زندگی ستارگان[مقاله]

[مرتضی nvcd]

فهرست مقالات تاپیک زندگی ستارگان :

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

1. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
2. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
3. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
4. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
5. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
6. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] -------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
7. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
8. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] -------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
9. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
10. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
11. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
12. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
13. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] --------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
14. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
15. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
16. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] -------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
17. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
18. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
19. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] -------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
20. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------ [ برای مشاهده لینک ، 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:
[www.universetoday.com]

[ghazal_ak]

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.

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.

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.

[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.