زندگی ستارگان[مقاله]

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 ، 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."

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.

[ برای مشاهده لینک ، 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.

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."

[ برای مشاهده لینک ، 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.

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.

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 .

کد:

---

http://iranikaa.blogfa.com

---

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 :

کد:

---

http://020.ir/

---

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

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 ، 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 ، 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 ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

آسمان شب