباط جرم با مرگ ستارگان
سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد.
مراحل پایانی عمر ستارگان
دیر یا زود سوخت هسته‌ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود ، انرژی گرانشی به انرژی هسته‌ای غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابر نواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. هنگامی که ستاره در اواخر عمر خود باشد، به مراحل نواختر یا ابر نواختر می‌رسد.

در این مرحله ستاره از حداکثر انرژی خود استفاده می‌کند و این امر سبب می‌شود که شدت تابش نور آن بطور چشمگیر تغییر کند. در این حالت ستاره گرد و غبارهای (سحابیها) اطراف خود را می‌بلعد و این امر سبب می‌شود که بر ذرات تشکیل دهنده ستاره فشار وارد آید. ستاره حالتی پلاسمایی دارد و فشار ممکن است به حدی برسد که بر الکترونها و هسته‌های آن اثر کند و الکترون به پروتون برخورد کرده که در این برخورد به نوترون تبدیل می‌شود.

در طی این واکنش مقادیر زیادی امواج گاما تولید می‌شود. اگر تعداد نوترونهای تشکیل به قدری زیاد شوند که در این ستاره ، حجم نوترونها به 16 کیلومتر برسد در این هنگام ، چگالی این ستاره بسیار زیاد می‌شود، بطوری که می‌تواند نور را از مسیر خود منحرف و خمیده کند. در این مرحله ستاره به ستاره نوترونی تبدیل می‌شود.

اگر شعاع تعداد نوترونهای آن به بیش از 16000 کیلومتر برسد (البته در این افزایش شعاع ، نوترونها به هم فشرده هستند)، چگالی این ستاره به قدری زیاد می‌شود که می‌تواند نور را هم به خود جذب کند، که به آن سیاهچاله می‌گویند. سیاهچاله‌ها با جرم زیاد خود ، حجم کوچکی دارند. تشکیل سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.

انواع سیاهچاله
1. شوارتس شیلید: ساده ترین نوع سیاهچاله‌هاست، بار و چرخش ندارد، تنها یک افق رویداد و یک فوتون کره دارد، از آن نمی توان انرژی استخراج کرد. شامل تکینگی ، نقطه‌ای است که در آن ماده تا چگالی نامحدود در هم فرو رفته است.
2. رایزنر- نورد شتروم: هم بار دارد وهم چرخش ، می تواند دو افق رویداد داشته باشد ، اما تنها یک فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی نقطه ای است که وجود آن در طبیعت نامحتمل است، زیرا بارهای آن همدیگر را خنثی می کنند.
3. کر: چرخش دارد، اما بار ندارد. بیضی و از بیرونی حد استاتیک است. منطقه تیره میان افق رویداد و حد استاتیک ارگوسفر است، که می توان از آن انرژی استخراج کرد. می تواند دو افق رویداد و دو حد استاتیک داشته باشد. دو فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی حلقه‌ای است.
4. کر- نیومان: هم بار دارد و هم چرخش ، همان سیاهچاله کر است، جز اینکه بار دارد، ساختارش شبیه ساختار سیاهچاله کر است. می‌توان از آن انرژی استخراج کرد. یک تکنیگی حلقه‌ای دارد.

بنظر پژوهشگران چهارنوع سیاهچاله همچنانکه ذکر شد می تواند وجود داشته باشند. مهمترین موضوع در باب سیاه چاله آنست که ، بدانیم ماده در داخل سیاهچاله‌ای که حاصل آمده است در نهایت به چه سرنوشتی دچار می شود؟ اختر فیزیکدانان می‌گویند:

اگر مقداری ماده به داخل حفره سیاه از قبیل آنچه که از یک ستاره وزین مرده بجای مانده بیندازید، نتیجه نهایی همواره الزاما یک چیز خواهد بود و تنها جرم ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای که جسم با خود حمل می کند باقی خواهند ماند. اما اگر کل جهان به داخل حفره سیاه خود بیفتد، یعنی به شکل سیاهچاله در آید، دیگر حتی کمیاب بنیادی (جرم) ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای نیز ناپدید می گردند.

[ghazal_ak]

ستاره یک توپ عظیم الجثه درخشان در فضاست که مقادیر بسیار زیادی نور و دیگر اشکال انرژی را تولید می کند. خورشید نیز یک ستاره است و نور و گرمای زمین را تامین می نماید. ستارگان در پهنه آسمان مانند نقاطی نورانی در حال چشمک زدن به نظر می آیند. البته به جز خورشید که به دلیل فاصله کم با زمین به شکل یک توپ دیده می شود.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



یک خوشه کروی، اجتماعی از ستارگان است که توسط گرانش
د رکنار یکدیگر قرار می گیرند. این خوشه کروی یکی از متراکمترین 147
خوشه شناخته شده در کهکشان راه شیری می باشد.
عکس از ناسا


خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشکیل شده اند. با اینحال برخی از ستارگان نیز که کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی نامیده می شوند ترکیبی از بسته های محکم اتمی یا ذرات تشکیل دهنده اتم می باشند. این گونه ستارگان از هر چیزی که در زمین یافت می شود، چگالتر و متراکمترند.
ستاره ها در ابعاد گوناگونی وجود دارند. شعاع خورشید 695.500 کیلومتر است. ستاره شناسان خورشید را جزء ستارگان کوچک می دانند چرا که دیگر انواع ستارگان بسیار از خورشید ما بزرگترند. شعاع گونه ای از ستارگان که به آنها ستارگان ابر غول می گویند، 1000برابر شعاع خورشید است. کوچکترین نوع ستارگان، ستارگان نوترونی هستند که شعاع برخی از آنها تنها 10 کیلومتر است.
در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست که آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از 40 تریلیون کیلومتر معادل 2/4 سال نوریست.
ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از 100 بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم، البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، تنها 3000 ستاره خواهیم دید.
ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از 5 بیلیون سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا اینکه به یک غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده که کوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینکه به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد.
ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند کرد. برخی از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند. به جای آن مستقیما وارد مرحله کوتوله سفید و سپس کوتوله سیاه می شوند. درصد کمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یک انفجار مهیب به نام ابر نواختر می شوند.

ستارگان در شب

اگر شما شبی به آسمان نگاه کنید متوجه خواهید شد که به نظر می رسد درخشش آنها کم و زیاد می شود و اصطلاحا ستاره ها چشمک می زنند. حرکتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مکان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی کنید مشاهده خواهید کرد که همه ستارگان به آرامی به دور یک نقطه کوچک در آسمان در گردشند.
چشمک زدن ستارگان و کم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حرکت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند. حرکت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد.

درخشش ستارگان

میزان درخشندگی ستارگانی که نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یک، درخشش واقعی ستاره که در اصل مقدار انرژی نورانیست که از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یک ستاره نزدیک که کم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یک ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالیست که آلفا سنتوری A تنها 100.000/1 ریگل انرژی نورانی تولید می کند در عوض فاصله آن از زمین تنها 325/1 فاصله ریگل از زمین است.

طلوع و غروب ستارگان

وقتی از نیمکره شمالی زمین به آسمان نگاه می کنیم، ستارگان به دور نقطه ای که به آن قطب شمال سماوی می گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمکره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای که به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حرکت می کنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان، همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است که حرکتهایی که ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلکه همه آنها به دلیل حرکت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین به نظر می آیند. برای ناظری که بر روی زمین ایستاده، زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حرکت گردشی به نظر می رسند.

اسامی ستارگان

اجداد ما شاهد بودند که ستارگان مشخصی بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیکر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده، در کنار یکدیگر قرار می گیرند. بعضی از این الگوها، که به آنها صور فلکی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلکی اریون (شکارچی) به یاد یک قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است.
امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می کنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی 88 صورت فلکی را شناسایی کرده است (جدول شماره 1). این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلکی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین ستاره در صورت فلکی لیرا، آلفای لیرا است.
حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلکی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلکی به کار می رود. به همین شکل در نامگذاری 24 ستاره درخشان در هر صورت فلکی از 24 حرف زبان یونانی (جدول شماره 2) استفاده می شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به کار گرفته می شوند.
به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نامگذاری ستارگانی که کشف می شوند، استفاده می کند. اغلب اسامی جدید تشکیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می کند. برای مثال، ستاره PSR J1302-6350 یک تپ اختر است، از آنجا که حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بیانگر موقعیت و مکان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرف J مبین آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گیری J2000 اعلام شده است.



مشخصات ستارگان

هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگی، که ستاره شناسان آن را در واحدی به نام قدر می سنجند. 2) رنگ. 3) دمای سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بیانگر دمای سطح است و درخشندگی آن به دمای سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص می کند که ستاره ای با اندازه مشخص چقدر می تواند انرژی تولید کند بنابراین بر دمای سطح تاثیر گذار است. برای اینکه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداری به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده می کنند. این نمودار به یاد ستاره شناس دانمارکی هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell) از ایالات متحده که به طور جداگانه کار می کردند و در سال 1910 آن را ابداع کردند، نامگذاری شد. این نمودار همچنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان کمک کند.

قدر و تابندگی ستاره

قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپارکوس، در سال 125 قبل از میلاد ابداع شد. هیپارکوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها که از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری کرد. او شماره 1 را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگی کمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همین ترتیب به قدر 6 رسید که آنها کم نورترین ستارگان آسمان بودند.
امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان کنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری که در فاصله 6/32 سال نوری از ستاره قرار دارد.
ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گذاری قدر را برای ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان کم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره ای که از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن کمتر از 1 می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسیار نورانیتر، از صفر نیز کمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشانترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ریگل 1/8- است. بر اساس شناختی که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف دیگر، کم نور ترین ستارگانی که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند، قدر ظاهری معادل 28 دارند. بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند کمتر از 16 باشد.
تابندگی یک ستاره برابر است با مقدار انرژی که ستاره منتشر می کند. اصطلاحا به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می کنند. برای مثال قدرت خورشید 400 تریلیون تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می کنند. برای نمونه آنها می گویند که تابندگی آلفای سنتوری (قنطورس) 3/1 برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدودا 150.000 برابر تابندگی خورشید است.
تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یک فاکتور از 100 در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره ای باقدر مطلق 7، 100 بار تابناکتر است. ستاره ای با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره ای با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره ای با قدر مطلق 7 تابناکتر است.

رنگ و دما

اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنید، حتی بدون تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید که رنگ ستارگان یا تقریبا قرمز، یا تقریبا زرد و یا تقریبا آبیست. برای مثال، ستاره بیتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلکی شکارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد. ستاره پولوکس (Pollux)، مانند خورشید، زرد رنگ است و ستاره ریگل، تقریبا آبی به نظر می آید.
رنگ یک ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری کلوین (kelvin) با علامت اختصاری K می سنجند. واحد کلوین از 15/273- درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر کلوین برابر است با 15/273- درجه سانتیگراد و دمای صفر درجه سانتیگراد برابر است با 15/273 کلوین.
دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریبا 2500K می باشد. دمای سطحی ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین 10.000K تا 50.000K می باشد.
گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تک رنگ به نظر می آیند اما در واقع آنها طیفی از رنگها را منتشر می نمایند. شما می توانید به کمک یک منشور مشاهده کنید که نور خورشید، به عنوان یک ستاره زرد، از رنگهای بسیاری تشکیل شده است. طیف مرئی شامل همه رنگهای رنگین کمان می باشد. این رنگها از قرمز (که توسط ضعیفترین فوتونها ایجاد می شود) تا بنفش (که توسط قویترین فوتونها ایجاد می شود) هستند.
نور مرئی یکی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الکترومغناطیس است. این پرتوها از کم انرژی ترین آنها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی (مایکروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند اما در این مقاله آنها در گروه امواج رادیویی نام برده می شوند.م.)، پرتوهای فروسرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایکس ری و پرتوی گاما. همه این شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذکور را متساطع نمی نمایند. ترکیبی از همه این شش گروه را طیف الکترومغناطیس می نامند.


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
یک انفجار در ستاره اتا کارینا (صورت فلکی کشتی) که در 150 سال
پیش رخ داد سه ابر بزرگ گاز و غبار ایجاد نمود. دو بخش
متورم و یک دیسک باریک. ستاره شناسان این ستاره را متغیر آبی درخشان می نامند.
عکس از ناسا


ابعاد

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشید می سنجند. آلفا سنتوری A شعاعی معادل 05/1 برابر شعاع خورشید دارد و تقریبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ریگل بیش از 78 برابر شعاع خورشید است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشید می باشد.
ابعاد و دمای سطح ستاره، درخشندگی آن را معین می کند. دو ستاره را در نظر بگیرید که دمای سطح یکسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در این شرایط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با دمای سطح یکسان را مقایسه کنید، نخست، باید شعاع ستاره بزرگتر را تقسیم بر شعاع ستاره کوچکتر نمائید و سپس مربع عدد حاصل را به دست آورید (حاصل تقسیم به توان 2).
حال دو ستاره را با شعاع برابر ولی دمای سطح (بر حسب کلوین) متفاوت تجسم کنید. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دمای آن به توان 4 است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را که دمای مختلف دارند مقایسه کنید، دمای ستاره گرمتر را بر دمای ستاره سردتر تقسیم کرده و حاصل این تقسیم را به توان 4 برسانید.

جرم

ستاره شناسان جرم ستارگان را نیز بر اساس جرم خورشید اندازه گیری می کنند. برای مثال آلفا سنتوری A جرمی معادل 08/1 جرم خورشید دارد، جرم ریگل 5/3 برابر جرم خورشید است. جرم خورشید معادل دو میلیون میلیون میلیون میلیون میلیون کیلوگرم یعنی 2 به همراه سی عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما دارای ابعاد برابر نیستند. در واقع چگالی ستارگان نسبت به هم متفاوت است. برای نمونه، میانگین چگالی خورشید 1400 کیلوگرم در هر متر مکعب است، یعنی تقریبا 140 درصد چگالی آب. شباهنگ B جرمی حدودا معادل جرم خورشید دارد اما چگالی آن 90.000 برابر چگالی خورشید است.

طبقه بندی درخشندگی

نقاطی که در بالای نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نورانی و نقاط پائین نمودار نشانگر ستارگان کم نور می باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمریکایی ویلیام مورگان (William W. Morgan) و فیلیپ کینان (Philip C. Keenan) چیزی را بداع کردند که سیستم طبقه بندی درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 این سیستم را اصلاح کرده و گسترش دادند. در این سیستم، اعداد کوچک به بزرگترین و درخشان ترین رده ها اطلاق می گردد. رده های MK عبارتند از: la ، ابرغولهای درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهای درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهای کوچک و V، ستارگان رشته اصلی یا کوتوله ها.

رده های طیفی

نقاطی که در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعکس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد می باشند. در سیستم MK هشت رده طیفی وجود دارد که هر کدام بیانگر میزان مشخصی از دمای سطحی ستاره می باشند. این طبقه بندی از داغترین به سردترین ستارگان به ترتیب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طیفی به نوبه خود از ده نوع طیفی تشکیل می شود که این ده نوع با اعداد مشخص می گردند. شماره مربوط به داغترین ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترین ستاره عدد نه است.
بنابر آنچه گفته شد علائم سیستم MK ترکیبی از حروف برای بیان درخشندگی و اعداد برای بیان طیف هر ستاره می باشد. برای مثال نام خورشید در این سیستم G2V است. نام آلفا سنتوری نیز G2V می باشد و نام ستاره ریگل B8la است.

گدازش ستارگان

انرژی مهیب ستارگان در فرایندی به نام گدازش هسته ای ایجاد می شود. این فرایند زمانی آغاز می شود که دمای هسته ستاره در حال شکل گیری به 1 میلیون K برسد. یک ستاره از دل یک ابر بسیار بزرگ که به آرامی در چرخش است و تقریبا به طور کامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است، به دنیا می آید. این ابر همچنین ممکن است حاوی اتمهای دیگر عناصر و غباری از ذرات میکروسکوپی باشد.
به اقتضای نیروی گرانش، این ابر شروع به منقبض شدن می کند و در نتیجه کوچکتر می شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بیشتر می شود درست همانطور که سرعت یک اسکیت باز که بر روی یخ به دور خود در حال چرخیدن است، با جمع کردن بازوانش بیشتر و برعکس با باز کردن بازوان کمتر می شود. لایه های خارجی ابر یک دیسک چرخان را ایجاد می کنند. لایه های داخلی به شکل یک توده کروی که همچنان در حال انقباض است تبدیل می شوند.
ماده در حال انقباض گرمتر می شود و فشار آن نیز بیشتر می گردد. این فشار تمایل زیادی به خنثی کردن نیروی گرانشی که عامل انقباض است، دارد. در نهایت، سرعت انقباض بسیار کاهش پیدا می کند. در قسمت داخلی توده در این هنگام جنین ستاره یا پیش ستاره به وجود می آید. پیش ستاره یک جرم توپی است که نه دیگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پیرامون پیش ستاره پوسته ای از گاز و غبار است که لایه های بیرونی توده نخستین می باشند.

ترکیب هسته ای

هنگامیکه دمای مرکز پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شد، گدازش هسته ای آغاز می شود. گدازش هسته ای ترکیب دو هسته اتمی و تشکیل یک هسته بزرگتر است.
یک اتم کامل دارای پوسته ای خارجی متشکل از یک یا چند ذره به نام الکترون است که بار الکتریکی منفی حمل می کند. در درون و مرکز اتم، هسته آن وجود دارد که تقریبا همه جرم اتم را شامل می شود. ساده ترین هسته که رایجترین شکل عنصر هیدروژن در عالم می باشد، متشکل از یک ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الکتریکی حمل می کند. همه هسته های دیگر دارای یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترونند. نوترون هیچ بار الکتریکی حمل نمی نماید و یک ذره خنثی است در نتیجه هسته همه اتمها، بار مثبت الکتریکی دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهای موجود در هسته دارای الکترون می باشند در نتیجه یک اتم کامل، خنثی است.
در هر صورت، تحت دما و فشار بسیار بسیار شدید مرکز پیش ستاره، اتمها الکترونهای خود را از دست می دهند. به اتمهای الکترون از دست داده، یون می گویند و به ترکیبی از الکترونهای آزاد و یونها، پلاسما می گویند.
گفتیم که در درون پیش ستاره، اتمها همه الکترونهای خود را از دست می دهند و هسته های لخت با سرعت بسیار زیادی به یکدیگر می رسند. در شرایط عادی، موادی که دارای بار الکتریکی یکسانند، یکدیگر را دفع می کنند با اینحال اگر دما و فشار در درون پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شود، می تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت می گیرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح "سوختن" به جای "گدازش" استفاده می کنند اما باید توجه داشت که گدازش هسته ای، چیزی کاملا متفاوت با اشتعال در معنای عام آن است.

تبدیل جرم به انرژی

وقتی دو هسته اتمی با هم ترکیب شوند، مقدار کمی از جرم آنها به انرژی تبدیل می شود؛ بنابراین جرم هسته جدید، از حاصلجمع جرم دو هسته ای که با هم ترکیب شدند کمتر است. آلبرت اینشتین رابطه جرم و انرژی را کشف کرده و آن را در قالب معادله E=mc2 بیان کرد. این معادله بیانگر مقدار انرژی آزاد شده از ترکیب ذرات است. E به معنای انرژی، m به معنای مقدار جرم و c سرعت نور است.
سرعت نور برابر است با 299.792 کیلومتر در ثانیه. این مقدار واقعا عدد بزرگی است و چنانچه آنرا در معادله بگذاریم متوجه می شویم که با گداختن جرم بسیار کمی از ماده، می توان انرژی مهیبی به دست آورد. برای مثال با سوخت هسته ای کامل 1 گرم ماده، 90 تریلیون ژول انرژی به دست می آید. این مقدار انرژی تقریبا برابر است با انرژی آزاد شده در انفجار 20.000 تن TNT. انرژی بمب هسته ای آمریکا که در سال 1945، در جریان جنگ جهانی دوم ، به هیروشیمای ژاپن اصابت کرد معادل انفجار 12.000 تن TNT بود.

نابودی هسته های سبک

در مرکز پیش ستاره، هنگامیکه دما به 1 میلیون K می رسد، گدازش هسته آغاز می شود. شروع این گدازش باعث تغییر و از میان رفتن هسته های سبک می شود. از جمله هسته لیتیوم 7، که شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرایندی که این هسته شرکت دارد، یک هسته هیدروژن با آن ترکیب شده و هسته لیتیوم 7 را به دو قسمت تقسیم می کند. هر قسمت شامل یک هسته هلیوم 4 (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هلیوم 4، ذره آلفا نیز گفته می شود.

گدازش هیدروژن

پس از نابودی هسته های سبک، پیش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه می دهد. در نهایت، دمای هسته به حدود 10 میلیون K می رسد و در این هنگام سوختن هیدروژن آغاز می شود. با شروع گدازش هیدروژن، پیش ستاره به یک ستاره تبدیل می گردد.
در گدازش هیدروژن، چهار هسته هیدروژن با هم ترکیب شده و یک هسته هلیوم 4 را به وجود می آورند. دو شکل کلی برای انجام این عمل وجود دارد. 1) واکنش پروتون-پروتون (P-P). 2) چرخه کربن-نیتروژن-اکسیژن (CNO).
واکنش P-P می تواند به چندین روش شامل چهار مرحله زیر رخ دهد:
1-ترکیب دو پروتون. در این مرحله دو پروتون با هم برخورد می کنند و سپس یکی از پروتونها با آزاد کردن پوزیترون بار مثبت خود را از دست می دهد. این پروتون علاوه بر پوزیترون یک ذره خنثی به نام نوترینو نیز آزاد می نماید.
پوزیترون ضد ماده الکترون است. جرم آن دقیقا برابر با جرم الکترون می باشد اما بر خلاف الکترون دارای بار مثبت است. با آزاد شدن پوزیترون، پروتون به نوترون تبدیل می شود. در نتیجه هسته جدید حاوی یک پروتون و یک نوترون است. نام این ترکیب دوترون می باشد.
2-پوزیترون آزاد شده ممکن است با یک الکترون برخورد کند. با برخورد ماده و ضد ماده، هر دوی آنها از بین می روند و تنها چیزی که باقی می ماند دو پرتوی گاما است.
3-دوترون حاصل شده با یک پروتون دیگر تبدیل می شود و هسته هلیوم 3 شکل می گیرد. بر اثر این ترکیب نیز پرتوی گاما ایجاد می شود.
4-هسته هلیوم 3 با هسته هلیوم 3 دیگری ترکیب شده و علاوه بر تشکیل یک هسته هلیوم 4 دو پروتون نیز آزاد می شوند.
در چرخه CNO هسته کربن 12 شرکت دارد. این هسته شامل 6 پروتون و 6 نوترون است. در حین چرخه، این هسته به نیتروژن 15 (7 پروتون و 8 نوترون) و اکسیژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبدیل می شود. و در آخر چرخه این دو هسته بار دیگر به هسته کربن 12 تبدیل می گردند.

گدازش دیگر عناصر

هلیوم 4 می تواند در فرایند گدازش به کربن 12 تبدیل شود، البته به این منظور دمای مرکز باید تا حدود 100 میلیون K افزایش پیدا کرده باشد. این دمای بالا ضروریست چرا که هسته هلیوم به انرژی زیادی برای فائق آمدن بر انرژی دافعه ذرات همبار نیازمند است. هسته هلیوم دارای دو پروتون است بنابراین میزان انرژی دافعه در آن چهار برابر انرژی دافعه بین دو پروتون است.
سوخت هلیوم به سوخت سه-آلفا مشهور است چراکه این هسته با سه ذره آلفا ترکیب می شود و یک هسته کربن را ایجاد می نماید. سوخت هلیوم همچنین هسته اکسیژن 16 (8 پروتون و 8 نوترون) و نئون 20 (10 پروتون و 10 نوترون) تولید می کند.
در دمای مرکزی حدودا 600 میلیون K، کربن 12 می تواند سودیوم 23 (11 پروتون و 12 نوترون)، منیزیوم 24 (12 پروتون . 12 نوترون) و تعداد بیشتری نئون 20 تولید نماید. البته ستارگان زیادی نمی توانند به این دمای مرکزی برسند.
با تولید شدن عناصر سنگین و سنگینتر در روند گدازش هسته ای، دمای لازم برای فعل و انفعالات بیشتر، افزایش می یابد. در دمایی معادل 1 بیلیون K، اکسیژن 16 می توان سیلیکون 28 (14 پروتون و 14 نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و 16 نوترون) و سولفور 32 (16 پروتون و 16 نوترون) تولید نماید.
گدازش می تواند تا زمانیکه جرم هسته جدید از حاصلجمع جرم دو هسته ترکیب شده با هم کمتر است، انرژی تولید نماید. این روند تولید انرژی ادامه دارد تا زمانیکه هسته آهن 56 (26 پروتون و 30 نوترون) شروع به ترکیب شدن با هسته های دیگر می نماید. وقتی این اتفاق روی می دهد جرم هسته جدید از جرم دو هسته ترکیب شده اندکی بیشتر است. بنابراین این فرایند به جای تولید انرژی، مصرف انرژی دارد.

تکامل ستارگان

چرخه زندگی ستارگان سه الگوی کلی را دنبال می کند که به جرم آنها وابستگی دارد. 1) ستارگان پر جرم، که جرمشان از 8 برابر جرم خورشید بیشتر است. 2) ستارگان با جرم متوسط، که جرمشان از 5/0 تا 8 برابر جرم خورشید است. خود خورشید نیز در این دسته از ستارگان جای دارد.3) ستارگان با جرم کم، که جرمشان بین 1/0تا 5/0 جرم خورشید می باشد. اجرامی که جرم آنها از 1/0 جرم خورشید کمتر است هرگز به دمای مرکزی لازم برای شروع سوخت هیدروژن نمی رسند.
چرخه زندگی ستارگان منفرد از چرخه زندگی ستارگان دوتایی آسانتر است بنابراین نخست با چرخه زندگی ستارگان منفرد آغاز می کنیم. ضمنا از آنجائیکه اطلاعات ستاره شناسان درباره خورشید از هر ستاره دیگری بیشتر است لذا بحث چرخه ستارگان، از ستارگان با جرم متوسط آغاز می شود.

ستارگان با جرم متوسط

ابری که در نهایت یک ستاره با جرم متوسط را تولید می کند، حدودا 100.000 سال به انقباض ادامه می دهد تا اینکه پیش ستاره را به وجود آورد. دمای سطح چنین پیش ستاره ای حدود 4000K می باشد. درخشش آن ممکن است تنها چند برابر خورشید و یا چند هزار برابر خورشید باشد. این بستگی به جرم دارد.
ستاره تا میلیونها سال به انقباض خود ادامه می دهد. این انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانیکه نیروی انرژیهای تولید شده در مرکز ستاره با نیروی گرانشی که باعث انقباض آن می گردد، به تعادل برسد. در این زمان، گدازش هیدروژنی در مرکز ستاره، همه انرژی آن را تولید می کند و ستاره وارد طولانی ترین دوره عمر خود که به آن رشته اصلی می گوییم، می شود.
هر ستاره ای، صرفنظر از جرم آن، که همه انرژی خود را از طریق گدازش هیدروژن در مرکز خود ایجاد کند، یک ستاره در رشته اصلی به حساب می آید.
مدت زمانیکه ستاره در این مرحله باقی می ماند به جرم آن بستگی دارد. ستارگان با جرم بیشتر، هیدروژن خود را با سرعت بیشتری می سوزانند در نتیجه زمان کمتری در این مرحله باقی می مانند. یک ستاره با جرم متوسط می تواند بیلیونها سال در این رشته باشد.

مرحله غول سرخ

وقتی همه هیدروژن موجود در هسته یک ستاره با جرم متوسط به هلیوم تبدیل شد، ستاره به سرعت دستخوش تغییر می شود. به دلیل اینکه دیگر انرژی ناشی از گدازش در هسته ستاره تولید نمی شود، گرانش بار دیگر دست به کار شده و منجر به انقباض شدید ستاره می گردد. به دلیل این انقباض سریع، دما به شدت در مرکز و مناطق اطراف آن بالا می رود. با بالا رفتن دما، هیدروژن موجود در پوسته اطراف مرکز شروع به سوختن می کند. انرژی حاصل شده از این گدازش حتی از انرژی که قبلا در مرکز تولید می شد نیز بیشتر است. این انرژی مازاد، لایه های بیرونی ستاره را به شدت به بیرون هل می دهد در نتیجه ستاره تا حد بسیار زیادی بزرگ می شود.
با بزرگ شدن اندازه ستاره، لایه های بیرونی آن سرد می شوند، در نتیجه رنگ ستاره سرخ می گردد. از طرفی با بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نیز بیشتر می شود. در این مرحله ستاره به یک غول سرخ تبدیل شده است.

مرحله شاخه افقی

در نهایت، دمای مرکز تا حد 100 میلیون K می رسد یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه – آلفا.
با ادامه این فرایند، هسته ستاره بزرگتر می شود اما دمای آن کاهش می یابد. با کاهش این دما، از دمای لازم برای سوخت هیدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نیز کاسته می شود. به دنبال آن، انرژی منتشر شده از این لایه نیز کم می شود و لایه های خارجی ستاره شروع به انقباض می نمایند. ستاره داغتر، کوچکتر و کم نورتر از زمانی می شود که یک غول سرخ بود. این تغییرات در یک دوره زمانی حدودا 100 میلیون ساله رخ می دهند.
در پایان این دوره، ستاره در مرحله شاخه افقی قرار می گیرد. این مرحله به دلیل خط نمایشگر وضعیت ستاره در نمودار H-R شاخه افقی نامیده می شود. ستاره به طور مداوم و پایدار هلیوم و هیدروژن می سوزاند بنابراین تغییر شایان ذکری در دما، ابعاد و درخشش آن روی نمی دهد. این مرحله تقریبا تا 10 میلیون سال به طول می انجامد.

مرحله غول جانبی

هنگامیکه سوخت هلیوم موجود در هسته به اتمام رسید، هسته منقبض و در نتیجه داغتر می شود. فرایند سه –آلفا اینبار در پوسته اطراف هسته آغاز می گردد و گدازش هیدروژن در لایه های بعدی آن صورت می گیرد. با افزایش آهنگ تولید انرژی در پوسته ها، لایه های بیرونی ستاره منبسط می شوند. ستاره بار دیگر به یک غول تبدیل می گردد اما اینبار آبی تر و درخشانتر از بار پیش.
هسته یک غول جانبی بسیار داغ و نیروی گرانش بر لایه های خارجی ضعیف می باشد. در نتیجه لایه های بیرونی در قالب باد ستاره ای از ستاره جدا می شوند. با جدا شدن هر لایه از ستاره، نوبت به لایه داغتری می رسد. در نتیجه باد ستاره ای مرتب قویتر می شود. جریانات جدیدتر و سریعتر بادهای برخاسته از سطح ستاره، با بادهای قبلی که هنوز در فضای اطراف ستاره پرسه می زنند، برخورد می کنند. در نتیجه این برخورد، یک پوسته متراکم گاز به وجود می آید که برخی از آنها با سرد شدن به غبار تبدیل می شوند.

مرحله کوتوله سفید

ظرف چند هزار سال، غول جانبی بخار می شود. و گدازش در هسته متوقف می گردد. هسته مرکزی باعث روشن شدن پوسته های گازی اطراف خود می شود. با تلسکوپهای اولیه و بدوی که ستاره شناسان در سالهای 1800 برای رصد استفاده می کردند، این پوسته ها شبیه به سیارات به نظر می رسیدند به همین دلیل آنها این پوسته ها را ابر سیاره ای نامیدند. هنوز هم ستاره شناسان از همین عنوان قدیمی استفاده می کنند.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



یک ابر سیاره ای با بافت ظاهری غیر معمول که دلیل بروز آن نامشخص
است. این عکس توسط تلسکوپ هابل تهیه شده است.
عکس از ناسا


پس از محو شدن ابر سیاره ای، هسته باقیمانده به نام کوتوله سفید شناخته می شود. این نوع از ستارگان بیشتر حاوی کربن و اکسیژنند و دمای اولیه آنها حدود 100.000 K می باشد.

مرحله کوتوله سیاه

از آنجائیکه کوتوله های سفید سوختی برای گدازش ندارند، با گذشت بیلیونها سال پیوسته سردتر می شوند و در نهایت به یک کوتوله سیاه، جرمی بسیار کدر، تبدیل می گردند. کوتوله سیاه نماد پایان چرخه زندگی یک ستاره با جرم متوسط است.
ستارگان با جرم زیاد، آنهاییکه جرمی بیش از 8 برابر جرم خورشید دارند، به سرعت شکل می گیرند و زندگی کوتاهی دارند. یک ستاره پر جرم ظرف 10.000 سال تا 100.000 سال از دل یک پیش ستاره شکل می گیرد.
این نوع ستارگان در رشته اصلی بسیار داغ و آبی رنگند. آنها 1000 تا 1 میلیون بار درخشانتر از خورشید می باشند و شعاع آنها تقریبا 10 برابر شعاع خورشید است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان کم جرم کمتر است. با اینحال به خاطر درخشندگیشان از فواصل بسیار دور نیز قابل رصدند و به همین خاطر تعداد زیادی از آنها شناخته شده اند.
ستارگام با جرم زیاد، بادهای ستاره ای بسیار قوی دارند. یک ستاره با جرم 30 برابر خورشید می تواند 24 برابر جرم خورشید را پیش از آنکه از رشته اصلی خارج شود، به شکل باد منتشر نماید.
وقتی یک ستاره سنگین رشته اصلی را ترک می کند، سوخت هیدروژن در لایه های بیرون هسته آغاز می شود. در نتیجه شعاع این ستاره 100 برابر شعاع خورشید می شود. با اینحال از درخشش آن اندکی کاسته می شود. به دلیل اینکه در این مرحله ستاره تقریبا همان مقدار انرژی قبلی را از سطح بزرگتری منتشر می کند، دمای سطح آن کاهش می یابد. در نتیجه گرایش به سرخ ستاره بیشتر می شود.
با بزرگ شدن ستاره، دمای مرکز آن به 100 میلیون K یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه-آلفا می رسد. پس از تقریبا 1 میلیون سال، سوخت هلیوم در مرکز به اتمام رسیده و نوبت به هلیوم موجود در لایه های بیرون هسته و هیدروژن موجود در لایه های بعد از آن می رسد. ستاره سنگین ما تبدیل به یک ابرغول سرخ درخشان می شود.
هنگامیکه انقباض هسته دمای آنرا به حد کافی افزایش می دهد، با سوختن کربن، نئون، سدیوم و منیزیوم تولید می شود. این مرحله تنها برای 10.000 سال ادامه می یابد. پس از آن فرایندهایی متوالی در هسته رخ می دهد. هر فرایند عناصر مختلفی را در بر می گیرد و مدت زمان کوتاهتری به طول می انجامد. وقتی عنصر جدیدی شروع به سوخت می کند، عنصر قبلی سوختن خود را در لایه های بالاتر سر می گیرد. نئون ترکیب شده و اکسیژن و منیزیوم تولید می کند. این فرایند حدودا 12 سال طول می کشد. سپس با سوختن اکسیژن، سیلیکون و سولفور تولید می شود. این فرایند حدودا 4 سال طول می کشد. در آخر با سوختن سیلیکون ، آهن تولید می شود. این فرایند تنها حدود 1 هفته دوام دارد.

ابر نواختر

در این هنگام، شعاع هسته آهنی حدود 3000 کیلومتر است. همانگونه که گفتیم سوخت آهن به جای تولید انرژی، انرژی مصرف می کند. در نتیجه ستاره به پایان کار خود رسیده است. چون دیگر نمی تواند برای حفظ تعادل گرانش، انرژی تولید کند.
وقتی جرم هسته آهنی به 4/1 برابر جرم خورشید برسد، اتفاقی مهیب رخ می دهد. نیروی گرانش، هسته را متلاشی می کند. در نتیجه دمای هسته تا نزدیک 10 بیلیون K می رسد!. در این دما، هسته آهن شکسته شده و به هسته های سبکتر و در آخر به پروتون و نوترون تبدیل می شود. با ادامه فشار، پروتونها با الکترونها ترکیب می شوند و نوترون و نوترینو تولید می کنند. نوترینوها 99 درصد از انرژی ایجاد شده از انفجار هسته را در خود حمل می کنند.
حالا هسته، یک توپ فشرده شده حاوی نوترون است. وقتی شعاع توپ به 10 کیلومتر برسد حالت ارتجاعی پیدا می کند درست مانند یک توپ پلاستیکی که آنرا فشرده و بعد رها کنیم.
همه این اتفاقها از فشرده شدن هسته تا ارتجاع توپ نوترونی تنها در مدت یک ثانیه روی می دهند. البته هنوز ماجرا ادامه دارد. ارتجاع توپ نوترونی یک موج کره ای شکل به بیرون از ستاره ارسال می کند. بیشتر انرژی حاصل از این موج صرف شروع گدازش و تشکیل عناصر جدید می شود. با رسیدن موج به سطح ستاره، دما تا 200.000K افزایش می یابد. در نتیجه ستاره منفجر شده و موادی را در فضا با سرعت 15.000 تا 40.000 کیلومتر در ثانیه رها می کند. نام این انفجار مهیب ابر نواختر نوع دو است.
ابر نواخترها فضا را آکنده از گاز و غباری می کنند که ستارگان دیگر از دل آن پا به عرصه گیتی می نهند. این غنی سازی فضا، از نخستین ابر نواختر در بیلیونها سال پیش تا به اکنون ادامه دارد. ابر نواخترهای ستارگان نسل اول، عرصه را برای ستارگان نسلهای بعد مهیا کرده اند.
احتمالا ستارگان دارای سه نسلند. ستاره شناسان تا کنون جرمی پیدا نکرده اند که متعلق به قدیمی ترین نسل ستارگان یعنی جمعیت سه ستارگان باشد. اما اعضای دو نسل جدیدتر را یافته اند. ستارگان جمعیت دو که دومین نسل از ستارگانند حاوی مقدار نسبتا کمی از عناصر سنگینند. ستارگان سنگینتر این نسل، به سرعت از بین رفته اند بنابراین هسته های بیشتری از عناصر سنگین وارد فضا شده اند. به همین علت جمعیت یک ستارگان که جدیدترین نسل می باشند، حاوی مقادیر بیشتری از عناصر سنگین هستند. البته مقدار عناصر سنگین در این نسل همچنان نسبت به هیدروژن و هلیوم موجود، بسیار ناچیز است. برای مثال، مقدار عناصر غیر از هلیوم و هیدروژن در خورشید که جزء ستارگان جمعیت یک می باشد، تنها 1 تا 2 درصد است.

ستارگان نوترونی

پس از اینکه یک انفجار ابر نواختر نوع دو رخ داد، قسمتی از هسته ستاره ای باقی می ماند. اگر جرم هسته باقیمانده کمتر از سه برابر جرم خورشید باشد تبدیل به یک ستاره نوترونی می شود. این ستاره حداقل جرمی معادل 4/1 جرم خورشید را در کره ای که شعاع آن حدودا 10 تا 15 کیلومتر است نگاه می دارد.
دمای اولیه ستارگان نوترونی 10 میلیون K است اما به دلیل کوچک بودن تشخیص آنها بسیار دشوار است. با اینحال ستاره شناسان پالسهای رادیویی این ستارگان را تشخیص می دهند. گاهی از این ستاره ها 1000 پالس در ثانیه دریافت می شود.
یک ستاره نوترونی معمولا دو موج متوالی رادیویی منتشر می کند. این دو موج در دو مسیر مختلف از ستاره دور می شوند. با چرخش ستاره امواج در فضا مانند نورافکن پخش می شوند. اگر یکی از از این موجها به صورت متناوب به زمین برسد، تلسکوپهای رادیویی یک سری پالس را تشخیص می دهند. این تلسکوپها به ازای هر دور گردش ستاره یک پالس دریافت می کنند. ستاره ای که به این روش شناسایی می گردد، تپ اختر نامیده می شود.

سیاهچاله ها

اگر هسته باقیمانده از یک ابر نواختر جرمی بیش از 3 برابر جرم خورشید داشته باشد، هیچ نیروی شناخته شده ای نمی تواند در مقابل گرانش آن مقاومت کند. هسته آنقدر فشرده می شود که یک سیاهچاله به وجود می آید. منطقه ای در فضا با چنان گرانشی که هیچ چیز نمی تواند از نیروی آن بگریزد. سیاهچاله ها نامرئیند زیرا حتی نور نیز به دام آنها می افتد. همه مواد یک سیاهچاله در نقطه ای در مرکز آن جمع می شود. این نقطه تکینگی نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته یک اتم نیز کوچکتر است.
ستارگانی که جرم آنها کم است یعنی از 1/0 تا 5/0 برابر جرم خورشید، دمای سطحی معادل تقریبا 4000K دارند. درخشش آنها کمتر از 2 درصد خورشید است. این ستارگان هیدروژن درون خود را به آهستگی می سوزانند. آنها می توانند برای مدت 100 بیلیون تا 1 تریلیون سال در رشته اصلی باقی بمانند. این مدت حتی از عمر جهان که بین 10 تا 20 بیلیون سال تخمین زده می شود نیز بیشتر است، بنابراین هیچ ستاره ای در این گروه تا بحال نمرده است. ستاره شناسان تابحال ندیده اند که ستاره ای از این گروه عنصری به غیر از هیدروژن را در گدازش به کار گیرد. بنابراین اگر هم یکی از اعضای این گروه بمیرد، وارد مرحله غول سرخ نخواهد شد. در عوض آنها به طور تدریجی سرد می شوند تا اینکه به یک کوتوله سفید و سپس سیاه تبدیل گردند.
ستارگان دوتایی از دو پیش ستاره که بسیار نزدیک یکدیگرند، تشکیل می شوند. بیش از 50 درصد از ستارگانی که با چشم غیر مسلح، منفرد دیده می شوند در واقع دوتایی هستند.
یک ستاره در یک سیستم دوتایی چنانچه به اندازه کافی به جفت خود نزدیک باشد، می تواند بر زندگی آن تاثیر گذار باشد. بین این دو ستاره منطقه ای وجود دارد که به یاد ریاضیدان فرانسوی، جوزف لوییز لاگرنج (Joseph Louis Lagrange)، نقطه لاگرنج نامیده می شود. در این منقطه نیروهای گرانشی دقیقا برابرند. اگر یکی از دو ستاره بزرگ شود و لایه های آن از این نقطه بگذرد، ستاره دیگر شروع به کشیدن آن لایه ها به سطح خود می کند.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



انتقال جرم در سیستم های دوتایی رخ می دهد.
در تصویر بالا مواد از ستاره ای خورشید مانند به دیسک پییرامون
یک کوتوله سفید و سپس به سطح آن کشیده می شود.
تصویراز انستیتوی دانش تلسکوپ فضایی


این فرایند که انتقال جرم نام دارد به چندین روش صورت می گیرد. اگر انتقال جرم از یک غول سرخ به ستاره همدمش که در رشته اصلی می باشد صورت گیرد، عناصری نظیر کربن و یا عناصر سنگینتر در طیف ستاره رشته اصلی نمایان می گردد. چنانچه این دو ستاره به اندازه کافی به هم نزدیک باشند، پس از تبدیل شدن غول سرخ به یک کوتوله سفید، جریان مواد برعکس می شود و مواد به سمت کوتوله سفید بر می گردند. این مواد یک دیسک داغ را اطراف کوتوله سفید تشکیل می دهند. این دیسک در نور مرئی و فرابنفش می درخشد.
اگر ستاره غول به جای کوتوله سفید، ستاره نوترونی یا سیاهچاله شود، ممکن است یک دوتایی ایکس ری شکل گیرد. در این حالت، ماده ای که از ستاره رشته اصلی منتقل می گردد، بسیار داغ می شود. هنگامیکه این ماده با سطح ستاره نوترونی برخورد می کند و یا به درون سیاهچاله کشیده می شود، اشعه ایکس ری منتشر می شود.
در حالت سوم، غول سرخ تبدیل به کوتوله سفید می شود و ستاره رشته اصلی تبدیل به غول سرخ می شود. وقتی گاز کافی از غول سرخ در سطح کوتوله سفید اندوخته شد، هسته اتمهای گاز به صورت درخشانی دچار گدازش می شود به این حالت نواختر می گویند. در برخی شرایط، به حدی گاز در کوتوله سفید جمع می شود که این ستاره فشرده و متلاشی می شود. تقریبا به طور ناگهانی کربن می سوزد و کل کوتوله سفید دچار انفجار ابر نواختر نوع یک می گردد. این نوع انفجار بسیار نورانیست به حدی که نور آن می تواند کل یک کهکشان را برای ماهها تحت الشعاع قرار دهد.

منبع : iranika.ir

[ghazal_ak]

رده‌هاي طيفي ستارگان
مهم‌ترين اطلاعاتی كه بايد در مورد يك ستاره بدانيم، چيست؟ شايد قدر ستاره در صدر فهرست دانسته‌ها قرار گيرد، اما درست در پشت آن رده طيفی ستاره قرار می ‌گيرد. بدون رده طيفی، ستاره چيزی جز يك چشمه نور نيست. با اضافه شدن حروف كوتاهی چون V”۲“G يا IVshne”۵“B ستاره، موردنظر به‌سرعت دارای شناسنامه‌ای خاص مي‌شود. افرادی كه قادر به‌درك معني اين كُدها هستند، مي‌توانند ماهيت ستاره موردنظر را كه شامل رنگ، اندازه و ميزان درخشندگي آن نسبت به‌خورشيد و ديگر انواع ستارگان، خصوصيات منحصربه‌فرد و گذشته و آينده آن را مشخص كنند.
شيوه جديد رده‌بندی طيفی ستارگان آن‌چنان موفق بوده است كه از سال ۱۳۲۲/۱۹۴۲ تاكنون تقريباً بدون تغيير باقی مانده است. اين شيوه طبقه‌بندی فقط بر دو خاصيت فيزيكی يعنی فشار جوّی و دمای سطحی ستاره كه در طيف ستاره ظاهر مي‌شوند، استوار است.
اين خواص، اطلاعات فراوانی را در اختيار ما مي‌گذارد كه به‌كمك آنها مي‌توان چهره و داستان زندگي يك ستاره را به‌تصوير كشيد. دماي سطحی، نشان‌دهنده رنگ و روشنايي سطحي ستاره است (روشنايي سطحي بيانگر ميزان نور تابش شده از واحد سطح ستاره است). فشار جوّي بستگي مستقيم به‌ميزان گرانش در سطح ستاره دارد. بنابراين اين فشار بيانگر اندازه و جرم ستاره است. اندازه و روشنايي سطح ستاره تعيين‌كننده درخشندگي واقعي آن است (درخشندگي، مقدار كل نوري است كه ستاره تابش مي‌كند) عموماً اين دو خاصه مي‌توانند موقعيت ستاره در دوره زندگي خود را نيز نشان دهند (جوان، ميان‌سال يا نزديك به‌مرگ). با مقايسه درخشندگي و درخشندگي ظاهري ستاره در آسمان (قدر ظاهري) مي‌توان به‌فاصله ستاره از زمين پي‌برد. همچنين به‌پيوست رده طيفي اصلي يك ستاره مي‌توان با افزودن حروفي، خواص ويژه شيميايي، گستردي جو، فعاليت‌هاي سطحي غيرمعمول، حركت چرخشي سريع يا ديگر ويژگي‌هاي مخصوص را نشان داد.
همه رصدگران آسمان بايد اطلاعات مختصري درباره رده‌هاي طيفي ستارگان داشته باشند.
كالبدشكافي نور ستاره
داستان را از سال ۱۸۰۲، يعني زماني آغاز مي‌كنيم كه دانشمند انگليسي ويليام ولستون، پرتويي از نور خورشيد را ابتدا از شكافي باريك عبور داد و بعد آن را از منشوري گذراند. شكاف باريك سبب مي‌شود كه رنگين كمان آشناي ايجاد شده پس از گذر از منشور، بسيار واضح و عاري از تداخل‌هاي رنگي مرسوم باشد. ولستون با استفاده از اين طيف نسبتاً دقيق متوجه خطوط تاريك باريكي با ضخامت‌هاي متفاوت در طيف خورشيد شد. با گذشت زمان، تغييري در اين خطوط تاريك مشاهده نشد و تقريباً در درون طيف ثابت ماندند. بعدها اين خطوط را جوزف وان فرانهوفر دسته‌بندي و مشخص كرد. از اين‌رو به‌ «خطوط فرانهوفر» معروف‌اند.
بعد از اين تجربه خطوط طيفي مشابه با خطوط تاريك طيف خورشيد در آزمايشگاه‌هاي فيزيك نيز به‌ثبت رسيد، با استفاده از يك شكاف و منشور، دانشمندان دريافتند كه وقتي ماده‌اي چه جامد، مايع يا حتي گاز چگال تا اندازه‌اي گرم شود كه نور از خود منتشر كند، طيف نورِ تابيده شده آن پيوسته بدون خط است. در عوض يك گاز منبسط شده داغ فقط در يك رنگ خاص يا چند طول موج خاص نور مي‌تاباند كه به‌شكل خطوط روشن و باريكي در طيف گرفنه شده از آن نمايان مي‌شوند (زمينه بقيه طيف تاريك است). اگر نمونه‌اي از همين گاز اما به‌صورت سرد را در راه نور يك چشمه تابان كه طيفي پيوسته در تمام طول‌موج‌ها دارد قرار دهيم، در طيفِ پيوسته نورِ تابان، خطوط جذبي تاريكي (در همان طول موجي كه خطوط نشري اين گاز را ديديم) ايجاد مي‌كند.
در سال ۱۸۹۵ ماهيت اين جريان مشخص شده بود، درواقع ما سطح نسبتاً چگال و داغ را از بين جوّ سرد و رقيق كه بين راه تابش قرار گرفته مشاهده مي‌كنيم و اين را از خطوط تاريك طيف خورشيد متوجه شديم. آنها حاصل جذب نور سطح خورشيد در جوّ آن هستند. درحقيقت دانشمندان موفق به‌بررسي خورشيد در آزمايشگاه‌هاي روي زمين شدند. تمام عناصر با پيوندهاي شيميايي متفاوت و در دماهاي متفاوت خطوط طيفي مخصوص به‌خود را دارند و اين خطوط مانند اثر انگشت منحصربه‌فردند.
آنها نه‌فقط بيانگر اتم‌ها و ملكول‌هاي تشكيل دهنده مواد هستند، بلكه مشخص‌كننده شرايط فيزيكي موجود در آن محيط (ازجمله دماي محيط) نيز هستند.
هنگامي كه منجمان اين ابزار متشكل از منشور و شكاف (طيف‌سنج) را بر تلسكوپ خود سوار كردند موفق به‌مشاهده اين خطوط طيفي در نور ستارگان نيز شدند و اين يكي از باورنكردني‌ترين پيشرفت‌هاي نجومي قرن نوزدهم بوده است. سال‌ها اخترشناسان بر اين باور بودند كه چگونگه تكامل و تشكيل ستاردگان، وراي ادراك بشر است. اما حالا ساختار خورشيد و ستارگان فقط با مقايسه خطوط طيفي مشاهده شده در تلسكوپ با خطوط جذبي مشاهده شده در آزمايشگاه‌هاي روي زمين به‌دست مي‌آيند. و بدين‌سان اخترفيزيك نوين متولد شد.




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
(H-R) نمودار هرتسپرونگ - راسل




طبقه‌بندي طيف ستارگان

آنجلوسچي، نخستين شخصي بود كه به‌صورت جِدّي دست به‌طبقه‌بندي طيف ستارگان زد. او كه يك كشيش اخترشناس بود، در دهه ۱۸۶۰ با بررسي طيف صدها ستاره به‌صورت بصري از پشت تلسكوپي مجهز به‌طيف‌سنج، طيف ستارگان را در ۵ دسته اصلي قرار داد كه با پُرنورترين ستاره در هر دسته شناخته مي‌شدند. به‌عنوان مثال ستارگان يك دسته كه داراي طيفي شبيه ستاره شباهنگ يا شِعراي يماني بودند كه مملو از خطوط جذبي مربوط به‌اتم‌هاي هيدروژن است، به‌نام رده شباهنگ نامگذاري مي‌شدند. اما دسته‌بندي اصلي و پايه‌گذار رده‌هاي طيفي امروز در رصدخانه‌ دانشگاه‌ هاروارد انجام شده است. در سال ۱۸۸۶ ادوارد سي.‌پيكْرينگ كه كارمند اين رصدخانه بود با استفاده از عكاسي به‌دسته‌بندي طيف هزاران ستاره پرداخت. مجموعه‌اي از فعالان در رصدخانه هاروارد نيز او را ياري مي‌كردند. دسته‌بندي آنها به‌اين صورت بود كه به‌ترتيب حروف از A تا G ستارگان را از ساده‌ترين طيف تا پيچيده‌ترين آنها دسته‌بندي مي‌كردند. اما به‌زودي روش طبقه‌بندي طبيعي بهتري در بين اين طيف‌ها آشكار شد. اين گروه با تركيب و آرايش دوباره رده‌بندي‌هاي پيشين متوجه شدند كه مي‌توان طيف‌هاي شبيه به‌هم را در يك رشته پيوسته قرار داد. هر رشته حاوي ستارگان با رنگ‌ها و دماهاي مختلف‌اند كه از ستارگان داغ آبي-‌سفيد در انتهاي اين رشته تا ستارگان نارنجي- قرمز در طرف ديگر آن تشكيل مي‌شوند. اما هنوز براي علامتگذاري دوباره حروف خيلي زود بود. وقتي تمام ابهامات برطرف شد، اين طبقه‌بندي از داغ‌ترين ستاره تا سردترين به‌صورت

O B A F G K M
تدوين شد.
رده طيفي ستارگان آبي را «اولي» و ستارگان سردِ قرمز را «آخري» مي‌ناميم. اين اصطلاحات كه برپايه يك تصور نادرست (ستارگان با روند ساده‌اي با گذر سرد مي‌شوند و رنگشان از آبي تا سرخ تغيير مي‌كند) استوار است. اما هنوز كاربرد دارد. هركدام از اين رده‌هاي طيفي مي‌توانند به‌قسمت‌هاي كوچكتري تقسيم شوند، آني‌جِي كانُن هر رده طيفي را به‌زيررده‌هايي از o تا ۹ تقسيم كرد. مثلاً طيفي كه بين Go و Ko استاندارد قرار مي‌گرفت را ۵G ناميد.
با استفاده از اين رَويِه، كانن سرپرستي رده‌بندي ۳۰۰ و ۳۲۵ طيف ثبت شده بر روي عكس‌هاي ميدان ديد باز را برعهده گرفت كه نتيجه اين دسته‌بندي فهرست هِنري دِريپِر (HD) و پيوسته فهرست او (HDE) بود كه براي نخستين بار در سال ۱۹۱۸ به‌چاپ رسيد و تاكنون نيز يكي از منابع اصلي باقي مانده است. هنري راسل براي به‌خاطر سپردن رده‌هاي طيفي، جمله راهنمايي را ارائه كرد كه تمام حروف رده‌هاي طيفي در اول هريك از كلمات اين جمله بودند:
“Ok Be A Fine Girl Kiss Me.”
انتخاب جمله يادآوري اين طيف‌ها به‌دست شماست. مثلاً مي‌توانيد از جملة بداهه ساخته شده بابك امين‌تفرشي در كلاس‌هاي درس او استفاده كنيد:
« او بيا اي فندق گِرد كوچك من! »
كشف اجرام بسيار كم‌نور و قرمز (از كوچكترين كوتوله‌هاي قرمز سرد گرفته تا كوتوله‌هاي قهوه‌ايي كه در مرز ستاره و سياره قرارمي‌گيرند) باعث شده است كه اخيراً دو رده طيفي جديد بعد از حرف M در طبقه‌بندي طيفي ستارگان به‌كار گرفته شود.
از بين حروف باقي‌مانده به‌كار برده نشده در پارامترهاي نجومي، حروف L و T براي اين رده‌هاي طيفي انتخاب شدند (دليل پيچيده و خاص ديگري هم براي اين انتخاب وجود نداشت).
O B A F G K M L T
رده‌هاي طيفي ديگري نيز به‌طور موازي به‌رده‌هاي طيفي قديمي اضافه شدند ولي نتوانستند خود را با رده‌بندي كلاسيك گفته شده تطبيق دهند.
به‌عنوان مثال رده طيفي لما براي ستارگان ولف-‌رايه (Wolf-Rayet) تقريباً مشابه آبي‌ترين و داغ‌ترين ستارگان رده O هستند، اما خطوط نشري بسيار قوي نيتروژن (WN) ، كربن و اكسيژن (WC) دارند يا هيچ‌كدام از اين دو را ندارند كه ستارگان (WR) را نمايان مي‌سازند. خطوط نشري بيانگر وجود لايه‌اي ضخيم از گاز داغ در اطراف اين‌گونه ستاره‌هاست. اين‌طور به‌نظر مي‌آيد كه ستاردگان رده لما، ليه هيدروژن اطراف خود را به‌خارج دميده باشند و از اين‌رو لايه‌هاي داغ مواد زيرين اين ستارگان آشكار شده‌اند.
ستارگان بسيار پير و غول سرخ انتهاي رشته نيز مقدار زيادي كربن را در طيف خود نشان مي‌دهند. آنها به‌ستاره‌هاي R و N معروف‌اند كه دانشمندان گونه ادغام شده اين دو را “C” مي‌نامند.
ستاره‌هاي كربني به‌علت سرخي بيش از حدّي كه دارند، با يك نگاه كوتاه با تلسكوپ، قابل شناسايي‌اند. نمونه درخشان اين‌گونه در آسمان پاييز ستاره ۱۹-حوت (TX -حوت) در شكل حلقه‌مانند يكي از دو شاخه صورت فلكي حوت با رده طيفي ۵C مي‌درخشد.
خطوط جذبي بارز اين گروه، خطوط روي هم افتاده مربوط به‌پيوندهاي كربن ۲C ، CN وCH است كه انتهاي آبي طيف را تاريك مي‌كنند. به‌بيان ديگر جوّ ستارگان كربني همانند يك صافي قرمز عمل مي‌كند. برعكس در بررسي طيف نشري آن(به‌جاي جذبي) اين نوار طيفي با خطوطي آبي‌رنگ شناسايي مي‌شود. اين ملكول‌ها (كه باعث قرمزيِ رنگِ ستاره‌هاي كربني مي‌شود) در طيف جذبي دنباله‌دارها نيز وجود دارند كه سبب درخشش طيف نشري دنباله‌دارها در رنگ آبي-‌سبز هستند. درواقع جوّ ستاره‌هاي رده C چنان از كوره گرمابخش مركزي ستاره دور شده‌اند و دمايشان چنان كم شده كه امكان پيوند بين اتم‌ها و ايجاد ملكول‌هاي خاص ميسر شده است.
رده طيفي نادر S نيز معمولاً شامل غول‌هاي سرخ مي‌شود. اين گروه موازي رده طيفي M قرار مي‌گيرد اما خطوط اكسيد تيتانيومي كه در ستاره‌هاي M مشاهده مي‌شود را ندارند. به‌جاي آن طيف اين‌گونه داراي آثاري مربوط به‌اكسيد زيركونيم و اكسيد لانتانيم هستند.
سياره‌هاي احتمالي منظومه‌هاي S ستاره‌هاي با بادهاي قوي ستاره‌اي متشكل از تركيبات شيميايي عجيب و غريبي روبه‌رو مي‌شوند كه سطح اين كُرات را پوشيده از سنگ‌هاي آغشته به‌تركيبات عنصر زيركونيم مي‌كند.
غول‌ها و كوتوله‌ها
ستاره‌هاي با رده طيفي مشابه نيز در همه موارد خطوط جذبي كاملاً مشابه يكديگر ندارند. در بعضي از ستاره‌ها خطوط، باريك و واضح‌اند و در بعضي ديگر به‌علت عوامل مختلف، اين خطوط پهن مي‌شوند. در رأس اين عوامل، تأثير فشار جوّ ستاره است. تغييرات فشار در جوّ ستاره سبب تغيير شدت شعاع‌هاي خطوط حساس به‌فشار مي‌شود. يادآور مي‌شويم كه فشار جوّي يك ستاره بيان‌كننده ميزان گرانش در سطح آن است. بنابراين با درنظر گرفتن اين عامل مي‌توان اندازه ستاره را نيز تخمين زد. خطوط باريك نشان‌دهنده اين هستند كه ستاره موردنظر بسيار پهناور و بادكرده است و جوّ آن رقيق است و در فاصله نسبتاً زيادي از مركز گرانش ستاره قرار گرفته است. در فهرست هنري دريپر رده‌هاي طيفي داراي پيشوندهايي چون d براي كوتوله‌ها (dwarf)، S براي غول‌ها و C براي اَبَرغول‌ها است.
اين حروف هم‌اكنون نيز مورد استفاده قرار مي‌گيرند، اما در سال ۱۹۴۱ اين حروف را ويليام مُرگان و فيليپ كنان با علامت‌هايي كه جزييات بيشتري از ستاره را بيان مي‌كردند عوض كردند. اين روش جديد (روش MK) با تغييراتي كم هنوز هم روش استاندارد طبقه‌بندي ستاره‌هاست. در اين روش ستاره‌ها نسبت به‌درخشندگي‌شان با اعداد رومي علامتگذاري شده‌اند. به‌اين صورت كه شماره I براي اَبَرغول‌ها (معمولاً به‌ترتيب كم‌شدن درخشندگي كلي به‌چهار زيردستهO به‌ترتيب Iab, Ia, Ia و Ib تقسيم مي‌شوند). II براي غول‌هاي درخشان، III براي غول‌هاي معمولي، IV براي غول‌هاي كوچك، V براي ستاره‌هاي متوسط و كوتوله‌هاي درون رشته اصلي (اين گروه در تصوير پايين مشخص نشده‌اند) و نيز VI براي كوتوله‌هاي كوچك به‌كار مي‌روند.
وقتي كه اين خصوصيات پشتِ سرِ هم و در نموداري كشيده شوند، نمودار حاصل، نمودار H-R يا هِرتْسْپرونگ-‌راسِل ناميده مي‌شود. اين نمودار از آغاز پيدايش خود يعني در سال ۱۹۱۱ ابزار علمي بي‌مانندي در اخترفيزيك بوده است.
بيشتر ستاره‌ها باتوجه به‌جرم و سنّ‌شان در يك منطقه مشخص و رشته‌مانندي از نمودار H-R قرارمي‌گيرند. بيشتر ستارگان درست بعد از تولد، در رشته اصلي جاي مي‌‌گيرند. ستاره‌هاي اين رشته وضعيت پايداري دارند و درخشندگي‌شان تغييرات شديدي در بازه‌هاي كوتاه‌مدت ندارد. اين دوراني است كه ستاره بيشتر طول زندگي خود را در آن حالت سپري مي‌كند. ستارگان پُرجرم در قسمت‌هاي آبي و داغ در رشته اصلي نور افشاني مي‌كنند. اين ستارگان سوخت هسته‌اي خود را فقط در چند ميليون سال آغاز حيات به‌پايان مي‌رسانند. اما ستارگاني با جرم كمتر مانند ستارگان زرد، نارنجي، كوتوله‌هاي سرخ كه در بخش پايين و سمت راست رشته اصلي قرار مي‌گيرند ميلياردها سال طول مي‌كشد تا اين دوران زندگي خود را به‌پايان برسانند.
هنگامي كه ذخيره هيدروژن هسته يك ستاره رو به‌تمام شدن مي‌گذارد، ستاره از رشته اصلي خارج مي‌شود و به‌قسمت بالاي سمت راست نمودار يعني محل غول‌هاي سرخ و اَبَرغول‌ها مي‌رود. ستارگاني كه آغاز تولد خود را با بيشتر از هشت برابر جرم خورشيد شروع كرده‌اند، دوران تكامل خود را در مراحل پيچيده‌تري و در خارج از رشته‌هاي مختلف درون نمودار مي‌گذرانند تا انرژي خود را به‌مصرف برسانند. اين‌گونه ستارگان در پايان عمر خود به‌صورت اَبَرنواختر منفجر مي‌شوند. غول‌هايي با جرم كمتر از اين گروه در آخر عمر خود به‌طرف پايين سمت چپ نمودار حركت مي‌كنند و به‌كوتوله‌هاي سفيد مبدل مي‌شوند.
خورشيد تا حدود ۸ ميليارد سال ديگر به‌اين نقطه از جدول مي‌رسد.
استثناها
طيف، اين نوار جادويي حتي مي‌تواند مطالبي بيش از آنچه گفته شد را نيز نمايان كند. حروف جدول زير براي بيان حالات ويژه ستارگان در ادامه رده طيفي آنها استفاده مي‌شوند. جدول زير بخشي از اين حروف را نشان مي‌دهد:
برخي از كدهاي طيفي ويژه عبارتند از :
Comp : طيف تركيبي كه دو رده طيفي در يكديگر آميخته شده‌اند و ممكن است نشانگر ستاره دوتايي طيفي باشد كه از يكديگر تفكيك نشده‌اند.
e : نشانگر خطوط نشري در طيف است (معمولاً مربوط به‌هيدروژن)
m :
داراي خطوط طيفي قوي غيرعادي فلزات (عناصر به‌غير از هيدروژن و هليم) است كه براي ستاره‌اي كه گونه طيفي آن مشخص شده است به‌كار مي‌رود. اين خاصه معمولاً در ستاره‌هاي رده طيفي A ديده مي‌شود.
n : نشان‌دهنده خطوط جذبي پهن و محو كه حاصل سرعت زياد چرخش ستاره است.
nn : خطوط جذبي بسيار پهني كه حاصل سرعت بسيار زياد چرخش ستاره است و طيف آن ديده مي‌شود.
p : خاصيت ويژه غيرقابل تشخيص كه معمولاً در مورد گونه طيفي A كاربرد دارد كه به‌طور غيرعادي داراي خطوط قوي فلزات هستند (مربوط به‌ستارگان Am).
s : نشانگر خطوط بسيار باريك و واضح جذبي
sh : ستاره داراي پوسته است (ستاره‌هاي B تا F رشته اصلي كه داراي خطوط نشري تابش شده از يك پوسته گازي خارجي‌اند).
Var : گونه طيفي متغير
WL : خطوط ضعيف (ستاره‌هاي پير و كم‌فلز) مي‌توان شناسه عناصري را كه خطوط غيرعادي قوي در طيف ستاره ايجاد مي‌كنند را نيز در ادامه رده طيفي اضافه كرد. براي مثال ستاره اپسيلون-دب‌اكبر ستاره‌اي از رده AoPIV:(CrEU) است كه در آن خطوط قوي كروميوم و يوروپيوم ديده مي‌شود و نيز دو نقطه نشان دهنده عدم اطمينان در عدد رومي مربوط به‌درخشندگي آن يعني IV است.
ريزه‌كاري‌هاي مربوط به‌تعيين دقيق رده طيفي در بين آماتورها چندان رواج ندارد. بعضي از رصدگران ادعا مي‌كنند كه قادر هستند رده طيفي ستارگان را با استفاده از مشاهده رنگ آنها در چشمي با دقت خوبي تعيين كنند. هرچند كه رنگ عامل بسيار تعيين‌كننده در رده‌هاي طيفي اوليه (داغ‌تر) يعني تا ۵K است (البته تا هنگامي كه سرخي حاصل از غبار بينْ‌ستاره‌اي در آن اثر نداشته باشد). اما عامل رنگ در ستاره‌هاي گونه‌هاي طيفي K تا m چندان تعيين كننده نيستند. چون آنها همه سرخ‌اند.
مثلاً با مقايسه ته‌رنگ مربوط به اِبطُ‌الجوزا (ستاره درخشان شانه شكارچي) كه از رده طيفي Iab۲M و دَبَران (ستاره پُرنور ثور) با رده طيفي III۵K، هيچ‌گاه نمي‌توان به‌صورت بصري اين اختلاف را تشخيص داد. به‌علاوه كوتوله‌هايي با رده‌هاي طيفي G، K و M به‌سرخي غول‌ها و اَبَرغول‌هاي اين رده نيستند. با كمي تقريب هميشه مي‌توان ستاره‌هاي يك رده طيفي و يا نيمي از يك رده طيفي را با يكديگر همرنگ به‌حساب آورد.
تفاوت بين طيف‌ها فراتر از تفاوت در تركيبات شيميايي واقعي ستاره است. ستاره رده طيفي A ممكن است به‌نظر آيد كه كاملاً از هيدروژن تشكيل شده است و نيز ستاره‌اي از رده طيفي K فقط داراي رد پايي از هيدروژن در بين خطوط فلزات باشد. ولي ستارگان A و K درواقع از يك تركيب تشكيل شده‌اند.
تفاوت اتم‌ها و يون‌هاي متفاوت فقط در دماهاي متفاوت در طيف اين ستارگان آشكار مي‌شود. حتي ستارگان كربني نيز عمدتاً از هيدروژن و هلیوم ساخته شده‌اند. آمار مقدار واقعي هر عنصر را فقط در درون ستاره مي‌توان اندازه‌گيري كرد. بسيار دشوار است كه خطوط معين در يك طيف ديده شده را با طيف پيش‌بيني شده از آن كه با نظريه‌هاي اتمي بسط داده شده است مقايسه كنيم.
در قرن بيستم بيشتر پژوهش‌ها مربوط به‌طيف مرئي ستارگان بود. اما دهه‌هاي اخير با وارد شدن آشكارسازهاي طول‌موج‌هاي غيرمرئي و ديگر پيشرفت‌هاي هيجان‌انگيز اخترشناسي توجه به‌طيف نورمرئي كم‌تر شده است. با اين‌حال هنوز هم طيف‌سنجي نورمرئي سنگِ بناي اخترشناسي نوين به‌حساب مي‌آيد.

برگرفته از : skyandtelescope.com

[ghazal_ak]

تكامل ستاره ها

چرخه زندگي ستارگان از سه الگوي عمومي پيروي مي كند. هر كدام از اين الگوها به جرم ستاره بستگي دارد.


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


بر این اساس ستارگان به سه دسته تقسيم مي شوند.


1- ستارگان با جرم هاي بالا كه بيش از هشت برابر جرم خورشيد، جرم دارند.
2- ستارگان با جرم متوسط كه نيم تا هشت برابر جرم خورشيد, جرم دارند. این گروه شامل خورشيد است. 3- ستارگان با جرم پايين, با جرمی كمتر از يك دهم تا نيم جرم خورشيد. اشيايي با كمتر از 1/0 جرم خورشيد به قدر كافي نيروي جاذبه دارند تا دماي هسته اي لازم براي همجوشي هسته اي را توليد كنند.


چرخه هاي زندگي ستارگان تنها, ساده تر از چرخه زندگي ستارگان دوتايي يا بيشتر است.


ستارگان با جرم متوسط مثل خورشيد


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
خورشید یک ستاره نوع G2VD, یک ستاره کوتوله زرد و یک ستاره سکانس اصلی ست.

ابري كه در نهايت به ستاره ای با جرم متوسط منتهي مي شود, حدود 100000 سال طول مي كشد تا به ستاره اولیه یا پروتوستار تبديل شود. به عنوان يك ستاره اولیه دماي سطح آن حدود 4000 كلوين است. درخشش ستاره به جرم ستاره اولیه بستگی دارد که ممكن است به چند برابرتا چند هزار برابر درخشش ستاره اي مثل خورشيد هم برسد.



ستارگان با جرم بالا


این ستارگان به سرعت شكل مي گيرند و طول عمر كوتاه تري دارند. يك ستاره با جرم بالا در طول حدود 10000 تا 100000 سال از يك ستاره اولیه شكل مي گيرد.


ستارگان با جرم بالا موقعي كه در سكانس اصلي هستند داغ و آبي هستند. آنها 1000 تا يك ميليون برابر خورشيد درخشندگي دارند و شعاع آنها ده برابر شعاع خورشيد است. آنها به قدري درخشانند كه حتي از فاصله اي زیاد قابل مشاهده هستند و بنابراين خيلي شناخته شده اند.


طبقه بندی ستارگان


در يك نوع از طبقه بندي, ستارگان بر اساس عناصري كه جذب مي كنند و نیز دمايشان طبقه بندي مي شوند. براين اساس هفت نوع اصلي از ستارگان وجود دارند. اين ستارگان به ترتيب كاهش دما عبارتند از: O ، B ، A ، F ، G ، K و M.


طبقه بندی در دياگرام هرتزپرانگ- راسل


در اين دياگرام ستارگاني كه در نوك دياگرام هستند روشن ترين ستارگان هستند. نقاطي كه تاريك ترين ستارگان هستند به طرف كف قرار می گیرند. اين نقاط در گروه هايي قرار می گیرند كه با انواع مختلف ستارگان سازگارند. اين دياگرام نموداری ست كه رنگ ستارگان (نوع طيفي يا دماي سطح) و درخشش آنها را نشان مي دهد. ستاره شناسان روي اين دياگرام رنگ ستارگان، دما، درخشش، نوع طيف و مرحله تكاملي شان را نشان مي دهند. اين دياگرام نشان مي دهد كه سه نوع مختلف از ستارگان وجود دارد:


بيشتر ستارگان كه شامل خورشيد هم مي شود، از ستارگان زنجيره يا سكانس اصلي هستند كه سوختشان با همجوشي هسته اي –در همجوشی هسته ای هيدروژن به هليوم تبديل مي شود- تأمين مي گردد. براي همین این ستاره ها داغ تر و روشن تر هستند. اين ستاره ها در اين دوره در با ثبات ترين زمان زندگی شان به سر مي برند. اين سکانس معمولاً حدود پنج ميليارد سال طول مي كشد.


هنگامي كه ستارگان در آستانه مرگ قرار می گیرند، تبدیل به غول هاي بسيار بزرگي مي شوند(بالاتر از ستارگان درسكانس اصلي). اين ستارگان ذخيره هيدروژنشان ته كشيده و خيلي پيرند. در حالی كه لايه هاي خارجي تر آنها گسترش پيدا مي كند، هسته شان منقبض مي شود. این ستارگان در نهايت منفجر خواهند شد (با از دست دادن جرم به يك نبولا ي سياره اي يا سوپرنوا تبديل مي شوند) و سپس به كوتوله هاي سفيد، ستارگان نوتروني يا سياهچاله ها (باز هم به خاطر از دست دادن جرم) تبديل مي شوند.


ستارگان كوچك تر (مثل خورشيد ما) در نهايت به كوتوله سفيد ضعيفی تبديل مي شوند(ستارگان داغ، سفيد و تاريك) كه زير سكانس يا ترتيب اصلي هستند. اينها ستارگان داغ منقبضي هستند كه سوخت هسته ايشان را از دست داده اند و در نهايت به كوتوله هاي سرد، تاريك و سياه تبدیل خواهند شد.


طبقه هاي طيفي در دیاگرام هرتزپرانگ-راسل



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]






زير نوع یا زیر گروه (subtypes)


در داخل هر نوع از ستاره سانان ستاره هايي هستند که بر اساس موقعيتشان در داخل مقياس در زيرطبقه هايي (از صفر تا نه) جا مي گيرند.



ادامه دارد....

[ghazal_ak]

طبقه هاي درخشان يرك: ( به وسيله ويليام ويلسون و فيليپ كينان ارایه شد).


اين طبقه بندي به عنوان سيستم طبقه بندي MKشناخته مي شود. در اين سيستم بزرگ ترين و روشن ترين طبقات, پايين ترين شماره هاي طبقه بندي را دارند. از آنجايي كه دما هم روي درخشش يك ستاره اثر مي گذارد، ستارگان با طبقات درخشندگی مختلف مي توانند همدیگر را بپوشانند. براي مثال "اسپيكا" يك ستاره طبقه V, درخشش خالص 2/3- دارد. اما "پولوكس" يك ستاره طبقه IIIکه تاريك تر است، درخشش خالص 7/0 دارد.


درخشش, روشني كامل يك ستاره (يا كهكشان) است.درخشش ستاره مقدار كامل انرژي ای ست كه يك ستاره هر ثانيه تابش مي كند (شامل همه طول موج هاي تابشي الکترومغناطيسي).


در طبقه بندي يرك ستارگان مطابق با پهناي خطوط طيفيشان به صورت گروه هايي نام گذاري مي شوند. این طبقه بندی بین گروه هاي ستارگان بر اساس دما، تفاوت هاي درخشش و اندازه هايشان (بسيار عظيم، عظيم الجثه، ستارگان سكانس اصلي و زير كوتوله ها) تفاوت مي گذارد.




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]







ستارگان سكانس اصلي - ستارگان جوان


نام اين ستارگان از يك بخش دياگرام H-Rمي آيد. ستارگان سكانس اصلي نوار مركزي ستارگان روي دياگرام هرتزپرانگ- راسل هستند. بيشتر ستارگان (حدود 90 درصد) ستارگان در سكانس اصلي هستند. انرژي اين ستارگان از همجوشي هسته اي تأمین می شود، یعنی آنها هيدروژن را به هليوم تبديل مي كنند. در اين دوره ستاره طولانی ترین بخش زندگيش را به عنوان يك توليد كننده انرژي از همجوشي هيدروژن آغاز مي كند. هر ستاره اي- با هر جرمي- كه همه انرژيش را از همجوشي هيدروژن در هسته اش تأمین کند, ستاره ای در سكانس اصلي ست. مدت زماني را كه ستاره در اين دوره مي گذراند به جرمش بستگي دارد. يك ستاره بزرگ تر زودتر هيدروژن هسته اش را به مصرف می رساند و بنابراين دوره كوتاه تري در سكانس اصلي باقی مي ماند. يك ستاره با جرم متوسط مثل خورشيد ميلياردها سال در دوره سکانس اصلی باقي مي ماند. هرکدام از ستارگان سکانس اصلی كه داغ تر هستند، درخشان تر هم هستند. خورشيد که ستاره سكانس اصلي ست یک نمونه است.


ستارگان كوتوله


ستارگان كوتوله, ستارگان نسبتاً كوچكي هستند. این ستارگان بيش از 20 برابر بزرگ تر از خورشيد هستند و تا 20000 برابر نیز از آن روشن تر هستند. خورشيد ما يك ستاره كوتوله است.


كوتوله زرد


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

كوتوله هاي زرد ستارگان كوچك سكانس اصلي هستند. خورشيد كوتوله زرد است.




كوتوله قرمز


يك كوتوله قرمز سكانس اصلي، بسيار صاف، سرد و كوچك است و دماي سطحش زير حدود 4000 كلوين است. كوتوله هاي قرمز معمولي ترين نوع ستاره ها هستند. "پروكسيما سنتوري" يك كوتوله قرمز است.


ستارگان غول آسا و بسيار غول آسا - ستارگان بزرگ، قديمي


غول هاي قرمز


موقعي كه در هسته يك ستاره با جرم متوسط همه هيدروژن به هليوم همجوشي پيدا مي كند، وضع ستاره به سرعت تغيير مي كند. چون ستاره نمي تواند انرژي همجوشي بيشتري توليد كند، جاذبه فوراً ماده را خرد و له مي كند. در نتيجه فشار به سرعت هسته و منطقه اطراف آن را گرم مي كند. دما به قدري زياد مي شود كه همجوشي هسته اي در يك پوسته باريك در حول هسته شروع مي شود. این همجوشي حتي انرژي بيشتري از همجوشي هيدروژن در هسته توليد مي كند. انرژي اضافي بر خلاف جهت لايه هاي خارجي تر ستاره كشيده مي شود و بنابراين ستاره به ميزان بي رويه اي گسترش پيدا مي كند.


هنگامي كه ستاره گسترش پيدا مي كند، لايه هاي خارجي سردتر مي شوند. بنابراين ستاره قرمزتر مي شود و به خاطر اين كه منطقه سطح ستاره به میزان زیادی گسترش پيدا مي كند، ستاره روشن تر هم مي شود. ستاره حالا غول قرمز است.


يك غول قرمز ستاره اي نسبتاً قديمي ست كه قطرش حدود 100 برابر بزرگ تر از آني ست كه از اول بوده و سردتر شده است (دماي سطحش زير 6500 كلوين است). این ستاره ها به شكل متناوب رنگشان نارنجي مي شود. بتلگئوس ((Betelgeuse يك غول قرمز است. جرم آن صد برابر جرم خورشيد است و حدود 14000 برابر روشن تر از خورشيد است و حدود 600 سال نوري از زمين فاصله دارد.


غول هاي آبي


يك غول آبي ستاره ای آبي، خيلي داغ و بسيار بزرگ است. اين ستاره يك ستاره سكانس اصلي ست كه هليوم مي سوزاند.


بسيار غول آساها


يك بسیار غول آسا (supergiant) بزرگ ترين نوع ستاره شناخته شده است. بعضي از آنها تقريباً به بزرگي منظومه شمسي ما هستند. بتلگئوس و ريگال از بسيار غول آساها هستند. اين ستارگان نادرند. موقعي كه بسيار غول آساها مي ميرند، سوپرنوا و سياهچاله مي شوند.


ادامه دارد...

[ghazal_ak]

ستارگان صاف و در نهايت مرده


كوتوله سفيد


همجوشي در هسته كوتوله هاي سفيد پايان يافته است. ستاره شناسان در گذشته بر اساس مطالعاتی که با تلسکوپ های ابتدایی انجام می دادند, پوسته هاي کوتوله های سفید را سحاب ها يا نبولاهاي سياره اي می ناميدند و امروزه هم ستاره شناسان همین نام را به آنها می دهند. نبولا اسم لاتين براي ابر است.


بعد از اينكه ابر سياره اي كم كم از ديد محو شد، هسته باقيمانده به عنوان ستاره كوتوله سفيد شناخته مي شود. اين نوع ستاره بيشتر از كربن و اكسيژن تشكيل شده. دماي داخلي آن حدود 100000 كلوين است.


كوتوله سفيد يك ستاره داغ، بسيار متراكم و كوچك است كه بيشتر از كربن تشكيل شده. اين ستارگان, بقایای ستاره های غول آساي قرمز وقتی لايه هاي خارجي شان را از دست مي دهند, هستند. کوتوله های سفید تقریباً به اندازه زمين هستند (اما به ميزان وحشتناكي سنگين تر)! آنها در نهايت گرمايشان را از دست مي دهند و به يك كوتوله سياه تاريك سرد تبديل مي شوند. خورشيد ما روزي به يك كوتوله سفيد تبديل مي شود و سپس يك كوتوله سياه مي شود.


كوتوله قهوه اي


كوتوله قهوه اي ستاره اي ست كه جرمش به اندازه اي كوچك است كه همجوشي هسته اي نمی تواند در هسته اش رخ دهد (دما و فشار در هسته اش براي همجوشي ناكافي ست). يك كوتوله قهوه اي خيلي درخشان و تابناك نيست. معمولاً جرمي معادل 10 به توان 28 تا 84 ضربدر 10 به توان 28 دارد.


كوتوله سياه


چون يك ستاره كوتوله سفيد هيچ سوختي ندارد تا همجوشي در آن انجام شود، بعد از ميلياردها سال به آهستگي سردتر و سردتر مي شود و در نهايت به كوتوله سياه تبديل مي شود. کوتوله سیاه به قدري ضعیف است كه دیگر دیده نمي شود. يك كوتوله سياه پايان چرخه زندگي ستاره ای با جرم متوسط است.


سوپرنوا


سوپر نوا يك ستاره در حال انفجار است كه قبل از اين كه به تدريج از ديد محو شود، مي تواند ميلياردها بار روشن تر از خورشيد شود. بالا ترين حد روشني ستاره، انفجار آن است كه ممكن است يك كهكشان كامل را تحت الشعاع قرار دهد. انفجار, ابر بزرگی از گرد و غبار و گاز را به داخل فضا پرتاب مي كند. جرم مواد پرتاب شده ممكن است ده برابر جرم خورشيد باشد.


ستاره شناسان دو نوع سوپر نو را تشخيص مي دهند. نوع يك و نوع دو.


ستاره نوتروني


بعد از اين كه انفجار سوپرنوای نوع دو رخ مي دهد، هسته باقي مي ماند. اگر هسته كمتر از حدود سه تای جرم خورشيد جرم داشته باشد، به يك ستاره نوتروني تبديل مي شود. این شیء تقريباً به طور كامل از نوترون تشكيل شده. ستاره نوتروني يك ستاره فوق متراكم و خيلي كوچك است كه بيشتر از نوترون هاي كيپ هم قرار گرفته تشکیل شده و يك جو باريك از هيدروژن دارد. قطر آن حدود 10-5 مايل يا 16-5 كيلومتر است و تراكم نسبيش 10 به توان 15 گرم بر سانتي متر مكعب است.





اختر تپنده pulsar


يك پولسار, ستاره ای نوتروني ست كه با سرعت مي چرخد و در ضربان هایش انرژي خارج مي كند.


ستارگان دوگانه يا بيناري


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


ستاره دوگانه


ستاره های دوگانه دو ستاره هستند كه در آسمان نزديك به هم ظاهر مي شوند. بعضي دوگانه هاي (دو ستاره



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


كه اطراف همديگر مي گردند) حقيقي هستند، ديگران فقط از زمين به نظر می رسد که با هم ظاهر مي شوند چون هر دو در یک خط يا تيررس ديد ما هستند.


ستاره های دوگانه


ستاره دوگانه يك سيستم متشکل از دو ستاره است كه اطراف يك مركز جرمي معمولي قرار دارند. حدود هفتاد درصد از همه ستارگان در يك گروه دست كم دو ستاره اي هستند.


دوگانه كسوفي


دوگانه كسوفي دو ستاره نزديك به هم است در حالی كه به نظر مي رسد ستاره ای واحد است كه فقط روشناييش تغییر می کند. تفاوت در روشنايي به خاطر این است که ستارگان به طور دوره اي همديگر را مي پوشانند و تاريك مي كنند يا روشنايي هم را زياد مي كنند.


ستاره دوگانه اشعه ايكس


ستاره دوگانه اشعه ايكس نوع مخصوصي از ستاره دوگانه است. در این دوگانه يكي از ستارگان يك شيء در خود واژگون شده مثل كوتوله سفيد، ستاره نوتروني يا سياهچاله است. در این حالت از ستاره معمولي باريكه اي از ماده به داخل ستاره واژگون شده مي زند و اشعه ايكس توليد مي كند.


ستاره های متفاوت- ستارگاني كه درخشش متفاوت دارند:


ستارگان ناپايدار Cepheid


ناپايدارهای سفید Cepheid ستارگاني هستند كه به طور مرتب اندازه و روشنايی شان تغيير مي كند. هنگامي كه اندازه ستاره بزرگ می شود، روشنايي اش كاهش مي يابد. سپس واژگوني رخ مي دهد. ناپايدارهاي سفید ممكن است به طور دايم درحال تغيير باشند. پس و پيش رفتن يا تغيير كردن دايم ممكن است يك فاز بي ثباتی ستاره باشد كه ستاره در حال عبور از آن است. پولاريس و دلتا سفي مثال هايي از ناپایدارهای سفید هستند.


ستاره متفاوت ميرا mira



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]






ستاره ناپايدار ميرا يك ستاره تغيير پذير است كه چرخه روشنايي و اندازه اش دوره طولاني تری ست و تعداد ماه های بیشتری دارد. ناپايدارهاي ميرا بعد از اين به این نام نامگذاري شدند كه تفاوت هایشان در سال 1596 كشف شد.

[h2006]

مراحل مرگ ستاره


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

ستاره‌ای رو به مرگ ، مانند خورشید در هم فرو می‌رود تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این مرحله ، ستاره به "]کوتوله سفیدتبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.
ستاره نوترونی
اگر جرم ستاره‌ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گزارد و متوقف نمی‌شود، آن قدر فرو ریزش ادامه می‌یابد که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر می‌رسد. در این نقطه ستاره گلوله‌ای است چگال از ذرات هسته‌ای که آن راستاره نوترونیمی‌نامند. یک فنجان از ماده آن یک میلیون میلیون تن وزن دارد. برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش تابشهایی در طول موج رادیویی گسیل می‌کنند، این گونه ستاره‌های نوترونی ، تپ اختر (پولسار) نام دارد. در قلب سحابی خرچنگ، تپ اختری وجود دارد که سی بار به دور خود می‌چرخد.


مرگ ستاره نوترونی
یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد. ستاره رو به مرگ ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود به‌صورت یک ابر نواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمامکهکشانهاپیشی می‌گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی پدید می‌آید. جرم ستارگان نوترونی نمی‌تواند بیشتر از دو برابر جرم خورشید باشد.

یک ستاره رو به مرگ مثلا با جرم ده برابر جرم خورشید ، چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می‌گیرد که هیچ نیرویی نمی‌تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره‌ای منقبض می‌شود (رمبش ستاره)، به اندازه حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر ازسرعت نور می‌رسد.

[Pouriaqazvin]

مقدمه

ستارگان متولد می‌شوند، میلیونها یا میلیاردها سال می‌درخشند و سپس می‌میرند. هر ستاره چرخه حیات چند مرحله‌ای دارد که در خلال آنها اندازه و دمایش شدیدا تغییر می‌کند. جرم هر ستاره (میزان ماده موجود در ستاره) تعیین کننده اصلی درازای عمر ستاره و نحوه تکامل آن می‌باشد. هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، در واکنشهای هسته‌ای گازهایش را سریعتر می‌سوزاند و زودتر می‌میرد. پر جرمترین ستارگان برای چند میلیون سال دوام می‌آورند. آنهایی که جرم کمتری دارند، می‌توانند تا دهها میلیارد سال بدرخشند.


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف ، جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند مقداری از ماده خویش را مصرف می‌کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. اختر فیزیکدانان بر این باورند، که در بعضی کهکشانها، از جمله کهکشان راه شیری، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که ، پژوهشگران اظهار می‌دارند که تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.
نحوه تشکیل ستاره

گوی آتشین موردنظر در نظریه انفجار بزرگ حاوی%86"هیدروژن و هلیوم[ بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها، پروتونها[ ، [نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیهاشکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.
جمعیت ستارگان

پس از مهبانگ ، ماده جهان از نقطه انفجار در تمام جهات به خارج پاشیده شد. ناپایداریهای مختلف باعث ناهمگنی در مواد اولیه شده و نیروی سخت ثقل ، سطوح چگالتر را به شروعهای [کهکشانها کشاند. در میان کهکشانها ، ناپایداریهای دیگری موجب بوجود آمدن ابرهای بزرگی از H و He برای شروع انعقاد در ستارگان گردید. با نزدیکتر شدن ماده به طرف مرکز ثقل ستاره پروتونی (Proton Star) گرما حاصل شده است. سرانجام ، دانسیته ماده به اندازه کافی بالا رفته و دماهای بسیار زیاد برای شروع گداخت جهت تولید انرژی ستارگان بدست آمده است.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نسل اول ستارگان

اولین نسل ستارگان تشکیل شده به نام ستارگان جمعیت III خوانده می‌شوند. آنها بسیار سنگین و اساسا حاوی He ، H و دارای عمرهای نسبتا کوتاه هستند. واکنشهای هسته‌ای که در این ستارگان انجام گرفت، عناصر جدیدی را بوجود می‌آورد که در نتیجه سوخت لازم برای سنتز هسته‌ای در نسلهای بعدی ستارگان تأمین گردد. در حال حاضر از ستارگان جمعیت III در کهکشان ما ، وجود ندارد.
نسل دوم ستارگان

نسل بعدی ستارگان تشکیل شده تحت عنوان ستارگان جمعیت II ، مشابه حالت ستارگان جمعیت III ولی به مواد متفاوت حیات خود را شروع کردند. بجای فقط He و H ، ستارگان جمعیت II همچنین دارای تقریبا یک درصد عناصر سنگینتر مانند [کربن[/URL] و []اکسیژن[/URL] بودند.
نسل سوم ستارگان

نسل سوم ستارگان به نام جمعیت I دارای 5 - 2 درصد عناصر سنگینتر از He و H هستند. ["]خورشید[/URL] ، مثالی از یک ستاره جمعیت I است.
تکامل یک ستاره

گفتیم که تکامل تدریجی یک ستاره بستگی به ترکیب اولیه آن ستاره و جرم مواد آن دارد. خورشید ما ، ستاره‌ای زرد و نسبتا با جرم کم ، به عنوان مرجع است. یک ستاره ، در طی مدت زیادی از عمر خود در ترتیب اصلی قرار می‌گیرد. برای یک ستاره با جرم خورشید ، این مدت تقریبا 10 میلیارد سال است. ستاره‌های با جرم کمتر مدت زیادتری در آن قرار می‌گیرند، چرا که آنها سوخت هسته‌ای خود را با میزان و سرعت کمتری می‌سوزانند. ستارگان با جرم بسیار بالا سریعتر تکامل پیدا می‌کنند. ستاره ای با جرم تقریبا 20 برابر جرم خورشید ، تنها به مدت چند میلیون سال در ترتیب اصلی قرار می‌گیرد.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
کوتوله سیاه



کوتوله‌های سفید ستاره‌هایی هستند که تدریجا خنک شده ، روشنایی آنها کمتر شده و به آرامی می‌میرند. ستاره‌هایی سفید که به آخر عمر خود نزدیک می‌شوند، از ترتیب اصلی به سمت ناحیه غولهای سرخ حرکت می‌کنند و پس از این فاز ، سرنوشت ستاره بستگی به جرم اولیه آن دارد. ستاره‌های با جرمهای پایینتر (کمتر از 4/1 برابر جرم خورشیدی) کوتوله‌های سفید (White dwarfs) را تشکیل می‌دهند. ستاره‌های سنگینتر سرنوشتی متفاوت و تماشایی‌تر دارند. بجای سرد شدن آرام ، آنها به صورت یک [نواخت یا [ابر نواختر منفجر می‌شوند. قلب ستاره که پس از انفجار باقی می‌ماند یا به صورت یک ستاره نوترونی (برای ستارگان با اجرام 3 - 1.4 برابر جرم خورشید یا بیشتر) ظاهر می‌گردد.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
مرگ ستارگان

سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشی است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی] و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته‌ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابر نواختری در ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.

[ghazal_ak]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

ستاره‌های نوترونی محتوی چگال‌ترین ماده‌ی قابل مشاهده در عالم هستند. این ستارگان جرمی بیس از جرم موجود در خورشید را در کره‌ای به اندازه‌ی یک شهر جای می‌دهند٬ بدین معنا که چند فنجان از ماده‌ی آن‌ها از کوه اورست پرجرم‌تر است. برای مطالعه‌ی این که ماده را تا چه حد می‌توان در طبیعت فشرد، اختر شناسان از این ستارگان به عنوان آزمایشگاه‌های طبیعی استفاده می‌کنند.
«سودیپ باتاچاریا»(Sudip Bhattacharyya) از مرکز فضایی گودارد ناسا و دانشگاه مریلند می‌گوید:" می‌توان ذراتی نظیر کوارک را در مرکز ستارگان نوترونی یافت ولی ایجاد آن ها در آزمایشگاه غیر ممکن است. بنا بر این تنها راه موجود برای شناخت آن‌ها ٬شناخت بهتر ستاره‌های نوترونی است."
دانشمندان در برخورد با این معما باید قطر و جرم ستاره‌های نوترونی را به دقت اندازه گیری کنند. اختر شناسان در دو مطالعه‌ی همزمان، یکی با همکاری آژانس فضایی اروپا، رصدخانه ی پرتو ایکس «اکس ام ام-نیوتن»( XMM-Newton) و دیگری رصدخانه‌ی پرتو ایکس ژاپن و ناسا، «سوزاکو»( Suzaku)، در این راه، قدم بزرگی به جلو برداشته‌اند.
تصویری هنرمندانه از ديسك داغ در حال چرخش حول ستاره‌اي نوتروني. گاز بخش درونی دیسک با سرعتي معادل چهل درصد سرعت نور در اطراف ستاره‌ي نوتروني مي‌چرخد. دانشمندان با بررسی حرکت این گاز قطر ستاره‌ی نوترونی را اندازه گیری می‌کنند.
باتاچاریا و همکارش «تاد استرومایر» (Tod Strohmayer)، با استفاده از XMM-Newton سیستم دوتایی 1X- مار ( 1Serpens X-) را رصد کردند. این سیستم شامل یک ستاره‌ی نوترونی و یک ستاره‌ی همدم است. آنها خط طیفی اتم‌های آهن داغ را مشاهده کردند که در اطراف ستاره‌ي نوتروني با سرعتی معادل ۴۰ درصد سرعت نور در حال چرخش هستند. رصد خانه‌هاي پرتو ايكس پيشين، خطوط طيفي آهن را در اطراف ستاره‌هاي نوتروني نمايان ساخته اما فاقد حساسيت لازم براي اندازه‌گيري جزييات شكل خطوط بودند.
به كمك آينه‌هاي بزرگ XMM-Newton ، باتاچاريا و استروماير دريافتند كه سرعت بسيار زياد گاز باعث پهن شدگي نامتقارن خطوط طيفي آهن شده است كه به علت اثر دوپلر و اثرات پرتو افكني پيش بيني شده در نظريه‌ي نسبيت خاص انيشتين باعث اعوجاج این خط طیفی مي‌شود. خمیدگی فضا-زمان به وسیله‌ی گرانش قوي ستاره‌ي نوتروني٬ بر طبق نظريه‌ي نسبيت عام انيشتين٬ خط طيفي آهن ستاره‌ي نوتروني را به طول موج‌هاي بزرگ‌تر انتقال مي‌دهد.
به گفته‌ی استرومایر: "ما این خطوط نامتقارن را در اطراف بسیاری از سیاه چاله‌ها مشاهده کرده‌ایم ولی این اولین مورد برای ستاره‌های نوترونی محسوب می‌شود و نشان می‌دهد که چگونگی شتاب گرفتن مواد در اطراف ستاره‌های نوترونی تفاوت بسیاری با یک سیاه چاله ندارد و این خود ابزاری جدید برای بررسی نظریه‌ي اینشتین است."
گروهی به رهبری «ادوارد ککت»(Edward Cackett) و «جان میلر»(Jon Miller) از دانشگاه میشیگان، به همراه باتاچاریا و استرومایر، از قابلیت‌های طیف سنجی بالای تلسکوپ سوزاکو برای بررسی سه ستاره‌ی نوترونی که هر یک عضوی از یک مجموعه ی دوتایی هستند٬ استفاده کردند. یکی از این سه دوتایی همان 1X- مار بود و نتایج بررسی خطوط طیفی آهن مشابهت زیادی با نتایج رصد XMM-Newton داشت. در اطراف دو سیستم دیگر نیز خطوط آهنی مشابه با 1X- مار وجود داشت.
ککت می‌گوید:" ما فقط گاز در حال چرخش بیرون سطح ستاره‌ی نوترونی را مشاهده می‌کنیم و از آنجا که بخش درونی دیسک تنها تا سطح ستاره‌ی نوترونی ادامه پیدا می‌کند، این اندازه گیری‌ها اندازه‌ی قطر ستاره ی نوترونی را به ما می‌دهد. طبق بررسی ما٬ قطر یک ستاره‌ی نوترونی نمی‌تواند بیشتر از ۲۹ تا ۳۱ کیلومتر باشد و این با روش‌های دیگر اندازه گیری مطابقت دارد." میلر می‌افزاید:" اکنون ما با مشاهده‌ی خط طیفي آهن نسبیتی در اطراف سه ستاره‌ی نوترونی، شیوه‌ی جدیدی را براي اندازه گیری قطر آن‌ها پيدا کرده‌ایم. اندازه گیری جرم و قطر ستاره‌ی نوترونی بسیار مشکل است بنابراین ما به روش‌های متعددی برای دست یابی به این هدف نیازمندیم." فیزیک‌دانان با دانستن جرم و اندازه‌ی یک ستاره ی نوترونی می‌توانند فشردگی یا معادله‌ی حالت ماده‌ی فشرده شده را درون این اشیای بیش از حد چگال توضیح دهند. اختر شناسان در استفاده‌ای دیگر از خطوط طیفی آهن صرف نظر از آزمودن نظریه نسبیت عام اینشتین، می‌توانند شرایط بخش درونی قرص برافزایشی اطراف ستاره‌ی نوترونی را بررسی کنند.


منبع: astronomy.com

[ghazal_ak]

هیچ می دانستید که بسیاری از ستارگان نیز مثل آدمها به طور خانوادگی زندگی می کنند؟! بعضی ها به صورت یک زوج خوشبخت، بعضی ها سه تایی یا حتی چهار تایی هستند! البته تجمع های گروهی هم دارند، که به آنها خوشه های ستاره ای گویند.
در یک سیستم چند تایی ستارگان به طور فیزیکی به هم مرتبط می شوند. یعنی تحت تأثیر جاذبه ی متقابل ناشی از گرانش که بین آنها وجود دارد، به هم مرتبط می شوند و دور هم می گردند. درست مثل نیروی جاذبه ای که بین ماه و زمین و یا سیارات و خورشید وجود دارد. اکثر ستاره هایی که در نزدیکی خورشید قرار دارند، دارای سیستم های چندتایی هستند. البته خورشید ما یک ستاره ی منفرد است ولی به عوض دارای یک منظومه ی سیاره ای جمع و جور و زیباست.

]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
مجموعه ی چهارتایی ذوزنقه در دل سحابی جبار


ستارگان دوتایی، خود، انواع مختلف دارند که در اینجا تعدادی از آنها را معرفی می کنیم:

1. دوتایی های ظاهری: این ستارگان اصلا دوتایی نیستند! بلکه فقط دوتایی به نظر می رسند. مثلاً دو ستاره ی معروف در صورت فلکی دب اکبر وجود دارد، به نامهای «عِناق» و «سُها»، که بسیار به هم نزدیک به نظر می رسند. ولی در واقع هیچ نسبتی با هم ندارند و تنها از دید ما در یک خط دید قرار گرفته اند.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
موقعیت عناق و سها در دب اکبر



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
عناق و سها از نزدیک

2. دوتایی های مرئی: اینها دوتایی های واقعی هستند و بوسیله ی پیوند گرانشی بینشان به دور هم می گردند. این دوتایی ها با تلسکوپ قابل رؤیت هستند. بعضی ها را مثل بتا- دجاجة با تلسکوپهای کوچک نیز می توان دید. وبعضی ها هم به تلسکوپهای قدرتمند نیاز دارند. سرعت گردش ظاهری اینها خیلی کم است و یک دوره گردش قرنها طول می کشد.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
چند نمونه از ستارگان دوتایی مرئی




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دوتایی بتا-دجاجة؛ زیباتری زوج آسمانی، با درخشش طلایی و فیروزه ای در صورت فلکی دجاجة


3. دوتایی های گرفتی: این دوتایی ها برعکس دوتایی های مرئی خیلی به هم نزدیک اند و با تلسکوپ نمی توان آنها را از هم تفکیک کرد. پس چگونه آنها را می بینند؟ در واقع صفحه ی گردش مداری این نوع از دوتایی ها به گونه ایست که در هر دور گردش، یکی از ستاره ها - مثل خورشید گرفتگی - جلوی دیگری را می گیرد و مانع رسیدن نور آن به ما می شود، در نتیجه ما نمی توانیم نور یکی از ستاره ها را ببینیم و نور کل، کم و زیاد می شود. ما از روی آهنگ کم و زیاد شدن نور ستاره می فهمیم که آن در حقیقت دو ستاره است، که یکی در حال گردش به دور دیگری است.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نمودار تغییر نورانیت ظاهری یک دوتایی گرفتی

4. دوتایی های طیفی: بعضی دوتایی ها بقدری به هم نزدیک اند که امکان تفکیک آنها بوسیله ی قوی ترین تلسکوپ ها هم نیست. در این زمان می توان از روش طیف سنجی استفاده کرد. بدین ترتیب که زمانی که یکی از دو ستاره در حال چرخش، به سمت ما حرکت می کند، رنگش به علت اثر دوپلر به آبی متمایل می شود، و ستاره ی دیگر در مسیر چرخش در حال دور شدن از ما است و رنگش به سمت قرمز متمایل می گردد، به اصطلاح طیفش دچار انتقال به قرمز می شود. پس از نیم دور، همین اتفاق به صورت برعکس روی می دهد.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دوتایی های گرفتی و تغییرات طیفی به علت اثر دوپلر


تألیف:

بخش نجوم - دانش و فناوری سایت تبیان

[مرتضی nvcd]

فهرست مقالات تاپیک زندگی ستارگان :

لطفا از دادن پست تشکر و پرسیدن سوال در این تاپیک خوداری کنید


زندگی ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
زندگی ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
ستاره چیست ؟ ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
ستاره نوتروني ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
دوتايي ها ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])-----------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
رنگ و اندازه ستاره ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])--------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
انقباض و متلاشی شده ستاره ای ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) -----------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
چرخش كهكشاني ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) --------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]چرخش.pdf)
زندگی ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])-----------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
عمر ستارگان رشته اصلي ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) -------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]عمر%20ستارگان%20رشته%20اصلي.pdf)
زندگی ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])-----------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
تولد تا مرگ ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
رده‌هاي طيفي ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])---------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
انواع ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])-------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
طبقه بندی ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) -------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

ستارگان صاف و در نهايت مرده ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) --------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

مرگ ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) -------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

تکامل ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])-----------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

روشی برای شناخت ستاره نوترونی ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])--------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

زندگی خانوادگی ستارگان ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

[ghazal_ak]

اخترشناسان بر اين باورند كه ستارگان درون ابرهايي از گاز در حال رمبش هيدروژن به وجود مي آيند. اين گاز به طور عمده از مولكول هاي هيدروژن تشكيل شده است. هر مولكول هيدروژن از دو اتم هيدروژن متصل به هم به وجود مي آيد. ديدن اين ابرها بسيار دشوار است، زيرا جو زمين بخش عمده نور گسيل شده از آن را جذب مي كند. با اين همه گاز ديگري به نام كربن منواكسيد هميشه وجود دارد كه مي توان به سادگي آن را از زمين مشاهده كرد. اخترشناسان راديواخترشناسي بنياد ماكس پلانك نقشه دقيقي از اين منطقه تشكيل ستارگان در كهكشان آندرومدا تهيه كرده‌ند.
ستارگان چگونه به وجود آمدند؟ اين يكي از مهمترين پرسش هاي اخترشناسي است. مي دانيم كه فرآيند تشكيل ستاره ها در ابرهاي گازي سرد كه دمايشان كمتر از oc ۲۲۰- (k ۵ ) است، روي مي دهد. فقط در چنين منطقه هايي با گازهاي چگال است كه گرانش مي تواند به رمبش و تشكيل ستارگان منجر شود. ابرهاي گازي سرد كهكشان ها به طور عمده از مولكول هاي هيدروژن يا H2 تشكيل شده اند. (مولكول هاي هيدروژن از دو اتم هيدروژن متصل به هم به وجود مي آيند.) اين مولكول ها يك خط طيفي در محدوده زير قرمز طيف منتشر مي كنند كه به وسيله تلسكوپ هاي زميني نمي توان آن را مشاهده كرد، زيرا جو زمين اين تابش را جذب مي كند. بنابراين اخترشناسان مولكول ديگري را بررسي مي كنند كه هميشه همراه H2 است. اين مولكول كربن منواكسيد ( CO ) است. خط طيفي شديد CO در طول موج mm ۲ ‎ /۶ را مي توان به وسيله راديوتلسكوپ هاي زميني مستقر در مكان هاي مناسب جوي مشاهده كرد. كوهستان هاي مرتفع و خشك صحراها يا قطب جنوب براي اين منظور مناسب است. وجود كربن منواكسيد در فضاي كيهاني نشاني است بر وضعيت مطلوب براي تشكيل ستارگان و سياره هاي جديد.
پژوهش هاي مربوط به توزيع كربن منواكسيد در كهكشان راه شيري ما مدت هاي زيادي انجام شده است. اخترشناسان مقدار زيادي گاز سرد يافته اند كه براي تشكيل ستاره طي ميليون ها سال آينده كفايت مي كند. اما هنوز پرسش هاي بسياري بدون پاسخ مانده است، براي مثال چگونه اين مولكول هاي گاز كه ماده خام تشكيل ستاره است، به وجود آمده اند. آيا اين ماده خام در مراحل ابتدايي تشكيل كهكشان ها به وجود مي آيد؟ آيا اين ماده خام از گازهاي اتمي داغ به وجود مي آيد؟ آيا ابرهاي مولكولي خود به خود مي رمبند يا لازم است كه از بيرون كاري صورت گيرد تا آن را ناپايدار كند و باعث رمبش شود؟ از آنجايي كه خورشيد در صفحه راه شيري واقع است، به دست آوردن بينشي از فرآيندهاي انجام شده در كهكشان ما بسيار دشوار است. نگاه از «بيرون» در اين مورد كمك خوبي است و به همين دليل نگاهي به همسايه كيهاني ما مي تواند بسيار مفيد باشد.
كهكشان آندرومدا كه آن را با نام M31 نيز مي شناسند، منظومه اي از ميلياردها ستاره است كه به كهكشان راه شيري ما شباهت دارد. فاصله M31 از ما فقط ۵/۲ ميليون سال نوري است و نزديكترين كهكشان مارپيچ محسوب مي شود. پهناي اين كهكشان در آسمان حدود ۵ درجه است و مي توان آن را با چشم غيرمسلح هم ديد كه به صورت ابر كمرنگي مشاهده مي شود. بررسي اين همسايه كيهاني به ما كمك مي كند فرآيندهاي انجام شده در كهكشان خودمان را درك كنيم.
در سال ۱۹۹۵ گروهي از اخترشناسان راديواخترشناسي ميلي متري ( IRAM ) و گروهي از بخش راديواخترشناسي موسسه ماكس پلانك ( MPIfR ) طرح بلندپروازانه نقشه برداري از كل كهكشان آندرومدا در خط طيفي كربن منواكسيد را آغاز كردند. ابزاري كه در اين طرح به كار رفت، راديوتلسكوپ ۳۰ متري IRAM بود كه در پيكو وله تا (۲۹۷۰ متر) در نزديكي گراناداي اسپانيا مستقر است. با توجه به قدرت تفكيك زاويه اي ۲۳ ثانيه قوسي (در فركانس مشاهده اي ۱۱۵ GH2 و طول موج mm ۲ ‎ /۶) ۵/۱ ميليون مكان مجزا و منفرد بايد اندازه گيري مي شد. براي تسريع فرآيند مشاهده، از شيوه جديدي براي اندازه گيري استفاده شد. راديوتلسكوپ در اين شيوه به جاي مشاهده جداگانه هر موقعيت، اطلاعات را به طور پيوسته از تمام كهكشان جمع آوري مي كند. اين شيوه رصد كه «در حركت» ( on the fly ) ناميده مي شود، به طور اختصاصي براي طرح M31 ابداع شد كه امروزه روشي استاندارد نه فقط در راديوتلسكوپ پيكو وله تا بلكه در ديگر راديوتلسكوپ هايي است كه در طول موج هاي ميلي متري رصد مي كنند.
براي هر مكان مشاهده شده در M31 فقط يك مقدار براي شدت CO ثبت نشد، بلكه به طور همزمان ۲۵۶ مقدار به دست آمد كه پهناي باند آن ۲/۰ درصد طول موج مركزي ۶/۲ ميلي متري است. بنابراين كل اطلاعات رصدي مجموعه اي ۴۰۰ ميليوني را به وجود آورد! مكان دقيق خط CO در طيف، اطلاعاتي در مورد سرعت گاز سرد به ما مي دهد. اگر گاز به سمت ما حركت كند، خط به سمت طول موج هاي كوتاه تر مي رود. هنگامي كه منبع از ما دور مي شود، جابه جايي به سمت طول موج هاي بزرگتر روي مي دهد. اين پديده كه اثر داپلر نام دارد، همان پديده اي است كه هنگام آژير كشيدن آمبولانسي كه به سمت ما مي آيد، يا از ما دور مي شود به وقوع مي پيوندد. در اخترشناسي با استفاده از اثر داپلر حركت ابرهاي گاز را بررسي مي كنند. حتي در مواردي كه ابرهايي با سرعت هاي متفاوت در خط واحدي مشاهده مي شوند، تمايز آنها امكان پذير است. اگر خط طيفي پهن باشد، يا ابر در حال انبساط است، يا ابرشامل چندين بخش است كه هر كدام سرعت متفاوتي دارند.
اين رصدها در سال ۲۰۰۱ به پايان رسيد. با توجه به بيش از ۸۰۰ ساعت كار تلسكوپ اين طرح يكي از بزرگترين طرح هايي است كه به وسيله تلسكوپ هاي IRAM يا MPIfR انجام شده است. پس از پردازش و تحليل كامل مقدار زيادي از اطلاعات، توزيع كامل گاز سرد در M31 منتشر شد. (شكل بالا سمت چپ)
خط CO در طيف گاز سرد M31 در جاي مناسبي واقع شده و بررسي ساختار بازوي مارپيچ را امكان پذير مي سازد. بازوهاي مارپيچ مجزا در فاصله ۲۵ هزار تا ۴۰ هزار سال نوري از مركز آندرومدا واقع شده اند كه بيشتر ستاره ها در اين منطقه تشكيل مي شوند. در منطقه مركزي كه ستارگان پير متمركز شده اند، خط هاي CO بسيار ضعيف ترند. با توجه به شيب زياد M31 نسبت به خط ديد (حدود ۷۸ درجه) بازوهاي مارپيچ حلقه بيضوي بزرگي را مي سازند. در حقيقت مدت هاي زيادي به اشتباه آندرومدا را كهكشاني حلقوي در نظر مي گرفتند.
نقشه سرعت گازها (شكل زير) شبيه به عكس يك حلقه آتش است. در يك سمت (در بخش پايين، چپ) گاز CO با سرعت حدود ۵۰۰ كيلومتر بر ثانيه به سمت ما حركت مي كند (بخش آبي) اما در سمت ديگر (بالا، راست) با سرعت ۱۰۰ كيلومتر بر ثانيه (قرمز) حركت مي كند. از آنجايي كه كهكشان آندرومدا با سرعت ۳۰۰ كيلومتر بر ثانيه به سمت ما حركت مي كند، حدود دو ميليارد سال ديگر از كهكشان راه شيري كاملاً عبور مي كند. علاوه بر آن M31 با سرعت حدود ۲۰۰ كيلومتر حول محور اصلي مي گردد. از آنجايي كه ابرهاي داخلي CO مسير كوتاه تري نسبت به ابرهاي بيروني را مي پيمايند، مي توانند سبقت بگيرند. اين پديده به ساختار مارپيچ منجر مي شود.چگالي گازهاي مولكولي سرد در بازوهاي مارپيچ بيشتر از چگالي گازها بين اين بازوها است، اما گازهاي اتمي به طور يكنواخت تري توزيع شده است. اين پديده بيانگر آن است كه گازهاي مولكولي از گازهاي اتمي موجود در بازوهاي مارپيچ به ويژه در حلقه هاي باريك تشكيل ستاره به وجود آمده است. منشاء اين حلقه هنوز نامعلوم است. شايد گاز موجود در حلقه موادي باشد كه هنوز براي تشكيل ستارگان استفاده نشده است، شايد هم ميدان مغناطيسي M31 موجب تشكيل ستارگان در بازوهاي مارپيچ شود. رصدهاي انجام شده با تلسكوپ افلسبرگ ( Effelsberg ) نشان داد كه ميدان مغناطيسي از همان بازوهاي مارپيچ ديده شده در CO تبعيت مي كند.حلقه تشكيل ستارگان (ناحيه تولد) در كهكشان راه شيري ما از ۱۰ تا ۲۰ هزار سال نوري از مركز كهكشان وسعت دارد كه از منطقه مشابه M31 كوچكتر است. اما به رغم آن، مولكول هاي گاز راه شيري ۱۰ برابر بيشتر است. با توجه به اينكه سن كهكشان ها برابر است، بازدهي كهكشان راه شيري نسبت به مواد اوليه اش بيشتر است. از طرف ديگر تعداد زياد ستارگان پير در مركز M31 بيانگر آن است كه سرعت تشكيل ستارگان در گذشته بسيار بيشتر از زمان حال بوده. از اين رو بيشتر گازها پيش از اين مصرف شده اند. نقش جديد CO نشان مي دهد كه فرآيند تشكيل ستارگان در آندرومدا در گذشته بسيار كارآمد بود. شايد ميلياردها سال پس از اين، كهكشان راه شيري ما به وضعيت فعلي آندرومدا شبيه شود.
منبع:
[[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]]

[ghazal_ak]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]





مقدمه

از روی رصدهای قدیمی معلوم شده است که نورانیت پاره‌ای از ستارگان ثابت نیست، بلکه در فواصل منظم زمانی کم و زیاد می‌شود. در بسیاری از حالات توضیح علت این تغییر نورانیت به این ترتیب می‌شود که این ستاره‌ها ، عملا مزدوج هستند و دو کوکب سازنده این مجموعه در سطحی متوازی با امتداد رؤیت قرار دارند. واضح است در چنین حالتی یکی از دو کوکب مجموعه گاه به گاه در مقابل دیگری واقع می‌شود و این کسوفهای مکرر جزئی کوکبی که پنهان می‌شود، سبب کاهش شدت نور می‌شود. ولی مشاهده دقیق آسمان نشان می‌دهد که ستاره‌های متغیر دیگری نیز موجود است، که با این فرض نمی‌توان علت تغییر نورانیت آنها را بیان کرد.

در این دسته ستارگان که معمولا به نام متغیرهای قیفاووس نامیده می‌شوند (از آن جهت که اولین نمونه تحقیق شده آنها در صورت فلکی قیفاووس بوده است)، تغییر نورانیت بسیار شبه آونگی و آهنگدار نوسانات نور در این دسته از ستارگان این فکر را ایجاد کرده که بایستی قطر چنین کواکبی میان حد بالا و حد پایین حالت ضربان و تپش منظمی داشته باشد و کم و زیاد شود. مشاهده اثر دوپلر دو خطوط طیفی متغیرهای قیفاووسی عملا ثابت کرده است که این ستارگان به اصطلاح نفس می‌زنند، یعنی قشرهای سطحی آنها به شکل منظم و متناوب بالا و پایین می‌رود.

توجه به این مطلب کمال اهمیت را دارد که در مجموعه‌های متغیر کسوفی غالبا کواکب سازنده مجموعه از دسته ستارگان متعلق به رشته اصلی هستند، در صورتی که نمود ضربان انحصارا در میان غولهای سرخ قابل مشاهده است. ستاره‌های تپنده (یا ضربان دار) گروه مشخصی را می سازند و در نمودار راسل نوار باریکی را در قسمتن فوقانی ناحیه‌ای که معمولا محل قرار گرغتن ستاره‌های سرد و رقیق است اشتغال می‌کنند.




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]





نظریه‌های مربوط به ستاره‌های تپنده

نظریه ریاضی مربوط به ضربان کره گازی نخستین بار بوسیله ادنیگتون بیان شده است و بوسیله این نظریه ارتباط میان دوره ضربان متغیر قیفاووسی از یک طرف و بزرگی هندسی و جرم ستاره از طرف دیگر آشکار می‌شود. قانون تپش ستاره‌ها کاملا با قانونی که بر نوسانات آهنگدار پیانو یا ویولون حکومت می‌کند، شباهت دارد. در این آلات موسیقی ارتفاع صوت (یا عده نوسانات) اصولا وابسته به درازای و همچنین جرم (کلفتی و نازکی) تاری است که مرتعش می‌شود. تار درازتر صوتی می‌دهد که از صوت کوتاهتر بهتر است، و اگر دو تار دارای یک طول باشند آنکه سنگینتر (کلفتر) است، صوت بمتری خواهد داشت.

دوره ضربان و تپش ستارگان گازی نیز به وجه مشابهی با ازدیاد حجم و جرم کوتاهتر می‌شود. از نظریه ادنیگتون چنان برمی‌آید که دوره ضربان درست با ریشه دوم چگالی متوسط نسبت معکوس دارد. بدان سان که هر چه جرم ستاره کمتر باشد، ضربان آن کندتر می‌شود. و چون معلوم شده که در خانواده غولهای سرخ ، چگالی متوسط با زیاد شدن جرم و نورانیت تنزل می‌کند، چنان نتیجه می‌گیریم که ستاره‌های سنگینتر و درخشنده‌تر باید دوره ضربان طولانیتری داشته باشند. این رابطه که نخستین بار بوسیله ه. شیپلی (H. Shapley) منجم هاروارد ، بنابر معلومات رصدی مقرر گردید، در علم نجوم اهمیت فراوان دارد.




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]





سه گروه ستاره تپنده

تحقیق مفصلتر درباره عده زیادی از ستاره‌های تپنده به این نتیجه رسیده است که همه اندازه‌های مختلف دوره ضربان به یک نسبت و فراوانی دیده نمی‌شود، و این گونه ستاره‌ها را از روی دوره ضربانشان به سه گروه تقسیم کرد.

گروه اول

متغیرهای کوتاه مدت که دوره نوسان نورانیت در اینها میان شش ساعت و یک روز است.

گروه دوم

ستارگان معدودی نیز هستند که دوره ضربانشان میان یک روز و یک هفته است، ولی عده بیشتر آنها است که برای یک ضربان کامل مدتی وقت میان یک تا سه هفته صرف می‌کنند. این گروه مشتمل است بر خود ستاره معروف δ قیفاووس و ستارگانی که در این گروه قرار دارند و معمولا به نام قیفاووسهای متعارفی (یا هنجاری) نامیده می‌شوند.

گروه سوم

این گروه عده کثیری از ستاره‌های تپنده را شامل می‌شود که دوره ضربان آنها حوالی یک سال است. این متغیرهای دراز مدت را به نام متغیرهای اعجوبه قیطسی یا میراستی (Mira Geti) می‌نامند و این به مناسبت اسم ستاره میراستی (میرا یعنی شگفت انگیز) است که در صورت فلکی قیطس قرار دارد و نماینده این گروه به شمار می‌رود.

علت تپش

چرا ستاره‌ها می‌تپند و مخصوصا چرا این خاصیت تپش و ضربان تنها در ناحیه باریکی از نمودار راسل دیده می‌شود؟ البته علل زیادی می‌تواند سبب شود که ستاره گازی از حالت تعادل خارج شود. گذشتن دو ستاره از نزدیگ یکدیگر یا انفجار تصادفی کوچکی در داخل کوکب ممکن است به آسانی سبب چنین امری بشود. ولی اگر علت این باشد، در آن صورت باید میزبان یک نمود تصادفی شود و به یک طبقه خاص از ستارگان در نمودار راسل منحصر نماید. کوچکی ناحیه‌ای که ستارگان تپنده را شامل می‌شود دلیل بر آن است که در اینجا سر و کار ما با شرایط خاصی است که تنها یک بار در تمام دوران تکامل حیاتی هر کوکب حادث می‌شود.

ضربان ستاره ، نتیجه تصادفی است که میان نیروهای مولد انرژی هسته‌ای و نیروهای مولد انرژی ثقلی در مرکز ستاره صورت می‌گیرد. مقدار انرژی آزاد شده در فعل و انفعالات حرارتی هسته و مقدار انرژی آزاد شده در نتیجه انقباض ثقلی جرم کوکب تقریبا از لحاظ اندازه با یکدیگر برابر است. بنابراین می‌توان گفت که در این حالت ستارگان نمی‌دانند، از دو راه تولید انرژی ، انتخاب کدام یک بهتر است و میان این دو امکان حالت نوسانی دارند، ولی این نظریه جالب توجه از راهها و روشهای دیگر نیز باید تایید شود.

منبع: دانشنامه

[مهدی زین الدین]

بزرگترین و درخشنده‌ترین ستاره شناخته شده جهان در سحابی پیستول و در فاصله 2500 سال نوری زمین در جهت کهکشان ساگیتاریوس قرار دارد.
تصور بر این است که این ستاره 100 برابر بزرگتر و 10 میلیون بار درخشنده‌تر از خورشید باشد. جرم خورشید 2 ضربدر 1027 تُن است یعنی 2 با 27 صفر در برابر آن و 333000 بار بیشتر از جرم کره زمین.
این ستاره درخشان احتمالا در ابتدای پیدایشش جرمی 200 بار بیشتر از خورشید داشته است. اما در طول زمان به به سرعت بیشتر جرمش را از دست داده است.
در حقیقت این ستاره درخشان آن قدر قدرت دارد که دو پوسته گازی معادل جرم چندین برابر منظومه شمسی را از خود خارج کرده است. بزرگترین این غلاف‌ها انقدر بزرگ است (4 سال نوری) که می‌تواند از خورشید ما تا نزدیک‌ترین ستاره به آن گسترش یابد.
این ستاره علیرغم فاصله بسیار زیادش از ما در صورت نبود غبار کیهانی بین آن و کره زمین منظره‌ای درخشان در آسمان می‌داشت.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[مهدی زین الدین]

تولد تا مرگ ستارگان........

خورشيد و اغلب ستارگان ديگر از گاز و ماده اي گاز مانند و بسيار داغ به نام پلاسما تشكيل شده اند. با اينحال برخي از ستارگان نيز كه كوتوله هاي سفيد و ستاره هاي نوتروني ناميده مي شوند تركيبي از بسته هاي محكم اتمي يا ذرات تشكيل دهنده اتم مي باشند. اين گونه ستارگان از هر چيزي كه در زمين يافت مي شود، چگالتر و متراكمترند.

ستاره ها در ابعاد گوناگوني وجود دارند. شعاع خورشيد 695.500 كيلومتر است. ستاره شناسان خورشيد را جزء ستارگان كوچك مي دانند چرا كه ديگر انواع ستارگان بسيار از خورشيد ما بزرگترند. شعاع گونه اي از ستارگان كه به آنها ستارگان ابر غول مي گويند، 1000برابر شعاع خورشيد است. كوچكترين نوع ستارگان، ستارگان نوتروني هستند كه شعاع برخي از آنها تنها 10 كيلومتر است.

در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه هاي دوتايي هستند. دوتايي يك جفت ستاره است كه دو عضو آن دور يكديگر در چرخشند. خورشيد جزء اين ستارگان نيست اما نزديكترين ستاره به خورشيد كه پروكسيما سنتوري (قنطورس) نام دارد جزء يك مجموعه چند ستاره ايست كه آلفا سنتوري A و آلفا سنتوري B شامل آن مي شوند. فاصله خورشيد تا پروكسيما بيش از 40 تريليون كيلومتر معادل 2/4 سال نوريست. ................بقیه در پست بعدی

[مهدی زین الدین]

ستاره ها در گروههايي به نام كهكشان گرد هم جمع آمده اند. تلسكوپها تا كنون كهكشانهايي را در فاصله 12 بيليون تا 16 بيليون سال نوري نشان داده اند. خورشيد در كهكشان راه شيري قرار گرفته است و يكي از 100 بيليون ستاره ايست كه در آن مي باشد. در جهان بيش از 100 بيليون كهكشان وجود دارد و تعداد ستاره هاي هر كدام به طور متوسط 100 بيليون مي باشد. بنابراين بيش از 10 بيليون تريليون ستاره در كائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبي با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه كنيم، البته بدون كمك تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، تنها 3000 ستاره خواهيم ديد.
ستارگان نيز مانند ما انسانها دوره حيات دارند. آنها متولد مي شوند، دوراني را سپري مي كنند و در نهايت مي ميرند. خورشيد حدود 6/4 بيليون سال پيش متولد شد و تا بيش از 5 بيليون سال ديگر عمر خواهد كرد. سپس شروع به بزرگ شدن مي كند تا اينكه به يك غول سرخ تبديل شود. در اواخر عمر خود، لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهد و هسته باقيمانده كه كوتوله سفيد خوانده مي شود، تدريجا نور خود را از دست خواهد داد تا اينكه به يك كوتوله سياه تبديل گردد.
ستاره هاي ديگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپري خواهند كرد. برخي از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمي گذارند. به جاي آن مستقيما وارد مرحله كوتوله سفيد و سپس كوتوله سياه مي شوند. درصد كمي از ستارگان نيز در پايان عمر خود دچار يك انفجار مهيب به نام ابر نواختر مي شوند.

[مهدی زین الدین]

ستارگان در شب :

اگر شما شبي به آسمان نگاه كنيد متوجه خواهيد شد كه به نظر مي رسد درخشش آنها كم و زياد مي شود و اصطلاحا ستاره ها چشمك مي زنند. حركتي بسيار آهسته نيز در ستارگان آسمان ديده مي شود. اگر مكان چندين ستاره را در مدت چند ساعت دقيقا بررسي كنيد مشاهده خواهيد كرد كه همه ستارگان به آرامي به دور يك نقطه كوچك در آسمان در گردشند.
چشمك زدن ستارگان و كم و زياد شدن درخشش آنها به دليل حركت جو زمين است. نور ستارگان به صورت پرتوهاي مستقيم وارد جو مي شوند. حركت هوا دائما مسير پرتوهاي نور را تغيير مي دهد.

[مهدی زین الدین]

درخشش ستارگان:
ميزان درخشندگي ستارگاني كه نور آنها به ما مي رسد به دو عامل بستگي دارد. يك، درخشش واقعي ستاره كه در اصل مقدار انرژي نورانيست كه از آن متساطع مي شود. دو، فاصله ستاره از زمين. يك ستاره نزديك كه كم نور است مي تواند بسيار درخشانتر از يك ستاره دور دست اما بسيار درخشان به نظر آيد. براي مثال، آلفا سنتوري A بسيار نورانيتر از ستاره ريگل (رجل الجبار) ديده مي شود. اين در حاليست كه آلفا سنتوري A تنها 100.000/1 ريگل انرژي نوراني توليد مي كند در عوض فاصله آن از زمين تنها 325/1 فاصله ريگل از زمين است

[مهدی زین الدین]

طلوع و غروب ستارگان:

وقتي از نيمكره شمالي زمين به آسمان نگاه مي كنيم، ستارگان به دور نقطه اي كه به آن قطب شمال سماوي مي گوئيم بر خلاف جهت عقربه هاي ساعت در چرخشند. چنانچه در نيمكره جنوبي زمين باشيم و با آسمان نظر اندازيم، ستارگان هم جهت با عقربه هاي ساعت و به دور نقطه اي كه به آن قطب جنوب سماوي مي گوئيم، حركت مي كنند. در طي روز، خورشيد نيز بر فراز آسمان،
همجهت و همسرعت با ديگر ستارگان در گردش است. اما واقعيت اين است كه حركتهايي كه ما شاهد هستيم بر اثر جابجايي واقعي ستارگان روي نمي دهد، بلكه همه آنها به دليل حركت غرب به شرق زمين حول محور خود اينچنين به نظر مي آيند. براي ناظري كه بر روي زمين ايستاده، زمين ثابت و خورشيد و ديگر ستارگان در حال حركت گردشي به نظر مي رسند.

[مهدی زین الدین]

اسامي ستارگان :

اجداد ما شاهد بودند كه ستارگان مشخصي بر اساس الگوهايي شبيه به چيزهايي نظير پيكر انسان، حيوانات و يا اشياء شناخته شده، در كنار يكديگر قرار مي گيرند. بعضي از اين الگوها، كه به آنها صور فلكي مي گوئيم، يادآور شخصيتهايي اسطوره اي هستند. براي مثال، صورت فلكي اريون (شكارچي) به ياد يك قهرمان اسطوره اي يوناني نامگذاري شده است.
امروزه ستاره شناسان از اين اسامي باستاني براي نامگذاري علمي ستارگان استفاده مي كنند. اتحاديه بين المللي نجوم (IAU)، مجري نامگذاري اجرام سماوي، به طور رسمي 88 صورت فلكي را شناسايي كرده است. اين صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بيشتر موارد، براي نامگذاري درخشانترين ستاره در هر صورت فلكي از حرف آلفا (نخستين حرف در الفباي يوناني) در قسمتي از نام علمي آن استفاده مي شود. براي نمونه، نام علمي ستاره وگا، درخشانترين ستاره در صورت فلكي ليرا، آلفاي ليرا است.

حرف بتا به دومين ستاره درخشان در هر صورت فلكي اختصاص دارد و گاما براي سومين ستاره درخشان صور فلكي به كار مي رود. به همين شكل در نامگذاري 24 ستاره درخشان در هر صورت فلكي از 24 حرف زبان يوناني استفاده مي شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به كار گرفته مي شوند.
به دليل طولاني شدن عدد مربوط به ستارگان كشف شده، IAU از سيستم جديدي براي نامگذاري ستارگاني كه كشف مي شوند، استفاده مي كند. اغلب اسامي جديد تشكيل شده از حروف اختصاري به همراه گروهي از نشانه ها مي باشند. حروف اختصاري، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتي درباره ستاره بيان مي كند. براي مثال، ستاره PSR J1302-6350 يك تپ اختر است، از آنجا كه حرف اختصاري PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بيانگر موقعيت و مكان اين ستاره (بعد و ميل آن) در آسمان مي باشند. حرف J مبين آن است كه مكان ستاره در دستگاه اندازه گيري J2000 اعلام شده است.

[مهدی زین الدین]

مشخصات ستارگان:
هر ستاره داراي پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگي، كه ستاره شناسان آن را در واحدي به نام قدر مي سنجند. 2) رنگ. 3) دماي سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه اين مشخصات به طور پيچيده اي با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بيانگر دماي سطح است و درخشندگي آن به دماي سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص مي كند كه ستاره اي با اندازه مشخص چقدر مي تواند انرژي توليد كند بنابراين بر دماي سطح تاثير گذار است. براي اينكه اين ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداري به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده مي كنند. اين نمودار به ياد ستاره شناس دانماركي هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنري نوريس راسل (Henry Norris Russell) از ايالات متحده كه به طور جداگانه كار مي كردند و در سال 1910 آن را ابداع كردند، نامگذاري شد. اين نمودار همچنين مي تواند به ستاره شناسان در فهم و توضيح چرخه زندگي ستارگان كمك كند.

[مهدی زین الدین]

قدر و تابندگي ستاره :

قدر ستاره يك سيستم شماره گذاري براي تعيين ميزان درخشندگي ستارگان است و توسط ستاره شناس يوناني، هيپاركوس، در سال 125 قبل از ميلاد ابداع شد. هيپاركوس گروهي از ستارگان را بر اساس ميزان درخشندگي آنها كه از زمين به چشم مي خورد، شماره گذاري كرد. او شماره 1 را به درخشانترين ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگي كمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همين ترتيب به قدر 6 رسيد كه آنها كم نورترين ستارگان آسمان بودند.
امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان كه از زمين رويت مي شود، قدر ظاهري مي گويند. آنها سيستم هيپاركوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگي واقعي ستارگان، چيزي كه قدر مطلق ستاره ناميده مي شود، را نيز با آن بيان كنند. بر اساس دلايل فني، قدر مطلق يك ستاره برابر است با قدر ظاهري آن، براي ناظري كه در فاصله 6/32 سال نوري از ستاره قرار دارد.
ستاره شناسان همچنين سيستم اندازه گذاري قدر را براي ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان كم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره اي كه از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن كمتر از 1 مي باشد. براي مثال، قدر ظاهري ستاره ريگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسيار نورانيتر، از صفر نيز كمتر مي باشد و شامل اعداد منفي مي شود. درخشانترين ستاره آسمان سيريوس (شباهنگ) است و قدر ظاهري آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ريگل 1/8- است. بر اساس شناختي كه ستاره شناسان تا كنون از ستارگان به دست آورده اند، هيچ ستاره اي نمي تواند داراي قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف ديگر، كم نور ترين ستارگاني كه تاكنون با تلسكوپ رصد شده اند، قدر ظاهري معادل 28 دارند.
بر اساس تئوري قدر مطلق هيچ ستاره اي نمي تواند كمتر از 16 باشد.
تابندگي يك ستاره برابر است با مقدار انرژي كه ستاره منتشر مي كند. اصطلاحا به اين مقدار انتشار، قدرت ستاره مي گويند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گيري مي كنند. براي مثال قدرت خورشيد 400 تريليون تريليون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمي سنجند. در عوض آنها ميزان تابندگي را بر اساس ميزان تابندگي خورشيد اندازه گيري مي كنند. براي نمونه آنها مي گويند كه تابندگي آلفاي سنتوري (قنطورس) 3/1 برابر تابندگي خورشيد و تابندگي ريگل حدودا 150.000 برابر تابندگي خورشيد است.
تابندگي به روش ساده اي با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با يك فاكتور از 100 در دستگاه تابندگي. بنابراين ستاره اي با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره اي باقدر مطلق 7، 100 بار تابناكتر است. ستاره اي با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره اي با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره اي با قدر مطلق 7 تابناكتر است.

[مهدی زین الدین]

رنگ و دما :

اگر شما با دقت به آسمان نگاه كنيد، حتي بدون تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، خواهيد ديد كه رنگ ستارگان يا تقريبا قرمز، يا تقريبا زرد و يا تقريبا آبيست. براي مثال، ستاره بيتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلكي شكارچي يا جبار، قرمز رنگ به نظر مي رسد. ستاره پولوكس (Pollux)، مانند خورشيد، زرد رنگ است و ستاره ريگل، تقريبا آبي به نظر مي آيد.
رنگ يك ستاره به دماي سطحي آن بستگي دارد. ستاره شناسان دماي ستارگان را با واحد اندازه گيري كلوين (kelvin) با علامت اختصاري K مي سنجند. واحد كلوين از 15/273- درجه سانتيگراد آغاز مي شود. بنابراين دماي صفر كلوين برابر است با 15/273- درجه سانتيگراد و دماي صفر درجه سانتيگراد برابر است با 15/273 كلوين.
دماي سطحي ستارگان قرمز تيره تقريبا 2500K مي باشد. دماي سطحي ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دماي سطحي خورشيد و ديگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دماي سطحي ستارگان آبي رنگ بين 10.000K تا 50.000K مي باشد.
گرچه ستارگان با چشم غير مسلح، تك رنگ به نظر مي آيند اما در واقع آنها طيفي از رنگها را منتشر مي نمايند. شما مي توانيد به كمك يك منشور مشاهده كنيد كه نور خورشيد، به عنوان يك ستاره زرد، از رنگهاي بسياري تشكيل شده است. طيف مرئي شامل همه رنگهاي رنگين كمان مي باشد. اين رنگها از قرمز (كه توسط ضعيفترين فوتونها ايجاد مي شود) تا بنفش (كه توسط قويترين فوتونها ايجاد مي شود) هستند.
نور مرئي يكي از شش پرتوي طبقه بندي شده در رده پرتوهاي الكترومغناطيس است. اين پرتوها از كم انرژي ترين آنها به ترتيب عبارتند از امواج راديويي (مايكروويو يا موج ريز، پرتوهاي راديويي با فركانس بالا هستند كه در اغلب موارد در گروهي جدا پس از امواج راديويي مورد مطالعه قرار مي گيرند اما در اين مقاله آنها در گروه امواج راديويي نام برده مي شوند.م.)، پرتوهاي فروسرخ، نور مرئي، پرتوهاي فرابنفش، اشعه ايكس ري و پرتوي گاما. همه اين شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر مي شوند، البته بعضي از ستارگان همه شش پرتوي مذكور را متساطع نمي نمايند. تركيبي از همه اين شش گروه را طيف الكترومغناطيس مي نامند.

[مهدی زین الدین]

ابعاد :
ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشيد مي سنجند. آلفا سنتوري A شعاعي معادل 05/1 برابر شعاع خورشيد دارد و تقريبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ريگل بيش از 78 برابر شعاع خورشيد است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشيد مي باشد.
ابعاد و دماي سطح ستاره، درخشندگي آن را معين مي كند. دو ستاره را در نظر بگيريد كه دماي سطح يكسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در اين شرايط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با دماي سطح يكسان را مقايسه كنيد، نخست، بايد شعاع ستاره بزرگتر را تقسيم بر شعاع ستاره كوچكتر نمائيد و سپس مربع عدد حاصل را به دست آوريد (حاصل تقسيم به توان 2).
حال دو ستاره را با شعاع برابر ولي دماي سطح (بر حسب كلوين) متفاوت تجسم كنيد. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دماي آن به توان 4 است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را كه دماي مختلف دارند مقايسه كنيد، دماي ستاره گرمتر را بر دماي ستاره سردتر تقسيم كرده و حاصل اين تقسيم را به توان 4 برسانيد.

[مهدی زین الدین]

جرم
ستاره شناسان جرم ستارگان را نيز بر اساس جرم خورشيد اندازه گيري مي كنند. براي مثال آلفا سنتوري A جرمي معادل 08/1 جرم خورشيد دارد، جرم ريگل 5/3 برابر جرم خورشيد است. جرم خورشيد معادل دو ميليون ميليون ميليون ميليون ميليون كيلوگرم يعني 2 به همراه سي عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما داراي ابعاد برابر نيستند. در واقع چگالي ستارگان نسبت به هم متفاوت است. براي نمونه، ميانگين چگالي خورشيد 1400 كيلوگرم در هر متر مكعب است، يعني تقريبا 140 درصد چگالي آب. شباهنگ B جرمي حدودا معادل جرم خورشيد دارد اما چگالي آن 90.000 برابر چگالي خورشيد است.

[مهدی زین الدین]

طبقه بندي درخشندگي

نقاطي كه در بالاي نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نوراني و نقاط پائين نمودار نشانگر ستارگان كم نور مي باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمريكايي ويليام مورگان (William W. Morgan) و فيليپ كينان (Philip C. Keenan) چيزي را بداع كردند كه سيستم طبقه بندي درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 اين سيستم را اصلاح كرده و گسترش دادند. در اين سيستم، اعداد كوچك به بزرگترين و درخشان ترين رده ها اطلاق مي گردد. رده هاي MK عبارتند از: la ، ابرغولهاي درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهاي درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهاي كوچك و V، ستارگان رشته اصلي يا كوتوله ها.

[مهدی زین الدین]

رده هاي طيفي :
نقاطي كه در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعكس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد مي باشند. در سيستم MK هشت رده طيفي وجود دارد كه هر كدام بيانگر ميزان مشخصي از دماي سطحي ستاره مي باشند. اين طبقه بندي از داغترين به سردترين ستارگان به ترتيب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طيفي به نوبه خود از ده نوع طيفي تشكيل مي شود كه اين ده نوع با اعداد مشخص مي گردند. شماره مربوط به داغترين ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترين ستاره عدد نه است.
بنابر آنچه گفته شد علائم سيستم MK تركيبي از حروف براي بيان درخشندگي و اعداد براي بيان طيف هر ستاره مي باشد. براي مثال نام خورشيد در اين سيستم G2V است. نام آلفا سنتوري نيز G2V مي باشد و نام ستاره ريگل B8la است.

[مهدی زین الدین]

گدازش ستارگان
انرژي مهيب ستارگان در فرايندي به نام گدازش هسته اي ايجاد مي شود. اين فرايند زماني آغاز مي شود كه دماي هسته ستاره در حال شكل گيري به 1 ميليون K برسد. يك ستاره از دل يك ابر بسيار بزرگ كه به آرامي در چرخش است و تقريبا به طور كامل از عناصر شيميايي هيدروژن و هليوم تشكيل شده است، به دنيا مي آيد. اين ابر همچنين ممكن است حاوي اتمهاي ديگر عناصر و غباري از ذرات ميكروسكوپي باشد.
به اقتضاي نيروي گرانش، اين ابر شروع به منقبض شدن مي كند و در نتيجه كوچكتر مي شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بيشتر مي شود درست همانطور كه سرعت يك اسكيت باز كه بر روي يخ به دور خود در حال چرخيدن است، با جمع كردن بازوانش بيشتر و برعكس با باز كردن بازوان كمتر مي شود. لايه هاي خارجي ابر يك ديسك چرخان را ايجاد مي كنند. لايه هاي داخلي به شكل يك توده كروي كه همچنان در حال انقباض است تبديل مي شوند.
ماده در حال انقباض گرمتر مي شود و فشار آن نيز بيشتر مي گردد. اين فشار تمايل زيادي به خنثي كردن نيروي گرانشي كه عامل انقباض است، دارد. در نهايت، سرعت انقباض بسيار كاهش پيدا مي كند. در قسمت داخلي توده در اين هنگام جنين ستاره يا پيش ستاره به وجود مي آيد. پيش ستاره يك جرم توپي است كه نه ديگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پيرامون پيش ستاره پوسته اي از گاز و غبار است كه لايه هاي بيروني توده نخستين مي باشند.

[مهدی زین الدین]

تركيب هسته اي

هنگاميكه دماي مركز پيش ستاره به اندازه كافي زياد شد، گدازش هسته اي آغاز مي شود. گدازش هسته اي تركيب دو هسته اتمي و تشكيل يك هسته بزرگتر است.
يك اتم كامل داراي پوسته اي خارجي متشكل از يك يا چند ذره به نام الكترون است كه بار الكتريكي منفي حمل مي كند. در درون و مركز اتم، هسته آن وجود دارد كه تقريبا همه جرم اتم را شامل مي شود. ساده ترين هسته كه رايجترين شكل عنصر هيدروژن در عالم مي باشد، متشكل از يك ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الكتريكي حمل مي كند. همه هسته هاي ديگر داراي يك يا چند پروتون و يك يا چند نوترونند. نوترون هيچ بار الكتريكي حمل نمي نمايد و يك ذره خنثي است در نتيجه هسته همه اتمها، بار مثبت الكتريكي دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهاي موجود در هسته داراي الكترون مي باشند در نتيجه يك اتم كامل، خنثي است.
در هر صورت، تحت دما و فشار بسيار بسيار شديد مركز پيش ستاره، اتمها الكترونهاي خود را از دست مي دهند. به اتمهاي الكترون از دست داده، يون مي گويند و به تركيبي از الكترونهاي آزاد و يونها، پلاسما مي گويند.
گفتيم كه در درون پيش ستاره، اتمها همه الكترونهاي خود را از دست مي دهند و هسته هاي لخت با سرعت بسيار زيادي به يكديگر مي رسند. در شرايط عادي، موادي كه داراي بار الكتريكي يكسانند، يكديگر را دفع مي كنند با اينحال اگر دما و فشار در درون پيش ستاره به اندازه كافي زياد شود، مي تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت مي گيرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح "سوختن" به جاي "گدازش" استفاده مي كنند اما بايد توجه داشت كه گدازش هسته اي، چيزي كاملا متفاوت با اشتعال در معناي عام آن است.

[مهدی زین الدین]

تبديل جرم به انرژي
وقتي دو هسته اتمي با هم تركيب شوند، مقدار كمي از جرم آنها به انرژي تبديل مي شود؛ بنابراين جرم هسته جديد، از حاصلجمع جرم دو هسته اي كه با هم تركيب شدند كمتر است. آلبرت اينشتين رابطه جرم و انرژي را كشف كرده و آن را در قالب معادله E=mc2 بيان كرد. اين معادله بيانگر مقدار انرژي آزاد شده از تركيب ذرات است. E به معناي انرژي، m به معناي مقدار جرم و c سرعت نور است.
سرعت نور برابر است با 299.792 كيلومتر در ثانيه. اين مقدار واقعا عدد بزرگي است و چنانچه آنرا در معادله بگذاريم متوجه مي شويم كه با گداختن جرم بسيار كمي از ماده، مي توان انرژي مهيبي به دست آورد. براي مثال با سوخت هسته اي كامل 1 گرم ماده، 90 تريليون ژول انرژي به دست مي آيد. اين مقدار انرژي تقريبا برابر است با انرژي آزاد شده در انفجار 20.000 تن TNT. انرژي بمب هسته اي آمريكا كه در سال 1945، در جريان جنگ جهاني دوم ، به هيروشيماي ژاپن اصابت كرد معادل انفجار 12.000 تن TNT بود.

نابودي هسته هاي سبك
در مركز پيش ستاره، هنگاميكه دما به 1 ميليون K مي رسد، گدازش هسته آغاز مي شود. شروع اين گدازش باعث تغيير و از ميان رفتن هسته هاي سبك مي شود. از جمله هسته ليتيوم 7، كه شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرايندي كه اين هسته شركت دارد، يك هسته هيدروژن با آن تركيب شده و هسته ليتيوم 7 را به دو قسمت تقسيم مي كند. هر قسمت شامل يك هسته هليوم 4 (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هليوم 4، ذره آلفا نيز گفته مي شود.

گدازش هيدروژن

پس از نابودي هسته هاي سبك، پيش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه مي دهد. در نهايت، دماي هسته به حدود 10 ميليون K مي رسد و در اين هنگام سوختن هيدروژن آغاز مي شود. با شروع گدازش هيدروژن، پيش ستاره به يك ستاره تبديل مي گردد.
در گدازش هيدروژن، چهار هسته هيدروژن با هم تركيب شده و يك هسته هليوم 4 را به وجود مي آورند. دو شكل كلي براي انجام اين عمل وجود دارد. 1) واكنش پروتون-پروتون (P-P). 2) چرخه كربن-نيتروژن-اكسيژن (CNO).
واكنش P-P مي تواند به چندين روش شامل چهار مرحله زير رخ دهد:
1- تركيب دو پروتون. در اين مرحله دو پروتون با هم برخورد مي كنند و سپس يكي از پروتونها با آزاد كردن پوزيترون بار مثبت خود را از دست مي دهد. اين پروتون علاوه بر پوزيترون يك ذره خنثي به نام نوترينو نيز آزاد مي نمايد.
پوزيترون ضد ماده الكترون است. جرم آن دقيقا برابر با جرم الكترون مي باشد اما بر خلاف الكترون داراي بار مثبت است. با آزاد شدن پوزيترون، پروتون به نوترون تبديل مي شود. در نتيجه هسته جديد حاوي يك پروتون و يك نوترون است. نام اين تركيب دوترون مي باشد.
2- پوزيترون آزاد شده ممكن است با يك الكترون برخورد كند. با برخورد ماده و ضد ماده، هر دوي آنها از بين مي روند و تنها چيزي كه باقي مي ماند دو پرتوي گاما است.
3- دوترون حاصل شده با يك پروتون ديگر تبديل مي شود و هسته هليوم 3 شكل مي گيرد. بر اثر اين تركيب نيز پرتوي گاما ايجاد مي شود.
4- هسته هليوم 3 با هسته هليوم 3 ديگري تركيب شده و علاوه بر تشكيل يك هسته هليوم 4 دو پروتون نيز آزاد مي شوند.
در چرخه CNO هسته كربن 12 شركت دارد. اين هسته شامل 6 پروتون و 6 نوترون است. در حين چرخه، اين هسته به نيتروژن 15 (7 پروتون و 8 نوترون) و اكسيژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبديل مي شود. و در آخر چرخه اين دو هسته بار ديگر به هسته كربن 12 تبديل مي گردند.
گدازش ديگر عناصر
هليوم 4 مي تواند در فرايند گدازش به كربن 12 تبديل شود، البته به اين منظور دماي مركز بايد تا حدود 100 ميليون K افزايش پيدا كرده باشد. اين دماي بالا ضروريست چرا كه هسته هليوم به انرژي زيادي براي فائق آمدن بر انرژي دافعه ذرات همبار نيازمند است. هسته هليوم داراي دو پروتون است بنابراين ميزان انرژي دافعه در آن چهار برابر انرژي دافعه بين دو پروتون است.
سوخت هليوم به سوخت سه-آلفا مشهور است چراكه اين هسته با سه ذره آلفا تركيب مي شود و يك هسته كربن را ايجاد مي نمايد. سوخت هليوم همچنين هسته اكسيژن 16 (8 پروتون و 8 نوترون) و نئون 20 (10 پروتون و 10 نوترون) توليد مي كند.
در دماي مركزي حدودا 600 ميليون K، كربن 12 مي تواند سوديوم 23 (11 پروتون و 12 نوترون)، منيزيوم 24 (12 پروتون . 12 نوترون) و تعداد بيشتري نئون 20 توليد نمايد. البته ستارگان زيادي نمي توانند به اين دماي مركزي برسند.
با توليد شدن عناصر سنگين و سنگينتر در روند گدازش هسته اي، دماي لازم براي فعل و انفعالات بيشتر، افزايش مي يابد. در دمايي معادل 1 بيليون K، اكسيژن 16 مي توان سيلي***** 28 (14 پروتون و 14 نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و 16 نوترون) و سولفور 32 (16 پروتون و 16 نوترون) توليد نمايد.
گدازش مي تواند تا زمانيكه جرم هسته جديد از حاصلجمع جرم دو هسته تركيب شده با هم كمتر است، انرژي توليد نمايد. اين روند توليد انرژي ادامه دارد تا زمانيكه هسته آهن 56 (26 پروتون و 30 نوترون) شروع به تركيب شدن با هسته هاي ديگر مي نمايد. وقتي اين اتفاق روي مي دهد جرم هسته جديد از جرم دو هسته تركيب شده اندكي بيشتر است. بنابراين اين فرايند به جاي توليد انرژي، مصرف انرژي دارد.

ستارگان با جرم متوسط
ابري كه در نهايت يك ستاره با جرم متوسط را توليد مي كند، حدودا 100.000 سال به انقباض ادامه مي دهد تا اينكه پيش ستاره را به وجود آورد. دماي سطح چنين پيش ستاره اي حدود 4000K مي باشد. درخشش آن ممكن است تنها چند برابر خورشيد و يا چند هزار برابر خورشيد باشد. اين بستگي به جرم دارد.
ستاره تا ميليونها سال به انقباض خود ادامه مي دهد. اين انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانيكه نيروي انرژيهاي توليد شده در مركز ستاره با نيروي گرانشي كه باعث انقباض آن مي گردد، به تعادل برسد. در اين زمان، گدازش هيدروژني در مركز ستاره، همه انرژي آن را توليد مي كند و ستاره وارد طولاني ترين دوره عمر خود كه به آن رشته اصلي مي گوييم، مي شود.
هر ستاره اي، صرفنظر از جرم آن، كه همه انرژي خود را از طريق گدازش هيدروژن در مركز خود ايجاد كند، يك ستاره در رشته اصلي به حساب مي آيد.
مدت زمانيكه ستاره در اين مرحله باقي مي ماند به جرم آن بستگي دارد. ستارگان با جرم بيشتر، هيدروژن خود را با سرعت بيشتري مي سوزانند در نتيجه زمان كمتري در اين مرحله باقي مي مانند. يك ستاره با جرم متوسط مي تواند بيليونها سال در اين رشته باشد.

مرحله غول سرخ
وقتي همه هيدروژن موجود در هسته يك ستاره با جرم متوسط به هليوم تبديل شد، ستاره به سرعت دستخوش تغيير مي شود. به دليل اينكه ديگر انرژي ناشي از گدازش در هسته ستاره توليد نمي شود، گرانش بار ديگر دست به كار شده و منجر به انقباض شديد ستاره مي گردد. به دليل اين انقباض سريع، دما به شدت در مركز و مناطق اطراف آن بالا مي رود. با بالا رفتن دما، هيدروژن موجود در پوسته اطراف مركز شروع به سوختن مي كند. انرژي حاصل شده از اين گدازش حتي از انرژي كه قبلا در مركز توليد مي شد نيز بيشتر است. اين انرژي مازاد، لايه هاي بيروني ستاره را به شدت به بيرون هل مي دهد در نتيجه ستاره تا حد بسيار زيادي بزرگ مي شود.
با بزرگ شدن اندازه ستاره، لايه هاي بيروني آن سرد مي شوند، در نتيجه رنگ ستاره سرخ مي گردد. از طرفي با بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نيز بيشتر مي شود. در اين مرحله ستاره به يك غول سرخ تبديل شده است.

مرحله شاخه افقي
در نهايت، دماي مركز تا حد 100 ميليون K مي رسد يعني دماي لازم براي آغاز فرايند سه – آلفا.
با ادامه اين فرايند، هسته ستاره بزرگتر مي شود اما دماي آن كاهش مي يابد. با كاهش اين دما، از دماي لازم براي سوخت هيدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نيز كاسته مي شود. به دنبال آن، انرژي منتشر شده از اين لايه نيز كم مي شود و لايه هاي خارجي ستاره شروع به انقباض مي نمايند. ستاره داغتر، كوچكتر و كم نورتر از زماني مي شود كه يك غول سرخ بود. اين تغييرات در يك دوره زماني حدودا 100 ميليون ساله رخ مي دهند.
در پايان اين دوره، ستاره در مرحله شاخه افقي قرار مي گيرد. اين مرحله به دليل خط نمايشگر وضعيت ستاره در نمودار H-R شاخه افقي ناميده مي شود. ستاره به طور مداوم و پايدار هليوم و هيدروژن مي سوزاند بنابراين تغيير شايان ذكري در دما، ابعاد و درخشش آن روي نمي دهد. اين مرحله تقريبا تا 10 ميليون سال به طول مي انجامد.

مرحله غول جانبي
هنگاميكه سوخت هليوم موجود در هسته به اتمام رسيد، هسته منقبض و در نتيجه داغتر مي شود. فرايند سه –آلفا اينبار در پوسته اطراف هسته آغاز مي گردد و گدازش هيدروژن در لايه هاي بعدي آن صورت مي گيرد. با افزايش آهنگ توليد انرژي در پوسته ها، لايه هاي بيروني ستاره منبسط مي شوند. ستاره بار ديگر به يك غول تبديل مي گردد اما اينبار آبي تر و درخشانتر از بار پيش.
هسته يك غول جانبي بسيار داغ و نيروي گرانش بر لايه هاي خارجي ضعيف مي باشد. در نتيجه لايه هاي بيروني در قالب باد ستاره اي از ستاره جدا مي شوند. با جدا شدن هر لايه از ستاره، نوبت به لايه داغتري مي رسد. در نتيجه باد ستاره اي مرتب قويتر مي شود. جريانات جديدتر و سريعتر بادهاي برخاسته از سطح ستاره، با بادهاي قبلي كه هنوز در فضاي اطراف ستاره پرسه مي زنند، برخورد مي كنند. در نتيجه اين برخورد، يك پوسته متراكم گاز به وجود مي آيد كه برخي از آنها با سرد شدن به غبار تبديل مي شوند.

مرحله كوتوله سفيد
ظرف چند هزار سال، غول جانبي بخار مي شود. و گدازش در هسته متوقف مي گردد. هسته مركزي باعث روشن شدن پوسته هاي گازي اطراف خود مي شود. با تلسكوپهاي اوليه و بدوي كه ستاره شناسان در سالهاي 1800 براي رصد استفاده مي كردند، اين پوسته ها شبيه به سيارات به نظر مي رسيدند به همين دليل آنها اين پوسته ها را ابر سياره اي ناميدند. هنوز هم ستاره شناسان از همين عنوان قديمي استفاده مي كنند.
پس از محو شدن ابر سياره اي، هسته باقيمانده به نام كوتوله سفيد شناخته مي شود. اين نوع از ستارگان بيشتر حاوي كربن و اكسيژنند و دماي اوليه آنها حدود 100.000 K مي باشد.

مرحله كوتوله سياه
از آنجائيكه كوتوله هاي سفيد سوختي براي گدازش ندارند، با گذشت بيليونها سال پيوسته سردتر مي شوند و در نهايت به يك كوتوله سياه، جرمي بسيار كدر، تبديل مي گردند. كوتوله سياه نماد پايان چرخه زندگي يك ستاره با جرم متوسط است.
ستارگان با جرم زياد، آنهاييكه جرمي بيش از 8 برابر جرم خورشيد دارند، به سرعت شكل مي گيرند و زندگي كوتاهي دارند. يك ستاره پر جرم ظرف 10.000 سال تا 100.000 سال از دل يك پيش ستاره شكل مي گيرد.
اين نوع ستارگان در رشته اصلي بسيار داغ و آبي رنگند. آنها 1000 تا 1 ميليون بار درخشانتر از خورشيد مي باشند و شعاع آنها تقريبا 10 برابر شعاع خورشيد است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان كم جرم كمتر است. با اينحال به خاطر درخشندگيشان از فواصل بسيار دور نيز قابل رصدند و به همين خاطر تعداد زيادي از آنها شناخته شده اند.
ستارگام با جرم زياد، بادهاي ستاره اي بسيار قوي دارند. يك ستاره با جرم 30 برابر خورشيد مي تواند 24 برابر جرم خورشيد را پيش از آنكه از رشته اصلي خارج شود، به شكل باد منتشر نمايد.
وقتي يك ستاره سنگين رشته اصلي را ترك مي كند، سوخت هيدروژن در لايه هاي بيرون هسته آغاز مي شود. در نتيجه شعاع اين ستاره 100 برابر شعاع خورشيد مي شود. با اينحال از درخشش آن اندكي كاسته مي شود. به دليل اينكه در اين مرحله ستاره تقريبا همان مقدار انرژي قبلي را از سطح بزرگتري منتشر مي كند، دماي سطح آن كاهش مي يابد. در نتيجه گرايش به سرخ ستاره بيشتر مي شود.
با بزرگ شدن ستاره، دماي مركز آن به 100 ميليون K يعني دماي لازم براي آغاز فرايند سه-آلفا مي رسد. پس از تقريبا 1 ميليون سال، سوخت هليوم در مركز به اتمام رسيده و نوبت به هليوم موجود در لايه هاي بيرون هسته و هيدروژن موجود در لايه هاي بعد از آن مي رسد. ستاره سنگين ما تبديل به يك ابرغول سرخ درخشان مي شود.
هنگاميكه انقباض هسته دماي آنرا به حد كافي افزايش مي دهد، با سوختن كربن، نئون، سديوم و منيزيوم توليد مي شود. اين مرحله تنها براي 10.000 سال ادامه مي يابد. پس از آن فرايندهايي متوالي در هسته رخ مي دهد. هر فرايند عناصر مختلفي را در بر مي گيرد و مدت زمان كوتاهتري به طول مي انجامد. وقتي عنصر جديدي شروع به سوخت مي كند، عنصر قبلي سوختن خود را در لايه هاي بالاتر سر مي گيرد. نئون تركيب شده و اكسيژن و منيزيوم توليد مي كند. اين فرايند حدودا 12 سال طول مي كشد. سپس با سوختن اكسيژن، سيلي***** و سولفور توليد مي شود. اين فرايند حدودا 4 سال طول مي كشد. در آخر با سوختن سيلي***** ، آهن توليد مي شود. اين فرايند تنها حدود 1 هفته دوام دارد.

ابر نواختر
در اين هنگام، شعاع هسته آهني حدود 3000 كيلومتر است. همانگونه كه گفتيم سوخت آهن به جاي توليد انرژي، انرژي مصرف مي كند. در نتيجه ستاره به پايان كار خود رسيده است. چون ديگر نمي تواند براي حفظ تعادل گرانش، انرژي توليد كند.
وقتي جرم هسته آهني به 4/1 برابر جرم خورشيد برسد، اتفاقي مهيب رخ مي دهد. نيروي گرانش، هسته را متلاشي مي كند. در نتيجه دماي هسته تا نزديك 10 بيليون K مي رسد!. در اين دما، هسته آهن شكسته شده و به هسته هاي سبكتر و در آخر به پروتون و نوترون تبديل مي شود. با ادامه فشار، پروتونها با الكترونها تركيب مي شوند و نوترون و نوترينو توليد مي كنند. نوترينوها 99 درصد از انرژي ايجاد شده از انفجار هسته را در خود حمل مي كنند.
حالا هسته، يك توپ فشرده شده حاوي نوترون است. وقتي شعاع توپ به 10 كيلومتر برسد حالت ارتجاعي پيدا مي كند درست مانند يك توپ پلاستيكي كه آنرا فشرده و بعد رها كنيم.
همه اين اتفاقها از فشرده شدن هسته تا ارتجاع توپ نوتروني تنها در مدت يك ثانيه روي مي دهند. البته هنوز ماجرا ادامه دارد. ارتجاع توپ نوتروني يك موج كره اي شكل به بيرون از ستاره ارسال مي كند. بيشتر انرژي حاصل از اين موج صرف شروع گدازش و تشكيل عناصر جديد مي شود. با رسيدن موج به سطح ستاره، دما تا 200.000K افزايش مي يابد. در نتيجه ستاره منفجر شده و موادي را در فضا با سرعت 15.000 تا 40.000 كيلومتر در ثانيه رها مي كند. نام اين انفجار مهيب ابر نواختر نوع دو است.
ابر نواخترها فضا را آكنده از گاز و غباري مي كنند كه ستارگان ديگر از دل آن پا به عرصه گيتي مي نهند. اين غني سازي فضا، از نخستين ابر نواختر در بيليونها سال پيش تا به اكنون ادامه دارد. ابر نواخترهاي ستارگان نسل اول، عرصه را براي ستارگان نسلهاي بعد مهيا كرده اند.
احتمالا ستارگان داراي سه نسلند. ستاره شناسان تا كنون جرمي پيدا نكرده اند كه متعلق به قديمي ترين نسل ستارگان يعني جمعيت سه ستارگان باشد. اما اعضاي دو نسل جديدتر را يافته اند. ستارگان جمعيت دو كه دومين نسل از ستارگانند حاوي مقدار نسبتا كمي از عناصر سنگينند. ستارگان سنگينتر اين نسل، به سرعت از بين رفته اند بنابراين هسته هاي بيشتري از عناصر سنگين وارد فضا شده اند. به همين علت جمعيت يك ستارگان كه جديدترين نسل مي باشند، حاوي مقادير بيشتري از عناصر سنگين هستند. البته مقدار عناصر سنگين در اين نسل همچنان نسبت به هيدروژن و هليوم موجود، بسيار ناچيز است. براي مثال، مقدار عناصر غير از هليوم و هيدروژن در خورشيد كه جزء ستارگان جمعيت يك مي باشد، تنها 1 تا 2 درصد است

ستارگان نوتروني
پس از اينكه يك انفجار ابر نواختر نوع دو رخ داد، قسمتي از هسته ستاره اي باقي مي ماند. اگر جرم هسته باقيمانده كمتر از سه برابر جرم خورشيد باشد تبديل به يك ستاره نوتروني مي شود. اين ستاره حداقل جرمي معادل 4/1 جرم خورشيد را در كره اي كه شعاع آن حدودا 10 تا 15 كيلومتر است نگاه مي دارد.
دماي اوليه ستارگان نوتروني 10 ميليون K است اما به دليل كوچك بودن تشخيص آنها بسيار دشوار است. با اينحال ستاره شناسان پالسهاي راديويي اين ستارگان را تشخيص مي دهند. گاهي از اين ستاره ها 1000 پالس در ثانيه دريافت مي شود.
يك ستاره نوتروني معمولا دو موج متوالي راديويي منتشر مي كند. اين دو موج در دو مسير مختلف از ستاره دور مي شوند. با چرخش ستاره امواج در فضا مانند نورافكن پخش مي شوند. اگر يكي از از اين موجها به صورت متناوب به زمين برسد، تلسكوپهاي راديويي يك سري پالس را تشخيص مي دهند. اين تلسكوپها به ازاي هر دور گردش ستاره يك پالس دريافت مي كنند. ستاره اي كه به اين روش شناسايي مي گردد، تپ اختر ناميده مي شود.
سياهچاله ها
اگر هسته باقيمانده از يك ابر نواختر جرمي بيش از 3 برابر جرم خورشيد داشته باشد، هيچ نيروي شناخته شده اي نمي تواند در مقابل گرانش آن مقاومت كند. هسته آنقدر فشرده مي شود كه يك سياهچاله به وجود مي آيد. منطقه اي در فضا با چنان گرانشي كه هيچ چيز نمي تواند از نيروي آن بگريزد. سياهچاله ها نامرئيند زيرا حتي نور نيز به دام آنها مي افتد. همه مواد يك سياهچاله در نقطه اي در مركز آن جمع مي شود. اين نقطه تكينگي نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته يك اتم نيز كوچكتر است.
ستارگاني كه جرم آنها كم است يعني از 1/0 تا 5/0 برابر جرم خورشيد، دماي سطحي معادل تقريبا 4000K دارند. درخشش آنها كمتر از 2 درصد خورشيد است. اين ستارگان هيدروژن درون خود را به آهستگي مي سوزانند. آنها مي توانند براي مدت 100 بيليون تا 1 تريليون سال در رشته اصلي باقي بمانند. اين مدت حتي از عمر جهان كه بين 10 تا 20 بيليون سال تخمين زده مي شود نيز بيشتر است، بنابراين هيچ ستاره اي در اين گروه تا بحال نمرده است.
ستاره شناسان تابحال نديده اند كه ستاره اي از اين گروه عنصري به غير از هيدروژن را در گدازش به كار گيرد. بنابراين اگر هم يكي از اعضاي اين گروه بميرد، وارد مرحله غول سرخ نخواهد شد. در عوض آنها به طور تدريجي سرد مي شوند تا اينكه به يك كوتوله سفيد و سپس سياه تبديل گردند.
ستارگان دوتايي از دو پيش ستاره كه بسيار نزديك يكديگرند، تشكيل مي شوند. بيش از 50 درصد از ستارگاني كه با چشم غير مسلح، منفرد ديده مي شوند در واقع دوتايي هستند.
يك ستاره در يك سيستم دوتايي چنانچه به اندازه كافي به جفت خود نزديك باشد، مي تواند بر زندگي آن تاثير گذار باشد. بين اين دو ستاره منطقه اي وجود دارد كه به ياد رياضيدان فرانسوي، جوزف لوييز لاگرنج (Joseph Louis Lagrange)، نقطه لاگرنج ناميده مي شود. در اين منقطه نيروهاي گرانشي دقيقا برابرند. اگر يكي از دو ستاره بزرگ شود و لايه هاي آن از اين نقطه بگذرد، ستاره ديگر شروع به كشيدن آن لايه ها به سطح خود مي كند.
اين فرايند كه انتقال جرم نام دارد به چندين روش صورت مي گيرد. اگر انتقال جرم از يك غول سرخ به ستاره همدمش كه در رشته اصلي مي باشد صورت گيرد، عناصري نظير كربن و يا عناصر سنگينتر در طيف ستاره رشته اصلي نمايان مي گردد. چنانچه اين دو ستاره به اندازه كافي به هم نزديك باشند، پس از تبديل شدن غول سرخ به يك كوتوله سفيد، جريان مواد برعكس مي شود و مواد به سمت كوتوله سفيد بر مي گردند. اين مواد يك ديسك داغ را اطراف كوتوله سفيد تشكيل مي دهند. اين ديسك در نور مرئي و فرابنفش مي درخشد.
اگر ستاره غول به جاي كوتوله سفيد، ستاره نوتروني يا سياهچاله شود، ممكن است يك دوتايي ايكس ري شكل گيرد. در اين حالت، ماده اي كه از ستاره رشته اصلي منتقل مي گردد، بسيار داغ مي شود. هنگاميكه اين ماده با سطح ستاره نوتروني برخورد مي كند و يا به درون سياهچاله كشيده مي شود، اشعه ايكس ري منتشر مي شود.
در حالت سوم، غول سرخ تبديل به كوتوله سفيد مي شود و ستاره رشته اصلي تبديل به غول سرخ مي شود. وقتي گاز كافي از غول سرخ در سطح كوتوله سفيد اندوخته شد، هسته اتمهاي گاز به صورت درخشاني دچار گدازش مي شود به اين حالت نواختر مي گويند. در برخي شرايط، به حدي گاز در كوتوله سفيد جمع مي شود كه اين ستاره فشرده و متلاشي مي شود. تقريبا به طور ناگهاني كربن مي سوزد و كل كوتوله سفيد دچار انفجار ابر نواختر نوع يك مي گردد. اين نوع انفجار بسيار نورانيست به حدي كه نور آن مي تواند كل يك كهكشان را براي ماهها تحت الشعاع قرار دهد

[Setvise]

مقدمه

تولد و مرگ ستارگان برای همه علاقمندان به زندگی ستاره‌ها قابل توجه است.تلسکوپ فضایی هابل با ارسال تصاویر جدید از ستارگان تغییرات عمده‌ای را در متن کتابها ایجاد خواهد کرد.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
جایگزینی انفجارهای عظیم ستاره‌ای

تقریبا 5 درد از ستارگان یعنی آن دسته از ستارگانی که حجم آنها به بیش از 8 برابر حجم می‌رسد با صدای مهیبی به صورت انفجارهای ستاره‌ای ظاهر می‌شوند که هر یک یا دو قرن یک بار دانشمندان قادر به دیدن آنها می‌باشند. تا حدی وضعیت این 5 در صد جالب است، اما اکنون اخترشناسان تشخیص داده‌اند که مرگ 95 درصد جالب است. اما اکنون اخترشناسان تشخیص داده اند که مرگ 95 درصد ستارگان دیگر بیشتر از اینکه زیبا باشد گیج کننده است.

تصویرهای بدست آمده از تلسکوپ فضایی هابل نشان داد ستاره‌ای که در حال از بین رفتن است، تکه تکه می‌شود و بوسیله لایه‌های جدا شده از از خود که بصورت طرحهایی از گاز و گرد و غبار برافروخته و متقارن در آمده ، احاطه می‌شود. دانشمندان ناسا (NASA) می‌گویند این عکسها ما را مجبور خواهند کرد تا عقایدمان را درباره تکامل تدریجی ستارگان تغییر دهیم. "هوارد بند" از موسسه علمی تلسکوپ فضائی ناسا می‌گوید: اولین باری که به عکسهای بدست آمده از هابل نگاه انداختیم، متوجه شدیم که عقاید ساده و قدیمی ما در مورد اینکه چطور این طرحها شکل می‌گیرند، باید تجدید نظر شود."

[Setvise]

ستارگان از دید هابل

هابل علاوه بر توجه بر روی تصورات گیج کننده درباره مرگ ستارگان ، به تولد آنان نیز توجه می‌کند. تولد ستارگان در محلی از فضا که شامل ابرهای غباری بسیار غلیظ است انجام می‌گیرد. این فضا بنام "شیرخوارگاه ستاره" معروف است و محتوی عناصر لازم برای خلق یک ستاره می‌باشد. نیروی جاذبه موجود در درون این ابرها ، باعث می‌شود که ذرات متحرک ، به یکدیگر جذب شده و بصورت دایره وار به دور مدار مرکزی حرکت کنند. این ذرات ، تشکیل هسته‌ای می‌دهند که ستاره جدید در اطراف آن بوجود می‌آید. نیروی جاذبه ، مواد بیشتری جذب کرده و ستاره بزرگ می‌شود.

عکسهای هابل نشان می‌دهد در همان حین که این ستارگان بزرگتر می‌شوند گازهای پر فشار را از خود دفع می‌کنند و بعضی از آنها گلوله‌های غلیظ گاز را با سرعتی بیشتر از 800 کیلومتر در ساعت آتش می‌زنند. جریانهای گازی تولید شده توسط ستارگان در حال مرگ که برای تشکیل توده گرد و غبار سیاره‌ای جمع شده‌اند، از مواد مشابهی تشکیل یافته‌اند.

بعد از اینکه یک ستاره می‌میرد و گاهی نیز ، در هنگام مرگ ، توسط ستارگان دیگر که در حال رشد هستند بلعیده می‌شود و هم چنین ممکن است مواد سازنده آن برای تشکیل سیارات دیگر بکار رود. بیشتر مواد موجود روی زمین از این انفجارهای عظیم و از توده‌های گرد و غبار سیاره‌ای بدست آمده‌اند. توده‌های گرد و غبار سیاره‌ای بیش از یک قرن پیش توسط دانشمندانی که تلسکوپهای اولیه‌شان اشیاء سبز رنگی را نشان می‌داد و به تصور آنان شبیه سیاره اورانوس بود، کشف شد. البته تا کنون حدود یک هزار سیاره نام برده شده‌اند.

[Setvise]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
تصویر تولد ستاره با تلسکوپ فضایی هابل
ویژیگی تصاویر هابل

عکسهای هابل بخاطر جزئیات عجیبی که نشان می‌دهند قابل اهمیت می‌باشند و دانشمندان ناسا بسیار هیجان زده هستند. بروس بلیک می‌گوید: "عقاید پیشین هابل بر پایه اطلاعات مربوط به زمین بود. عقاید کنونی جزئیات را 100 برابر بیشتر روشن می‌سازد." او می‌گوید: به اشکال متقارن جالب توجه ، نامهایی چون "چشم" و "ماهی مرکب" داده‌اند و این امر بدین معنی است که عقاید قدیمی در مورد ستارگان در حال مرگ ، باید تغییر کند. گازهای تشکیل دهنده این اشکال زیبا ، دلیلی هستند بر اینکه بعضی از فرآیندهای پر قدرت و منظم ، راهها را هموار می‌سازند تا ستارگان ، مواد تشکیل دهنده خود را از دست بدهند.

[Setvise]

سیر زندگی یک ستاره

اگر چه این عکسها برخی از عقاید ما را تغییر خواهند داد، اما اخترشناسان قبلا در مورد اینکه چطور ستارگان به ابرهای فضایی تبدیل می‌شوند نظر درستی داشتند. در دوره 10 میلیارد ساله ، ستارگانی چون خورشید که در هسته‌هایشان هیدروژن را به 8 هلیوم تبدیل می‌کنند، زندگی نسبتا پر حادثه‌ای دارند. چنین ستارگانی در طول زندگی‌شان گرفتار مبارزه پایان ناپذیری علیه نیروی جاذبه هستند: لایه خارجی آنها فقط بوسیله فشار وارده توسط گازهای داخلی در محلشان نگه داشته می‌شوند.

همچنان که بر سن ستاره افزوده می‌شود، ذخیره هیدروژن آن رفته رفته کاهش یافته و ستاره رو به خشک شدن می‌رود. وقتی چنین چیزی اتفاق می‌افتد دیگر فشار کافی برای مقاومت در برابر نیروی جاذبه وجود ندارد و ستاره مجبور می‌شود که برای ماندن بیشتر تلاش کند، بنابراین هسته‌اش متراکم و گرمتر شده و تا 200 برابر حد طبیعی‌اش ضخیم و متورم می‌شود و به پیکره عظیم قرمز رنگی تبدیل می‌شود. اما مرگ ستاره سریع نیست و این ستاره حدود یک بیلیون سال در این حالت می‌ماند.

در آخر ، سطح ستاره شروع به جمع شدن کرده و متلاشی شدن آغاز می‌شود. اجزای لایه خارجی ستاره ، در فضا افتاده و توسط "بادهای آرام" (که به همین نام مشهورند) با سرعت 16 کیلومتر در ثاینه به حرکت در می‌آیند. در طی چند هزار سال این ستاره آرام آرام تهی می‌شود تا اینکه فقط هسته گرم غلیظی که به آن 8 کوتوله سفید گفته می‌شود، از آن باقی می‌ماند. نور تولید شده توسط اشعه ماوراء بنفش به گازهای غباری لایه‌های جدا شده می‌تابد و باعث می‌شود لایه‌ها ، نور مهتابی پس بدهند و رنگهای خیره کننده تولید کنند. یعنی همان مناظری که توسط هابل عکسبرداری شده‌اند.

توده گرد و غبار ستاره‌ای در حدود 10 هزار سال ، نور مهتابی رنگ از خود پس می‌دهند که این همان زمان روشن بودن در طول زندگی ستاره است. وقتی هسته دیگر چیزی برای از دست دادن ندارد، مواد گازی هم چون دود برخاسته از آتش ، از آن جدا می‌شوند. عکسهای جدید ، اکنون در دست بررسی می‌باشند. بروس بلکی می‌گوید: "ما انتظار داریم که بعضی از عقاید قدیمی نادرست پنداشته شوند و دور ریخته شوند. تفسیر تصورات جدیدی و تکامل عقاید قدیمی اکنون در دست انجام است و ما می‌توانیم با اطمینان پیش بینی کنیم که نتیجه حاصل باعث تغییر کتابهای نسل آینده خواهد شد."

[Setvise]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
ستاره‌ها چگونه می‌میرند؟

در دهه‌های اخیر ، ستاره شناسان دریافتند که برخی از ستارگان بزرگ ، انفجارهای مهیبی تولید می‌کنند که این امر می‌تواند سبب خاموشی یک کهکشان شود. آنها ابتدا تورم می‌یابند و به آهستگی در کنار سیاره‌ها می‌سوزند. سپس لایه‌های خارجی خود را به شکل گلوله‌های گازی پخش می‌کنند و نور ناشی از آنها سبب مشتعل شدن اخگرها می‌گردد. قبل از کشف تلسکوپهای هابل اغلب ، این حادثه را یک انفجار آرام می‌پنداشتند.

فرضیه‌هایی که مدتی قبل منتشر شد، حاکی از این بود که این رویدادها پیچیده‌تر از آن است که تصور می‌شد. جریان سریع ذرات مافوق صوت و توده‌های متراکم گرد و غبار دور گلوله‌های گازی را به شکل عجیبی احاطه می‌کند و به گونه‌ای که حتی دانشمندان نمی‌توانند آن را تصور کنند. باید افزود که این اتفاق ، برای خورشید نیز خواهد افتاد، البته این حادثه بعد از گذشت 5 بیلیون سال دیگر رخ خواهد داد.

[مهدی زین الدین]

بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابر جرم وانرژی توسط انیشتین دانشمندتشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییروتحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند، مقداری از ماده خویش رامصرف می‌کند.ستارگان همیشگی نیستند،روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می‌درخشند.در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است در ایندماها ماده نمی‌تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان
را تشکیل می‌دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند. چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که دردرون آنها وجود دارد.
ستارگان در فضا حرکت می‌کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل
ملاحظه‌ای در آنها مشهود نمی‌افتد.

نحوه تشکیل ستاره

گوی آتشین مورد نظر درنظریه انفجار بزرگ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثرانفجار بصورت گاز هاو گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری ازجمله الکترونها، پروتونهاها ونوترونهاو نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر گریز از مرکز بزرگ و کوچک می شوند.

مقیاس قدری :
همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می‌شود، تقسیم شده‌اند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین 16 - 1 هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم،
داریم:

(قدر ظاهری) 2.5logL + Cte = m-


که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.

روشنایی ستاره :

مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یک ستاره می‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می‌کنند که قدر ستاره
(( کیو)) چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می‌دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.


رنگ ستارگان

هر وسیله‌ای که برای آشکارسازی نور بکار می‌رود دارای حساسیت طیفی
است. مثل چشمان سان که اولین وسیله‌ای است برای آشکارسازی نور و
حساسیت چشم برای نورهای مختلف یکسان نیست. هر وسیله دیگری هم
که برای اندازه گیری نور بکار می‌رود مثل فیلم های عکاسی برای نورهای با
طول موجهای متفاوت ، دارای حساسیت یکسان نیست. پس روشنایی یک
جسم بستگی به نوع وسیله اندازه گیری شده دارد. بر این اساس قدرهای
مختلفی داریم، که یکی از آنها قدر دیدگانی و دیگری قدر عکسبرداری
می‌باشد.

مرگ ستارگان

سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله های سفیدتبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاحچاله هاتبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی ازستارگان از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.

[farbod123]

ستارگان رشته ی اصلی اجرامی پایدارند . جرم های آن ها و در نتیجه درخشندگی آن ها ، حتی با گذشت میلیون ها سال تغییر چندانی نمی کند . کوتوله های سفید و برخی از غول های سرخ نیز چنین اند . ولی تعداد نسبتاً زیادی ستاره وجود دارد که روشنی ذاتی و مشخصات طیفی آن ها با زمان تغییر می کند .
تغییرات روشنی ذاتی در بعضی موارد معلول تپش ستاره ( ستاره متناوباً باد می کند و سپس کوچک می شود ) و در موارد دیگر بر اثر وقوع انفجار است ( ستاره بخشی از جرم خود را به فضا پرتاب می کند ) .
زماني كه ستاره سوخت هيدورژن خود را از در هسته به پايان مي رساند ديگر نيرويي وجود ندارد كه با گرانش مبارزه كند در نتيجه ستاره مي رمبد ( فرومي ريزد ) و باعث مي شود كه بخشهاي بيروني ستاره بزرگتر ،‌سردتر و قرمزتر شوند و دماي ستاره كاهش و درخشندگيش افزايش مي يابد ، اين دو تغير به افزايش شعاع ستاره مربوط مي شود و زمان كوتاهي بعد از ترك رشته ي اصلي ‌، ستاره در بخشي از نمودار رنگ-قدر جايي مي گيرد كه نمودار پايداري نام دارد . در اين حالت ستاره ناپايدار است و ستاره نخست به طرف مركز خود فرو مي رود و هنگامي كه دما و چگالي به حد كافي بالا رفت فشار رو به بيرون آغاز مي شود به دليل اين انبساط و انقباض هاي پي در پي باعث تپيدن ستاره ها مي شود و اين سر آغازي است براي به وجود آمدن متغيرها .
ستاره های تپنده بر چندین گروه مشتمل می شوند . قیفاووسی های I ، قیفاووسی های II ، متغیر های RR شلیاقی و متغیر های دراز دوره .
قیفاووسی ها :

قیفاووسی نوعی ستاره است که روشنایی آن به طور متناوب تغییر می کند . در یک قیفاووسی نمونه ، روشنی در آغاز دوره ی تناوب ، به سرعت بسیار به مدت چند ساعت زیاد می شود . سپس تا چندین روز به تدریج کم فروغ تر می شود . سپس همین روند تکرار می گردد . قیفاووسی ها در تغییرات خود بسیار منظو و وقت شناس اند . تغییر روشنی از مینیمم به ماکزیمم معمولاً چندان زیاد نیست ، تغییری معادل یک قدر ( مثلا از 5.3 به 4.3 تقریباً مقدار نمونه ی خوبی است ) .
نخستین قیفاووسی شناخته شده ، ستاره ی δ در صورت فلکی قیفاووس است و وجه تسمیه ی این ستارگان نیز همین است . از کشف نخستین قیفاووسی در سال 1874 تا کنون صدها ستاره ی مضابه کشف شده اند . این ستاره ها ابر غول های درخشانی از گونه ی طیفی F و G اند .
نامگذاری قیفاووسی ها و ستارگان متغیر دیگر مطابق قاعده ی ثابتی انجام می شود : به نخستین ستاره ی متغیر هر صورت فلکی ، پیشوند R داده می شود ( مثلاً R-اسد ) و به دومین ستاره پیشوند S ؛ پس از Z پیشوند های RR و RS و RT و الی آخر می آیند و پس از RZ پیشوند های SS و ST الی آخر . در این دستور پس از ZZ پیشوندهای AA تا QZ بر نام صورت فلکی افزوده می شود . از آن جایی که هیچ تر کیبی با حرف J ساخته نمی شود ، این دستور ، نام گذاری 334 متغیر را در هر صورت فلکی میسر می سازد . ستارگان متغیر اضافی با دستور بسیار ساده تری مشخص می شوند : V335 و V336 و الی آخر مانند V337 قو (دجاجه) .
دوره ی تناوب قیفاووسی ها ( یا مدت زمان بین دو روشنی ماکزیمم متوالی ) از مقدار کوچک CY-دلو تا 45 روز و 4 ساعت برای SV-روباهک تغییر می کند .
تحقیقات بعدی نشان داده است که در حقیقت سه نوع قیفاووسی وجود دارد . این سه عبارت اند از : قیفاووسی های I ، قیفاووسی های II و متغیرهای RR شلیاقی .
1) ستارگان قیفاووسی I (کلاسیک)

این ستارگان به طور متوسط 1.5 قدر روشن تر از قیفاووسی های نوع II اند . نور آن ها به سرعت زیاد می شود و نسبتاً به تدریج از فروغشان کاسته می شود . به شکل رو به رو نگاه کنید . دوره ی تناوب آن ها بین 1.5 و 100 روز و در بیش تر مواقع 5 روز است .
2) قیفاووسی های II

در منحنی های مربوط به قیفاووسی II مشخصا نواحی مسطحی هم در بخش افزایش نور و هم در بخش کاهش نور دیده می شود . دوره ی تناوب آن ها از 10 تا 25 روز است . قیفاووسی های II که در خوشه های کروی هاله ی کهکشان و در مرکز کهکشان دیده می شوند ، ستاره های غول یا ابرغول های سرخ اند .
3) ستاره های متغیر RR شلیاقی

این ستاره ها ، قیفاووسی هایی اند با دوره ی تناوب بسیار کوتاه . طولانی ترین دوره ی تناوب شناخته شده در میان آن ها 29 ساعت و کوتاه تری دوره کم تر از یک ساعت و نیم است . نخستین ستاره ای که از نوع کشف شد ، ستاره ی قدر هفتمی بود در صورت فلکی شلیاق که وجه تسمیه ی این ستارگان از آن است . قبلاً این قیفاووسی ها به قیفاووسی های نوع خوشه ای موسوم بودند . زیرا نخستین بار در خوشه های کروی کشف شدند . امروزه این نام مهجور است زیرا معلوم شده است که در همه جای آسمان وجود دارند . در حدود 3000 ستاره از این نوع شناخته شده است . این ستاره ها پنجاه با درخشنده تر از خورشید و از گونه ی طیفی A یا F اند .

برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید

[ghazal_ak]

سوپرنوا ستاره در حال انفجاری است كه قبل از این كه به مرحله ای برسد که به تدریج از دید محو شود، می تواند میلیاردها بار روشن تر از خورشید شود. بالا ترین حد روشنی وقتی ست كه ستاره منفجر شده است و همین ممكن است یك كهكشان كامل را تحت الشعاع قرار دهد. انفجار، یك ابر بزرگ از گرد و غبار و گاز را به داخل فضا پرتاب می كند. جرم مواد پرتاب شده ممكن است ده برابر جرم خورشید باشد.
ستاره شناسان دو نوع سوپرنوا را تشخیص می دهند. نوع یك و نوع دو. سوپرنوای نوع یك شاید در ستارگان دوگانه مشخصی رخ بدهد. ستاره دوگانه یك جفت ستاره نزدیك به هم هستند که در حوالی همدیگر می گردند. سوپرنوای نوع یك ممكن است در دوگانه هایی كه یكی از ستارگانش كوچك و متراكم است و كوتوله سفید نام دارد، رخ دهد. اگر دو ستاره به قدر كافی به یكدیگر نزدیك باشند، كشش جاذبه ای كوتوله سفید، جرم را از شریك بزرگ تر به سمت خود می كشد. موقعی كه كوتوله سفید به جرمی حدود 4/1 برابر خورشید می رسد، واژگون و سپس منفجر می شود.
سوپرنوای نوع دو از مرگ تك ستاره ای كه جرم خیلی بیشتری نسبت به خورشید دارد, ناشی می شود. موقعی كه چنین ستاره ای شروع به سوختن می كند، هسته آن به سرعت در خود واژگون می شود و ناگهان انرژی وحشتناكی در شكل نوترونی (نوعی ذره زیر اتمی) و تابش الكترومغناطیس (انرژی مغناطیسی و الكتریكی) آزاد می شود. این انرژی باعث می شود كه ستاره به صورت یك سوپرنوا فوران كند. بیشتر سوپرنواها چند روز بعد از این که رخ می دهند به حداکثر روشنی می رسند و برای چند هفته به طور متراكم می درخشند. بعضی از سوپرنواها در عرض ماه ها محو می شوند. سوپرنواهای دیگر بعد از یك دوره چند ساله محو می شوند. سوپرنواها همچنین از نظر مقدار و تركیب موادی كه بیرون می دهند، متفاوتند.سوپرنواها همچنین می توانند پشت انواع اشیاء آسمانی گم شود. بعد از چند انفجار سوپرنوایی ممكن است در نهایت یك ستاره متراكم كوچك باقی بماند كه اصولاً از نوترون ها و یا شاید ذرات اولیه ای به نام پولسار تشكیل شده است. چنین ستاره ای ستاره نوترونی نامیده می شود. ستارگان نوترونی ای که به سرعت در حال گردش و به مقدار زیاد مغناطیسی هستند، پولسار نامیده می شوند. بعد از انفجارهای دیگر ممکن است شئی به نام سیاهچاله به وجود بیاید. یك سیاهچاله چنان نیروی جاذبه قدرتمندی دارد كه حتی نور نیز نمی تواند از آن فرار كند. در بعضی از موارد هم، اصلاً هیچ شیئی و هیچ باقیمانده ای از انفجار سوپرنوا نمی ماند.دانشمندان باور دارند كه سوپرنوا همه عناصر سنگین تر مثل آهن، طلا و اورانیوم را كه روی زمین پیدا می شوند و در اشیاء خارج از منظومه شمسی هم وجودشان آشكار شده, به وجود می آورد. همچنین شواهدی وجود دارد كه بعضی از اشعه عظیم و كیهانی با انرژی بالا از سوپرنوا سرچشمه می گیرند.
در سال 1054 ستاره شناسان چینی یك سوپر نوا را ثبت كردند كه به قدری روشن بود كه در طول روز نیز قابل مشاهده بود. در سال 1987 یك سوپرنوای نوع دو در ابر بزرگ ماژلانی، نزدیك ترین كهكشان به كهكشان راه شیری، قابل مشاهده شد. این اولین سوپرنوایی بود كه در تقریباً 400 سال اخیر با چشم غیر مسلح مشاهده شده است.

منبع :
برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید

[mohammad_92]

2

به نام خدا

رده بندی ستارگان:

در پست قبل مطالبی راجع به شکل گیری ستارگان گفتم اما در این



پست می خواهم مطالبی راجع به رده بندی ستارگان بیان کنم و در



پست بعد هم یکی از مهمترین ابزارهای رده بندی ستارگان در



اخترفیزیک یعنی نمودار hr (اچ آر) را توضیح خواهم داد.



ستارگان را می توان به طریقه های مختلفی رده بندی کرد. از جمله این



رده بندی ها می توان به رده بندی بر اساس درخشندگی مطلق( واقعی)، دمای



سطحی، طیف الکترومغناطیسی، رنگ ونسل ستارگان اشاره کرد

.

1.درخشندگی واقعی: درخشندگی واقعی معیاری است که انرژی تابشی



خروجی از ستاره بر واحد زمان را نشان میدهد.برای مثال درخشندگی واقعی



خورشید26^10*86/3 وات است. اما باید به این موضوع علم داشت که از



روی درخشندگی ظاهری نمی توان مستقیماً درخشندگی واقعی را فهمید.



شاید این مثال معروف را شنیده باشید ولی ذکر دوباره آن ضرری ندارد:



فرض کنید یک چراغ قوه کوچک دارید که شب هنگام آن را در فاصله یک



متری شما روشن کرده اند وشما همزمان نور ضعیفی از قله کوهی می بینید که



مربوط به یک نورافکن پر قدرت در فاصله ده کیلومتری شماست. پرواضح



است که قدرت نور نورافکن هزاران بار بیشتر از قدرت نور چراغ قوه است ولی



به دلیل اختلاف فاصله، نوری که از چراغ قوه دریافت می کنیم بیش از نور



نورافکن است!



در اختر فیزیک درخشندگی واقعی مستقیماً چندان کار بردی ندارد ولی در



پست بعد خواهیم دید که در تشکیل نمودار hr این پارامتر نقش کلیدی و



محوری دارد و بدون آن نمودار تشکیل نمی شود.



2.دمای سطحی: یک از معیار های اصلی رده بندی ستارگان است و البته در



نمودارhr استفاده میشود. یافتن دمای سطحی ستاره به روشهای مختلف امکان



پذیر است.دمای ستارگان درگستره ی حدود2000 الی50000 درجه کلوین



قرار دارد. دمای سطحی خورشید حدود5800 درجه کلوین است. خواهیم دید



که در دو رده بندی بعدی که معرفی خواهند شد یعنی رده بندی طیفی و رنگ



دما نقش اساسی دارد.



3.رده بندی بر اساس طیف( رده طیفی) : اگر نور ستارگان را با منشور تجزیه



کنیم خواهیم دید که نور ستارگان دقیقاً مانند نور خورشید از رنگهای مختلف



تشکیل یافته است(که همان طیف ستاره است). هر رنگ در این طیف بیانگر



طول موج خاصی از طیف الکترومغناطیس است. حال اگر به این طیف به دست



آمده به طور دقیق نگاه کنیم خواهیم دید که خطوط سیاهی روی این طیف در



طول موج های خاصی وجود دارد که به خطوط جذبی معروف اند. این



خطوط حاوی اطلاعات بسیار جالبی درباره ستاره هستند. با این خطوط میتوان



نوع عناصر ستاره، دما ی ستاره وحتی چگالی سطح ستاره را به دست آورد. اما



چگونه می توان با این طیف ستارگان را طبقه بندی کرد؟ ستارگان را به



ترتیب دمایی به هفت رده طیفی o.b.a.f.g.k.m طبقه می کنند که



داغترین رده طیفی o و سردترین آنها رده طیفیm است.برای مثال رده طیفی



خورشید ما g است. اما معنای این حروف چیست؟ هنگامی که در رصدخانه



های دنیا می خواستند ستارگان را بر اساس طیفشان رده بندی کنند، آنها را بر اساس شدت یکی از خطوط جذبی عنصر هیدروژن رده بندی کردند، از قوی



ترین یعنی a تا ضعیفترین به ترتیب حروف انگلیسی یعنی o رده بندی کردند



اما بعد متوجه رابطه آن با دما شدند و آن را به ترتیب دمایی ذکر شده مرتب



کردند و بقیه ی حروف را بین آنها پخش کردند.



4.رنگ ستارگان: اگر در شبی صاف که ستاره ها چشمک نمی زنند به آسمان



نگاه کنید متوجه می شوید که ستارگان رنگهای متفاوت از هم دارند و هر



ستاره رنگی دارد. تعیین رنگ ستارگان در اختر فیزیک پیچیده تر از آن است



که به ستاره نگاه کنیم و فقط بگوییم که ستاره آبی است یا سفید یا قرمز، در



واقع ما برای این کار نیاز به یک مقیاس کمی و عددی داریم نه یک مقیاس



کیفی. برای به دست آوردن این مقیاس ابتدا قدر ستاره را در دو طول موج



آبی و مرئی می سنجند ( قدر یک مقیاس لگاریتمی برای مقایسه درخشندگی



ستاره ها و اجرام سماوی است و هرچه مقدار قدر کمتر باشد جسم درخشانتر



است برای مثال قدر ظاهری خورشید حدود27- است و قدر کمنورترین ستاره



ای که می توان با چشم غیر مسلح دید 6 است) .حال اگر قدر به دست آمده در



طول موجهای مرئی را با v وقدر به دست آمده در طول موجهای آبی را باb



نشان دهیم b-v (اختلاف آبی از مرئی ) عددی به دست میدهد که اندیس



رنگی نام دارد و می توان با آن رنگ ستاره را مشخص کرد (متذکر میشوم که



اندیس رنگی به دلایل خاصی فقط برای ستارگان کاربرد دارد نه برای همه



اجسام). همچنین با اندیس رنگی میتوان دمای ستاره را با دقت بسیار بالایی



مشخص کرد.



درپست بعد خواهیم دید که هر چهار تای این رده بندی ها که تا اینجا بررسی



کردیم در نمودار hr کاربرد دارد و همچین خواهیم دید که سه رده بندی



آخری یعنی دما ، رده طیفی ورنگ در نمودار hr نقش یکسان دارند و میتوانند جایشان را باهمدیگر عوض کنند که دلیل آن رابطه آنها با دما ست.اما



هنوز یک رده بندی مهم که البته بر خلاف دیگر رده بندی ها در نمودار hr



کاربردی ندارد، از قلم افتاده است و آن نسل ستاره هاست.



5.نسل ستارگان:شاید در تلوزیون و مخصوصاً اخبار مربوط به راهپیماییها زیاد



شنیده باشید که میگویند نسل اولی ها، نسل دومی ها یا نسل چهارمی ها. این ها



یک نوع رده بندی سنی قراردادی هستند که مثلاً میگوید افرادی که هنگام



انقلاب حضور داشتند نسل اولی هستند و یا افرادی که بعد از جنگ تا مثلاً



پایان ده نود به دنیا آمده اند نسل سومی هستند و یا نظایر اینها. در واقع چنین



چیزی هم در ستارگان ،البته با کمی تفاوت ، صادق است. نسلهای ستارگان را



چنین تعریف می کنند: ستارگانی که گازهای تشکیل دهنده آنها از بقایای



ستاره ای که قبلاً از بین رفته است نباشد و گاز هایی که ستاره را تشکیل



میدهند قبلاً هرگز در فرآیند ستاره سازی شرکت نکرده باشند، چنین



ستارگانی را ستارگان نسل اول می نامند. ستاره هایی که گازهای تشکیل



دهنده آنها از بقایای یک ستاره نسل اولی باشد ستارگان نسل دوم مینامند و



الی آخر( دقیقاً مانند پرنده افسانه ای ققنوس که جوجه اش از خاکستر های



مادر به وجود می آید.). اما نسلهای ستارگان را چگونه مشخص می کنند و



اینکه از کجا می فهمند ستاره ای نسل اول است یا نسل سوم؟ ابتدا بگذارید



مطلبی از کیهان شناسی برایتان بگویم، بعد از به وجود آمدن این جهان، در کل



کیهان تنها دو عنصر سبک اول وجود داشت یعنی درصد بالایی هیدروژن و



درصدی هم هلیوم. عناصر که خود به خود به همدیگر تبدیل نمیشود پس این



همه عناصر سنگینتر مثل کربن اکسیژن سیلسیم وحتی عناصر بسیار سنگینتری



مثل اورانیم چگونه به وجود آمده است؟ پاسخ در هسته ی ستارگان است. ما



میدانیم این هسته عناصر است که نوع آنها را مشخص می کند، قبلاً گفتیم دما



و فشار در هسته ستارگان آنقدر بالا میرود که هسته عناصر به هم جوش



میخورند در نتیجه انرژی آزاد میکنند و عناصر سنگینتر تولید میکنند ( این



فرآیند به تفضیل در پست تحول ستاره ای مطرح خواهد شد) . حال با توجه به



مطالب فوق و این که میتوان با طیف ستاره تعداد ونسبت عناصر را مشخص کرد



پس می توان نسل ستاره ها را مشخص کرد. حال با توجه به مطالب گفته شده



می توان ویژگی های نسل های مختلف ستاره ها را بیان کرد:



ستارگان نسل اول: تماماً از هیدروژن و هلیم تشکیل یافته اند، اغلب داغ و



جوانند. چنین ستارگانی به دلیل تشکیل یافتن از هیدروژن و هلیم که گازهای



بسیار سبک اند خیلی به ندرت سیاره دارند و اگر هم داشته باشند مانند مشتری



به صورت گاز خواهند بود. به همین دلیل تشکیل حیات اطراف چنین ستاره



هایی تقریباً غیر ممکن است.



ستارگان نسل دوم: در طیف آنها میتوان ردی از کربن اکسیژن کلسیم سیلیسیم



وعناصری نظایر اینها را یافت اما عناصر سنگینتر بسیار کم پیدا می شوند ،برتری



ازان هیدروژن وهلیوم است.



ستارگان نسل سوم: از عناصر سنگین وبسیار سنگین بهره ی بیشتری برده اند.



چنین ستارگانی میتوانند بستری مناسب برای سیارات سنگی باشند و در صورت



محیا بودن شرایط حتی میتوانند بستری مناسب برای حیات بسیار پیشرفته



وتکامل یافته تری مثل حیات زمین باشند.



شناخت نسل ستارگان بیش از اختر فیزیک در کیهان شناسی و شناخت نحوه



تکامل کهکشانها نقش دارند ،به هر حال اگر تاپست بعد نمردیم و زنده ماندیم



برایتان مطالبی در باره مهمترین ابزار شناخت ستارگان یعنی نمودار hr به



تفضیل خواهم گفت. تا بعد، همیشه سر به هوا باشید!!!؟!!!



خورشید ما نمونه ی خوبی از یک ستاره نسل سوم







نمونه ای از یک ستاره داغ و آبی

[ghazal_ak]

بهتر است این سوال را اینگونه تغییر دهیم که:بزرگترین ستاره ای که ما در کیهان میشناسیم کدام است؟
قبل از اینکه مستقیما به سراغ جواب این سوال برویم بهتر است نگاهی به خورشید خودمان بیندازیم . خورشید، این ستاره نام آشنای منظومه ما با قطری در حدود 1.4 میلیون کیلومتر (870،000 مایل) دارای ابعاد بسیارعظیمی است که حتی تصور آن هم به سختی امکان پذیراست.این ستاره 99% از کل ماده موجود در منظومه شمسی ما را به خود اختصاص داده است و میتوان یک میلیون سیاره زمین را به راحتی درون آن جای داد.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

ستاره شناسان برای مقایسه ستارگان بزرگ و کوچک از دو اصطلاح" شعاع خورشیدی "و "جرم خورشیدی "استفاده می کنند . یک شعاع خورشیدی برابر است با690،000 کیلومتر (432،000مایل) ویک جرم خورشیدی معادل 2 x 1030 کیلومتر(4.3 x 1030 پوند) _که چیزی در حدود 000،000،000،000،2000،000،000،000،000،000 کیلومتر می شود _است.

یکی از ستارگان غول پیکر کهکشان ما "اتا کارینا"ست که در فاصله ای در حدود7500 سال نوری از زمین قرار دارد .اتا کارینا جرمی 100 برابر جرم خورشیدی دارد و4 میلیون برابر از خورشید ما درخشان تر است . بیشتر ستارگان با ساطع کردن بادهای خورشیدی در طول زمان جرم خود را از دست میدهند . اتا کارینا نیز با توجه به اندازه فوق العاده زیادش هر سال جرمی در حدود 500 برابر جرم زمین را بوسیله تولید بادهایی که پراکنده می کند از دست می دهد . بااین حال و با توجه به این جرم عظیم از دست رفته، باز هم مشخص کردن دقیق سطح پایانی ستاره و نقطه آغازی بادهای میان ستاره ای آن برای [ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]اختر شناسان کاری بسیار دشوار است.

بنابراین شاید دقیق ترین اندازه ای که برای آن میتوان در نظر گرفت این است که اتا کارینا اندازه ای در حدود 400 برابر خورشید ما دارد . و نکته جالب توجه تر اینکه به زودی اتا کارینا به صورت یک ابر نواختر منفجر خواهد شد و ما شاهد تماشایی ترین و فوق العاده ترین سوپر نوایی خواهیم بود که بشر تا به حال دیده است.
ولی اتا کارینا نیز در برابر "" VY Canis Majoris ستاره بزرگی نیست. ستاره VY صورت فلکی سگ بزرگ یک ابر غول سرخ است که در فاصله 5000 سال نوری اززمین قرارگرفته است. براساس محاسبات اخیری که توسط Roberta Humphreys ،از استادان دانشگاه مینسوتا ،انجام گرفته است ابعاد این ستاره 2100 برابرخورشید است و اگردر منظومه شمسی قرارمیگرفت تا ورای مدارزحل نیزکشیده میشد .جالب اینکه بیش از 8 ساعت طول میکشد تا نور محیط آن را بپیماید.
اما برخی ازستاره شناسان نیزمعتقدند ابعادVYکوچکترودرحدود 600 برابرخورشید ماست وبا قرار گرفتن درمنظومه شمسی فاصله ای به شعاع مدار مریخ را پوشش می دهد.
با این حال VYبزرگترین ستاره ای است که ما می شناسیم اما احتملا راه شیری تعداد بیشتری ستاره های بزرگتر ازاین را دارد که تنها به سبب اینکه با گازوغبار پوشیده شده اند ما قادربه دیدن آنها نیستیم.
اما بیایید به سوال اصلی بازگردیم :

بزرگترین ستاره عالم کدام است؟
به طورقطع پیدا کردن جواب این سوال غیرممکن است زیراعالم وسعت بی انتهایی دارد وما قادربه بررسی جزء به جزءاین وسعت نیستیم.

اما ستارگان غول پیکر چه خصوصیاتی دارند ؟
به عقیده Roberta Humphreys،بزرگترین ستاره ها سردترین آنها هستند و با اینکه اتا کارینا درخشان ترین ستاره شناخته شده است اما این ستاره دمای فوق العاده زیاد 25،000 درجه کلوین را دارد.

بزرگترین ستاره ها به احتمال زیاد ابرغول های سرد هستند. برای مثال؛با اینکه VYسگ بزرگ تنها دمایی در حدود 3500 درجه کلوین دارد اما یک ستاره واقعا بزرگ حتی دمایی کمتر از این دارد ،مثلا در دمای 3000 درجه کلوین یک ابرغول سرد ابعادی در حدود2600 برابرخورشید داردو به نظر Roberta ستاره ای با این خصوصیات بزرگترین ستاره ممکن است.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]




آسمان شب