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 ، 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 ، 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 ، 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 ، 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 458:1 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 ، 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.



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

[ برای مشاهده لینک ، 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 :

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

[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:


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:

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:


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:


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:

با تبديل m به چگالي ضربدر حجم، به معادله زير ميرسيم:

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

منبع Parssky.com

[Mohammad Hosseyn]

براي ديدن مقاله از لينك زير استفاده نماييد :

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