ستارگان
Re: ستارگان
ستاره های دوتایی وچند تایی
در سال 1802 ویلیام هرشل ستاره دوتایی را بعنوان دو ستاره که با هم شکل گرفته وتحت گرانش همدیگر هستند وصف کرده است.در حدود نیمی از ستاره هایی که در آسمان می بینیم متعلق به ستاره های دوتایی یا چندتایی هستند.در حال حاضر می دانیم که بسیاری از ستاره های دوتایی فقط بر اساس زاویه دید از زمین در کنار هم قرار گرفته اند وهیچ ارتباط فیزیکی بین آنها وجود ندارد.بطور کلی بغییر از این ستاره های دوتایی ظاهری ستاره های دوتایی به 3 گروه بزرگ تقسیم می شوند که براساس کم شدن زاویه بین آنها شامل1- ستاره های دوتایی دیدگانی 2-دوتایی طیفی 3- دوتایی گرفتی می باشند.
ستاره های دوتایی دیدگانی شامل ستاره هایی هستند که جدایی زاویه ای بینشان از دید ساکنان زمین بسیار کم برای مثال در حد چند دقیقه قوسی است تا حد چند ثانیه قوسی.شاید بتوان گفت قدیمی ترین ستاره دوتایی دیدگانی شناخته شده ستاره عناق(ستاره پرنورتر) و ستاره سها در دسته ملا قه بزرگ باشد که جدایی آنها به 11 دقیقه قوسی می رسد وبا چشم غیرمسلح نیز قابل تفکیک است.چشم انسان جدایی های کمتر از 9 یا 10 دقیقه را به سختی تفکیک می کندو برای مشاهده جدایی های از این کمتر باید از دوربین یا تلسکوپ استفاده نمود.کشف اولین ستاره دوتایی قابل مشاهده با کمک تلسکوپ رادر سال 1650 به Riccoli نسبت می دهند که ستاره جفت یا همدم ستاره عناق در صورت فلکی خرس بزرگ می باشد که جدایی دو مولفه 14 ثانیه قوسی است.کشف ستاره های دوتایی همچنان ادامه داشت تااینکه john michell درسال 1767 با ارائه مقاله ای ارتباط گرانشی ومطابقت با بعضی قوانین عمومی حرکت را نشان می داد.ستاره هایی که دارای ارتباط فیزیکی هستند با دوره ایی چندین ساله بدور یکدیگر چرخیده وبا گذشت چند سال وحتی چند ماه در مورد برخی از آنها براحتی می توان چرخش آنها را اندازه گیری کرد.دوره چرخش بعضی ستاره های دوتایی به چند صد تا هزار سال هم می رسد.دو ستاره در واقع حول مرکز جرم مشترکشان می چرخند وهرچه بهم نزدیکتر باشند سرعت چرخش شان بدور هم بیشتر است.
در دسته دیگر یعنی ستاره های دوتایی طیفی آنقدر بهم نزدیک هستند که حتی با تلسکوپهای قوی نیز قابل تفکیک نیستند.تنها ستاره پرنورتر قابل مشاهده است وفقط بکمک بررسی طیفی ومشاهده جابجایی خطوط طیفی دو ستاره بدلیل چرخش دو ستاره بدور همدیگر و به کمک پدیده دوپلر می توان دوتایی بودن آنرا احساس کرد.
ستاره های دوتایی گرفتی نیز ستاره هایی هستند که دوتایی بودن آنها با بررسی تغییرات نوری ستاره پرنورتر وافت وخیزهای آن مشخص می شود .این دوستاره به گونه ای قرار گرفته اند که یکی در چرخش بدور دیگری بطور دوره ای از مقابل آن عبور می کندوموجب پوشاندن تمام یا قسمتی از قرص آن وکم شدن نورانیت آن می شود. یک نمونه بارز آن ستاره الغول می باشد که تغییرات نوری آن براحتی با چشم غیرمسلح نیز قابل آشکارسازی است.در مورد بعضی از ستاره های بسیارنزدیک به هم انتقال مواد نیز بین دو ستاره وجود دارد.
از لحاظ تعداد اگر تعداد ستاره های دوتایی را در حد 50000 ستاره در نظر بگیریم تعداد ستاره های طیفی وگرفتی در حد 4000 ستاره خواهد بود ودلیل این تعداد کمتر مشکل بودن کشف آنهاست.
فهرستی از صد ستاره دوتایی قابل توجه در سایت زیر آمده است
http://www.astroleague.org/al/obsclubs/ ... star2.html
منبع دانشنامه ستاره شناسي (7آسمان)
در سال 1802 ویلیام هرشل ستاره دوتایی را بعنوان دو ستاره که با هم شکل گرفته وتحت گرانش همدیگر هستند وصف کرده است.در حدود نیمی از ستاره هایی که در آسمان می بینیم متعلق به ستاره های دوتایی یا چندتایی هستند.در حال حاضر می دانیم که بسیاری از ستاره های دوتایی فقط بر اساس زاویه دید از زمین در کنار هم قرار گرفته اند وهیچ ارتباط فیزیکی بین آنها وجود ندارد.بطور کلی بغییر از این ستاره های دوتایی ظاهری ستاره های دوتایی به 3 گروه بزرگ تقسیم می شوند که براساس کم شدن زاویه بین آنها شامل1- ستاره های دوتایی دیدگانی 2-دوتایی طیفی 3- دوتایی گرفتی می باشند.
ستاره های دوتایی دیدگانی شامل ستاره هایی هستند که جدایی زاویه ای بینشان از دید ساکنان زمین بسیار کم برای مثال در حد چند دقیقه قوسی است تا حد چند ثانیه قوسی.شاید بتوان گفت قدیمی ترین ستاره دوتایی دیدگانی شناخته شده ستاره عناق(ستاره پرنورتر) و ستاره سها در دسته ملا قه بزرگ باشد که جدایی آنها به 11 دقیقه قوسی می رسد وبا چشم غیرمسلح نیز قابل تفکیک است.چشم انسان جدایی های کمتر از 9 یا 10 دقیقه را به سختی تفکیک می کندو برای مشاهده جدایی های از این کمتر باید از دوربین یا تلسکوپ استفاده نمود.کشف اولین ستاره دوتایی قابل مشاهده با کمک تلسکوپ رادر سال 1650 به Riccoli نسبت می دهند که ستاره جفت یا همدم ستاره عناق در صورت فلکی خرس بزرگ می باشد که جدایی دو مولفه 14 ثانیه قوسی است.کشف ستاره های دوتایی همچنان ادامه داشت تااینکه john michell درسال 1767 با ارائه مقاله ای ارتباط گرانشی ومطابقت با بعضی قوانین عمومی حرکت را نشان می داد.ستاره هایی که دارای ارتباط فیزیکی هستند با دوره ایی چندین ساله بدور یکدیگر چرخیده وبا گذشت چند سال وحتی چند ماه در مورد برخی از آنها براحتی می توان چرخش آنها را اندازه گیری کرد.دوره چرخش بعضی ستاره های دوتایی به چند صد تا هزار سال هم می رسد.دو ستاره در واقع حول مرکز جرم مشترکشان می چرخند وهرچه بهم نزدیکتر باشند سرعت چرخش شان بدور هم بیشتر است.
در دسته دیگر یعنی ستاره های دوتایی طیفی آنقدر بهم نزدیک هستند که حتی با تلسکوپهای قوی نیز قابل تفکیک نیستند.تنها ستاره پرنورتر قابل مشاهده است وفقط بکمک بررسی طیفی ومشاهده جابجایی خطوط طیفی دو ستاره بدلیل چرخش دو ستاره بدور همدیگر و به کمک پدیده دوپلر می توان دوتایی بودن آنرا احساس کرد.
ستاره های دوتایی گرفتی نیز ستاره هایی هستند که دوتایی بودن آنها با بررسی تغییرات نوری ستاره پرنورتر وافت وخیزهای آن مشخص می شود .این دوستاره به گونه ای قرار گرفته اند که یکی در چرخش بدور دیگری بطور دوره ای از مقابل آن عبور می کندوموجب پوشاندن تمام یا قسمتی از قرص آن وکم شدن نورانیت آن می شود. یک نمونه بارز آن ستاره الغول می باشد که تغییرات نوری آن براحتی با چشم غیرمسلح نیز قابل آشکارسازی است.در مورد بعضی از ستاره های بسیارنزدیک به هم انتقال مواد نیز بین دو ستاره وجود دارد.
از لحاظ تعداد اگر تعداد ستاره های دوتایی را در حد 50000 ستاره در نظر بگیریم تعداد ستاره های طیفی وگرفتی در حد 4000 ستاره خواهد بود ودلیل این تعداد کمتر مشکل بودن کشف آنهاست.
فهرستی از صد ستاره دوتایی قابل توجه در سایت زیر آمده است
http://www.astroleague.org/al/obsclubs/ ... star2.html
منبع دانشنامه ستاره شناسي (7آسمان)
Re: ستارگان
اخترشناسان بر این باورند كه ستارگان درون ابرهایی از گاز در حال رمبش هیدروژن به وجود می آیند. این گاز به طور عمده از مولكول
های هیدروژن تشكیل شده است. هر مولكول هیدروژن از دو اتم هیدروژن متصل به هم به وجود می آید. دیدن این ابرها بسیار دشوار
است، زیرا جو زمین بخش عمده نور گسیل شده از آن را جذب می كند. با این همه گاز دیگری به نام كربن منواكسید همیشه وجود
دارد كه می توان به سادگی آن را از زمین مشاهده كرد. اخترشناسان رادیواخترشناسی موسسه ماكس پلانك نقشه دقیقی از این
منطقه تشكیل ستارگان در كهكشان آندرومدا تهیه كرده اند.
ستارگان چگونه به وجود آمدند؟ این یكی از مهمترین پرسش های اخترشناسی است. می دانیم كه فرآیند تشكیل ستاره ها در ابرهای
گازی سرد كه دمایشان كمتر از oc ۲۲۰- (k ۵) است، روی می دهد. فقط در چنین منطقه هایی با گازهای چگال است كه گرانش میتواند
به رمبش و تشكیل ستارگان منجر شود. ابرهای گازی سرد كهكشان ها به طور عمده از مولكول های هیدروژن یا H۲ تشكیل شده اند.
(مولكول های هیدروژن از دو اتم هیدروژن متصل به هم به وجود می آیند.) این مولكول ها یك خط طیفی در محدوده زیر قرمز طیف منتشر
می كنند كه به وسیله تلسكوپ های زمینی نمی توان آن را مشاهده كرد، زیرا جو زمین این تابش را جذب می كند. بنابراین اختر
شناسان مولكول دیگری را بررسی می كنند كه همیشه همراه H۲ است. این مولكول كربن منواكسید (CO) است. خط طیفی شدید CO
در طول موج mm ۲/۶را می توان به وسیله رادیوتلسكوپ های زمینی مستقر در مكان های مناسب جوی مشاهده كرد. كوهستان های
مرتفع و خشك صحراها یا قطب جنوب برای این منظور مناسب است. وجود كربن منواكسید در فضای كیهانی نشانی است بر وضعیت
مطلوب برای تشكیل ستارگان و سیاره های جدید.
پژوهش های مربوط به توزیع كربن منواكسید در كهكشان راه شیری ما مدت های زیادی انجام شده است. اخترشناسان مقدار زیادی گاز
سرد یافته اند كه برای تشكیل ستاره طی میلیون ها سال آینده كفایت می كند. اما هنوز پرسش های بسیاری بدون پاسخ مانده است،
برای مثال چگونه این مولكول های گاز كه ماده خام تشكیل ستاره است، به وجود آمده اند. آیا این ماده خام در مراحل ابتدایی تشكیل
كهكشان ها به وجود می آید؟
آیا این ماده خام از گازهای اتمی داغ به وجود می آید؟ آیا ابرهای مولكولی خود به خود می رمبند یا لازم است كه از بیرون كاری صورت
گیرد تا آن را ناپایدار كند و باعث رمبش شود؟ از آنجایی كه خورشید در صفحه راه شیری واقع است، به دست آوردن بینشی از فرآیندهای
انجام شده در كهكشان ما بسیار دشوار است. نگاه از «بیرون» در این مورد كمك خوبی است و به همین دلیل نگاهی به همسایه كیهانی
ما می تواند بسیار مفید باشد.
كهكشان آندرومدا كه آن را با نام M۳۱ نیز می شناسند، منظومه ای از میلیاردها ستاره است كه به كهكشان راه شیری ما شباهت دارد.
فاصله M۳۱ از ما فقط ۵/۲ میلیون سال نوری است و نزدیكترین كهكشان مارپیچ محسوب می شود. پهنای این كهكشان در آسمان حدود
۵ درجه است و می توان آن را با چشم غیرمسلح هم دید كه به صورت ابر كمرنگی مشاهده می شود. بررسی این همسایه كیهانی به
ما كمك می كند فرآیندهای انجام شده در كهكشان خودمان را درك كنیم.
در سال ۱۹۹۵ گروهی از اخترشناسان رادیواخترشناسی میلی متری (IRAM) و گروهی از بخش رادیواخترشناسی موسسه
ماكس پلانك (MPIFR) طرح بلندپروازانه نقشه برداری از كل كهكشان آندرومدا در خط طیفی كربن منواكسید را آغاز كردند. ابزاری
كه در این طرح به كار رفت، رادیوتلسكوپ ۳۰ متری IRAM بود كه در پیكو وله تا (۲۹۷۰ متر) در نزدیكی گرانادای اسپانیا مستقر است.
با توجه به قدرت تفكیك زاویه ای ۲۳ ثانیه قوسی (در فركانس مشاهده ای ۱۱۵GH۲ و طول موجmm ۲/۶) ۵/۱ میلیون مكان مجزا و منفرد
باید اندازه گیری می شد.
برای تسریع فرآیند مشاهده، از شیوه جدیدی برای اندازه گیری استفاده شد. رادیوتلسكوپ در این شیوه به جای مشاهده جداگانه هر
موقعیت، اطلاعات را به طور پیوسته از تمام كهكشان جمع آوری می كند. این شیوه رصد كه «در حركت» (on the fly) نامیده
می شود، به طور اختصاصی برای طرح M۳۱ ابداع شد كه امروزه روشی استاندارد نه فقط در رادیوتلسكوپ پیكو وله تا بلكه در دیگر
رادیوتلسكوپ هایی است كه در طول موج های میلی متری رصد می كنند.
برای هر مكان مشاهده شده در M۳۱ فقط یك مقدار برای شدت CO ثبت نشد، بلكه به طور همزمان ۲۵۶ مقدار به دست آمد كه پهنای
باند آن ۲/۰ درصد طول موج مركزی ۶/۲ میلی متری است. بنابراین كل اطلاعات رصدی مجموعه ای ۴۰۰ میلیونی را به وجود آورد! مكان
دقیق خط CO در طیف، اطلاعاتی در مورد سرعت گاز سرد به ما می دهد. اگر گاز به سمت ما حركت كند، خط به سمت طول موج های
كوتاه تر می رود. هنگامی كه منبع از ما دور می شود، جابه جایی به سمت طول موج های بزرگتر روی می دهد. این پدیده كه اثر داپلر
نام دارد، همان پدیده ای است كه هنگام آژیر كشیدن آمبولانسی كه به سمت ما می آید، یا از ما دور می شود به وقوع می پیوندد. در
اخترشناسی با استفاده از اثر داپلر حركت ابرهای گاز را بررسی می كنند. حتی در مواردی كه ابرهایی با سرعت های متفاوت در خط
واحدی مشاهده می شوند، تمایز آنها امكان پذیر است. اگر خط طیفی پهن باشد، یا ابر در حال انبساط است، یا ابرشامل چندین بخش
است كه هر كدام سرعت متفاوتی دارند.
این رصدها در سال ۲۰۰۱ به پایان رسید. با توجه به بیش از ۸۰۰ ساعت كار تلسكوپ این طرح یكی از بزرگترین طرح هایی است كه به
وسیله تلسكوپ های IRAM یا MPIFR انجام شده است. پس از پردازش و تحلیل كامل مقدار زیادی از اطلاعات، توزیع كامل گاز سرد در
M۳۱ منتشر شد.
خط CO در طیف گاز سردM۳۱ در جای مناسبی واقع شده و بررسی ساختار بازوی مارپیچ را امكان پذیر می سازد. بازوهای مارپیچ مجزا
در فاصله ۲۵ هزار تا ۴۰ هزار سال نوری از مركز آندرومدا واقع شده اند كه بیشتر ستاره ها در این منطقه تشكیل می شوند. در منطقه
مركزی كه ستارگان پیر متمركز شده اند، خط های CO بسیار ضعیف ترند. با توجه به شیب زیاد M۳۱ نسبت به خط دید (حدود ۷۸ درجه)
بازوهای مارپیچ حلقه بیضوی بزرگی را می سازند. در حقیقت مدت های زیادی به اشتباه آندرومدا را كهكشانی حلقوی در نظر میگرفتند.
نقشه سرعت گازها (شكل زیر) شبیه به عكس یك حلقه آتش است. در یك سمت (در بخش پایین، چپ) گاز CO با سرعت حدود ۵۰۰
كیلومتر بر ثانیه به سمت ما حركت می كند (بخش آبی) اما در سمت دیگر (بالا، راست) با سرعت ۱۰۰ كیلومتر بر ثانیه (قرمز) حركت
می كند. از آنجایی كه كهكشان آندرومدا با سرعت ۳۰۰ كیلومتر بر ثانیه به سمت ما حركت می كند، حدود دو میلیارد سال دیگر از
كهكشان راه شیری كاملاً عبور می كند. علاوه بر آن M۳۱ با سرعت حدود ۲۰۰ كیلومتر حول محور اصلی می گردد. از آنجایی كه ابرهای
داخلی CO مسیر كوتاه تری نسبت به ابرهای بیرونی را می پیمایند، می توانند سبقت بگیرند. این پدیده به ساختار مارپیچ منجر می
شود.چگالی گازهای مولكولی سرد در بازوهای مارپیچ بیشتر از چگالی گازها بین این بازوها است، اما گازهای اتمی به طور یكنواخت
تری توزیع شده است. این پدیده بیانگر آن است كه گازهای مولكولی از گازهای اتمی موجود در بازوهای مارپیچ به ویژه در حلقه های
باریك تشكیل ستاره به وجود آمده است. منشاء این حلقه هنوز نامعلوم است. شاید گاز موجود در حلقه موادی باشد كه هنوز برای
تشكیل ستارگان استفاده نشده است، شاید هم میدان مغناطیسی M۳۱ موجب تشكیل ستارگان در بازوهای مارپیچ شود. رصدهای
انجام شده با تلسكوپ افلسبرگ (Effelsberg) نشان داد كه میدان مغناطیسی از همان بازوهای مارپیچ دیده شده درCO تبعیت
می كند.حلقه تشكیل ستارگان (ناحیه تولد) در كهكشان راه شیری ما از ۱۰ تا ۲۰ هزار سال نوری از مركز كهكشان وسعت دارد كه از
منطقه مشابه M۳۱ كوچكتر است. اما به رغم آن، مولكول های گاز راه شیری ۱۰ برابر بیشتر است. با توجه به اینكه سن كهكشان ها
برابر است، بازدهی كهكشان راه شیری نسبت به مواد اولیه اش بیشتر است. از طرف دیگر تعداد زیاد ستارگان پیر در مركز M۳۱ بیانگر آن
است كه سرعت تشكیل ستارگان در گذشته بسیار بیشتر از زمان حال بوده. از این رو بیشتر گازها پیش از این مصرف شده اند. نقش
جدید CO نشان می دهد كه فرآیند تشكیل ستارگان در آندرومدا در گذشته بسیار كارآمد بود. شاید میلیاردها سال پس از این،
كهكشان راه شیری ما به وضعیت فعلی آندرومدا شبیه شود.
بابت این یکی ببخشید
های هیدروژن تشكیل شده است. هر مولكول هیدروژن از دو اتم هیدروژن متصل به هم به وجود می آید. دیدن این ابرها بسیار دشوار
است، زیرا جو زمین بخش عمده نور گسیل شده از آن را جذب می كند. با این همه گاز دیگری به نام كربن منواكسید همیشه وجود
دارد كه می توان به سادگی آن را از زمین مشاهده كرد. اخترشناسان رادیواخترشناسی موسسه ماكس پلانك نقشه دقیقی از این
منطقه تشكیل ستارگان در كهكشان آندرومدا تهیه كرده اند.
ستارگان چگونه به وجود آمدند؟ این یكی از مهمترین پرسش های اخترشناسی است. می دانیم كه فرآیند تشكیل ستاره ها در ابرهای
گازی سرد كه دمایشان كمتر از oc ۲۲۰- (k ۵) است، روی می دهد. فقط در چنین منطقه هایی با گازهای چگال است كه گرانش میتواند
به رمبش و تشكیل ستارگان منجر شود. ابرهای گازی سرد كهكشان ها به طور عمده از مولكول های هیدروژن یا H۲ تشكیل شده اند.
(مولكول های هیدروژن از دو اتم هیدروژن متصل به هم به وجود می آیند.) این مولكول ها یك خط طیفی در محدوده زیر قرمز طیف منتشر
می كنند كه به وسیله تلسكوپ های زمینی نمی توان آن را مشاهده كرد، زیرا جو زمین این تابش را جذب می كند. بنابراین اختر
شناسان مولكول دیگری را بررسی می كنند كه همیشه همراه H۲ است. این مولكول كربن منواكسید (CO) است. خط طیفی شدید CO
در طول موج mm ۲/۶را می توان به وسیله رادیوتلسكوپ های زمینی مستقر در مكان های مناسب جوی مشاهده كرد. كوهستان های
مرتفع و خشك صحراها یا قطب جنوب برای این منظور مناسب است. وجود كربن منواكسید در فضای كیهانی نشانی است بر وضعیت
مطلوب برای تشكیل ستارگان و سیاره های جدید.
پژوهش های مربوط به توزیع كربن منواكسید در كهكشان راه شیری ما مدت های زیادی انجام شده است. اخترشناسان مقدار زیادی گاز
سرد یافته اند كه برای تشكیل ستاره طی میلیون ها سال آینده كفایت می كند. اما هنوز پرسش های بسیاری بدون پاسخ مانده است،
برای مثال چگونه این مولكول های گاز كه ماده خام تشكیل ستاره است، به وجود آمده اند. آیا این ماده خام در مراحل ابتدایی تشكیل
كهكشان ها به وجود می آید؟
آیا این ماده خام از گازهای اتمی داغ به وجود می آید؟ آیا ابرهای مولكولی خود به خود می رمبند یا لازم است كه از بیرون كاری صورت
گیرد تا آن را ناپایدار كند و باعث رمبش شود؟ از آنجایی كه خورشید در صفحه راه شیری واقع است، به دست آوردن بینشی از فرآیندهای
انجام شده در كهكشان ما بسیار دشوار است. نگاه از «بیرون» در این مورد كمك خوبی است و به همین دلیل نگاهی به همسایه كیهانی
ما می تواند بسیار مفید باشد.
كهكشان آندرومدا كه آن را با نام M۳۱ نیز می شناسند، منظومه ای از میلیاردها ستاره است كه به كهكشان راه شیری ما شباهت دارد.
فاصله M۳۱ از ما فقط ۵/۲ میلیون سال نوری است و نزدیكترین كهكشان مارپیچ محسوب می شود. پهنای این كهكشان در آسمان حدود
۵ درجه است و می توان آن را با چشم غیرمسلح هم دید كه به صورت ابر كمرنگی مشاهده می شود. بررسی این همسایه كیهانی به
ما كمك می كند فرآیندهای انجام شده در كهكشان خودمان را درك كنیم.
در سال ۱۹۹۵ گروهی از اخترشناسان رادیواخترشناسی میلی متری (IRAM) و گروهی از بخش رادیواخترشناسی موسسه
ماكس پلانك (MPIFR) طرح بلندپروازانه نقشه برداری از كل كهكشان آندرومدا در خط طیفی كربن منواكسید را آغاز كردند. ابزاری
كه در این طرح به كار رفت، رادیوتلسكوپ ۳۰ متری IRAM بود كه در پیكو وله تا (۲۹۷۰ متر) در نزدیكی گرانادای اسپانیا مستقر است.
با توجه به قدرت تفكیك زاویه ای ۲۳ ثانیه قوسی (در فركانس مشاهده ای ۱۱۵GH۲ و طول موجmm ۲/۶) ۵/۱ میلیون مكان مجزا و منفرد
باید اندازه گیری می شد.
برای تسریع فرآیند مشاهده، از شیوه جدیدی برای اندازه گیری استفاده شد. رادیوتلسكوپ در این شیوه به جای مشاهده جداگانه هر
موقعیت، اطلاعات را به طور پیوسته از تمام كهكشان جمع آوری می كند. این شیوه رصد كه «در حركت» (on the fly) نامیده
می شود، به طور اختصاصی برای طرح M۳۱ ابداع شد كه امروزه روشی استاندارد نه فقط در رادیوتلسكوپ پیكو وله تا بلكه در دیگر
رادیوتلسكوپ هایی است كه در طول موج های میلی متری رصد می كنند.
برای هر مكان مشاهده شده در M۳۱ فقط یك مقدار برای شدت CO ثبت نشد، بلكه به طور همزمان ۲۵۶ مقدار به دست آمد كه پهنای
باند آن ۲/۰ درصد طول موج مركزی ۶/۲ میلی متری است. بنابراین كل اطلاعات رصدی مجموعه ای ۴۰۰ میلیونی را به وجود آورد! مكان
دقیق خط CO در طیف، اطلاعاتی در مورد سرعت گاز سرد به ما می دهد. اگر گاز به سمت ما حركت كند، خط به سمت طول موج های
كوتاه تر می رود. هنگامی كه منبع از ما دور می شود، جابه جایی به سمت طول موج های بزرگتر روی می دهد. این پدیده كه اثر داپلر
نام دارد، همان پدیده ای است كه هنگام آژیر كشیدن آمبولانسی كه به سمت ما می آید، یا از ما دور می شود به وقوع می پیوندد. در
اخترشناسی با استفاده از اثر داپلر حركت ابرهای گاز را بررسی می كنند. حتی در مواردی كه ابرهایی با سرعت های متفاوت در خط
واحدی مشاهده می شوند، تمایز آنها امكان پذیر است. اگر خط طیفی پهن باشد، یا ابر در حال انبساط است، یا ابرشامل چندین بخش
است كه هر كدام سرعت متفاوتی دارند.
این رصدها در سال ۲۰۰۱ به پایان رسید. با توجه به بیش از ۸۰۰ ساعت كار تلسكوپ این طرح یكی از بزرگترین طرح هایی است كه به
وسیله تلسكوپ های IRAM یا MPIFR انجام شده است. پس از پردازش و تحلیل كامل مقدار زیادی از اطلاعات، توزیع كامل گاز سرد در
M۳۱ منتشر شد.
خط CO در طیف گاز سردM۳۱ در جای مناسبی واقع شده و بررسی ساختار بازوی مارپیچ را امكان پذیر می سازد. بازوهای مارپیچ مجزا
در فاصله ۲۵ هزار تا ۴۰ هزار سال نوری از مركز آندرومدا واقع شده اند كه بیشتر ستاره ها در این منطقه تشكیل می شوند. در منطقه
مركزی كه ستارگان پیر متمركز شده اند، خط های CO بسیار ضعیف ترند. با توجه به شیب زیاد M۳۱ نسبت به خط دید (حدود ۷۸ درجه)
بازوهای مارپیچ حلقه بیضوی بزرگی را می سازند. در حقیقت مدت های زیادی به اشتباه آندرومدا را كهكشانی حلقوی در نظر میگرفتند.
نقشه سرعت گازها (شكل زیر) شبیه به عكس یك حلقه آتش است. در یك سمت (در بخش پایین، چپ) گاز CO با سرعت حدود ۵۰۰
كیلومتر بر ثانیه به سمت ما حركت می كند (بخش آبی) اما در سمت دیگر (بالا، راست) با سرعت ۱۰۰ كیلومتر بر ثانیه (قرمز) حركت
می كند. از آنجایی كه كهكشان آندرومدا با سرعت ۳۰۰ كیلومتر بر ثانیه به سمت ما حركت می كند، حدود دو میلیارد سال دیگر از
كهكشان راه شیری كاملاً عبور می كند. علاوه بر آن M۳۱ با سرعت حدود ۲۰۰ كیلومتر حول محور اصلی می گردد. از آنجایی كه ابرهای
داخلی CO مسیر كوتاه تری نسبت به ابرهای بیرونی را می پیمایند، می توانند سبقت بگیرند. این پدیده به ساختار مارپیچ منجر می
شود.چگالی گازهای مولكولی سرد در بازوهای مارپیچ بیشتر از چگالی گازها بین این بازوها است، اما گازهای اتمی به طور یكنواخت
تری توزیع شده است. این پدیده بیانگر آن است كه گازهای مولكولی از گازهای اتمی موجود در بازوهای مارپیچ به ویژه در حلقه های
باریك تشكیل ستاره به وجود آمده است. منشاء این حلقه هنوز نامعلوم است. شاید گاز موجود در حلقه موادی باشد كه هنوز برای
تشكیل ستارگان استفاده نشده است، شاید هم میدان مغناطیسی M۳۱ موجب تشكیل ستارگان در بازوهای مارپیچ شود. رصدهای
انجام شده با تلسكوپ افلسبرگ (Effelsberg) نشان داد كه میدان مغناطیسی از همان بازوهای مارپیچ دیده شده درCO تبعیت
می كند.حلقه تشكیل ستارگان (ناحیه تولد) در كهكشان راه شیری ما از ۱۰ تا ۲۰ هزار سال نوری از مركز كهكشان وسعت دارد كه از
منطقه مشابه M۳۱ كوچكتر است. اما به رغم آن، مولكول های گاز راه شیری ۱۰ برابر بیشتر است. با توجه به اینكه سن كهكشان ها
برابر است، بازدهی كهكشان راه شیری نسبت به مواد اولیه اش بیشتر است. از طرف دیگر تعداد زیاد ستارگان پیر در مركز M۳۱ بیانگر آن
است كه سرعت تشكیل ستارگان در گذشته بسیار بیشتر از زمان حال بوده. از این رو بیشتر گازها پیش از این مصرف شده اند. نقش
جدید CO نشان می دهد كه فرآیند تشكیل ستارگان در آندرومدا در گذشته بسیار كارآمد بود. شاید میلیاردها سال پس از این،
كهكشان راه شیری ما به وضعیت فعلی آندرومدا شبیه شود.
بابت این یکی ببخشید
آخرین ویرایش توسط اماتور یکشنبه ۱۳۹۱/۵/۲۲ - ۰۴:۴۲, ویرایش شده کلا 1 بار
Re: ستارگان
جذب تشدیدی و اتلاف امواج هیدرومغناطیسی در تاج خورشید
گرمایش تاج خورشید از حدود ۶۰ سال پیش مورد توجه منجمین و خورشید شناسان بوده است. یکی از روشهای ارایه شده در این زمینه
جذب تشدیدی امواج آلفن در حلقه های تاج است. بر این اساس یک لوله شار مغناطیده با پروفیل چگالی غیریکنواخت که باعث
پیوستگی سرعت آلفن در امتداد شعاع لوله می شود، در نظر گرفته شده است.
حل این مساله بدون در نظر گرفتن عوامل اتلافی، منجر به یک معادله موج برای مولفه اختلالی میدان مغناطیسی در راستای محور لوله
می شود. مولفه های دیگر میدان هم بر حسب این مولفه به دست می آیند. در غیاب نیروهای اتلافی معادلات فوق در محلی از لوله که
فرکانس موج آلفن با یکی از ویژه فرکانسهای طبیعی لوله برابر می شود، تکین هستند. این معادلات به روش عددی حل شده اند.
با اعمال اتلافهای وشکسانی و مقاومتی آهنگ اتلاف و چگالی انرژی به دست آمده اند. رفتار مولفه های میدان سرعت و میدان
مغناطیسی نشان می دهند که قسمت عمده تغییرات این میدانها در یک لایه بسیار نازک در اطراف تکینگی که به لایه تشدیدی معروف
است، اتفاق می افتد و آهنگ اتلاف هم در آنجا زیاد است. این نتایج با مشاهدات به دست آمده از سفینه TRACE در مورد شراره
(BD۲۰۰۰) سازگاراند.
Re: ستارگان
میـــرا شگفت اختر
بیش از چهارصد سال پیش هنگامی که یک منجم آماتور هلندی به نام« دیوید فابریسیوس» در حال جستجوی عطارد بود، متوجه ستاره
پرنوری شد. او رصد خود را از۳ تا ۲۱ آگوست ۱۵۹۶ ادامه داد. در این مدت درخشندگی ستاره از قدر ۳ به۲ افزایش یافت. وی در ماه بعد
متوجه کم نورشدن آن شد و در اکتبر همان سال این ستاره عجیب از نظرها پنهان شد. در ابتدا ، فابریسیوس فکر کرد که شاهد یک
« نواختر» است تا اینکه در۱۵ فوریه ۱۶۰۹ دوباره آن را مشاهده کرد.
«ژوهان بایر» در اطلس ستاره ای خود که در سال۱۶۰۳ منتشر شد، آن را اومیکرون و از قدر چهارم نشان داد. «جان هولواردا» به بررسی
این ستاره متغیر پرداخت و در سال۱۶۳۸ دوره تناوب آن را یازده ماه تعیین کرد. این اولین بار بود که دوره تناوب یک متغیر بلنددوره اندازه
گیری می شد. افسوس که فابریسیوس زنده نبود تا شاهد کشف با اهمیت خود باشد. در سال ۱۶۴۲،« ژوهانس هولیوس» این ستاره
متغیر را به دلیل تغییرات عجیبش ، میرا(شگفت اختر) نامید. میرا پرنورترین و جذابترین متغیر بلنددوره آسمان است.
دوره تناوب این متغیر تقریبا"۳۳۲ روز و تغییرات درخشندگی آن از قدر ۳ تا ۹ است. تغییرات درخشندگی میرا ثابت نیست و بین دوره های
مختلف آن اختلافاتی وجود دارد. بطوریکه گاهی اوقات پرنورتر بوده است. در سال۱۷۷۹ ، «ویلیام هرشل» درخشندگی میرا را در هنگام
اوج معادل دبران(قدر۰/۸۵) تعیین کرد.
او رنگ آن را مانند مو-قیفاووس، قرمز یاقوتی ذکر کرده است. در بعضی سالها نیز میرا در اوج درخشندگی از قدر۵+ گزارش شده است. اما
آیا واقعا" فابریسیوس اولین کسی بود که میرا را دید؟ مطالعات تاریخی نشان می دهد که ابرخس در ۱۴۳سال پیش از میلاد ، رصدگران
چینی در۱۰۷۰ م. و احتمالا" رصدگران کره ای در سال۱۵۹۲ این ستاره را مشاهده کرده اند.
در چند مورد دیگر نیز گزارشهایی از مشاهده متغیر های مشابه ای (R-اسد، R-شجاع ) نیز موجود می باشدکه از آنها به عنوان «ستاره
مهمان» یاد شده است.
هر چندکه به دلیل دقت کم نقشه های آنها و نبودن یک مختصات مناسب با اطمینان نمی توان این گفته را تایید کرد. میرا در فهرست
ستاره ای بطلمیوس و کتاب صورالکواکب عبدالرحمان صوفی وجود ندارد. در زمانی که آنها به رصد و ثبت ستاره های قیطس می پرداختند
، میرا با چشم غیر مسلح مشاهده نمی شده است.
رصد های تلسکوپ فضایی هابل قطر زاویه ای حدود۶۰ میلی ثانیه را برای میرا تعیین می کند. این نشان می دهد که قطر واقعی آن
حدود۷۰۰ برابر قطرخورشید می باشد! میرا ستاره سردی است ، دمای سطحی آن بین ۲۵۰۰ تا ۱۹۰۰ درجه کلوین متغیر می باشد.
میرا ستاره دوتایی نیز است.
همدم آبی رنگ آن در سال۱۹۲۳ در رصدخانه لیک کشف شد. فاصله زاویه ای آن از میرا ۰/۹ ثانیه قوسی و دوره مداری آن ۴۰۰ سال اندازه
گیری شد. با توجه فاصله ۴۰۰ سال نوری آنها از ما، فاصله واقعی این دو هدم از یکدیگر حدود۷۰۰ واحد نجومی است.احتمالا" این همدم
یک کوتوله سفید می باشد.
مطالعات جدید نشان می دهد که این همدم تغییرات قدری از ۹/۵ تا ۱۲دارد.از دید ما فاصله این دو همدم تغییر می کند و اکنون فاصله زاویه
ای آنها ۰/۱ ثانیه قوسی است. میرا آنقدر معروف است که دسته ای از ستارگان متغیر بلند دوره دوره ای به همین نام شناخته می شوند.
متغیرهای میـراگونه
متغیرهای میرا ستارگان غول قرمز سردی هستند. در نمودار HR چنین ستارگانی در بخش با درخشندگی بالا ی شاخه مجانبی غول
(AGB) و در حوالی متغیر های نیمه منظم یافت می شوند. در مقایسه با خورشید، متغیر های میرا گونه عموما" ستاره هایی با
شعاعبزرگتر، دما و گرانش سطحی پایین تر ی محسوب می شوند.
به دلیل گرانش سطحی کم ، جو خارجی آنها پیوند ضعیفی با ستاره دارند. اصولا" متغیر های میرا از رده طیفی S , M هستند و دوره
تناوب تغییرات آنها ۸۰ تا ۱۰۰۰ روز است. این متغیرها در محدوده مرئی دارای تغییرات بیش از ۲/۵ قدر هستند. تغییرات مشاهده شده در
درخشندگی متغیر های میرا به دلیل تپش آنها می باشد. این ستار ها جرمی در حدود جرم خورشید دارند اما جرم قابل توجهی
( ۶-۱۰ تا ۷-۱۰ جرم خورشیدی) را از دست می دهند و باعث بوجود آمدن پوسته های پیرا ستاره ای بزرگی در اطراف ستاره می شوند.
این ستاره ها در هسته خود هلیوم می سوزانند و شاخه AGB را طی می کنند.مرحله AGB فاز پایانی تحول بسیاری از ستارگان رشته
اصلی است. وقتی این گونه ستاره به مرگ خود نزدیک می شود با سرعت زیادی جرم از دست می دهد و به سحابی سیاره نما و در
نهایت به کوتوله سفید تبدیل می شود.تصاویر تلسکوپ هابل نشان داد که تعدادی از ستارگان میراگونه کروی نیستند بلکه تخم مرغی
هستند.
به دلیل تغییرات زیاد درخشندگی این متغیر ها رصد آنها نسبتا" آسان است. به همین دلیل از سال۱۸۹۹ هیچ متغیر میراگونه ای با چشم
غیرمسلح کشف نشده است. از آنجاییکه دوره تناوب آنها بلند است شرایط نا مناسب جوی جندان مشکلی ایجاد نمی کند و می توان
هر هفته یا ده روز به رصد آنها پرداخت.
تغییرات درخشندگی آن طوری است که با یک دوربین دوچشمی کوچک نیز می توان آن را پیگیری کرد. اگر تا کنون یک متغیر بلند دوره را
رصد نکرده اید ، میرا انتخاب درستی برای شروع کار می باشد.
Re: ستارگان
ماده تاریک باعث خاموشی ستارگان اولیه شده است
به راستی ماده تاریک در دوران اولیه کیهان چه نقشی داشته است؟ از آنجا که بخش وسیعی از عالم، از ماده تاریک تشکیل شده ،
روشن است که این ماده اسرار آمیز در روند عالم تاثیر به سزایی دارد.
گروهی از محققین بر این عقیده اند که مواد چگال تشکیل دهنده ماده تاریک، با شکل گیری ستارگان تاریک نخستین ، مانع از ورود نسل
اولیه ستارگان به مرحله "رشته اصلی" شده اند.ستارگان تاریک به جای سوختن هیدروژن ( همجوشی هسته ای)،با نابودی ماده تاریک
گرم می شدند و به احتمال زیاد این ستارگان هنوز هم در گوشه ای از کیهان وجود دارند.
تنها چندین صد هزار سال پس از انفجار بزرگ با سرد شدن تدریجی کیهان، مواد اولیه از ابر های گاز یونیده ابر گرم جدا شدند و در اثر
گرانش گرد هم آمدند و ستارگان نخستین را شکل دادند.اما این ستارگان با ستارگانی که ما امروز می بینیم تفاوت های عمده ای داشته
اند.آنها به طور کلی از هیدروژن و هلیم تشکیل می شدند و پس از این که جرم شان بسیار زیادی می شد با انفجاری مهیب تبدیل به ابر
نو اختر می گشتند. انفجار های ابر نواختری پی در پی و همجوشی هسته ای این دست از ستارگان، باعث ورود عناصر سنگین تری به
کیهان می شد.
ماده تاریک در دوران اولیه کیهان، حکم فرما بوده است. این ماده اسرار آمیز با گرانش خود مواد موجود در کیهان را به دور هم جمع کرده و
هاله ای آز آنها تشکیل می داده است. همچنان که ستارگان اولیه در درون هاله هایی از ماده تاریک در کنار هم گرد می آمدند، پروسه ای
که از آن تحت عنوان سرد شدن مولکولی هیدروژن یاد می شود،به ،فروپاشی آنها به داخل ستارگان کمک می کرده. البته این ایده
متداولی است که مورد پذیرش شمار زیادی از اخترشناسان می باشد.
اما عده ای از محققین ایالات متحده بر این عقیده اند که ماده تاریک صرفا به واسطه گرانشش تاثیر گذار نبوده ، و به طور عمیق تری در
کیهان درگیر بوده است.نتایج تحقیقات این گروه تحت عنوان " ماده تاریک و ستارگان نخستین : فاز جدیدی از تکامل تدریجی ستاره ای"
به چاپ رسیده است.
هنگامی که ریز ذرات ماده تاریک به هم فشرده می شوند،از بین می روند.ذارت در فرایند نابودی مقدار زیادی حرارات ایجاد کرده و باعث
اختلال در مکانیزم پروسه سرد شدن مولکولی هیدروژن می شوند. همجوشی هسته ای هیدوژن می ایستد و فاز نوین ستاره ای "
ستاره تاریک" آغاز می گردد.بدین ترتیب گوی های پرجرمی از هیدروژن و هلیوم به جای همجوشی هسته ای از نابودی ماده تاریک
حاصل می آیند.
اگر این ستارگان به میزان کافی پایدار باشند، احتمال می رود شماری از آنها هنوز هم وجود داشته باشند.این بدان معنا است که جمعیت
های ستارگان نخستین هیچگاه به مرحله "رشته اصلی" نرسیده اند و همچنان در پروسه توسعه نیافته نابودی ماده تاریک به سر میبرند
و به بیان دیگر عقب مانده اند.
همچنان که ماده تاریک در این فرایند به مصرف می رسد.مقادیر دیگری از ماده تاریک در سایر نقاط به عنوان جایگزین به سوی هاله جریان
خواهند یافت تا هسته همچنان گرم بماند.بدین ترتیب همجوشی هسته ای هیدروژن همانند گذشته دیگر ادامه نخواهد یافت.
از طرف دیگر ممکن است ستارگان تاریک نتوانند برای مدت زیادی دوام بیاورند. همجوشی هسته ای مواد عادی ممکن است سرانجام
فرایند نابودی ماده تاریک را مختل نماید.بنابر این سیر تکاملی این دست از ستارگان برای تبدیل شدن به یک ستاره عادی از حرکت نمی
ایستد ، بلکه به تاخیر می افتد.
چگونه اخترشناسان می توانند به جستجوی ستارگان تاریک بپردازند؟
ستارگان تاریک بسیار عظیم اند و شعاع هسته آنها می تواند بیش از یک واحد نجوی باشد (فاصله بین زمین و خورشید، در حدود ۱۵۰
میلیون کیلومتر). در نتیجه کاندیدا های مناسبی برای آزمایش عدسی گرانشی می باشند.در این آزمایش مشاهداتی از گرانش کهکشان
های مجاور به عنوان تلسکوپ های مصنوعی برای کانونی کردن نور اجرامی که در دور دست ها قرار دارند، استفاده می شود. تا کنون
این بهترین روشی است که اخترشناسان برای شناسایی و بررسی اجرام دور دست از آن بهره می برند.
این ستارگان همچنین از راه دیگری نیز قابل آشکار سازی هستند،اگر ماهیت ماده تاریک از تئوری "کنش و واکنش ضعیف ذرات پر جرم"
پیروی کند، به هنگام نابودی ریز ذرات ماده تاریک، مقدار زیادی حرارت تولید می شود و بواسطه این گرمای زیاد ،تابش هایی در طیف
گاما صورت می گیرد. علاوه بر این ذرات دیگری نیز در فضا پراکنده می گردند. بنا بر این اخترشناسان با بررسی آسمان در طیف گاما و
جستجوی ذراتی همانند نوترینو و پاد (ضد) ماده می توانند به وجود ستارگان تاریک پی ببرند.
راه سوم برای یافتن این دست از ستارگان، تاخیر در ورود به مرحله "رشته اصلی" ستارگان اولیه است.ستارگان تاریک می توانند برای
میلیون ها سال برای رسیدن به این مرحله تاخیر داشته باشند، که این امر خود باعث ایجاد شکافی غیر عادی در فرایند تکاملی ستارگان
می باشد.
شاید ستارگان تاریک بتوانند اخترشناسان را در یافتن ماهیت حقیقی ماده تاریک یاری نمایند.
Re: ستارگان
فانوس کیهانی
اخترشناسان پس از یافتن نوع عجیب و غریبی از ستارهها موسوم به پالسار (Pulsar، تپ اختر) که به نظر میرسد در مداری
بسیار دراز و کشیده به دور ستاره خورشید مانندی میچرخد، سخت به حیرت افتادهاند. در واقع یافته اخیر این ستاره را در آرایشی
نشان میدهد که دانش فعلی دانشمندان درباره پالسارها را به چالش میکشد.
پالسارها اجرامی با چگالی غیرعادیاند که بر اثر انفجار ستاره عظیمی مثل یک ابرنواختر به وجود میآیند. پالسارها در فواصل زمانی
منظمی، رگبارهای شدید و کوتاهی از امواج مثل پرتو ایکس و پرتوهای الکترومغناطیسی مرئی از خود ساطع میکنند. این پالسار جدید
موسوم به J۱۹۰۳+۰۳۲۷ در فاصله ۲۱ هزار سال نوری از زمین قرار گرفته است. سال نوری مسافتی است که نور در طول یک سال
میپیماید و معادل ۱۰ تریلیون کیلومتر خواهد بود. اسکات رنسوم (S.Ransom)، اخترشناس رصدخانه اخترشناسی رادیویی ملی
در ویرجینیای آمریکا در مصاحبهای تلفنی، در این باره گفت «پرسش بزرگ این است که چنین چیزی چگونه شکل گرفته است، چرا که از
مدل استاندارد ما در شکلگیری اینگونه اجرام، به هیچوجه پیروی نمیکند.
این جرم آسمانی به خاطر چرخش بسیار سریعش، درمیان دانشمندان به پالسار میلی ثانیهای شهرت یافته است. در واقع این پالسار
در هر ثانیه ۴۶۵ بار به دور خودش میچرخد. تا کنون هرچه پالسار کشف شده بود به دور یک کوتوله سفید (نوعی ستاره درحال مرگ) و
در مدارهایی تقریبا دایره شکل میچرخیدند. اما این یکی در مداری بسیار کشیده و به دور ستارهای میچرخد که به لحاظ ترکیبات و
اندازه، بسیار به خورشید ما شباهت دارد.
دیوید چمپیون (D.Champion)، ستارهشناس مرکز تاسیسات ملی تلسکوپ استرالیا در این باره میگوید «در واقع آنچه ما یافتهایم
پالساری میلی ثانیهای است که در نوع نادرستی از مدار، به دور نوع نادرستی از ستاره میچرخد. اکنون باید دریابیم که این منظومه
عجیب و غریب چگونه شکل گرفته است.» پالسار شگفتانگیز اخیر توسط تلسکوپ رادیویی مستقر در پوئترو ریکو شناسایی شده
است.
پالسارها انواع بسیار نادری از ستارههای نوترونی هستند که میدانهای مغناطیسی بسیار قدرتمندشان باعث به وجود آمدن پرتوهایی
از نور مرئی و امواج رادیویی میشوند که با چرخش ستاره به دور خود، درست مثل یک فانوس دریایی عمل میکنند. به بیان دیگر اثرات
میدان مغناطیسی پالسارها بهگونهای است که نور مرئی و امواج رادیویی تنها در یک راستا از آنها خارج میشود. این پدیده موسوم به
اثر فانوس دریایی باعث میشود پالسارها تنها زمانی قابل رصد باشند که امتداد امواج خارج شده از آنها کره زمین را نشانه رفته باشد.
البته با توجه به اینکه پالسارها با سرعتهای بسیار زیادی به دور خود میچرخند در آسمان به شکل یک فانوس دریایی چشمکزن به
نظر میرسند. پالسارهای معمولی بین یک تا ۲۰ بار در ثانیه به دور خود میچرخند. اما انواعی از آنها موسوم به پالسارهای میلی
ثانیهای هم وجود دارند که سرعت چرخششان به دور خود بسیار زیاد است. با توجه به اینکه چگالی این اجرام بسیار زیاد است، حرکت
اسپینی آنها با نظم و دقت بسیار زیادی انجام میشود. در برخی از پالسارها میزان دقت چرخش ستاره به دور خود، در حد ساعتهای
اتمی است.
تا پیش از این یافته شگفتانگیز اخیر دانشمندان بر این باور بودند که این پالسارهای میلی ثانیهای در ابتدا کارشان را به شکل یک
پالسار معمولی با حرکت اسپینی کمتر آغاز میکنند و سپس پس از آنکه مواد به بیرون پرتاب شده توسط ستارهای دیگر، به سطح این
پالسارها رسید، با افزایش جرم آنها میزان اندازه حرکتشان نیز افزایش مییابد و در نتیجه به پالساری میلی ثانیهای با حرکت اسپینی
بسیار سریع تبدیل میشوند. به گفته رنسوم «اگر پیش از این از هر اخترشناسی میپرسیدید که آیا ممکن است چنین منظومهای
(کشف اخیر) وجود داشته باشد، به طور قطع میگفت نه. به همین خاطر است که اخترشناسان از کشف منظومه اخیر به شدت
شگفتزده شدند.» دانشمندانی که خبر کشف اخیر را در قالب مقالهای در ژورنال Science منتشر کردند، وجود ستاره سومی از نوع
نوترونی یا کوتوله سفید را نیز حدس زدند که احتمال دارد همراه با دو ستاره دیگر در حال گردش باشد. دانشمندان تا کنون بیش از ۱۰۰
پالسار را شناسایی کردند که همگی در منظومههایی دو ستارهای یا دودویی قرار گرفتهاند، رتسوم در این باره میگوید «کشف اخیر
میتواند نخستین منظومه سهتایی باشد».
Re: ستارگان
پیامدهای نابودی ستارگان
ستارهها جاویدان نیستند! اخترشناسان ، در پرتو مشاهدههای متعدد ، موفق شدهاند به تفصیل ، زمان مرگ ستارگان را پیش بینی
کنند. پارهای تارهها به کندی خاموش میشوند، خورشید ما نخست به صورت گلوله آتشین غول آسا در خواهد آمد و خورشیدهای
دیگر پس از انفجار به ابرنواختر تبدیل خواهند شد. هنگامی که خورشید واپسین دم را بکشد، پنج میلیارد سال گذشته است. پس از
اینکه خورشید چنان باد کند که مدار سیاره زهره را هم فرا بگیرد، همه جو خود را در فضا میریزد و به صورت گوی کوچکی در میآید
که نور درخشان سفیدی از خود گسیل میکند و آنگاه خاموش میشود و منظومه خورشیدی را در تاریکی جاودان فرو میبرد.
زمانی که خورشید میمیرد
در این هنگام ، مدت مدیدی است که زمین به صورت جهنمی در آمده است. از بزرگترین کارهایی که بدست انسان انجام گرفته و
همچنین از آثار زندگی ، کوچکترین نشانهای بر جای نخواهد ماند. سیاه آبی ما این جایگاه برترین آفریدهها ، بیشتر از هر زمینتان
به ماه شبیه خواهد شد: بدون جو ، بدون آب ، با سطحی بسیار گرم.
سرنوشت ستارگان
سرنوشت همه ستارهها مانند خورشید نیست. آنها ، بر حسب جرمشان ، به گونههای مختلف میمیرند. به منظور کشف این تنوع و
مراحل تحول هر ستاره ، باید ستارهها را به دقت مشاهده ، رده بندی و بویژه مکانیک آنها را دریافت. از یکسال پیش ، گروه پژوهشی
آدام/باروز از دانشگاه آریزونادر تاکسون ، برای ایجاد شرایط حاکم در لحظه انفجار ابرنواختر از مشابه سازیهای کامپیوتری یاری گرفتهاند.
پژوهشگران به یاری ابررایانههایی که ساعتها کار میکنند، توانستهاند فروپاشی لایههای گوناگون ستاره را به هنگام فرو ریختن در قلب
آهنی خود ، در دو بعد ، باز سازی کنند.
همچنین توانستهاند این فراِیند را از راه لایههای امواج ضربهای بوجود آمده ، پس از توقف ناگهانی فرو ریزی ، پیگیری کنند. درپرتو این
شبیه سازیها ، که تا چند سال پیش تحقق ناپذیر بودند، اخترشناسان در حال کشف و آگاهی از چگونگی مرگ پیش بینی شده
ستارگان پر جرم هستند. پیش از رسیدن به آن ، باید از کم و کیف و ماهیت ستارگان آگاهی مییافتند. از ابتدای سده کنونی ،
دانشمندان ستارگان را بر حسب دما و درخشندگیشان رده بندی کردند.
رنگ نور گسیلی ، دما را معین میکند؛ مثلا ستاره سرخ سرد است (پیرامون ۳۰۰۰ درجه کلوین که صفر درجه کلوین مساوی ات با
منهای ۲۷۳ درجه سانتیگراد). در حالی که ستاره آبی ، بسیار گرم است، (پیرامون ۲۵۰۰۰ درجه کلوین) از آنجا که درخشندگی بستگ
به دما و سطح گسیل کننده ستاره دارد، اخترشناسان تعیین کردهاند ستارههایی با ابعاد بسیار متفاوت وجود دارند. دمای بالا و
درخشندگی شدید ، از فراوان انرژی خبر میدهد.
سرچشمه این انرژی کلان از کجاست؟
ستاره ، تحت تأثیر وزن خود ، هر اندازه که باشد، گرایش به انقباض دارد. اما در برابر نیروی گرانش که اتمهای گازهای را بسوی مرکز
ستاره جذب و متراکم میسازد، نیروی الکترومغناطیسی وجود دارد که ناشی از جنبش ذرات گاز (الکترونها و هستههای اتمی) ناشی
از گرماست. این نیروی دوم که فشار درونی نیز نامیده میشود، در دمای بالاتر ، نیرومندتر است. این بدان معنی است که رفته رفته بر
دما افزوده میشود، الکترونها بیش از پیش به حرکت در میآیند تا اینکه از هستهها گریخته ، در فضاهایی که پیش از آن در اشغال اتمها
بودند، آزادانه جریان مییابند.
در سطح خورشید ، فشار کم است و دما پیرامون ۵۳۰۰ درجه کلوین است. در مرکز آن مادهای که وزن همه آن چیزهایی که بالای سرش
قرار دارند، را تحمل میکند، تراکمی معادل ۱۵۰ مرتبه بیشتر از آب را بدست میآورد. در ۱۵ میلیون درجه کلوین ، ذرات تحریک شده چنان
به یکدیگر نزدیکند که گاهی با یکدیگر برخورد میکنند. هنگامی که این مورد پیش بیابد، دو هسته اتم ، چنان به یکدیگر نزدیک میشوند
که موفق به غلبه بر نیروی دافع الکتروستاتیکی (کاهنربایی) میشوند.
در این لحظه بخصوص ، نیروی هستهای پدید میآید که در برابر این فواصل کوچک تاب مقاومت نیاورده ، بر آنها غالب میشود. در این
صورت دو هسته یکی شده و جرمی کمتر از کل جرم اولیه شان بدست میآوردند. تفاوت جرم ، به انرژی تبدیل شده ، به صورت فوتون
گاما گسیل میشود. ژان/پیرشیز ، اخترفیزیکدان سازمان انرژی اتمی فرانسه چنین نتیجه گیری میکند: "هر ستاره ، رآکتور هستهای
پایداری است با دیوارههای گرانشی".
مرحله هیدروژی سوزی
در ستارهها ، عنصر اولیهای که فراوانتر است، هیدروژن است (حجدود ۷۰ درصد از جرم آنها) و باز هم همین هیدروژن است که زودتر از
همه تسلیم نیروی هستهای میشود. در قلب خورشید ، همچنان که در قلب ستارگان دیگر ، هستههای هیدروژن در اثر همجوشی به
هستههای هلیوم بدل میشوند. هر چه دما زیادتر شود، واکنشها هم بیشتر میشوند، و بنابراین گازهای واقع در لایههایی دورتر از مرکز
را گرم میکنند. لایههایی که کمتر تحت تأثیر نیروی گرانش قرار دارند. در این صورت ، این لایهها منبسط (فضای داخلی بر نیروی گرانش
غلبه میکند) و سرد میشوند.
سرد شدن پوششی منجر به کاهش واکنشهای گرما هستهای در مغز و مرکز ستاره میشود که بار دیگر تا افزایش دوباره واکنشها خود
را گرم کند.
این ساز و کار تنظیم کننده ، که شباهت به دما پای یخچالها دارد، به خورشید فرصت میدهد که انرژی خود را به کندی "مصرف" کند و
طول عمری به مدت ۱۰ میلیارد سال داشته باشد. با این حال ، پس از ۵.۵ میلیارد سال ، همه هیدروژن درونی ، تبدیل به هلیوم خواهد
شد. اما نیروی دافع بسیار الکتریسیته ساکن بالای این هستههای جدید ، مانع از همجوشی در دمایی به "اندکی" ۱۵۶ میلیون درجه
کلوین خواهد شد.
گرانش هم با پیگیری کار انقباضش ، دمای قلب خورشید را بالا خواهد برد و این همجوشی هستههای هیدروژن پوششی را فراهم
خواهد آورد که تا آنجا بسیار سردتر از آن مانده بودند تا واکنشهای هستهای را بوجود بیاورند. این منبع جدید گرما که دیگر مرکزی نیست
بلکه پوششی و محیطی است، لایههای خارجی گازها را منبسط خواهد کرد، و بدین سان مرحله غول سرخ آغاز خواهد شد. در آن
هنگام به مدت صد میلیون سال ، خورشید باد کرده ، مدار سیاره زهره را در بر خواهد گرفت. گاز سطحی که از منبع گرمای به دور
میافتد، رد شده به ۳۰۰ کلوین میرسد و فضا را با نوری سرخ روشن خواهد کرد.
مرحله هلیوم سوزی
طی این مدتی که ذکر شد قلب هلیومی ، انقباظش را ادامه خواهد داد تا به ۱۰۰میلیون درجه کلوین برسد و شروع به همجوشی با
اکسیژن و کربن کند. همه چیز طوری اتفاق میافتد که گویی ، در دور دست در سطح سرد خورشید ، ستارهای تازه و بسیار کوچک در
حال پیدایش است. طی چند میلیون سال ، افروختن هلیوم پایان خواهد گرفت. در این صورت چیزی به جز قلبی بی حرکت و بی واکنش از
اکسیژن و کربن با دمای ۲۰۰ میلیون کلوین بر جای نخواهد ماند. این قلب ، خود را گرم خواهد کرد و دچار همجوشی خواهد شد. این
منبع گرما همچنان به سوختن هدروژن ادامه خواهد داد که باز هم دورتر از قلب قرار داشته است. اما ابن مرحله ناپایدار است و در پایان
کار ، پوشش خارجی که تراکم بسیار کمی دارد (بسیار کمتر از جو زمین) در فضای میان ستارهای ریخته خواهد شد.
مرحله پایانی
این پوسته در حال انبساط پیروزمند از نیروی گرانشی ، بیش از پیش بزرگ خواهد شد تا شکل گوی غول آسایی را به خود بگیرد که
قلبش آن را درخشان میسازد. این همان چیزی است که سحابی سیارهای نامیده میشود. در این میان قلب به صورت کوتوله سفیدی
در میآید، ستاره کوچکی به بزرگی زمین. دمایش به ۱۰۰۰۰ درجه کلوین کاهش مییابد و گرانش آن برای ایجاد همجوشی اکسیژن و
کربن به انداه کافی شدید نخواهد بود. آنچه از خورشید خواهد ماند، به کندی سرد خواهد شد تا به خاموشی کامل بینجامد. بدین سان
کوتوله سیاهی تشکیل خواهد شد که برای همیشه به همان صورت خواهد ماند.
شرایط زمین پس از مرگ خورشید
در آن هنگام ، در روی زمین ، زندگی بسیار پیش از مرحله غول سرخ جاروب شده است. میشل/کاسه ، از بنیاد اخترفیزک پاریس چنین
اشاره میکند که: "تا یک میلیارد سال دیگر ، درخشندگی خورشید که ۱۰ تا ۱۵ درصد ، به نسبت امروز افزایش خواهد یافت، برای تبخیر
اقینوسها و تبدیل کره ما به کورهای همانند زهره کفایت خواهد کرد." در واقع ، این جرم اولیه ستاره است که شرایط تحول آن را فراهم
میآورد. بین ۰.۳ و ۷ جرم خورشیدی ، همین داستان خورشید تکرار میشود. فراتر از آن ، تحول ستارهای دیگری منجر به مرگی دیگر
میشود.
مرگ ستارگان پر جرم
در حالی که ستارههایی از نوع خورشید ، جرمشان طی مرحله غول سرخ از دست میرود، ستارههای پر جرم که غول آبی نامیده
شدهاند، از همان آغاز وجودیشان جرم از دست میدهند. گرمای آنها (با دمای ۲۵۰۰۰ درجه کلوین در سطح و ۳۰ میلیون درجه کلوین در
قلب) جریانی از فوتونها را گسیل میکند که چنان شدید است که بخشی از پوشش ستاره کاملا بسوی فضا رانده میشود. از آنجا که
نیروی گرانشی (ناشی از جرم کلی از ستارههای نوع خورشید بسیار شدیدتر است، واکنشهای هستهای در آن ، با آهنگی بسیار بالاتر
تولید میشوند. مثلا غولی آبی با ۲۵ تا ۳۰ جرم خورشید ، ذخیرههای هیدروژنش را تنها طی ۸ تا ۱۰ میلیون سال به پایان میبرد.
مغز هلیمی آن منقبض میشود. دمایش افزایش مییابد و منجر به به همجوشی هیدروژن محیطی میشود. پوشش گرم شده منبسط
میشود و در این هنگام مرحله ابر غول سرخ آغاز میشود. افروزش هلیوم ۵۰۰۰۰۰ سال به طول میانجامد. به جای پایان گرفتن به
صورت کوتوله سفید کربنی و اکسیژنی ، مغز ، ناتوان از تحمل وزن بسیارش به انقباض ادامه میدهد. در دمای ۸۰۰ میلیون درجه کلوین
، هسته اتمهای کربن و اکسیژن همجوشی یافته تبدیل و به نئون و سدیم میشوند. این تغییر و تحول پیش از چند ده سالی به طول
نمیانجامد. کارها سرعت میگیرند، انقباض پیگیری میشود تا به یک میلیارد درجه کلوین برسد.
در درون ستاره ، از آنجا که دما ، همچنانکه به مرکز آن نزدیک میشویم افزایش مییابد، ساختاری پوست پیازی تشکیل میدهد که
منطبق با همجوشیهای متوالی گوناگون هستند. در این لحظه معین است که قلب آهنی (در حدود اندازه زمین) که دیگر نمیتواند
همجوشی و یا گداخت هستهای داشته باشد، در کسری از ثانیه در خود فرو میریزد. بخش مرکزی آن با ۰.۸ جرم خورشیدی که به ۶
میلیون درجه کلوین رسیده است، به سرعت بر روی خود فرو میریزد و بخش برونی آن هم با ۱.۲ جرم خورشیدی که مدتی در حال
آویختگی و میان بالا و پایین آویزان بودن بطور ناپایدار مانده بود، همین راه را پیگیری میکند.
نیکلا/پرانتزوس ، اختر فیزیکدان بنیاد اخترفیزیک پاریس چنین مقایسه میکند: "یک قوطی کبریت پر از این ماده ، بیش از یک میلیارد تن
جرم خواهد داشت." در مورد ستارهای که ابتدا ۲۰ برابر جرم خورشید باشد، موج ضربه همواره بر آن چیره میشود و بر سطح آن
که ۷۰۰۰۰۰ کیلومتری مرکز قرار دارد از سرعتی معادل ۵۰۰۰ کیلومتر در ثانیه میرسد. طی یک ماه ، لایههای برونی ستاره به ۲۰ میلیارد
کیلومتری هسته پرتاب میشوند و ابرنواختر -از نوع دوم- به درخشندگی بیبشینه خود میرسد. در مورد ستاره ای از فراتر از ۲۰ برابر
خورشید ، "پوستههای پیاز" به اندازه کافی سنگین میشوند تا موج ضربه را متوقف کنند و جلو انفجار را بگیرند.
Re: ستارگان
معمای تابش ستارههای نوترونی!
اخترشناسان به رفتار عجیب و بیگانه ستارگان نوترونی عادت كرده اند، اما آنان در رویایشان نیز كشف اخیر در مورد این گونه از ستارگان
را پیش بینی نمیكردند.یك گروه بینالمللی از محققان اعلام كرده اند كه این باقی ماندههای ستارهیی گه گاه امواج رادیویی بسیار قوی
تابش می كنند. این تابش ها تنها كسری از ثانیه طول می كشند. این نوع تابش از قوی ترین منابع امواج رادیویی در آسمان محسوب
می شود، حتی قوی تر از خورشید.ستارگان نوترونی، نوعی از ستارگان هستند كه از باقی مانده انفجار ستارگان بسیار پرجرم، انفجار
های ابرنواختری، به وجود می آیند.
ساختار مولكولی این نوع ستاره ها با مواد عادی متفاوت است. به دلیل فشار بسیار زیاد درون ستاره تمام ذرات آن به نوترون تبدیل
می شوند؛ به همین دلیل به آن «ستاره نوترونی» میگویند.ستارگان نوترونی به دلیل داشتن میدان مغناطیسی بسیار شدید (كه بر اثر
چگالی بسیار زیاد ماده ایجاد شده) و همچنین دوران نسبتا سریع به دور خود، امواج الكترومغناطیسی در طول موج رادیویی از خود تابش
می كنند، اما در موارد تازه كشف شده، این تابش ها آنقدر شدید و درچنان زمان كوتاهی صورت میگیرند كه به آنها لفظ
«تابش انفجاری» را نسبت دادهاند.كشف اخیر، دانشمندان را بر آن داشته است تا دلیل وجود این تابش های شدید رادیویی و از آن مهم
تر ، مكان ستاره های نشر كننده ی آنها را در سیر تكاملی ستاره نوترونی مشخص كنند.رابرت دانكن از دانشگاه تگزاس در آستن،یكی از
نظریه پردازان اصلی ستارگان نوترونی می گوید: در حال حاضر جوابها كاملا نامعلوم است.این ستارگان نوترونی كه امواج رادیویی را به
صورت انفجاری تابش می كنند، توسط گروهی بینالمللی به سرپرستی مورا مك لاگلن از دانشگاه منچستر كشف شده اند.
این گروه به بررسی اطلاعات بدست آمده از سال ۱۹۹۸ تا ۲۰۰۲، توسط تلسكوپ رادیویی ۶۴ متری پاركز در استرالیا پرداخته و به دنبال
تپ اختر ها و ستارگان نوترونی بوده اند كه در هنگام دوران به صورت تناوبی امواج رادیویی كاملا عادی از خود منتشر میكنند.علاوه بر
تپ اختر های كشف شده، رایانه این گروه، ۱۱ منبع تابش انفجاری رادیویی را كه در نزدیكی صفحه ی كهكشان قرار داشته اند كشف
كرده است.این گروه سه سال بعد را به اندازه گیری مختصات سماوی، اندازه گیری خواص این ستارگان و تایید این كشف پرداخته اند.
این اجرام به طور میانگین در طول یك روز ، تنها ۱/۰ تا ۱ ثانیه قابل مشاهده هستند (در طول موج رادیویی) و به همین دلیل در گذشته
مشاهده نشده بودند.
این تابش های انفجاری بین ۲ تا ۳۰۰ میلی ثانیه (یك هزارم ثانیه) طول می كشند و فاصله بین این تابش ها چهار دقیقه تا سه ساعت
است.مایكل كرامر، یكی از اعضای تیم تحقیقاتی می گوید: «شما باید خیلی خوش شانس باشید تا بتوانید یكی از این تابش ها را
ببینید.»این گروه برای ۱۰ مورد از ۱۱ منبع، دوره تناوبی بین ۴ تا ۷ ثانیه یافته اند، به همین دلیل به نظر می رسد - اما ثابت نشده است
- كه این انفجارهای رادیویی به خاطر دوران ستارگان نوترونی باشد.مك لاگلن كه تیم او این اجرام را Rotating Radio Transient RRAT
نام گذاری كرده اند، می گوید: «تا آنجا كه ما می دانیم هیچ جسم دیگری وجود ندارد كه بتواند با این سرعت دوران كرده و در عین حال
چنین انرژی تابشی را تولید كند.»
در هنگام وقوع این تابش های انفجاری، RRAT ها، بعد از تپنده سحابی خرچنگ و تپنده دیگری به نام B۱۹۳۷+۲۱، روشن ترین منابع
رادیویی هستند كه تا به حال دیده شده اند.با توجه به كوتاه بودن آن، این منابع احتمالا امواج رادیویی را در پرتوهای باریك و از مناطق
كوچكی از سطح و یا مغناطكره (مگنتوسفر) یك ستاره نوترونی تابش می كنند، ولی دلیل دقیق این انفجار ها هنوز نامعلوم است.با
توجه به طبیعت كوتاه مدت آنها، مطالعه RRAT ها بسیار دشوار است. این به آن معناست كه اخترشناسان باید در حدس و گمان پیش
بروند تا در آینده به اطلاعات بیشتری دست پیدا كنند.
یكی از RRAT ها خصوصیات دورانی دارد كه بسیار شبیه به ستارگان نوترونی بسیار مغناطیسه (مگنتارها) است.مشاهدات نشان
می دهند كه حداقل تعدادی از RRAT های بسیار مغناطیسی وجود دارند كه سن آنها به ده ها هزار سال می رسد، ولی در یك RRAT
دیگر خصوصیات دورانی متفاوتی مشاهده شده است كه به نظر می رسد مانند تپنده های عادی میان سال باشد.مك لاگلن می گوید:
«به نظر می رسد كه RRAT ها خصوصیات بسیار گوناگونی دارند.این بسیار جالب است چون نشان می دهد كه هر ستاره نوترونی
می تواند رفتار بسیار عجیب و متفاوتی از خود بروز داده و همچنین موارد بسیار بیشتری از این اجرام باید وجود داشته باشند.»
با دانستن محدوده ی پوشش آسمان و حساسیت اطلاعات تلسكوپ پاركز و همچنین طبیعت زودگذر این منابع رادیویی، مك لاگلن و
همكارانش وجود ۴۰۰ هزار RRAT را در كهكشان راه شیری تخمین میزنند كه این تعداد چهار برابر تعداد كل تپنده های رادیویی شناخته
شده است. وجود تعداد زیاد RRAT ها می تواند این معمای قدیمی را حل كند كه چرا تعداد نسبتا كمی از ابرنواختر ها باقی مانده ای به
شكل ستاره نوترونی به جای میگذارند. ستارگان نوترونی در انفجار ها به وجود می آیند ولی مانند سحابی خرچنگ، به عنوان مثال،
بیش از نیمی از باقی مانده های ابرنواختری ، تپنده رصد شده ندارند.
دیوید هلفند، رصدگر ستاره ی نوترونی از دانشگاه كلمبیا می گوید:« به نظر من ما می توانیم تصور كنیم كه اكثر ستارگان نوترونی در
شرایط كاملا متفاوتی از تپنده خرچنگ متولد شده اند و این اجرام هستند كه نسل قبلی RRA ها را تشكیل می دادند.» در چند دهه
آینده اختر شناسان با ساخته شدن رادیو تلسكوپ های بسیار بزرگ، اطلاعات بیشتری در مورد RRAT ها بدست خواهند آورد.
مك لاگلن می گوید:« ما انتظار داریم تا SKA (تلسكوپ یك كیلومتر مربعی)، ۴۰ هزار مورد دیگر از این اجرام را كشف كند. این رادیو
تلسكوپ های بسیار بزرگ باید فهم ما را از زمینه رادیویی آسمان به كلی تغییر دهند.»علاوه بر كشف تعداد زیادی RRAT، این تلسكوپ
ها، به احتمال زیاد رده جدیدی از اجرام تابش كننده امواج رادیویی كشف خواهند كرد.جوزف لازیو - از آزمایشگاه تحقیقات نیروی دریایی
آمریكا - كه یك منبع تابش رادیویی را در نزدیكی مركز كهكشان در اوایل سال ۲۰۰۵ كشف كرده است، می گوید:«می توان به جرات اذعان
كرد كه آسمان رادیویی ما هنوز ناشناخته است.»
Re: ستارگان
ابر نو اخترها مدور نیستند
مسلماً ارزش ساده کردن یک فرضیه در این است که ویژگیهای اساسی را از ویژگیهای فرعی و جانبی جدا کنیم.
راهکار این است که بدانیم چی به چیه؟ اخیراً این موضوع در مطالعهی ابرنواختر و موضوع بسیار وابسته به آن یعنی انفجار پرتوهای گامای
کیهانی به وجود آمدهاست که هر دو رخداد از انفجار ستارگان عظیم بهوجود میآیند.
مطالعه بر روی ابرنواخترها به حدود یک قرن میرسد و در بیشتر این دوران دانشمندان اخترفیزیک فرض را به این گذاشتند که تا زمانی که
مدرک محکمی برای ردکردن ابرنواختر ندارند آنها را کروی فرض کنند (اگرچه کارکردن بهطور صحیح با مدلهای کروی ابرنواختر آزمایشها را
سخت کرد). فقط در چند سال گذشته این فکر بهوجود آمد که شاید این فرضیه اساساً غلط باشد (به نظر میرسد ابرنواخترها نه بهعنوان
توپهایی منبسط شده بلکه بهعنوان فورانهای غیر متعادل ناگهانی هستند). یافتهای که مشکلات و گرفتاریهای زیادی دارد.
مطالعات بر روی انفجارهای پرتوی گاما جدیدتر است. این اتفاقهای مبهم برای چندین دهه شناخته شده بودند اما این موضوع در سال
۱۹۹۷ با کشف زوال و ناپایداری در پستاب اشعهیX ، رادیو و نورهای مریی مورد توجه قرارگرفت. این پستابها به انفجارها اجازه دادند
که برای اولین بار دقیقاً مستقر شوند. آنها دارای قدرت شگفتانگیزی هستندکه میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند و به مناطق
تشکیل ستارههای فعال، ستارههای عظیم و شاید ابرنواخترها وابسته هستند.
در همین سالها مطالعه بر روی انفجارهای پرتوی گاما پیشینه ابرنواختر را تکرار کرده است. اولین مدلها به صورت کروی متقارن بودند.
اما مطالعات بیشتر جریان موازی (متعادل) انرژی را نشان داد (فورانهای بسیار سریع). در نتیجه رابطه فورانها در ابرنواختر و انفجار پرتو
گاما یکسان شناخته شد. این موضوع از بحثهای داغ روز شده است.
مدلسازی ابرنواختر
متخصصان اختر فیزیک که مدلهایی از ساختار ستارهای را ساختند تصور میکردند ستارهها گرد و دایرهای شکل هستند. البته این حدس
کاملاً معقولانه بود، نه فقط به خاطر اینکه ما خورشید را دایرهای شکل میبینیم بلکه به خاطر گرانش درونی که میخواهد هر جرم بزرگی
را به شکل کره درآورد. البته میدانیم که حتی برای یک ستاره تنها میدانهای مکانیکی و مغناطیسی میتوانند تقارن را بر هم زنند.
خورشید مجدداً مثال خوبی است. سطح آن کاملاً گرد است اما بررسیهای دقیقتر لکههایخورشیدی، روشناییهای خیره کننده و
نامنظم و ابرهای کوچک و درخشان گاز را نشان میدهد،که همگی حرکتی مهم از تقارن کروی و راهنمایی به سوی ویژگیهای کلیدی
فیزیک خورشید هستند. ما همچنین از نظریهی کروی متقارن بودن ساختار تاج خورشیدی هم گذشتیم.
بیشتر انواع ابرنواخترها با پایان یافتن زندگی ستارههای بزرگ و عظیم به وجود میآیند. هستهی آهنی یک ستاره پیر ناگهان فروپاشی
میکند و به یک جسم کوچک با چگالی بسیار زیاد تبدیل میشود. انرژی آزاد شده در این فروپاشی بقیه ستاره را با سرعتی در حدود
هزاران کیلومتر در ثانیه به اطراف پرتاب میکندکه در این مورد تمام دانشمندان اخترفیزیک هم عقیدهاند.
در هنگام اولین ابهام در مورد ماهیت ابرنواختر فیزیکدانان و دانشمندان اخترفیزیک فرض کردند که این فرآیند کروی شکل است. بدون این
فرضیه بررسی جزئیات ابرنواخترها ممکن نبود. برای بیشتر بخشها نیازی بر رد فرضیه نبود. برای مثال انتظار میرفت که ستارههای
نوترونی از فروپاشی هستهی ابرنواخترها سالها پیش از آنکه کشف شوند به وجود آمده باشند. با شناختن اولین ستارههای نوترونی در
فرم پالسارهای چرخنده سریع با میدانهای مغناطیسی شدید این مسئله به وجودآمد که چگونه چرخش و مغناطیس قوی بر فروپاشی
تأثیر میگذارد. این مشکل در بیشتر قسمتهای فیزیک نوین خودنمایی میکند و حتی با کمک کامپیوترهای امروزی، فرضیه کروی متقارن
حل نشده باقی میماند.
اگر چه اخیراً مدارکی جمعآوری شدهاند مبنی بر غیر کروی بودن ابرنواخترB .
تصاویر تلسکوپ فضایی هابل از ابرنواختر(A ۱۹۸۷) در ابرماژلانی بزرگ، حلقههایی از گاز را که به وسیله ستارههای پیر در حدود ۲۰۰۰۰
سال پیش بیرون داده شده بود را نشان داد. لازمه ستاره پیشرو(یا اطراف آن)، داشتن حداقل کمی نامتقارنی است. بعداً ثابت شد که
بقایای انفجار حداقل در بخش فورانی و حلقوی است. پالسارها میخواهند که سرعت فضایی زیادی داشته باشند (بهطور متوسط چند
صد کیلومتر در ثانیه). این موضوع حاکی از آن است که آنها در هنگام تولد تا حدی پرتابی هستندکه این نیاز به دگرگونی هم از نوع تقارن
کروی و هم از نوع تقارن بالا _ پایین را دارد. هر کدام از این چیزها شناخته شدهاند. حال سوال این است که آیا اینها فرعی هستند و اگر
نه چگونه باید آنها را بررسی کنیم. این موضوع در پنج سال گذشته دستخوش تغییراتی شده است.
نور از میدانهای مغناطیسی و الکتریکی تشکیل شده است وآنها در هر فوتونی جهت خاصی دارند.هر پرتویی از نور ترکیبی از فوتونهایی
با جهت های برابر است لذا غیر قطبی نامیده میشود امّا بعضی فرآیندها جهت خاصی را بیشتر مورد توجه قرار میدهند.یک نمونه از این
فرآینده انعکاس نور تحت زاویهی خاصی است.
وقتی که نور از بقایای منبسط شده یک ابرنواختر منتشر میشود اطلاعاتی را در مورد جهت لایههای منتشرشده به دست میآوریم.
اگر ابرنواختر کروی متقارن باشد همهی جهت ها بایدیکسان ومساوی باشند بنا براین هیچ شبکه قطبی وجود ندارد.اگرپوسته گازی گرد
نباشد یک شبکه قطبی قوی روی نور اثر خواهد گذاشت.
دیدن انفجار برای لحظهای کوتاه وبه حد کافی نزدیک (که نمیتوانیم با ابر نواختر خارج کهکشا نی انجام دهیم)مشکل را حل کرده است.
قطبیت قوی ترین ابزاری است که ما باید باآن شکل آنرا تشخیص دهیم.روشی راکه استفاده می کنیم طیف نگار قطبی نا م دارد .این
شیوه هم نوررابه رنگ های مرئی در طیف بین منتشرمی کند وهم شبکه جهت های میدان الکتریکی رادرهرطول موج تعیین می کند.در
این شیوه هم شکل جامعی ازمناطق انتشارنوروهم شکل مناطق تشکیل شده ازعناصر شیمیائی خاص قابل تعیین هستند.چنانچه
خواهیم گفت عناصر مختلف به شیوهای مختلف توزیع و پخش میشوند.
در سال ۱۹۹۴ برنامهای را شروع کردیم تا بتوانیم طیف نگار قطبی ابرنواخترهایی را که از رصدخانه مکدنالد در تگزاس قابل رؤیت هستند
را به دست آوریم.در آن زمان این راهی نامشخص بود با اطلاعات پراکندهی زیاد.مشاهدات تلاش زیادی نیاز داشت.یکی از همکاران ما
(ونگ)در یکی از شبهای زمستان ۱۰ ساعت روی تلسکوپ۱/۲ متری استراو وقت گذاشت تا بتواند سیگنال مفیدی به دست آورد.تفسیر
و تبدیل اطلاعات وقتگیر بود و فوتوفن میخواست.بخشی از این به خاطر این بود که حداقل فاصله بینستارهای میتواندنشانه های
قطبیتی ایجاد کند که در مورد ابرنواختر کاری نمی تواند انجام دهد .
اطلاعاتی جمع آوری می شدامّا ماکمتر می دانستیم با آن چه کنیم.دلایل زیادی وجودداردکه چرانوریک ابرنواختر می تواندقطبی باشد؟
ابرنواخترمی تواند گرد نباشدیا می تواند گردباشد؟ اما منبع نوری خارج از مرکز داشته باشد یا جسم دیگری در مجاورت می تواند به طور
نا متقارن پخش شده باشد.این اطلاعات کمکی نکردکه اولین ابرنواخترهائی که گروه ما بررسی میکرد(وآنهائی که به طور پراکنده ثبت
شده بود.)به عنوان خاص و ویژه طبقه بندی شوند.لذا ما نمی دانستیم که آیاجزئیات ویژه وخاصی رامی بینیم یا چیزی واقعا مهم را.
همان طور که دادهها انباشته میشدند این شک از بین میرفت و یک چشمانداز شگفتانگیز آشکار میشد.با افزایش اطلاعات وآمار
بهتر اولین روش کلیدی پیدا شد.در سال۱۹۹۶ فهمیدیم که اطلاعات دو بخش میشوند:
ابرنواختر نوع 1
ابرنواختر نوع 2
ابرنواخترنوع I / Ia از انفجار کوتوله سفید پدیدار می شوند و طیف آنها نشان می دهد که یا غیرقطبی هستند یا قطبیت
نا چیزی دارند.
(بجز یک جفت استثنائی)
درمقابل ابرنواخترII / Ib,Ic که از فروپاشی ستاره های عظیم هستند نشأت گرفته اند همگی قطبی هستند .
این روش بدون وقفه ادامه پیدا کردو تاکنون استثنائی پیدانشده است هرفروپاشی هسته ای که منجربه تولیدابرنواختر شود قطبی است
وآنها قطعاً گرد نیستند.
عقیده براین است که وقتی ستاره ای بیشتر یا همه ی لایه های هیدروژنی خودراپخش می کند ابرنواخترهای نوعIb,Ic به وجود میآیند.
بنابراین آنهابه مااجازه می دهند تا عمق ستاره منجر شده را ببینیم.ما متوجه شدیم که ابرنواختر نوع دوم با پوشش بزرگ هیدروژنی
خود نسبتاً قطبیت کمتری را نشان می دهند.این به ما اجازه می دهد که بتوانیم عمیقاً به داخل مواد منفجر شده با قطبیت بالا نگاه
کنیم.
به علاوه همان طور که یک ابرنواختر منبسط شده وآثار آن کم می شود به ما اجازه می دهدتصویر(دید)عمیقی در درون داشته باشیم
میتوان تعیین کرد که حتی در ابر نواخترنوع دوم هر چه طولانیتر و درعمق بیشتری نگاه کنیم و به طرف مرکز برویم قطبیّت بیشتر
میشود و درنتیجه نامتقارنتر است.عوامل جانبی مثل محیط اطراف در قطبیت ابرنواختر تأثیر چندانی ندارد در صورتی که ما باید قطبیت
را با توجه به عمق انفجار بررسی کنیم.این نتیجه یک استنباط قوی دارد که آن مکانیزم انفجار نامتقارن است.
Re: ستارگان
تشکیل ابرنو اختر
زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از ۱۰ جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می یابد. این انفجار آنچنان پر انرژی
است که شاید از کهکشان کاملی با میلیاردها ستاره، درخشنده تر شود. شاید تا مدتی از دید ناظر زمینی این ابر نواختر به صورت
ستاره تازه و خیلی درخشان به نظر برسد. اگر از این انفجار، هسته ای با ۴/۱ الی ۳ جرم خورشیدی بجای ماند، هسته کوچک می شود
و ستاره نوترونی تشکیل می دهد. اگر جرم هسته از ۳ جرم خورشیدی بیشتر باشد، جاذبه آن را وا می دارد که بیشتر منقبض شود تا
حفره سیاه تشکیل بدهد.
انرژی ابرنواختر
انرژیی که از انفجار هر ابرنواختر آزاد می شود، می تواند دهها هزار سیاره نظیر زمین را ویران کند. همگی ابرنواختر ها ویرانگر نیستند،
ولی این انفجارها عناصر بوجود آمده در درون ستارگان را در فضای میان ستاره ای منتشر می کنند تا در انجا به ستارگان و سیارات تازه
تبدیل شوند. اتم های کربن که بخشی از مولکولهای تشکیل دهنده اکثر غذاها و بدنمان هستند، برای نخستین بار در داخل ستارگان
ایجاد شده اند.
اگر چه ابر نواختر ها حوادث نادری هستند .آنها خیلی قوی هستند و می توانند بر زندگی روی سیاراتی که نزدیک ستارگان دور می زنند
تاثیر بگذارند . در حقیقت انفجارات ابر نو اختر ها در مدت ها قبل ممکن است بر روی آب و هوای زمین و تحول زندگی تاثیر گذارده باشند .
اگر ابرنواختری حدود ۵۰ سای نوری اتفاق بیافتد بشر اجبار داردکه سطح را رهاکرده ودر زیر زمین حداقل برای چند دهه زندگی کند .
انفجار پرتوهای گاما و ذرات پر انرژی از انفجار ابرنواختر ها میتواند اشکال زندگی بسیاری را بکشد و موجب ضرر و زیان ژنتیکی در دیگران
شود .تنها راه جلوکیری از این تابش جابجایی جمعیت در داخل تونل های زیرسطح زمین خواهد بود. ابته اگر یک ابر نو اختر صورت بگیرد
ما فرصت کافی برای حفر تونل را نداریم .
حتی اگر ما به مدت طولانی در تونل ها برای رادیواکتیو روی سطح زمین زنده بمانیم نبایستی زمین را دوست داشته باشیم هنگامی که
در القاء متقابل ژنتیکی که توسط رادیو اکتیویته می توانست زندگی گیاه و حیوان را به طور جدی اصلاح کند.غذا های اساسی بشر شیر
کره تخم مرغ گندم سیب زمینی کاهو و گوشت و سبزیجات و... که در شکل های مختلف می باشند .
غذا های دریایی صرفاً از اقیانوس به عمل می آید و زندگی گیاهی که باید همچنین اصلاح شود یا توسط انفجار ابرنواختر محلی صدمه
ببیند حتی اگر زندگی سطحی تابش را نگه دارد آن به لایه های بالاتر ظریف جو مان که باید آب و هوا را یه طور بر جسته اصلاح کند صدمه
می زند . ابرنواختر های محلی پیشنهاد شده اند به عنوان یک علت ممکن برای تغییرات آب و هوای اتفاقی و خاموشی ها در گذشتۀ کرۀ
زمین . امکان دارد که هرچند صد میلیون سال یک ابر نو اختر نزدیک به زمین اتفاق بیافتد.چنین انفجاری پیشنهاد شده است به عنوان
یک بیان نظری از خاموشی دایناسور ها.
پس ما به نظر میرسد که برای لحظه ای نسبتاً امن باشیم . هیچ ستاره ای داخل ۵۰ سال نوری شناخته نشده است که یک غول
سنگین قابل انفجاری مانند یک ابرنواختر باشد . یک داوطلب، ستارۀ متغییر ویژه اتاکارینا(eta carina) می باشد که به طور
ضعیفی درک شده است اما بعضی از ستاره شناسان پیشنهاد می کنند که آن یک ستارۀ سنگینی که در حال کاهش بسته اش
می باشد و به فرو ریزش نهائی اش در چند میلیون سال آینده نزدیک می شود .در فاصلۀ ۳۷۰۰ سال نوری ما بایستی صدائی داشته
باشیم ، اگر چه از قرار معلوم جایگاه مطمئنی است .البته ، یک کوتلۀ سفید ، در حال سرد شدن لبه حد چاندراسکار را میبیند که میتواند
فرو ریزش کند و یک انفجار ابرنواختر نوع ۱ را تولید کند .حتی یک کوتولۀ نزدیک کاماً ضعیف خواهد بود و بنابر این بایستی بدون هیچ
توجهی وجود داشته باشد تا اینکه فرو ریزش کند .
سی بی کارینا یک محل برجسته ای از شکل گیری ستاره است . گاز به توسط تعدادی از ستارگان روشن داغ تحریک شده است که یکی
از آنها خود اتای کارینا ظاهراً سنگین ومتغیر است.بعضی از ستاره شناسان گمان می کنند که آن در چند میلیون سال آینده ابرنواختر
خواهد شد.
Re: ستارگان
سریع ترین چرخش یک ستاره نوترونی
منجمان رصدخانه اشعه گاما موسسه ESA و فضاپیمای انتگرال به سریع ترین چرخش یك ستاره نوترونی پی بردند . این لاشه ستاره ای
كوچك در هر ثانیه ۱۱۲۲ بار به دور خود میچرخد . اگر این موضوع مورد تایید قرار بگیرد به منجمان این امكان را میدهد تا نگاهی اجمالی
به درون این ستاره مرده بیاندازند .
نام این ستاره XTEJ۱۷۳۹-۲۸۵ است كه در ۱۹ اكتبر سال ۱۹۹۹ توسط ماهواره "راسی كاوشگر تنظیم اشعه ایكس" (RXTE ) متعلق به
سازمان فضائی آمریكا (NASA ) كشف شد . درآگوست سال ۲۰۰۵ وقتی ماهواره انتگرال در حال نمایش تورم كهكشانی بود این ستاره
برگشتن به زندگی خود را آغاز كرد و حدود یك ماه بعد انتگرال اولین انفجارهای كوتاه اشعه گاما از این ستاره را ثبت كرد .
كولكرس اسپانیائی كه در مركز فعالیت های انتگرال ESA كار میكند (هدایت برنامه نمایش تورم های كهكشانی ) توسط ایمیل به فلیپ
كارت از دانشگاه آیوآ خبر داد كه تا آخر ماه اكتبر همان سال اتفاقات عجیبی رخ داده . كارت برای ماهواره RXTE برنامه ای رو تدوین كرد
تا این ماهواره این ستاره نوترونی را بین ۳۱ اكتبر تا ۱۶ نوامبر ببیند .
بین ماههای سپتامبر و نوامبر هر دو ماهواره RXTE و انتگرال حدود ۲۰ انفجار را از این ستاره ضبط كردند . وقتی یك ستاره میمیرد یا
میگوئیم مرده است به این معنا نیست كه عمرش تمام شده است بلكه شاید به یك ستاره نوترونی تبدیل شود. یك ستاره نوترونی
قلب یك ستاره در حال مرگ است . جرم خورشید مانند این ستاره نوترونی و ساختار داخلی آن از مرموزترین اسرار و نواحی است كه
دانشمندان حدس میزنند .
طبق محاسبات آنان مقدار بسیار كمی از یك ستاره نوترونی میلیون ها تن وزن دارد . وقتی یك ستاره نوترونی دور ستاره ای دیگر
میچرخد . میدان گرانشی بسیار قوی ستاره نوترونی میتواند گازهای ستاره دیگر را به سوی خود بكشد و همین عامل سبب میشود
كه سطح ستاره نوترونی پوشانده شود . وقتی عمل پوشاندن ستاره به ارتفاع ۵ – ۱۰ متری برسد گاز در یك انفجار گرما هسته ای
مشتعل میشود . این انفجار بزرگ انرژی بین چندین ثانیه تا چندین دقیقه طول میكشد و پس از آن یك انفجار اشعه X روی خواهد داد .
مشاهدات قبلی اشعه ایكس ستارگان نوترونی آن حاكی از چرخشها و نوسانات ستارگان نوترونی است . تیم تحقیقاتی آزمایشات و
مطالعات خود را بر روی انفجارات این ستاره و نوسانات مربوط به آن را شروع كردند . نتایجی كه به دست آوردند مبهوت كننده بود .
در آزمایش روشن انفجار كه RXTE در ۴ نوامبر ثبت كرد نوساناتی به طور واضح وجود داشت كه دو برابر سریعی و نوسانات قبلی بود .
كولكر پذیرفت كه این خبر شگفتی بزرگی برای ما بوده است . بعد ار انجام تحقیقات و بررسی ها تیم تحقیقاتی خودشون پذیرفتند كه
نوسانات واقعا همان ۱۱۲۲ هرتز بوده است . قبلا ستارگان نوترونی دارای سرعت اسپینی حدود ۲۷۰ – ۶۱۹ هرتز بوده اند . این موضوع به
منجمان اجازه داد تا با استفاده از استدلالهای آماری بگویند كه بیشترین اسپین یك ستاره نوترونی ۷۶۰ هرتز است . اگر مشاهدات جدید
این ستاره نوترونی تایید شوند این ستاره نوترونی محدودیت بالا را میشكند . كولكر میگوید : كشف ما خیلی بالاتر از محدوده ای است
كه ما فكر میكردیم واقعیت داره . ما قطعا به مشاهدات بیشتری در این مورد نیاز داریم .
اگر ما سیگنال های بیشتری دریافت كنیم اون وقته كه هر كسی میتونه به كشف ما معتقد بشه . و سرعت بالای ستاره نوترونی به این
معنا نیست كه هر سرعتی را كه بخواهد میتواند داشته باشد .
اگر سرعت چرخشی (اسپینی) ستاره خیلی سریع باشد حتی فشار گرانشی ستاره هم نمیتواند آن را به هم نگه دارد و ستاره منفجر
و تجزیه میشود . سرعت تجزیه و تفكیك ستاره به وضعیت درونی ستاره بستگی دارد .
و تا كنون منجمان به اندازه گیری دقیق این موضوع نپرداختند . كولكر میگوید : فركانس حدود ۱۱۲۲ هرتز اكتشاف ما محدودیت هایی رو
در برخی مدل های ستاره ای ایجاد میكند و اگر ما بتونیم ستارگان بیشتری رو با این محدوده ی فركانس پیدا كنیم حتما این اجازه را پیدا
میكنیم تا چند مدل ستاره ای رو از این موضوع و مشاهدات قبلی مستثنی كنیم
Re: ستارگان
باروری فضا دوباره ثبت میشه
آخرین ویرایش توسط اماتور چهارشنبه ۱۳۹۱/۵/۲۵ - ۱۱:۵۲, ویرایش شده کلا 1 بار
Re: ستارگان
http://www.google.com/url?sa=t&rct=j&q= ... ZsLm0-XZxA
ببخشید هنوز وقت نکردم بخونم کار دارم ولی در موردش هست اگه درست نبود خبرم کن
ببخشید هنوز وقت نکردم بخونم کار دارم ولی در موردش هست اگه درست نبود خبرم کن
Re: ستارگان
ستارگان کوارکی
نوع خاصی از ستارگان هستند که به طور کامل از ماده کوارکی تشکیل شدهاند.این مسئله فقط به صورت تئوری مطرح
است و بر اساس نظریات به ستارگانی با جرمهای بین ستاره نوترونی و سیاهچاله اطلاق میشود. از آنجایی که ستارگان نوترونی
تماما از نوترون تشکیل شدهاند بنابرین احتمال رفت که ستارگانی وجود داشته باشند که بر اثر فشار نوترون را هم خرد کرده و تبدیل به
کوارک کردهاند.
ستارگان کوارکی در بردارنده ی راز عالم اولیه هستند
دانشمندان معتقدند مشاهده ی یک ستاره ی کوارکی می تواند نوری که زمانی اندک پس از انفجار بزرگ پراکنده شده را به ما نشان
دهد.زیرا در آن زمان ، عالم یک دریای چگال از ماده ی کوارکی بوده که تا یک تریلیون درجه ی سانتی گراد داغ شده است.هم اکنون
جمعی از دانشمندان شواهدی ارائه کرده اند که یک ستاره ی کوارکی در یک ابرنواختر بسیار درخشان به نامSN 1987A ، شکل یافته
است.تولد یک ستاره ی نوترونی با انفجار نوترینو همراه است.اما هنگامیکه تیم تحقیقاتی در حال بررسی داده ها از دو آشکارساز
نوترینو بودند ، در یافتند که SN 1987A دو انفجار جداگانه را نشان داد .آنها تصور می کنند که اولین انفجار مربوط به زمانی است که یک
ستاره ی نوترونی شکل یافته و انفجار دوم چند ثانیه بعد در اثر رمبش ستاره ی نوترونی و تبدیل آن به ستاره ی کوارکی ایجاد شده
است.مشاهدات پرتو ایکس با کیفیت بالا در دهه ی آینده این موضوع را مشخص خواهند کرد .ستارگان نوترونی و کوارکی در طول موج
های ایکس بسیار متفاوت دیده می شوند.
ستارگان کوارکی وارثان انفجار بزرگ
مسئله ستاره کوارکی هنوز, فقط و فقط به صورت تئوری مطرح است و احتمال می رود ستارگانی وجود داشته باشند که در درونشان به
خاطر فشار بی حد در شرایط خاص , ساختار نوترون ها نیز در هم شکسته می شود و به کوارک تبدیل می شوند که به ستاره ای که در
درونش چنین اتفاقی رخ دهد ستاره کوارکی اطلاق می شود . شرایط در ستاره کوارکی نزدیک به شرایط سیاهچاله است ولی به
قدرتمندی و پیچیدگی سیاهچاله نیست . چگالی ماده در یک ستاره کوارکی طبعا” زیاد است و به مانند اینست که جرمی بسیار زیاد
معادل دو برابر جرم سیاره زمین در قطری کم در حدود 10 الی 15 سانتیمتر جمع شود . کوارک ها در شرایط معمولی وجود ندارند مگر
در حالت های بسیار خاص که چگالی و فشار آنچنان زیاد است که ساختمان پروتون و نوترون شکسته شده و به اجزای سازنده آنها تبدیل
می شود که کوارک , گلئون و … از آن جمله اند .
ستارگان کوارکی دست دانشمندان را برای مطلعه شرایط اولیه جهان هستی (کمی پس از بیگ بنگ یا انفجار بزرگ که حدود 10
میلیاردیم ثانیه است ) باز می گذارد چرا که شرایط ماده در دل ستاره کوارکی حدود شرایط ماده در ابتدای جهان را دارد و می تواند
اطلاعات وسیعی از چگالی ماده در ابتدای BIG BANG (انفجار بزرگ) را در اختیار کیهانشناسان و اخترشناسان قرار دهد و از این رو
وارث خوبی برای انفجار بزرگ تلقی می شود .
پس از مرگ ستارگان می توان شاهد سه دسته از بقایای ستاره ای بود که از لحاظ خاص بودن شرایط و زیاد بودن چگالی و فشار
سیاهچاله ها در جایگاه اول, ستارگان کوارکی در جایگاه دوم و ستاره نوترونی در جایگاه سوم قرار می گیرند . به گمان دانشمندان
ستاره کوارکی پس از مرحله ستاره نوترونی به وجود می آید . یعنی در زمان انفجار ابرنواختری فشار به حد فوق العاده زیادی بالا رفته
تا حدی که نوترون را به ساختار های سازنده آن تبدیل می کند و همانطور که می دانیم نوترون از ذرات ریزی که کوارک نامیده می شود
ساخته شده است . این شرایط جزء به جزء اتفاق می افتد یعنی ابتدا یک ستاره نوترونی به وجود آمده و بر اثر فشار فوق العاده زیاد
ساختار نوترون شکسته شده و به کوارک که جزء کوچکتری است ولی نشان دهنده فشار و چگالی زیادی در ستاره خود است تبدیل
می شود .