ستارگان


ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در چهارشنبه 18 مرداد 1391 - 22:12

نام گذاری ستارگان


بشر در طول تاریخ همواره مجذوب آسمان شب بوده است .بسیاری از ستاره ها و صورت های فلکی ، نام خود را از تمدن های باستانی

و اولیه به هدیه گرفته اند . برای مثال با جستجویی ساده درآثار تاریخی به داستان ها و افسانه های بسیاری در مورد صورت فلکی جبار

دست خواهید یافت که به دوران سامری ها ، روم باستان و بسیاری تمدن های دیگر باز می گردد . در این مقاله سعی میشود تا ضمن

بررسی تاریخچه نامگذاری ستاره ها به روشهای نامگذاری و قواعد مرتبت با آن بپردازیم .

نام برخی از ستارگان از کجا آمده است ؟

با مراجعه به کتاب ها ومنابع نجومی به نام هایی برای ستارگان برمی خوریم که در هیچ یک از قواعد نامگذاری ستارگان نمی گنجد .

نام بسیاری از ستاره ها به نحوی با نام صورت فلکی خود در ارتباط است. برای مثال Deneb به معنی “دم” همان ستاره ای است که

در قسمت انتهایی و دم صورت فلکی قو یا دجاجه قرار دارد .

گاهی نیز نام ستارگان بر اساس ویژگی خود آن ستاره می باشد و هیچ ارتباطی با نام صورت فلکی خود ندارد .برای مثال سیروس به

معنی داغ و سوزان می باشد . با این ترتیب این نام ، لایق درخشان ترین ستاره آسمان می باشد و در عین حال هیچ نشانی از نام

صورت فلکی خود (کلب اکبر ) در آن موجود نمی باشد .

به ندرت نام های شگفت انگیز در میان نام ها یافت میشود که در آنها نه نشانی از ارتباط با صورت فلکی هست و نه ارتباطی با ویژگی

خود آن ستاره . برای مثال در صورت فلکی خرگوش ستاره ای وجود دارد که از گذشته به نام Nihal خوانده می شده است . ترجمه

این کلمه را میدانید ؟

Nihal در اصطلاح به معنی " شتر ها عطش و تشنگی خود را رفع میکنند" است .

به نظر شما دلیل این نامگذاری چیست ؟

نام برخی از ستارگان عربی است و معمولا با استفاده از حرف تعریف "ال" که در جلوی آنها می آید شناخته میشوند مانند Algol

(که دارای ریشه فارسی است!)

بسیار از این نام ها در زمان های مختلف به شکل های گوناگون آمده اند و گاهی "ال " از این نام های حذف شده است مانند همین

ستاره Algol که در برهه ای از تاریخ با نام Ghoul خوانده شده است .

برخی دیگر از نام ها دارای ریشه های یونانی و لاتین و یا حتی چینی می باشند . در این میان گاه با نام های بر خواهیم خورد که دارای

ریشه فارسی بوده ولی در شکل ظاهری آن هیچ نشانی از فارسی یافت نمی شود و عمدتا در میان نامهای عربی و یا لاتین دسته بندی

می شوند ......
در بخش اول این مقاله به بررسی سیستم های نامگداری می پردازیم که ویژه ستارگانی است که تنها با چشم غیر مسلح دیده میشوند.

۱) بخش اول

سیستم نام گذاری بایر Bayer

در سال ۱۶۰۳ میلادی Johann Bayer ۱۵۷۲-۱۶۲۵ وکیل آلمانی که بسیار به نجوم علاقمند بود بر اساس اطلاعات و دیتا های منجم

دانمارکی تیکو براهه Tycho Brahe ۱۵۴۶-۱۶۰۱ یکی از منسجم ترین اطلس های آسمان به نام Uranometria را تدوین کرد .

این اطلس حاوی ۵۱ جدول می باشد که ۴۸ جدول آن هرکدام به یکی از ۴۸ صورت فلکی بطلمیوسی اختصاص یافته است و یک جدول

به ۱۲ صورت فلکی جدید که توسط ۲ کاشف هلندی-آلمانی Pieter Dircksen Keyzer و Frederick de Houtman در نیکره جنوبی آسمان

کشف شده بود اختصاص یافت ۲ جدول دیگر نیز به تمامی بخش شمالی و جنوبی کره سماوی اختصاص داده شد .

بایر ستاره های هر صورت فلکی(تنها ستارگانی که با چشم برهنه دیده می شد ) را بر اساس میزان روشنایی یا قدر آنها دسته بندی

کرد .سپس به هر یک از ستاره ها یکی از حروف کوچک یونانی را از آلفا تا امگا اختصاص داد .بعد از این ۲۴ حرف به سراغ حروف کوچک

لاتین رفت و هر یک از این حروف را به جز j و u (که ممکن بود با i و v اشتباه شود ) به هر یک از ستاره های باقیمانده نسبت داد .

سپس به عنوان پسوند نام صورت فلکی را پس از این حرف ذکر کرد . برای مثال نام درخشان ترین ستاره در صورت فلکی قنطورس

alpha Centauri ذکر شد . در این دسته بندی ستارگان یک صورت فلکی که بسیار به هم نزدیک بودند و یا درخشندگی یکسانی

داشتند نام یکسانی گرفتند . برای مثال در فهرست بایر ۶ ستاره در قسمت گرز صورت فلکی جبار نام pi Orionis گرفتند که امروزه

این ستاره توسط منجمین با نام های &#۹۶۰;۱- ۶ Orionis تصحیح شده اند .

۶سیستم نام گذاری Flamsteed

سیستم نامگداری بایر محدودیت هایی داشت . از آن جمله می توان به محدودیت در تعداد حروف یونانی و لاتین اشاره کرد . مشکلی

که بیش از این مسئله به چشم می خورد ، دشواری بیش از حد در درجه بندی نور ستارگان کم نوری بود که با چشم برهنه به سختی

دیده می شد و مقایسه و دسته بندی بر اساس میزان درخشنگی این ستاره ها را دشوار می ساخت .

John Flamsteed منجم درباری انگلیسی در نامه ای به انجمن منجمین سیستم نامگذاری بایر را به باد انتقاد گرفت و خواهان لغو آن

شد.

او در این نامه پیشنهاد کرد که به جای حروف کوچک یونانی و لاتین از شماره استفاده شود و به جای دسته بندی بر اساس روشنایی

ستارگان یک صورت فلکی ، موقعیت ستاره در آن صورت فلکی از غرب تا شرق به عنوان معیار قرار گیرد . به این معنی که غربی ترین

ستاره هر صورت فلکی با شماره ۱ مشخص شود و اولین ستاره ای که در شرق این ستاره بیاید با شماره ۲ مشخص شود و به همین

ترتیب تا شرقی ترین ستاره آن صورت فلکی .

برای مثال غربی ترین ستاره صورت فلکی قنطورس با نام ۱ قنطورس مشخص شد .

به این ترتیب می توان گفت که سیستم نامگذاری Flamsteed نسخه تصحیح شده ای از سیستم بایر بود .

انجمن منجمین این قاعده را پذیرفت با این حال سیستم نامگذاری بایر را نیز برای ستارگانی که با چشم به خوبی دیده می شد معتبر

دانست .به همین دلیل بسیاری از ستارگان که با چشم برهنه دیده می شود نامهای متفاوتی دارد برای مثال Deneb و Alpha Cygniو ۵۰

Cygni همگی نام های یک ستاره می باشند .

۲) بخش دوم

نسل جدید قوانین نامگذاری ستارگان


با ورود دروبین های نجومی به عرصه ، نامگذاری ستارگان وارد مرحله جدیدی شد .دروبین های نجومی دنیایی نو از ستارگان را به

منجمین معرفی کرد و نیاز به قاعده ای جدید برای نامگذاری هر لحظه بیشتر حس می شد . در همین موقع بود که انجمن منجمین و

ستارشناسان تعداد انبوهی از کاتالوگ های نجومی را در مقابل خود یافتند که در آنها هر منجم بر اساس سلیقه خود به نامگذاری

ستارگان پرداخته بود .

گروهی ترتیب یافتن هر ستاره را معیار قرار داده بودند و گروهی مختصات و به خصوص میل هر ستاره را و گروهی دیگر تاریخ کشف آن

ستاره و گروهی رده طیفی و رنگ و سایر ویژگی های ستاره را معیار قرار دادند . این تنوع تا حدی بود که برای یک ستاره گاه چندین

اسم متفاوت یافت می شد و این خود کار را دشوار تر کرده بود .

انجمن ستارشناسان به منظور ایجاد وحدت ، مختصات هر ستاره بر حسب میل و بعد به همراه سال کشف آن ستاره یا سال نشر آن

اطلس را به عنوان معیار در نظر گرفت .

نامگذاری ستارگان دوتایی و چندگانه


دسته وسیعی از ستارگان را ستارگان دوتایی یا چندتایی تشکیل می دهند .مولفه های یک مجموعه دوتایی یا چندتایی در صورتی که

دارای فاصله قابل تشخیص از یکدیگر باشند با استفاده از اعداد و بر اساس موقعیت غربی شرقی نام گذاری میشوند . برای مثال Alpha

Librae یک مجموعه دوتای با مولفه های تمیزپذیر است .

مولفه غربی این مجموعه ۱ Alpha- و مولفه شرقی Alpha-۲ نام میگیرد . در اینگونه مجموعه ها با حرکت به شرق این اعداد نیز بالاتر

خواهند رفت.

در سیستم های چندتایی (یا همان سیستم های دوتایی ) هنگامی که مولفه های مجموعه به هم خیلی نزدیک باشند درخشش

مولفه ها معیار نام گذاری است به این ترتیب که ستاره ای که پرنور ترین ستاره و مولفه اصلی مجموعه است با “A” و ستاره کم نور

تر با “B” نام گذای ادامه مییابد. برای مثال ستاره سیروس خود جزئی از یک مجموعه دوتایی است و ستاره همدم آن یک ستاره از نوع

کوتوله سفید میباشد . به ستاره سیروس که با چشم برهنه به راحتی دیده میشود مولفه “A” و کوتوله سفید همدم آن عنوان “B” را به

خود میگیرد .

نامگذاری ستارگان متغیر


نام گذاری این ستارگان را می توان بر اساس همان طرح مورد تائید انجمن ستارشناسان انجام داد اما دلایل تاریخی حاکی از آن است

که این قاعده گاهی کار را بسیار دشوارتر خواهد کرد . بدین منظور برای نام گذاری دسته بزرگی از ستارگان یعنی ستارگان متغیر قاعده

زیر را برمیگزینیم .

نخستین ستاره متغیر کشف شده در هر صورت فلکی چنانچه بر اساس معیار بایر و یا Flamsteed نامگداری نشده باشد با حرفR و به

دنبال آن ، نام صورت فلکی خوانده میشود . برای مثال نخستین ستاره متغیر که در صورت فلکی Cetusیافت شد و بر اساس معیار بایر

و Flamsteed نامگذاری نشده بود R Ceti نام گرفت .

دومین ستاره کشف شده در آن صورت فلکی نام S و سپس T و همینطور تا Z را به خود می گیرد . این قاعده ۹ ستاره اول کشف شده

را در هر صورت فلکی نامگذاری میکند . برای ستاره ۱۰ ام به بعد نامRR و سپسRS و سپسRT و همینطور تا RZ سپس SS وST و

همینطور تا SZ . آنقدر این ترتیب را ادامه می دهیم تا به ZZ برسیم .

این مجموعه نیز ۵۴ ستاره متغیر را در هر صورت فلکی نامگذاری میکند . برای ادامه از AA شروع میکنیم و به همان شکل قبل تا AZ و

سپس BB تا BZ . اینقدر این کار را ادامه می دهیم تا با QZ برسیم . تا انجا ۳۳۴ ستاره نامگذاری شده است . برای ادامه از حرفV به

همراه یک شماره که از ۳۳۵ شروع می شود کار را دنبال میکینیم . برای مثال V۳۳۵ , V۳۳۶,…

۲به نکته در این نامگذاری توجه کنید.اول اینکه QZ در این مجموعه جایی ندارد و دوما اینکه توجه کنید که هیچ گاه در این نامگذاری حرف

دوم بالاتر از حرف اول (در ترتیب الفبا ) نمی باشد . یعنی هیچ گاه به عنوان مثالBA یا CB یا SR یا ... نداریم .

سیستم نامگذاری در برخی از کاتالوگ های معروف


BD numbers

این نام مشخصه کاتالوگی است که در اواسط قرن ۱۹ توسط Bonner Durchmusterung تهیه شد .در این مجموعه نام چند صد

هزار ستاره با قدر روشن تر از ۱۰ گردآوری شده است . این کاتالوگ حاوی موقعیت این ستاره ها میباشد و فهرستی نیز بر اساس همین

موقعیت در این کاتالوگ موجود می باشد . اعداد کاتالوگ بر اساس شمارش ستارگان در یک میل خاص از شمال به جنوب تعیین شده

است .

بنابراین BD numbers بیانگر میل به همراه یک عدد بالارونده بر اساس شمارش ستاره در این میل خاص می باشد . برای

مثال BD+۳۱o۲۱۶ به معنی ۲۱۶ ستاره در محدوده میل +۳۱ و ۳۲ + می باشد .BD محدوده میل بین +۹۰ تا +۲۲ را پوشش میدهد .

CD - Cordoba Durchmusterung و CPD - Cape Photographic Durchmusterung

کار مشابهی را برای مناطق جنوبی تر انجام میدهند

The Bright Star Catalog


ستارگان درخشان تر از قدر ۶.۵ با شماره ای که بر اساس افزایش بعد افزایش می یابد مشخص می شود . پیشوند HR و یا BS در جلوی

این شماره نوشته می شود . برای مثال HR۱۰۹۹

The Henry Draper Catalog


در این کاتالوگ ستارگان درخشان تر از قدر ۸.۵ و کمی ضعیف تر بر اساس رنگ و رده طیفی دسته بندی و نامگذاری میشوند .

برای مثال HD۱۸۳۱۴۳

ستارگان دوتایی در کاتالوگ ها


ستارگان دوتایی بر اساس سیستم کاتالوگی به شکل زیر نامگداری می شوند . ابتدا یک شماره و سپس نام کاشف و یا به وسیله

شماره آنها در هر یک از کاتالوگ های

the Burnham Double Star catalog = BDS

Washington Double Star = catalog

Aitken Double Star catalog
= ADS

نامگذاری مولفه های اصلی مجموعه های دوتایی همان طور که ذکر شد بر اساس درخشندگی و با استفاده از حروف A و B و ... نیز

امری متداول است .

The Guide Star Catalog


این کاتالوگ حاوی نام و موقعیت ستارگانی است که داری موقعیت بسیار مناسب و قابل آدرس دهی است . سنسور های راهبری

تلسکوپ فضایی هابل بر اساس آن کار میکند و هدف اصلی تهیه این کاتالوگ نیز همین بوده است ستارگان این مجموعه ستارگان

درخشانی نمی باشند و دارای قدری در حدود ۱۳ می باشند.آسمان توسط این ستارگان به قسمت های مختلف تقسیم می شود

و ستارگان در هر یک از این منطقه ها شماره گذاری منحصر به آن منظقه را دارند .

برای مثال : GSC ۴۰۶۸/۱۱۶۷

کاتالوگ های اجرام غیرستاره ای


کاتالوگ های دیگری نیز موجود می باشد که به فهرست کردن اجرام غیر ستاره ای پرداخته است که از آن جمله میتوان به :

Messier = M

New General Catalogue = NGC

Index Catalog = IC
واپسین ویرایش بدست اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 21:47, رویهم 1 بار.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در چهارشنبه 18 مرداد 1391 - 23:14

کندوهای ستاره ای


ستارگان زیبایی كه در سرتاسر آسمان پراكنده اند هر كدام گلوله های عظیمی از گازهای بسیار بسیار زیاد و دمای فوق العاده بالا

هستند.

این گازها میلیاردها سال در حالت تعادل باقی می مانند. برای مثال خورشید یك گلوله گازی است كه از ۵ میلیارد سال تاكنون تعادلش

به هم نخورده و تا ۵ میلیارد سال دیگر این تعادل را حفظ خواهد كرد.

همانطور كه می دانیم اگر یك مخزن گاز را در سطح زمین باز كنیم در همه جا پراكنده شده از هم دور می شوند. ولی این گلوله گازی در

خورشید و سایر ستارگان پراكنده نمی شود. زیرا جرم زیاد ستاره به همراه جرم زیاد نیروی گرانش كه كارگردان مطلق تشكیل ماده است،

هر اتم گاز را به سوی مركز كشیده و آنها را متمركز و متمركز تر می كند در نتیجه مانع از پراكنده و منتشر شدن آنها به اطراف می شود.

این حالت شبیه مسابقه طناب كشی است كه قدرت هر دو گروه یكسان است. بنابراین تلاش هر گروه، انرژی گروه دیگری را خنثی میكند

و نتیجه طبیعی آن برنده نشدن هیچ كدام از آنهاست.

در ستارگان هم این دو نیرو، یعنی گرانش كه می خواهد ستاره را تا سر حد مرگ متراكم و متراكم تر كند و نیروی درونی ستاره كه حاصل

افزایش دمای آن است و درست برعكس نیروی گرانش ، می خواهد ستاره را منفجر كند، میلیاردها سال به حالت تعادل باقی می ماند.

نخستین بحثی كه درباره هر ستاره می شود، نیروی گرانشی است كه تولد و مرگ ستاره را در بردارد.زندگی یك ستاره تلاشی دائمی و

نومیدانه در مقابل جرم خود است.

تلاش دائمی: زیرا ستاره در هر مرحله از زندگیش منابع جدیدی برای مبارزه پیدا می كند.

نومیدانه: زیرا عاقبت این مبارزه شكست نیروی درونی ستاره است و نهایتاً نیروی گرانش برنده شده و ستاره در هم شكسته می شود.

نیروی گرانش در مقابل نیروی درونی ستاره بسان شیری است كه گلوی شكار عظیم الجثه خود را گرفته و برای چندین دقیقه آن را به

همان حالت نگه می دارد.

زیرا مطمئن است نبض حیات شكار در دستش است و این شكار هم اگر تلاشی نومیدانه برای رهایی از چنگال قوی شیر انجام می دهد

راه به جایی نخواهد برد. پایان این تلاش تسلیمی حتمی است.

انهدام گرانشی هر ستاره توأم با تولد ستارگان دیگر است. ستارگان همانند موجودات زنده زمانی متولد می شوند و چند صباحی زندگی

می كنند و با ناملایمات زندگی مبارزه می كنند اما پایان غم انگیز آن همانند تمام موجودات زنده مرگ است. كوتوله های سفید، كوتوله

های سیاه، ستاره های نوترونی و بالاخره سیاهچاله ها، فرآورده های نهایی انهدام گرانشی و مرگ ستارگان هستند.

تولد ستارگان


همان گونه كه قطرات باران از اجتماع مولكول های گازی آب در داخل توده ابرها تشكیل می شود یك ستاره نیز از تراكم مولكول های گاز

موجود در كهكشان ها به وجود می آید. با این تفاوت كه ستاره تقریباً از هیچ متولد می شود! زیرا در جو زمین تعداد مولكول ها در هر

سانتی متر مكعب ۳۰میلیارد در میلیارد تجاوز می كند. در حالی كه در توده ابرهای كیهانی تعداد اتم ها یا مولكول ها از ۱۰ عدد در سانتی

متر مكعب تجاوز نمی كند.

در عوض این توده های ابری موجود در كهكشان ها بر روی میلیاردها، میلیارد، در میلیارد، در میلیارد كیلومتر مكعب گسترده شده اند

( عدد ۱ با ۳۶ صفر جلوی آن) طوری كه زمان لازم برای عبور نور از یك طرف به طرف دیگر صدها سال نوری است.

جرم این توده فوق العاده زیاد است و تركیب آن ۷۹ درصد هیدروژن و ۲۰ درصد هلیم و یك درصد باقیمانده سایر عناصر از جمله آهن است.

هیدروژن و هلیم كه هر دو به صورت گاز هستند، مهمترین ذخیره سوختی جهان و ستارگان هستند.

این گازها به نحو بسیار فشرده و متراكم عناصر اصلی تشكیل دهنده ستارگانند و این توده ابرهای عظیم (هیدروژن و هلیم) با چگالی

بسیار پائین و دمای فوق العاده سرد ( حدود دویست درجه سانتیگراد زیر صفر) بسترهای مناسبی هستند كه ستارگان درخشان و بسیار

زیبای آسمان از آنها متولد می شود. روش دیگر برای ایجاد اختلال در توده ابرهای كیهانی، موج حاصل از مرگ یا انفجار یك ستاره است،

این اختلال سبب تشكیل هزاران ستاره می شود.

همان گونه كه از برخورد توده های ابر در جو زمین ابتدا رعد و برق و سپس تراكم ابرها شروع شده و قطرات باران تشكیل می شود، در

كهكشان ها نیز وقتی ستاره ای می میرد، پرتوهای منتشره از آن ستاره خود موجی جدید در توده كیهانی ایجاد می كند كه در سرتاسر

فضای كهكشانی منتشر و به تولدهای پی درپی ستارگان می انجامد و كهكشانی سرد، سیاه و تاریك به كانونی گرم و درخشان از

ستارگان تبدیل می شود.

مادامی كه توده های سحابی فشرده می شوند شفافیت آنها از دست می رود به طوری كه نور ستارگان دیگر قادر به نفوذ در درون آنها

نیست. در نتیجه دمای این توده بسیار سرد باز هم كاهش یافته و به دمای صفر مطلق (یعنی ۲۷۳‎/۱۵ درجه زیر صفر) نزدیك می شود.

اتم ها در این حال كوچك ترین عكس العمل و مقاومتی در برابر نیروی جاذبه ندارند و این نیرو آنها را به سوی هم می كشد چون توده

ابرها فشردگی یكنواخت ندارند.

بنابراین در بعضی نقاط مجموعه هایی لخته مانند جمع شده و برعكس در نقاط دیگر فضا، خلأ ایجاد می شود. چون حضور ماده در یك

نقطه بیرونی گرانش را تولید می كند لذا این لخته ها (تجمع گازها به صورت توده های جدا از هم) میدان های گرانشی مهمی در اطراف

خود به وجود می آورند و ذرات و اتم های اطراف خود را به سوی خود جذب می كند و به تدریج كه بزرگ تر می شوند، قدرت كشش آنها

افزایش می یابد و بعد از مدتی به گلوله ای از اتم های فشرده به ابعاد میلیاردها كیلومتر و جرمی، چندین برابر خورشید تبدیل می شود.

هر چه ابعاد این گلوله افزایش بیابد نیروی گرانش هم افزایش یافته و نقش این نیرو در مراحل مختلف تولد ستاره مهم تر می شود، طوری

كه با افزایش مقدار نیروی گرانش فشردگی اتم ها زیادتر می شود و لاجرم چگالی و دمای گلوله بالا می رود.

در اثر افزایش دما، گلوله كه در ابتدا سیاه رنگ بوده اكنون به تدریج قرمز شده و ستاره متولد می شود ولی این ستاره هنوز در دوران

كودكی به سر می برد زیرا درجه حرارت درونی آن آنقدر نیست كه واكنش پیوست اتمی صورت بگیرد. تنها موقعی كه دمای مركزی این

توده به ۱۰میلیون درجه برسد اتم های هیدروژن شروع به سوختن كرده و به همدیگر می پیوندند از این دوره به بعد (در طی چند میلیون

سال) ستاره به تدریج حالت پایدار به خود گرفته و می توان از بلوغ این ستاره صحبت كرد.

در اثر شروع واكنش های پیوست هیدروژن، در درون ستاره جنگی داخلی علیه نیروی گرانش شروع شده و برای مقابله با آن از سلاح

اتمی خود یعنی همان واكنش پیوست اتم های هیدروژن استفاده می كند. قلب ستاره بمبی وحشتناك است كه انرژی بی نهایت زیادی

دارد اما با این حال ستاره منفجر نمی شود. زیرا در لحظه تعادل نیروی گرانش، با نیروی حاصل از واكنش های پیوست برابر است و این دو

همدیگر را خنثی می كنند.

به همین خاطر ستاره برای مدت طولانی در حال تعادل باقی خواهد ماند و با تابش نور به سیارات همراه خود نوید زندگی، گرما و تنوع

خواهد داد. به عنوان مثال خورشید ما حدود ۵میلیارد سال است كه این تعادل را دارد و در حدود ۵ میلیاردسال دیگر آن را حفظ خواهد كرد.

درون خورشید درجه حرارت به ۴۰ میلیون درجه می رسد و فشار داخلی آن تا سه میلیارد بار بیشتر از فشار هوا در سطح زمین است.

در چنین شرایطی الكترون ها از هسته اتم های هیدروژن جدا شده و هسته ها در اثر برخورد با یكدیگر واكنش های پیوست را انجام

می دهند. در این واكنش ها مقداری از جرم پروتون ها به انرژی تبدیل می شود.

به همین خاطر جرم ستاره هر لحظه در حال كاهش است. مثلاً در خورشید در هر ثانیه بیش از چهار میلیون تن از جرم آن در اثر تبدیل

به انرژی كاسته می شود. انرژی تولید شده چنان زیاد است كه فقط با یك ثانیه فعالیت خورشید می توان شش میلیارد شهر بزرگی مثل

تهران را به مدت یكصد سال شبانه روز روشن نگه داشت.

شاید این سؤال در ذهن هر خواننده ای پیش بیاید كه چرا به ناگاه تمام هیدروژن در درون یك ستاره به مثابه یك بمب منفجر نمی شود.

علت آن را باید در پروتون ها جست. پروتون ها دارای بارهای مثبت هستند و همدیگر را دفع می كنند اما در دمای فوق العاده زیاد درون

ستاره سرعت پروتون ها آنچنان زیاد است كه در موقع برخورد با پروتون دیگر واكنش پیوست صورت می گیرد و باز این دو پروتون آنقدر باید

صبر كنند تا دو پروتون دیگر به آنها ملحق شوند تا از تركیب این چهار پروتون هلیم و مقداری انرژی حاصل شود. به همین خاطر احتمال

انجام یك واكنش پیوست در داخل ستاره برای هر پروتون بسیار ناچیز است و یك پروتون حداقل باید ۱۴ میلیارد سال صبر كند تا نوبتش

برای انجام واكنش برسد.

مرگ ستارگان


در ستاره ای كه دو نیروی گرانش و نیروی درونی حاصل از واكنش های هسته ای در حال تعادل هستند زندگی روزمره و عادی خود را ادامه

می دهد.

اكثر ستارگانی كه با چشم و یا با تلسكوپ می بینیم همانند خورشید خودمان دوران بلوغ خود را با سوزاندن هیدروژن در مركز خود ادامه

می دهند، این مرحله از زندگی را مراحل اصلی (sequence principale ) گویند كه خورشید ما امروزه در حال سپری كردن این مرحله از

زندگی خود است.

راهی كه هر ستاره از جمله خورشید در حال طی كردن آن است به هر صورت زمانی به پایان خواهد رسید یعنی مواد سوختنی آن

هیدروژن به پایان خواهد رسید و خورشید همانند آتشی كه بعد از سوختن چوب ها، روی خاكستر خود خاموش می شود، خاموش

خواهد شد، مادامی كه هیدروژن ها به هلیم تبدیل شدند.

كانون مركزی كه در قلب خورشید قرار دارد دیگر مواد سوختی اش تمام شده و مرحله اصلی زندگی به پایان می رسد و دوران ضعف

و پیری و در نهایت سرنگونی ستاره فرامی رسد و تعادل بین نیروی داخلی ستاره حاصل از واكنش های هسته ای و نیروی گرانش به

هم خواهد خورد. در این موقع مركز خورشید مقدار زیادی هلیم دارد و حال آن كه هیدروژن های باقی مانده كه سبك ترند در سطح

خورشید قرار دارند در این حال نیروی گرانش پیروز شده ستاره فشرده و متراكم در مركز می شود. فشرده شدن بیش از پیش مركز

ستاره بتدریج درجه حرارت را تا ده ها میلیون درجه (مثلاً در مورد خورشید تا یك صد میلیون درجه) بالا می برد.

در این درجه حرارت بالا عناصر هلیم كه از هیدروژن سنگین ترند قادرند با یكدیگر تركیب شوند و ضمن این كه هلیم به منبع سوخت

جدیدی برای ستاره تبدیل می شود عناصر سنگین دیگر تولید می شود. در این مرحله موقتاً ستاره بر نیروی گرانش غلبه می كند و

دوران كوتاهی حدود صد میلیون سال تعادل جدیدی را به دست می آورد.

بدین ترتیب ستاره باز برای مدتی با نور افشانی خود بر روی جهانیان لبخند خواهد زد اما این دیگر لبخند دوران جوانی و بلوغ نیست زیرا

چهره خون آلودش حكایت از واپسین لحظات غم انگیز مبارزه مردانه او با نیروی قوی بی رحم گرانش دارد. در این مرحله در حالی كه

ستاره و یا خورشید دیگر قدرت مبارزه با نیروی گرانش را ندارد آرام آرام وسیع شده و سعی می كند فرآورده های خود را تا آنجا كه ممكن

است از دست دشمن خون آشام خود برهاند لذا منبسط می شود و تا یك میلیارد حجم اولیه اش می شود.

قشرهای سطحی خورشید كه بتدریج رقیق و پراكنده شده اند سرد شده و عمل پیوست فقط در مركز خورشید یا ستاره انجام می شود.

نور حاصل از واكنش های مركز ستاره در این مرحله به علت دمای بسیار بالا به مراتب بیشتر از دوران جوانی است اما به علت گسترده

و پراكنده شدن غشای سطحی كه مانعی برای عبور نور است، خورشید یا ستاره سرخ به نظر می رسد كه به آن هیولای سرخ گویند.

ستاره قلب العقرب و یدالجوزا اكنون در این وضعیت هستند. حال اگر به ستاره خودمان خورشید توجه كنیم بعد از ۵ میلیارد سال دیگر

به غول سرخ تبدیل خواهد شد. ابتدا عطارد بلعیده می شود و جو زهره كاملاً از بین خواهد رفت و در زمین یخ های قطب های شمال و

جنوب در اثر دمای زیاد خورشید ذوب می شود، سیلاب های عظیمی رخ خواهد داد و سپس آب های اقیانوس ها به جوش آمده و تبخیر

شده و به صورت ابرهای عظیمی سراسر جو زمین را می پوشانند.

پس از مدتی تمام ابرها و آب های باقی مانده تبخیر می شوند و از جو زمین خارج می شوند و سپس با افزایش دما، سنگ ها و كوه ها

هم ذوب شده و پوسته زمین هم تا مركز زمین ذوب می شود و با افزایش بیشتر دما این مواد مذاب زمین هم مانند آب ها تبخیر شده

و از بین خواهد رفت. البته اگر بشر تا ۵ میلیارد سال دیگر با خودخواهی اش زمین را با دست خود نابود نكند علم آن قدر پیشرفت خواهد

كرد تا بتواند سیاره ای مهربان چون زمین پیدا كند و به آنجا كوچ كند. قدر مسلم اگر چنین سیاره هایی وجود داشته باشد سفرهای بین

سیارات در آینده در اثر پیشرفت علم همچون سفرهای بین شهری امروزی بسیار آسان خواهد شد.
واپسین ویرایش بدست اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 20:32, رویهم 1 بار.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 20:18

خوشه‌های کروی خانواده‌ای از صدها هزار ستاره ریز و درشت‌اند، که هرکدام در هاله‌ی کهکشان همچون کندوی پُر ازدحامی از ستاره‌ها

قرار دارند. این اجرام باشکوه آسمان شب را با طیف وسیعی از ابزارهای رصدی، از دوچشمی‌های کوچک تا تلسکوپ‌های بزرگ آماتوری

، می‌توان با جزییات و ساختارهای گوناگون رصد کرد.

قلب العقرب و خوشه کروی M۴


تجمع‌های ستاره‌ای در کیهان بسیار عادیست، گاهی منطقه‌ای با ده‌ها ستاره‌ی کوچک چشمک‌زن می‌بینیم که درون غبار میان­‌ستاره‌ای

غرق شده‌اند و گاهی ستاره‌ای محو که با تلسکوپ به‌تعدادی ستاره تفکیک می‌شود که در اطراف مرکزی غبارآلود می‌گردند.

اینها خوشه‌های ستاره‌ای‌اند که ستاره‌های بسیاری دارند، اما تفاوت‌های بسیاری بین این دو نوع وجود دارد و کیهان‌شناسان برای

مقاصد مختلف از آنها استفاده می‌کنند. کوچک‌ترین اجتماعات ستاره‌ای گروه‌ها و جمع‌های ستاره‌ای‌اند که حداکثر شامل یک یا چند

دوجین ستاره‌اند. بزرگ‌تر از آنها خوشه‌های باز و کروی‌اند.

خوشه‌های باز ستاره‌ای چند صد ستاره جوان را در گستره‌ای با قطر ده‌ها سال نوری در صفحه کهکشان جمع کرده‌اند؛ جایی که خورشید

در آن زندگی می‌کند و مدام گاز و غبار میان‌ستاره‌ای، ستاره‌های جوان، غولپیکر، و آبی را تولید می‌کند. ستاره‌هایی که بسیار پُرجرم‌اند،

و چون برای سوزاندن هیدروژن خود و تبدیل آن به‌هلیوم شتاب می‌کنند، عمر کمی دارند اما دوران عمرشان درخشان است و سرانجام با

انفجار اَبَرنواختری باشکوه، گاز و غبار را دوباره به‌فضای میان­‌ستاره‌ای برمی‌گردانند. آن‌ها نمونه‌های مناسبی برای کشف راز تولد و مرگ

ستاره‌ای‌اند. خوشه‌های باز پیر بسیار نادرند زیرا نیروهای کشندی گرانشی کهکشان سبب از هم پاشیدن خوشه‌های باز می‌شود و

پیش از آنکه ستارگان‌ پیر شوند در محیط میان‌ستاره‌ای پخش می‌شوند.

اما برعکس، خوشه‌های کروی بسیار پیرند. آنها همان اوایل شکل‌گیری کهکشان تمام گاز و غبار میان­‌ستاره‌ای را به‌ستاره تبدیل کرده‌اند.

ستاره‌هایی با جرم متوسط مثل خورشید که آرام آرام هیدروژن را طی سالیان دراز مصرف می‌کنند، درخشندگی چندانی ندارند، و

ستاره‌هایی قرمز رنگ با سنّ زیادند که همچون سنگواره‌ها، منابع مناسبی برای تعیین سنّ کیهان و بررسی تحولات آغازین کهکشان‌ها

هستند و از طرفی مانند همه ستاره‌های آن خوشه به‌یک اندازه از زمین فاصله دارند و دارای عناصر مشابهی‌اند و برای اندازه‌گیری فاصله‌

ها به‌کار می‌روند.

خوشه‌های کروی در مداری بیضی‌شکل به‌صورت کروی در هاله و برآمدگی مرکز کهکشان زندگی می‌کنند. برخی از آنها دورترین اجرام

کهکشان‌اند. خوشه‌های کروی تجمع صدها هزار تا چندین میلیون ستاره در توده‌ای کروی به‌قطر حدود ۱۰۰ تا ۲۰۰ سال نوری‌اند و فضای

میان­ ستاره‌ای در آنها بسیار متراکم‌تر از خوشه‌های باز است چنان که در مرکزشان‌احتمال ملاقات ستاره‌ای در رد و بدل شدن همدم‌های

ستاره‌ای زیاد است. اگر خورشید­‌ ستاره‌ای در یک خوشه کروی بود آسمان ما با هزاران نوراَفکن درخشان نورافشانی می‌شد.

برخی از پُرنورترین خوشه‌های کروی آسمان با چشمان برهنه نیز دیده می‌شوند. در شرایط مطلوب رصدی، زیر آسمان کاملاً تاریک

خوشه‌هایM۱۳، M۲۲،، ، ، ، M۱۵، و خوشه اومگا-‌قنطورس

(بارزترین) را می‌توان با چشم، چون ستاره‌ای کم‌فروغ دید.

با دوربین‌های دوچشمی و در جوینده تلسکوپ این اجرام توده‌ای مه‌آلودند و فقط خوشه اومگا-‌قنطورس است که ستاره‌های بیرونی آن را

می‌توان با دوربین‌های دوچشمی مناسب تفکیک کرد. برای دیدن شکوه خوشه‌های کروی، همچون کندویی از هزاران ستاره، باید به‌

سراغ تلسکوپ و بزرگنمایی‌های مناسب رفت. هر ۸ خوشه قابل مشاهده با چشمان برهنه با تلسکوپ‌های آماتوری تفکیک می‌شوند

اما تفکیک خوشه‌های دیگر به‌علت فشردگی و اندازه ظاهری کوچک‌ترشان دشوار است

(در متن مقاله به‌خوشه‌های قابل تفکیک اشاره شدهاست)

در حالی که رصد اجرام غیرستاره‌ای مانند سحابی‌ها و کهکشان‌ها در شهرهای بزرگ بسیار دشوار است، فشردگی و درخشندگی

سطحی مناسب خوشه‌های کروی سبب می‌شود از اجرام مناسب برای رصد در شهرهای بزرگ باشند.

M۱۳ نخستین هدف رصدی ما معروف‌ترین خوشه‌ی کروی آسمان شمالی، یعنی خوشه‌ی بزرگ جاثی، است. در شب‌های اواخر

تابستان، در نخستین ساعات شب، باید به‌سراغ جاثی برفراز افق غرب برویم. نخستین باری که آن را جستجو می‌کنید خاطره بی‌نظیری

خواهد بود؛ به‌ویژه وقتی با تلسکوپ انبوه ستاره‌های آن را تفکیک کنید. جالب است بدانید ۲۹۲ سال پیش هم شخصی مثل شما با

چنین شوری برای نخستین‌بار آن را دید. «ادموند هالی»، کاشف M۱۳، آن را چنین توصیف ‌کرده است: « در غیاب ماه، هنگامی‌که آسمان

صاف و شفاف است، با چشم دیده می‌شود.» با تلسکوپ چیزی بیش از یک توپ گرد مه‌‌آلود را به‌نمایش می‌گذارد. تعدادی از ستاره‌های

اطرافش تفکیک می‌شوند ولی مرکزش به‌قدری متمرکز و فشرده است که فاصله بین ستاره‌هایش ۵۰۰ بار کمتر از فاصله بین خورشید و

نزدیک‌ترین ستاره همسایه‌اش است.

در این صورت فلکی نه‌چندان بارز، یک خوشه دیگر هم هست. M۹۲ از همسایه‌اش بسیار کم‌نورتر است اما در شرایط بسیار مناسب

رصدی تیزبین‌ترین رصدگران می‌توانند آن را با چشم برهنه ببینند.

در سال ۱۳۵۳/۱۹۷۴، M۱۳ انتخاب شد تا هدف یکی از اولین پیام‌های رادیویی برای هوشمندان فرازمینی باشد؛ پیامی که شاید به‌دست

هوشمندان احتمالی ساکن در این خوشه برسد. آن پیام با تلسکوپ رادیویی و رادار آرسیبو فرستاده شد. اما به‌شنیدن پاسخ

هوشمندان احتمالی M۱۳ امیدوار نباشید. این خوشه به‌قطر حدود ۱۲۰ سال نوری در فاصله‌ی ۲۵،۰۰۰ سال نوری از ماست و ۲۵،۰۰۰

سال دیگر پیام زمین را می‌گیرند و اگر بی‌درنگ پاسخ دهند در حدود ۵۰،۰۰۰ سال بعد پیامشان را دریافت می‌کنیم!

خوشه‌ای کروی از قدر ۲/۶ که زیر آسمان تاریک به‌سختی با چشم غیرمسلح دیده می‌شود.

این خوشه در صورت فلکی تازی‌هاست، اما پیدا کردنش از گیسوان برنیکه آسان‌تر است. نیمه راه امتداد گاما به‌بتا-‌گیسو دوربینتان را

کمی به‌سمت شمال متمایل کنید تا آن را به‌همراه ستاره‌ای از قدر ۶ در میدان دیدتان ببینید. با کمی تمرکز و به‌کار بردن روش‌های رصدی

مثل چپ‌چپ نگاه کردن ماهیت محو و غیرستاره‌ای‌اش آشکار می‌شود: لکه‌ای مه‌آلود که درخشندگی سطحی‌اش یکنواخت است و مرکز

مشخصی ندارد. برای تفکیک ستاره‌هایش، و پی‌بردن به‌ذات واقعی این جرم، مثل ویلیام هرشل، نیاز به‌تلسکوپ‌های بزرگ‌تری دارید تا

پُرنورترین ستاره‌اش با قدر ۷/۱۲ و چند ستاره پُرنور دیگر را تفکیک کنید. در بزرگمانی‌های بالاتر از ۷۰X بیضی کشیده و همچنین تعداد

بیشتری ستاره خواهید دید.

M۵۳ ستاره آلفا-‌گیسو را پیدا کنید. دوربینتان را حرکت ندهید و میدان دیدتان را خوب بگردید تا ستاره‌ای محو را بیابید. این پنجاه و

سومین جرم فهرست مسیه است! M۵۳ فقط یک درجه از آلفا-‌گیسو فاصله دارد.

رصد این جرم حتی زیر آسمان نیمه‌ تاریک شهرهای کوچک واقعاً هیجان‌انگیز است. به‌نظر می‌رسد، برخلاف ، درخشندگی سطحی‌

اش به‌سمت مرکز افرایش می‌یابد. با تلسکوپ ۵ اینچی، ستاره‌های اطرافش تا حدودی تفکیک می‌شوند و مرکزش توده‌ای دانه‌دانه

است.

شبی از شب‌های سال ۱۷۰۲ میلادی، گُتفریدکیرش (Gottfried Kirch) و همسرش، در حالی که در جستجوی یک دنباله‌دار تازه

کشف‌شده بودند، «ستاره‌ای سحابی‌مانند» را دیدند. ۶۲ سال بعد، شارل مسیه این «سحابی گرد بدون ستاره» را دوباره رصد کرد و در

مقام پنجمین جرم فهرست خود به‌ثبت رساند. ۲۷ سال بعد هم ویلیام هرشل، با تلسکوپ غولپیکر نیوتنی خود ۲۰۰ ستاره آن را شمرد.

به‌هر حال مرکز این خوشه آن‌قدر متمرکز است که حتی هرشل هم نتوانست آن را کاملا تفکیک کند.

با دو برابر امتداد دو ستاره سماک رامح (قدرصفر) و زتا-‌عوا (قدر ۵/۳) به‌ستاره قدر پنجم ۱۰-‌مار می‌رسیم. کمی به‌سمت جنوب غرب سه

ستاره قدر پنجم ۴-‌مار، ۵-‌مار، و ۶-‌مار مثلثی را درست می‌کنند که اگر کمی به‌سمت شمال ۵-‌مار بروید به M۵ می‌رسید.

▪ ستاره ۵-‌مار یک دوتایی است و ستاره سفید همدمش با قدر ۱۰ در ۱۱ ثانیه‌ای آن می‌درخشد. اگر با دوربین دوچشمی به‌سراغش

بروید مثل شارل مسیه چیزی، جز «توپی مه‌آلود» نخواهید دید، اما تلسکوپ‌های متوسط آماتوری پُرنورترین ستاره آن از قدر ۲/۱۲ و چند

ستاره پُُرنور دیگر را تفکیک می‌کنند.

در ۳/‌۱ درجه‌ای شرق پانزدهمین ستاره پُرنور آسمان، قلب‌العقرب، یکی از نزدیک‌ترین خوشه‌های کروی، با فاصله ۷۵۰۰ سال نوری

از ما، جای گرفته است.

با اندازه ظاهری َ۳۶ که چندی بیشتر از قرص کامل ماه است، یکی از بارزترین و البته کم‌تراکم‌ترین خوشه‌های کروی است.

جنوب خطی را، که قلب‌العقرب را به‌ستاره قدر ۹/۲ سیگما-‌عقرب وصل می‌کند، جستجو کنید. زیر آسمان‌های نه ‌چندان تاریک در دوربین

مثل دایره‌ای دیده می‌شود که درخشندگی سطحی‌اش یکنواخت پراکنده شده است. تلسکوپ‌ها به‌خوبی ستاره‌های قدر ۸/۱۰ آن را

حتی در شهرهای بزرگ تفکیک می‌کنند.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 20:41

طیف ستاره


نور ستاره پس از جمع‌آوری بوسیله تلسکوپ ، توسط دستگاهی به نام طیف نگار تجزیه می‌شود و نتایج آن به صورت عکس یا نوار

کامپیوتری ثبت می‌شود. اخترشناسان با مطالعه این نتایج می‌‌توانند به اطلاعات ارزشمندی در مورد ستاره‌ها دست یابند.

در تاریکی شب ، نور ستارگان چقدر بی‌ارزش به نظر می‌رسد! ولی هر کدام از این پرتوهای ضعیف اطلاعات زیادی در مورد خاستگاه خود

دارند. اخترشناسان روش خواندن پیامهای نور ستارگان را فراگرفته‌اند. آنها به ما می‌گویند که ستارگان از چه درست شده‌اند، به چه بزرگی

هستند، چه گرمایی دارند و چگونه حرکت می‌کنند؟

طیف نگار


قبل از آن که بتوان به اطلاعات نور ستاره پی برد، باید رمز آن را کشف کرد. در وهله اول نوری که از ستاره می‌رسد، بوسیله تلسکوپ

جمع‌آوری و متمرکز می‌شود. بعد دستگاه ویژه‌ای که به تلسکوپ نصب شده‌است، نور را تجزیه می‌کند. این دستگاه طیف نگار نام دارد.

سرانجام نتیجه‌های حاصل به‌‌صورت عکس یا نوار کامپیوتری ثبت می‌شود.

امواج نوری


غالبا نور را در قالب امواج تعریف می‌کنند. نور واقعا به شکل موج حرکت می‌کند و امواج آن به قدری کوچک هستند که هزاران عدد در یک

میلیمتر جا می‌گیرند. امواج نورانی ، امواج انرژی هستند و قادرند در خلا حرکت کنند. جانوران برای آشکارسازی آن از چشم خود استفاده

می‌کنند. ما می‌توانیم چیزهایی مانند خورشید ، ستارگان و لامپ الکتریکی را ببینیم که از خود انرژی منتشر می‌کنند و نیز قادریم

اجسامی را ببینیم که مانند سیاره‌ها و بدن خودمان ، نور را منعکس می‌کنند. امواج نور اندازه‌های گوناگونی دارند، برخی بلندتر و برخی

کوتاهتر، ما اختلاف اندازه امواج نور را از روی رنگهای مختلف تشخیص می‌دهیم.

شیوه‌های مختلف بدست آوردن طیف ستارگان


آمیزه‌های مختلفی از امواج نورانی ، رنگهای مختلفی را بوجود می‌آورند. در رنگین کمان می‌توان دید که چگونه امواج مختلف رنگهای

متفاوت دارند. نور سرخ طولانی‌ترین و نور بنفش کوتاه‌ترین طول موجها را دارند. درخشش نور خورشید از میان قطره‌های باران سبب

تشکیل رنگین کمان می‌شود. قطره‌های آب نور خورشید را به گستره‌ای از رنگها به نام طیف تجزیه می‌کند.

بدون باران هم می‌توان طیف هر دسته نور را بدست آورد، منشور شیشه‌ای ، نور را به رنگهای رنگین کمان تجزیه می‌کند.

روش دیگری برای تهیه طیف از یک تکه شیشه مسطح است که تعداد زیادی خط نزدیک به هم در روی آن حکاکی شده باشد، این وسیله

را توری پراش می‌نامند.

طیف جذبی


درون طیف نگار یک منشور یا یک توری پراش نور ستاره را به گستره‌ای از رنگها تجزیه می‌کند. این رنگها ویژگیهای متغیری در ستارگان

گوناگون دارند. مثلا ، ستارگان سرد نور سرخ بیشتری نسبت به آبی یا بنفش گسیل می‌کنند، به همین دلیل سرخ دیده می‌شوند.

ستارگان داغ تقریبا تمام رنگهای طیف را منتشر می‌کنند، ترکیبی از تمام رنگها سفید یا آبی دیده می‌شود. در رنگهای ویژه‌ای از طیف

ستارگان شکافهای باریکی به چشم می‌خورد که نور بسیار کمی دارند، انگار در زمینه پیوسته رنگین کمان ، خطوط سیاهی بوجود آمده

است که آنها را خطوط جذبی می‌نامند.

دلایل اهمیت خطوط طیفی


اهمیت خطوط طیفی بسیار زیاد است، زیرا از تعداد و مکان آنها می‌توان فهمید که چه گازهایی در ستارگان وجود دارند. هنگامی که نور

از ستاره گسیل می‌شود، گازهای مختلف ، رنگهای مختلفی را جذب می‌کنند. هر نوع گاز اثر انگشت خود را به صورت خطهای باریکی

در طیف نقش می‌زند و در نتیجه تشخیص نوع گاز میسر می‌شود. از مطالعه خطوط جذبی معلوم شده است که ستارگان اساسا از

هیدروژن تشکیل یافته‌اند. عناصر دیگری مانند اکسیژن ، سیلیسیم ، آهن و نیکل تنها یک درصد از ماده ستاره‌های معمولی را تشکیل

می‌دهند.

طیف خورشید


تکامل بشر در روی زمین ، زیر نور خورشید صورت گرفته است، در نتیجه چشمهای ما به گستره رنگهای نوری که از خورشید گسیل

می‌شود، بسیار حساس است، ولی گونه‌های دیگری از نور وجود دارد که آنها را با چشم نمی‌توان آشکار کرد. هر نوع تابش به نام

مخصوصی خوانده می‌شود، اما همه شبیه نور هستند و فقط موجهایی با اندازه‌های مختلف دارند.

همه پرتوهای گاما ، ماورای بنفش ، مادون قرمز ، میکروموج و امواج رادیویی ، بخشی از خانواده تابش الکترومغناطیسی را تشکیل

می‌دهند. تمام این پرتوها از اجسام گوناگونی در فضا می‌توانند گسیل شوند، ولی برای آشکارسازی آنها تلسکوپهای مخصوص باید بکار

برد.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 21:46

ستاره متغیر R - اسد


-اسد به عنوان یكی از درخشانترین و آسان ترین ستاره های متغیرقابل مشاهده آسمان مطرح است . این متغیر با میانگین تغییرات قدر

بین ۵/۸ تا ۱۰/۰ را به را حتی بدون كمك هرگونه تجهیزات گران قیمت می توان مشاهده كرد .با تغییرات درخشــندگی چندین قـدری ودوره

تناوب ۳۱۲روزه این متغیر متعلق به دسته میرا از ستارگان متغییربلند دوره است .

از تاریخ كشفش در بیش از ۲۰۰ سال پیش ، R- اسد به عنوان یكی از پرتـوجه ترین متغیرهای بلند دوره محسوب می شود و از این نظر

قابـل رقابت با همزادش « میرا » می باشـد . مجذوبیـتR - اسد از زمان كشفش در سال ۱۷۸۲ توسط J.A.Koch شروع شد .

R-اسد پنجمین ستاره متغیر و چهارمین متغیر بلند دوره كشف شده می باشد . سه متغیر بلند دوره قبلی به ترتیب كشف

&#۹۵۹;- قیطیس (میرا )، &#۹۶۷; – دجاجه و R - مارآبی هستند .Koch در نامه ای به j.e.Bode از رصد خانه برلین موضوع

تغییرات R- اسد را بیان می كند:

« جسارتاً می خواهم با توجه به رصدهای خود در سالهای گذشته اعلام كنم كه به نظر می رسد ستاره مایر۴۲۰ ز( R- اسد ) ستاره

جالب وبا اهمیتی باشد .

این ستاره تغییرات ودرخشندگی قابل ملاحـظه ای را در نورانیتش نشان می دهد . وقتی كه در سال ۱۷۸۰ من برای نخستین بار به آن

نگاه كردم در خشندگیش را از قدر هفتم تخمـین زدم و به طور قابل ملاحظه ای ضعیف تر از ستاره همســایه اش مایر۴۱۹ ر(۱۹- اسد)بود.

در فوریه ۱۷۸۲ از قدر ششم بود و با چشم غیر مسلح قابل مشاهده بود ، در پایان آورل ۱۷۸۳به قدر نهم رسید و در شروع آوریل ۱۷۸۴ از

قدر دهم بود .» . بدون شك هر راصدی ستاره متغیر مورد علاقه ای دارد وحتی شاید هم داستان خاصی را در مورد اولین مواجه ی خود با

آن داشته باشد .یكی از داستانهای انگشت نما كه فاش شده مربوط به منجم آماتور معروف Leslie Peltier وR - اسد است .

۱۸ Piltier ساله بود كه برا ی اولین بار با موضوع ستارگان متغیر برخورد داشت . او با پس انداز حاصل از جمع آوری توت فرنگی موفق به

خرید اولین تلسكوپ شد (یك تلسكوپ شكستی ۲ اینچی ) او مانند بسیاری از راصدان تازه كار از ناتوانی خود در یافتن ستارگان متغیر

موجود در نقشه ها احساس عجز وناتوانی می كرد تا اینكه در اوایل مارس ۱۹۱۸ بعداز تلاشهای نا موفق زیادی در شبهای مختلف ،

R - اسد خودش را به این جوان پر انرژی نشان داد او در این باره می گوید: « بیشترین لذت من وقتـی بود كه موفق شـدم در شمال

شــرق ستاره اومیكرن - مثلث كوچكی را شامل R- اسد و دو ستاره كم نور پیداكنم .

من اولین ستاره متغیر خودم را همانـطور كه در نقشـه مشـخص شده بود ، دیدم . » در مدت رصدهای پر ثمرش كه بیش از شش دهه

به طول انجامید Peltierموفق به كشف تعدادی دنباله دار ، دو نواختر شد ودر ۱۳۲۰۰۰رصد با موسسه رصد ستارگان متغیر آمریكا

( AAVSO ) مشاركت داشته است . او حتی پس اینكه دچار حمله قلبی شد در بیمارستان هم با دوربین دو چشمی اش به رصد

ستارگان متغیر و تكمیل گزارشــــات خود می پرداخت . Peltier در سراسر حیاتش نشانهای زیادی را دریافت كرد از آن جمله نشان علمی

دانشگاه گرین استیـت » در سال ۱۹۷۴ است . در دهه ۶۰ میلادی كوهی را به نام او نامیدند. كوه Pelietr مكان رصد خانه فورد است كه

یك تلسكوپ ۱۸ اینــچی بازتابی را در خود جای داده است . آنهائی كه Peltier را می شناخـتند او را انسانــــی كم رو و متواضع

می دانستند.

او دوست نداشت درمورد بسیاری از كارها وافتخاراتش با كسی صحبت كند . Peltier در كتاب معروفش (جستجو آسمان با دوربین دو

چشمی ) دیگران را به مشاهده R- اسد تشویق می كند . او در این باره می گوید: « تمامی محدوده تغییرات این متغییر را می توان با

كمك یك دوربین دو چشمی معمولی مشاهده كرد . رنگ قرمزش آن را از دیگر ستارگان اطرافش متمایز می كند .

از كجا شروع كنیم ؟


همانطور كه Leslie Peltier و دیگر راصدان بیشمار تصدیق كرده اند .R - اسد یكی از آسانترین متغییرهای آسمان برای پیدا كردن است .

این متغیر در ۵ درجه ای غرب ستاره درخشان &#۹۴۵;- اسد ( قلب الاسد )و در راستای ستاره &#۹۶۷; ، درست در شمال شرق اومیكرن

قرار دارد .R- اسد درست در نزدیكی ستارهای ۱۸و ۱۹ قرار گرفته است . رنگ آن را معمولا قرمز تیره ذكر كرده اند وبه همین دلیل نسبت

به ستارهای همسایه اش قابل تشخیص است . به خاطر سپردن محدوده اطراف آن به دلیل وجود دو ستاره قدر نهم كه با R مثلث بسیار

كوچكی را می سازند آسان است .

آخرین بیشینه درخشندگی این متغیر در اواخر دی ماه ۱۳۸۰ اتفاق افتاد . برای رصد R مانند دیگر متغیرهای بلند دوره یكبار مشاهده در

هفته كافی است . در رصد وتخمین قدر هر ستاره قرمز رنگ با ید دقت وتوجه بیشتری كرد .بسیاری از متغیرهای بلند دوره مانند R- اسد

قــرمز رنگ هستند .در هنگام مشاهـده مداوم ، این ستارها درخشان تر از مقـدار واقعی دیده می شوند . به همین دلیل برای تخـمین

قدر آنها از نگاه اجـمالی وگـذرا باید استفاده كرد تا در مقدار قدرشان اغـراق صورت نگیرد .

متغیر های میرا


همانطور كه ذكر شدR - اسد یك متغیر میرا است . متغیرهای میرا ستارگان غول قرمز سردی هستند كه اومیكرون قیطیس (میرا) یك

نمونه معروف آن است .در نمودار HR چنین ستارگانی در بخش با درخشندگی بالای شاخه مجانبی غول ( AGB) ودر حوالی متغیرهای

نیمه منظم یافت می شوند . در مقایسه با خورشید خودمان ، متغیرهای میرا گونه عموماً ستاره هایی با شعاع بزرگتر ، درخشندگی

بالاتر ، دما وگرانش سطحی پائین تر ی محسوب می شوند . به دلیل گرانش سطحی كم ، جو خارجی آنها پیوند ضعیفی با ستاره دارد .

اصولا متغیرهای میرا ، متعلق به رده طیفی C و S و M هستند ودوره تناوب آنها ۸۰ تا ۱۰۰۰روز می باشد. این متغیرها در محدوده مرئی

دارا ی تغییرات بیش از ۵/۲ قدر هستند .

تغییرات مشاهده شده در درخشندگی متغیرهای میرا به دلیل تپش آنها می باشد . بیشترین نور آنها مربوط به ظهور موج ضربه در جو

ستاره می باشد .امواج ضربه در نتیجه تپشهای منظم در زیر سطح مرئی به لا وقوع می پیوندد. این ستاره ها جرمی معادل جرم

خورشید دارند اما لبا جـــرم لا قابل توجهی ( در حدود ۶ – ۱۰ تا ۷ – ۱۰ جرم خورشید ) در هر سال را از دست می دهند و باعث بوجود

آمدن پوسته های پیرا ستاره ای بزرگی در اطراف ستاره می شوند .این از دست دادن جرم مرحله حضور میرا ها را محدود به حدود ۱

میلیون سال می كند .

این ستاره ها در هسته خود هلیم می سوزانند و شاخه AGB را طی می كنند.

مرحله AGBفاز پایانی تحـول بسیاری از ستارگان رشته اصلی می باشد .از دست دادن جرم باعث می شود كه این ستاره ها از انفجار

ابر نواختری بگریزند .وقتی این گونه ستاره ها به مرگ خود نزدیك می شوند با سرعت زیادی جرم از دست می دهند وبه سحابی

سیاره نما تبدیل می شوند و در نهایت كوتوله سفیدی با جرمی در حدود ۷/۰ تا ۶/۰ جرم خورشید باقی می ماند .تصاویر تلسكوپ

فضایی هابل در سال ۱۹۹۶ نشان داد كه تعدادی ازستارگان میرا گونه كروی نیستند بلكه به شكل تخم مرغ می باشند . مطابق اندازه

گیرهای انجام شده قطر زاویه ای R- اسد ۷۸ *۷۰ میلی ثانیه است .تصور بر این است كه عدم تقارن مشاهده شده در اثر توسعه و

گسترش جـو ستاره باشد شاید هم این شكل نامعلوم در نتیجه تپشهای غیر شعاعی ایجاد شده باشد .
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی farnaspas در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 22:35

ممنونم از مطالب مفیدت
بازم بیار smile072
نماد کاربر
 
سپـاس : 110 times

ارسـال : 631


سن: 27 سال
شهر: بروجرد
نام نویسی: 89/1/14

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 22:57

بالاخره یکی تقدیر کرد چقدر رویایی smile134

چشم حتما smile072
واپسین ویرایش بدست اماتور در جمعه 20 مرداد 1391 - 12:33, ویرایش شده در 3.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 23:07

طبقات درخشندگی



ابرغول----------------------->Ia.Iab.Ib

غول درخشنده----------------------->II

غول
----------------------->III

زیرغول----------------------->IV

رشته اصلی----------------------->V

زیرکوتوله ها و کوتوله ها
----------------------->VI, VII

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 ۱۶ - ۱

هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:

ـ (قدر ظاهری) ۲.۵logL + Cte = m-

ـ که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.

روشنایی ستاره


مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یکم ستاره می نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب

می‌کنند که قدر ستاره &#۹۴۵; چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می دهد که قدر روشنایی ستاره بالا

باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.
واپسین ویرایش بدست اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 23:26, رویهم 1 بار.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 23:15

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.

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

میگردد.

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.

این یکی رو عذر میخوام smile072
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در پنجشنبه 19 مرداد 1391 - 23:33

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)

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.

ستارگان اصلی


ستارگان اصلی ، ستارگانی هستند که در نوار باریکی قرار می‌گیرند که از گوشه چپ بالا تا گوشه راست پایین کشیده شده است.

ستارگان داغ و نورانی در گوشه چپ بالا و ستارگان سرد و کم نور در گوشه راست پایین جای دارند. ستارگان سری اصلی در حالت

تعادل هستند. ستاره‌های آبی ، سفید ، زرد و قرمز در این سری هستند.


دمای ستارگان


▪ دمای سطح ستارگان داغ آبی رنگ ، ۲۰۰۰۰ درجه کلوین است. آنها بسیار سنگینتر و داغتر هستند.

▪ دمای سطح ستارگان سفید در حدود ۹۰۰۰ درجه کلوین است.

▪ ستارگان زرد ، سرد هستند و دمایشان به ۶۰۰۰ درجه کلوین می‌رسد.

▪ خورشید ما ، یکی از ستارگان زرد سری اصلی است. دما در سطح خورشید ۶۰۰۰ درجه کلوین است. بنابراین انتظار می‌رود که دما در

مرکز خورشید به مراتب از ۲x۱۰۶ درجه کلوین بیشتر باشد.

▪ ستارگان قرمز ، کوچکترین و سردترین ستارگان اصلی هستند و دمایشان میان ۲۲۰۰ تا ۲۷۰۰ درجه کلوین است.

غولها و ابرغولها


غولها و ابرغولها در بیرون سری اصلی جای دارند. آنها بطور غیر معمولی ، پر جرم و نورانی هستند. هسته آنها فرو ریخته و اکنون در

لایه‌های بیرونی ستاره ، ماده به انرژی تبدیل می‌شود. رنگ غولها ممکن است قرمز یا زرد باشد. ابرغولها به رنگ سفید ، آبی ، زرد

یا قرمز هستند. آنها کمیابتر از غولها هستند.

کوتوله‌های سفید


کوتوله‌های سفید نیز در بیرون سری اصلی واقع هستند. آنها کم نور بوده و ماده بسیار فشرده‌ای دارند. شانزده و نیم سانتیمتر مکعب

از ماده آنها حدود یک تن جرم دارد. در این ستاره‌ها تغییرات انرژی بسیار کمی صورت می‌گیرد.

ستارگان متغیر


ستارگان متغیر نورانیت متغیری دارند. آنها شامل نواختران و ابر نواختران ، قیقاووسیها و دوتاییهای گرفتگی هستند. نورانیت نواختران و

ابر نواختران ناگهان چندین قدر افزایش می‌یابد و سپس به تدریج به حالت اول بر می‌گردد. به نظر می‌رسد که نواختر مرحله‌ای است که

ستاره فرو می‌ریزد تا به کوتوله سفید تبدیل شود. ابر نواختران بسیار پر جرم تر از نواختران هستند.

برخی از آنها ممکن است بعد از اوج نورانیت ، آنقدر کم نور شوند که دیگر به چشم نیایند. برخی دیگر ، در اثر انفجار ، مقادیر زیادی ماده

به فضا می‌پراکنند. سحابی خرچنگ باقیمانده انفجار یکی از ابر نواخترها است. در دو هزار سال گذشته تنها انفجار شش یا هفت ابر

نواختر گزارش شده است. قیفاووسیها ستارگان متغیر دیگری هستند که لایه بیرونی آنها بطور متناوب منبسط و منقبض می‌شود.

دمای سطح ستاره به هنگام انقباض ، افزایش می‌یابد. اختلاف دما در این حالت از ۷۰۰ تا ۱۲۰۰ درجه کلوین است. قیفاووسیهایی که

دوره تناوبشان بلند است، نورانی هستند و برعکس ، آنهایی که دوره تناوب کوتاهتری دارند ، کم نور و کوچک‌اند. از اینرو ، اخترشناسان

می‌توانند از دوره تناوب قیفاووسیها به نورانیت واقعی آنها پی‌ببرند و به عنوان مقیاسی برای اندازه گیری فاصله مورد استفاده قرار دهند.

دوتاییهای گرفتگی


دوتاییهای گرفتگی منظومه‌هایی از دو یا چند ستاره هستند که به دور مرکز جرم مشترکشان می‌گردند. در بیشتر حالتها ، یک ستاره

کم نور و کم جرم بوده و ستاره دیگر پر نور و بزرگ است. هنگامی که ستاره کم نور از مقابل ستاره دیگر می‌گذرد، جلو نور آن را می‌گیرد

و از اینرو ستاره بزرگ کم نور دیده می‌شود.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در جمعه 20 مرداد 1391 - 12:32

ستاره های بزرگی که زود می میرند


آیا نظریه های موجود درباره شکل گیری انفجارهای ابرنواختری قابل استنادند یا باید درباره آنها تجدیدنظر کرد؟

علل تعدد نظریه برای این پدیده ها کج فهمی علمی است یا ریشه بنیادی دارد؟

انفجار های ابرنواختری به دو دسته کلی تقسیم می شود. بیشتر این انفجارها از نوع دوم محسوب می شود که ستاره مادر آنها دارای

جرمی بیش از ۸ برابر جرم خورشید ماست. این ستاره ها علاوه بر آنکه زندگی کوتاه تری نسبت به دیگر ستارگان دارند، مراحل تکامل

شان نیز با سرعت بیشتری طی می شود و آن هنگام که زمان مرگ شان فرا می رسد، موجب انفجار هسته یی می شود که

اخترشناسان را از گوشه و کنار جهان متوجه خود می سازد و فرصتی را برای آزمایش آموخته ها و پیش بینی هایشان، فراهم می کند.

وقتی تمام انرژی این ستاره ها به مصرف رسید، هسته شان متلاشی می شود و نیروی گرانش بسیار زیاد هسته، باعث انبساط ستاره

و سرانجام انفجار لایه های بیرونی آن می شود و در پایان کارشان، ستاره یی نوترونی یا یک سیاهچاله غول پیکر از خود باقی میگذارد.

اما گونه اول از انفجارها که کمتر هم مشاهده می شود، نسبت به انواع دیگر اجداد متفاوتی دارد که معمولاً از یک کوتوله سفید بسیار

پیر و دارای ابعادی حدود هسته خورشید ما یا دیگر ستارگان جوان تشکیل می شود. این ابرنواخترها که در بیشتر موارد از عنصرهای کربن

و اکسیژن ساخته شده است، در واقع از همجوشی هسته یی هیدروژن و هلیم در روزهای پایانی عمر کوتوله سفید تشکیل می شود.

مواد در این کوتوله ها تحت نیروی بسیار بزرگ گرانشی متراکم شده و به حالت فراغلیظ یا انحطاط می رسد که در واقع کوچک ترین حالت

مشاهده شده برای یک مجموعه اتم است. در این حالت انرژی کوانتومی ذرات نیز در مقدار کمینه خود قرار می گیرد. در همین رابطه

پروفسور «سوبراهمانیان چاندراسخار» (که نام رصدخانه پرتو ایکس ناسا «چاندرا» از نام او گر فته شده است) ثابت کرد که بیشترین

فشار متقابل در برابر نیروی گرانش که از طرف الکترون وارد می شود، دارای یک بیشینه است. این حد که بعدها به حد انحطاط چاندراسخار

معروف شد، نشان داد که بیشترین جرمی که یک کوتوله سفید می تواند تحمل کند ۴۴/۱ برابر جرم خورشید است و بیشتر کوتوله ها

هم جرمی بسیار کمتر یعنی در حدود ۵/۰ الی ۶/۰ برابر جرم خورشید ما را دارند. این حجم عظیم انرژی رفته رفته به عاملی برای از کار

افتادن سیستم سوختی ستاره تبدیل شده و در واقع باعث مرگ تدریجی و سرد کوتوله می شود. ولی چیزی که در سیستم های چند

تایی کوتوله ها مشاهده شده است، کمی متفاوت است.

اگر یکی از همدم ها به اندازه یی بزرگ باشد که شرایطش به حد چاندراسخار نزدیک شده باشد، دما و چگالی اش با سرعت قابل

توجهی افزایش می یابد و باعث جریان یافتن چرخه کربن- کربن می شود. در همین هنگام همدم ستاره که تاکنون تاثیر قابل توجهی

در روند زندگی ستاره نداشته است، با تبدیل شدن به یک غول سرخ یا ستاره یی ابرپرجرم، خود را برای مراحل پایانی زندگی آماده

میکند و دچار تغییری بنیادی می شود که آینده ستاره را به کلی دستخوش تغییر خواهد کرد. کربن و اکسیژن به عنصرهای سنگین تری

مثل سیلیکون، گوگرد، کلسیم، آهن، نیکل و کبالت تبدیل می شوند و همین تعدد عنصرهای تشکیل دهنده، ستاره یی را که به سمت

ابرنواختر نوع یک حرکت می کرد، در حد یک ابر عظیم گاز نگه می دارد. نظریه های مختلفی برای آینده این منظومه ها مطرح شده است

، اما سرانجام بعد از یک دهه تلاش، جرقه حل این مساله نیز روشن شد.

همان طور که گفتیم ستاره همدم، هیدروژن و احتمالاً هلیم خود را طی جریانی از مواد بین دو جرم به کوتوله سفید منتقل می کند. بعد

از گذشت زمانی نسبتاً طولانی، جرم موجود در کوتوله از حد چاندراسخار بیشتر می شود. در همین لحظه جریان مواد قطع شده و

کوتوله با انفجار ابرنواختری از نوع یک به زندگی خود پایان می دهد و همدمش نیز ناچار است باقی عمر خود را مثل یک ستاره کوچک و

عادی سر کند.اما در راه دوم، ممکن است فاصله غول ستاره یی ما از آنچه برای تبادل مواد لازم است، بیشتر باشد یا گرانش ستاره به

حد کافی بالا باشد که از فرار لایه های سطحی جلوگیری کند. این مشکل حل نشده ماند تا نوامبر سال ۲۰۰۲. در این سال یک کهکشان

گمنام در صورت فلکی حوت توجه همگان را به خود جلب کرد. ابرنواختری موسوم به IC۲۰۰۲ در این صورت فلکی درخشش خود را آغاز

کرد و با روشنایی چند برابر ابرنواخترهای معمولی نورافشانی کرد، ولی باز هم از نوع دوم این انفجارها به شمار می آمد. بعد از بررسی

طیف آن ستاره در نور مرئی نوار ضخیمی از فلزهای سنگین از قبیل سیلیکون و آهن مشاهده شد. این در حالی بود که تنها عنصرهای

کربن و اکسیژن پدیدآورندگان کوتوله ها محسوب می شدند.

«ماریو هاموی» از مرکز تحقیقات کارنگی و همکارش متوجه شدند که همدم این کوتوله ها که غول های معمولی یا از رده AGB هستند،

مانند دیگر ستارگان می میرند و بنابراین بعد از مرگ آنها تنها چیزی که باقی می ماند، یک سحابی سیاره نما است و در مرکز این

سحابی یک کوتوله سفید ایجاد می شود که باز هم به دور همدم خود می گردد، اما این بار در منظومه یی کوتوله یی. آنان با مقایسه

حدس هایخود و ابرنواختر IC۲۰۰۲ دریافتند که همدم این کوتوله ها مانند حالت قبل از دست دادن جرم را شروع می کند و با رسیدن به

حد چاندراسخار همان مراحل را طی می کند. بعد از چند سال در سال ۲۰۰۵ ابرنواختر نوع اول مشابهی در کهکشان NGC۱۳۷۱ روی داد

که ۲۰۰۵KI نامیده شد و رصدخانه فضایی ناسا موسوم به سوئیفت (که در سال ۲۰۰۴ آغاز به کار کرده بود) موج بلندی از پرتوهای ایکس

و امواج فرابنفش را از آن ابرنواختر آشکار کرد که نشان می داد این ابرنواختر توسط لایه یی از غبارهای هیدروژنی پوشیده شده است.

اما چرا در ابرنواختر IC۲۰۰۲ کوچک ترین نشانه یی از هیدروژن ثبت نشده بود؟

به نظر «اندرو هاول» از دانشگاه تورنتو علت مشاهده نشدن هیدروژن عدم وجود آن نیست. در منظومه های تکی بعد از انفجار، شدت

نورهای ساطع شده آن قدر زیاد است که تشخیص عنصرهای محدود در آن غیر ممکن به نظر می رسد، ولی در نمونه ۲۰۰۲ نیز هیدروژن

ولو در اشکال مختلف و ابتدایی وجود نداشته است.

بعد از چند وقت عکس هایی توسط «لیوی یو» از دانشگاه آدام ریس منتشر شد که در آن قسمتی از کوتوله توسط همدمش پوشیده

شده بود. با توجه به این مشاهده احتمال می رود که ستاره همدم بعد از انفجار، از خود دو هسته باقی بگذارد که هسته اول متعلق به

خود ستاره و دومی همان کوتوله یی است که توسط همدمش بلعیده شده است. این دو کوتوله سفید دچار گردشی پایدار و ابدی به دور

یکدیگر می شوند و مدتی بعد آنقدر فاصله شان کم می شود که به درون هم فروریزش می کنند و کاملاً ناگهانی از حد پایداری

چاندراسخار گذشته و ابرنواختری را به وجود می آورند.

نظریه یی که تاکنون مطرح شد، مورد قبول ترین توجیه موجود برای این پدیده است ولی اگر این موضوع درست باشد، یک تناقض جزیی

مطرح می شود. با توجه به مشاهدات، دانشمندان تاکنون بر این باور بودند که درخشش انفجارها به سرعت کاهش می یابد. این مطلب

برای جرقه های کوچک و مصنوعی مثل آتش بازی ها یا بمب ها درست است، ولی انفجار های ستاره یی به گونه دیگری ایجاد میشوند.

با وجود آنکه انفجارهای ستاره یی خود به خود است، درخششی شدید ایجاد می کند که ضربان اصلی و به عبارت بهتر پالس انفجار، در

لحظه های بعدی توسط ابزارهای رادیویی به ثبت می رسد. در نوع ۱A، کربن طی مراحل همجوشی به نیکل ۵۶ تبدیل و بعد از مدت

۱/۶ روز به کبالت ۵۶ تبدیل می شود و ظرف کمتر از دو هفته به قله نورافشانی خود در طول عمرش می رسد. کبالت هم بعد از ۷۷ روز

جای خود را به ایزوتوپ ۵۶ آهن می دهد.

کوتوله سفید کربن و اکسیژن که تنها ۶/۰ تا ۷/۰ برابر خورشید جرم داشت و در مرحله نیکل سوزی بود، منفجر شد و تمام شواهد نشان

داد که باید جزء انفجارهای نوع ۱A قرار بگیرد، ولی درخشش زیادش پذیرش این موضوع را با مشکل مواجه می کرد. این موضوع در

هاله یی از ابهام باقی ماند تا کشف ابرنواختر ۲۰۰۳FG که نه تنها ویژگی های ابرنواختر قبلی را حفظ کرد بلکه انتقال به سرخی معادل

۲۴۴/۰ داشت و از کهکشان ما فقط یک توده مه آلود بود که سه میلیون سال نوری با ما فاصله داشت و جرقه اش هم ۳/۱ اندازه خورشید

و دارای طیف نیکل ۵۶ بود.

آیا ممکن است مواد تشکیل دهنده کوتوله طی فرآیند همجوشی جای خود را به نیکل دهند؟ خیر. با توجه به نظریه «هاول» و همکارش

«مارک سولیوان» از دانشگاه تورنتو که در واقع گزارشی از شکل گیری ۲۰۰۶FG بود و در نشریه علمی نیچر هم به چاپ رسید، انفجار در

رده طیف مرئی و از نوع اول بود که شامل عنصرهای سیلیکون، گوگرد و کلسیم نیز می شد. در عوض اخترشناسان مطمئن اند که انفجار

از یک کوتوله سفید با جرمی دو برابر خورشید بود که از حد چاندراسخار نیز ۵۰ درصد پیشی گرفته بود. رصدهای این کوتوله هم نشان داد

که با شتابی کمتر از حد معمول منفجر می شود و گرانش بیشتری از کوتوله های سفید معمولی به لایه های خارجی وارد می کند. آیا

این ابرنواختر، یک فراچاندراسخار و یک استثناست؟

در ماه آگوست نظریه یی توسط «هاول» و گروهش از جمهوری چک مطرح شد که بلافاصله با جبهه گیری مجامع مهم نجومی به ویژه

گردهمایی اخترشناسان مواجه شد. او در نظریه خود حد چاندراسخار را به ۲/۱ برابر جرم خورشید افزایش داد و اثبات کرد که کوتوله

سفید ۴/۱ برابر خورشید کاملاً عادی و محتمل است. ولی با وجود اثبات های ظاهراً قابل قبول، پذیرش این امر نامحتمل به نظر می رسید

و انقلابی را در ستاره شناسی پی ریزی می کرد.

به گفته «یو وزلی» از دانشگاه سانتا کروز کالیفرنیا و «دانیل کاسن» از جان هاپکینز، ما تا کنون نمونه های بسیاری از ابرنواخترها را

بررسی کرده ایم و با رسم جدول، داده ها و احتمالات وجود چنین کوتوله های سفیدی را که از حد ۴/۱ برابر تجاوز کنند، تقریباً منتفی

می دانستیم و توانسته بودیم مدلی را برای درخشش های بالا مطرح کنیم ولی قادر به توجیه نیروی کم خروج از مرکز ۲۰۰۳FG نبودیم،

در حالی که می دانستیم نیکل۵۶ بیشتر به معنی انفجار بزرگ تر و شتاب بیشتر است.

به هر حال بزرگ ترین سوال مطرح، علت ادامه چرخش کوتوله ها به دور قطب هایشان طی افزایش جرم و تبادل ماده برای رسیدن به دو

برابر جرم خورشید است و توجیه منطقی آن توسط تئوری های گوناگون بررسی شده است. حتی اگر تئوری اخیر درست باشد، ممکن

است تعریف موجود درباره ابرنواختر و انواع آن مخصوصاً ۱A را به چالش بکشد. البته ممکن است موضوع به این پیچیدگی ها هم نباشد و

توجیه بسیار ساده و واحدی نیز وجود داشته باشد.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در جمعه 20 مرداد 1391 - 14:42

انفجار ستاره ای۱۸۴۳ می تواند نوع جدیدی از انفجار ستاره باشد


تصور موج انفجار سریع از انفجار۱۸۴۳ اتا کارینا(Eta Carinae&#۰۳۹;s ۱۸۴۳)،که امروزه با حرکت آهسته پوسته خارج شده در

انفجار حدود ۱۰۰۰ سال پیش به دست آمده،با تولید یک آتش بازی درخشان آشکار کرد که پوسته قدیمی تر گرم و باعث انتشار اشعه

های ایکس شد(به رنگ نارنجی).سحابی معروف دو جزئی"کوتوله"،با حرکت کند لایه گاز و ذرات گرد و خاک هم که در انفجار ۱۸۴۳ تولید

شد،بیشتر به ستاره می ماند تا یک ابرغول آبی داغ.

اتا کارینا بزرگترین، درخشان ترین و شاید بیشترین کهکشان مورد مطالعه قرار گرفته بعد از خورشید،رازی نگه داشته: مشخص شد که

انفجارهای غول پیکر آن به وسیله نوع کاملاً جدیدی از انفجار ستاره ای که ضعیف تر از ابرنواختر است و ستاره را از بین نمی برد انجام

شده است.

گزارش منتشر شده در۱۱ سپتامبر توسط ناتان اسمیت ستاره شناس،در نشریهNature دانشگاه برکلی کالیفرنیا،پیشنهاد داد که انفجار

تاریخی ۱۸۴۳اتا کارینا در واقع انفجاری بود که موج انفجار پایداری شبیه یک ابرنواختر واقعی اما با انرژی کمتری نسبت به آن تولید کرد.

این رویداد مستند شده در کهکشان راه شیری ما شاید به یک دسته انفجارهای ستاره ای ضعیف در کهکشان های دیگر مربوط می شود

که در سال های اخیرتوسط جستجوی ابرنواخترهای فراکهکشانی تلسکوپ ها شناخته شده اند.

اسمیت،دارنده مدرک فوق دکتری دانشگاه برکلی گفت:نوعی از انفجارهای ستاره ای هست که به علتی که هنوز نمی دانیم از کهکشان

های دیگر بیرون می روند،اما اتا کارینا نمونه اصلی است.

اتا کارینا (&#۹۵۱; Car)ستاره ای عظیم،داغ و بی ثبات است که تنها در نیمکره جنوبی قابل رؤیت است و در حدود ۷۵۰۰ سال نوری از

زمین فاصله دارد و در ناحیه جوان پیدایش ستاره که سحابی کارینا نامیده می شود قرار دارد. درخشان شدن بی اندازه آن در سال

۱۸۴۳ مشاهده شد و منجمان الآن،توده گاز و گرد و غبار حاصل از آن را،که به عنوان سحابی کوتوله می شناسند و کنار ستاره شناور

است،می بینند.لایه خفیفی از بقایای انفجار ابتدایی تری هم که احتمالاً در حدود ۱۰۰۰ سال پیش اتفاق افتاده،قابل رؤیت است.

احتمالاً با انحنای شدید ستاره،لایه های گاز و گرد و غبار به آرامی- با سرعت ۶۵۰ کیلومتر در ثانیه (۱.۵ میلیون مایل در ساعت) یا کمتر

در مقایسه با لایه انفجاری یک ابرنواختر در حال حرکت هستند.

رصدهای اخیر اسمیت با استفاده از تلسکوپ بین المللی ۸ متری برج جنوبی(Gemini South) و تلسکوپ ۴ متری بلانکو(Blanco) در کرو

تلولو،رصدخانه آمریکای مرکزی در شیلی موارد جدیدی را آشکار کرد:حرکت به شدت سریع رشته های گاز پنج بار سریع تر از حرکت بقایا

در سحابی کوتوله،در واقعه ای یکسان از اتا کارینا به جلو رانده شده اند.اسمیت گفت:میزان این جرم در حرکت نسبتاً آهسته سحابی

کوتوله پیش از این به طرزی باورکردنی و معقول در شرایط هرچه بیشتر انحنای ستاره ای می توانست طبق قواعد طبیعی عمل کند.

مواد سریع تر و پرانرژی تری که او کشف کرد اشکالات بیشتری را در نظریه های فعلی مطرح می کنند.

در عوض،سرعت ها و انرژی های درگیر یادآور افزایش سرعت مواد توسط موج انفجار سریع (انفجار) ابرنواختر هستند.

سرعت های زیاد در این موج انفجار تقریباً توانست تخمین های اولیه انرژی آزاد شده در انفجار ۱۸۴۳ اتا کارینا را دو برابر کند،حادثه ای

که اسمیت گفت تنها یک انفجار سطحی ساده که توسط انحنای ستاره ای انجام شده نبود،اما انفجاری واقعی در ستاره بود که بقایای

برخورد را به فضای بین ستاره ای فرستاد.در واقع،موج انفجار پرسرعت الآن در حال برخورد با توده کم سرعت باقی مانده از انفجار ۱۰۰۰

سال قبل و تولید اشعه های ایکس است که به وسیله رصدخانه در حال چرخش چاندرا مشاهده شده.

او گفت:این رصدها ما را وادار به تغییر تفسیرهایمان از آنچه در انفجار ۱۸۴۳ رخ داد،کرد. به نظر می رسد که نسبت به یک انحنای پایدار

درحال تخلیه لایه های بیرونی،این انفجاری بوده که از داخل ستاره شروع شده و لایه های بیرونی آن را به حرکت درآورده.که این مکانیزم

جدید ایجاد انفجارهای این چنینی را تعبیر می کند.

اگر اطلاعات اسمیت صحیح باشد،ستاره های مافوق سنگین مثل اتا کارینا ممکن است مقدار زیادی از جرمشان را در انفجارهای دوره ای

تخلیه کنند به طوری که قبل از موعد به انتهای زندگی شان نزدیک شوند،با توجه به تحولات عظیم ابرنواختر،ستاره به قطعات ریز تبدیل

می شود و یک سیاه چاله به وجود می آورد.

انفجاری که موج انفجار با سرعت بالای اطراف اتا کارینا را تولید کرد،بسیار ضعیف تر از انفجار ابرنواختر و شبیه انفجارهای ستاره ای

ضعیف بوده- که گاهی اوقات "شبه ابرنواختر"نامیده می شود- که توسط تلسکوپ های رباتیک مستقر در زمین و دیگر جستجو ها برای

یافتن ابرنواختر در کهکشان های دیگر کشف شده است.اسمیت گفت:این قبیل کاوش ها اصولاً برای جستجوی نوعی ابرنواختر بوده که

میتوانست به اخترشناسان کمک کند که سرعت انبساط جهان را دریابند،اما آنها در این مسیر موارد گرانبهای دیگری هم کشف کردند.

او گفت:اخترشناسان با نگاه کردن به کهکشان های دیگر،ستاره هایی مثل اتا کارینا را دیده اند که درخشان تر می شوند ولی نه به

درخشانی یک ابرنواختر واقعی.ما نمی دانیم آن ها چه هستند.آنچه می تواند یک ستاره را بدون نابودی کامل (ستاره) روشن کند،

معمایی دیرپاست.

اتا کارینا یک ستاره فوق سنگین نادر در کهکشان ماست،که احتمالاً جرمی ۱۵۰ برابر خورشید داشته.چنین ستارگان بزرگی تنها برای

چند میلیون سال به طور درخشان می سوزند،درطول مدت ریزش جرم به همان اندازه نور شدید،لایه های بیرونی ستاره را به سمت

انحنای ستاره ای هل می دهد.بعداز سپری شدن ۲ تا ۳ میلیون سال به این شکل اتا کارینا حالا وزنی حدود ۹۰ تا ۱۰۰ (برابر)جرم

خورشیدی دارد که به تنهایی حدود ۱۰(برابر) جرم خورشیدی خود را در آخرین انفجار۱۸۴۳ از دست داده.

اسمیت گفت:این انفجارات می تواند راه اصلی هرکدام از ستاره های پرجرم برای بیرون ریختن لایه های هیدروژنی بیرونی شان قبل از

مرگشان باشد.اگر اتا کارینا هر هزار سال یا بیشتر قادر به بیرون ریختن ۱۰(برابر)جرم خورشیدی باشد،این یک مکانیزم مؤثر برای از دست

دادن بخش بزرگی از ستاره است.

اخترشناسان معتقدند که اتا کارینا و دیگر ستاره های بی ثبات درخشان که نزدیک به انتهای زندگیشان هستند،هیدروژن را در هسته

های خود به هلیم تبدیل می کنند.اگر آن ها در مرحله ای منفجر شوند که هنوز محفظه ای از هیدروژن در حال تبدیل به هسته هلیومی

است،ابرنواختر حاصل بسیار متفاوت از ستاره ای که قبل از انفجار همه هیدروژنش را بیرون ریخته به نظر خواهد رسید.

اسمیت اظهار کرد که هنوز نامشخص است که شبه ابرنواخترها گونه های کاهش یافته ابرنواخترهستند-ابرنواختر ناکامل- یا انواع کاملاً

متفاوتی از انفجارها.

او گفت:این می تواند سرنخ مهمی برای درک آخرین تغییر و تحولات شدید در زندگی ستارگان پرجرم باشد،با درنظر گرفتن این که

اخترشناسان هنوز نمی توانند به درستی سرنوشت ستارگانی که ۳۰ برابر جرم خورشید یا بیشتر وزن دارند را پیش گویی کنند.

مشاهدات منتشر شده در نشریه نیچر(Nature) شامل طیف های قابل رؤیت از تلسکوپ بلانکو که بخشی از رصدخانه ملی

اخترشناسی نوری ایالت متحده(National Optical Astronomy Observatory ) (NOAO ) است شده و همچنین طیف های

مادون قرمز نزدیک گرفته شده به وسیله تلسکوپ برج جنوبی.هردوی این تلسکوپ ها در کوه های اندس شیلی در ارتفاع نزدیک

به ۹۰۰۰ پایی از دریا هستند. NOAO و رصدخانه جمینی توسط انجمن دانشگاه ها برای پژوهش نجومی اداره می شوند.
پیوست ها
600px-EtaCarinae.jpg
600px-EtaCarinae.jpg (28.46 KIB) بازدید 12230 بار
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در جمعه 20 مرداد 1391 - 21:24

فوران ماده از ستاره در حال مرگ


این گونه ستارگان عموما سحابی هایی کشیده و طویل ایجاد می کنند.پوسته ی بیرونی ستاره به سمت بیرون رانده شده و به شکل

فواره از ستاره خارج می شوند.این فواره ها به شکلی پرپیچ و خم از ستاره به سمت بیرون دفع می شوند و این نشان دهنده ی دوران

آرام ستاره به دور خود است.

شکل زیر تصور یک تصویرگر از فواره های ماده در اطراف ستاره ی در حال مرگ W۴۳A که توسط میدان مغناطیسی قوی ستاره محدود

شده اند.اثر دوران ستاره به دور خود در شکل پر پیچ و خم این فواره ها در تصویر مشخص است.

اخترشناسان با استفاده از رادیو تلسکوپ VLBA (مجموعه ای از ده رادیو تلسکوپ در نقاط مختلف دنیا که قطر هر کدام به ۲۵ متر میرسد)

به مطالعه ی این ستاره پرداختند و دریافتند که مولکول هایی که از این ستاره ی در حال مرگ خارج می شوند در فواره هایی باریک که

توسط میدان مغناطیسی قوی ستاره محدود شده اند قرار گرفته و به سمت بیرون حرکت می کنند.

این ستاره (به نام W۴۳A) که در صورت فلکی عقاب قرار دارد ،در مرحله ی تشکیل یک سحابی سیاره نماست.سحابی سیاره نما

پوسته ای از گاز درخشان به دور ستاره ی در حال مرگ است که از مواد خارج شده از ستاره تشکیل می شود.در سال ۲۰۰۲ ،اختر

شناسان ستاره ای را کشف کردند که مواد را به صورت دو فواره از خود خارج می کرده است.این کشف، گام بزرگی در فهم چگونگی

تشکیل سحابی های سیاره نمای کشیده بود.

"ووتر ولمینگز" از رصدخانه ی "جودرل بنک" در دانشگاه منچستر می گوید:"سوال بعدی این بود که چه پدیده ای در حال محدود کردن

این فواره های ماده می باشد.نظریه پردازان ابتدا میدان مغناطیسی را مورد ظن قرار دادند و حالا ،با کشف جدید ، ما اولین مدارک را

دال بر اثر میدان مغناطیسی بر این فواره ها در دست داریم."

ولمینگز اضافه می کند:"دانشمندان سابقا میدان های مغناطیسی را در فوران های مواد در اطراف کوازار ها و پروتوستار ها تشخیص

داده بودند اما مدارک ، نشان دهنده ی تاثیر میدان مغناطیسی بر محدودیت این فواره ها نبوده است.حال ، رصد های انجام شده توسط

تلسکوپ VLBA ارتباط مستقیم بین میدان مغناطیسی و این فواره های محدود شده را به وضوح نشان می دهد."

دانشمندان با استفاده از تلسکوپ VLBA و بررسی مسیر و قطبش امواج رادیویی ساطع شده از مواد درون فواره ها ،توانستند قدرت و

جهت این میدان مغناطیسی را که در اطراف فواره ها قرار داشته و آنها را محدود می کنند ،بدست آورند.

"فیلیپ دایموند" از رصدخانه ی جودرل بنک می گوید:"رصد های ما،مدل های نظری اخیر را تایید می کنند که بر اساس آنها این

فواره های محدود شده توسط میدان مغناطیسی اشکال پیچیده ای را ، که گاها در سحابی سیاره نما دیده می شود ایجاد می کنند."

در طول زندگی عادی خود ،ستاره ها مانند خورشید انرژی خود را از واکنش های هسته ای اتم های هیدروژن که در هسته ی آنها رخ

می دهد به دست می آورند.به تدریج که این ستاره ها به انتهای زندگی خود نزدیک می شوند ،شروع به پخش و رها کردن لایه های

بیرونی خود در فضا می کنند تا در نهایت رمبش کرده و به یک کوتوله ی سفید که در ابعاد زمین است تبدیل می شوند.تابش های شدید

فرابنفش که از کوتوله ی سفید ساطع می شود موجب درخشش گاز های رها شده در فضا و ایجاد یک سحابی سیاره نما می شوند.

این دوره ی تبدیل از یک ستاره به سحابی سیاره نما بیش از چند دهه به طول نمی انجامد و در نتیجه ستاره ی W۳۴A فرصت بسیار

خوبی برای اخترشناسان است تا این دوره ی کوتاه را مشاهده کنند.

با وجود آنکه اکثر ستاره هایی که سحابی های سیاره نما را به وجود می آورند ،خود کروی هستند ،اکثر سحابی های بوجود آمده این

خاصیت را ندارند.در عوض اشکال پیچیده ای را به نمایش می گذارند.مثلا بسیاری ار سحابی های سیاره نما به شکل کشیده و دراز

می باشند.

رصدهای اولیه از ستاره W۳۴A یکی از شیوه های تشکیل سحابی های کشیده را بر دانشمندان آشکار کرده است.رصد های آینده

دانشمندان را یاری خواهد کرد تا شیوه های دیگر تشکیل این فواره ها را بهتر درک کنند.

مواد رصد شده که در درون فواره ها قرار داشتند ،در منطقه ای در فاصله ی ۲۰۰ میلیارد کیلومتری از ستاره اصلی واقع شده و در حال

تقویت و تابش امواج رادیویی در فرکانس ۲۲ گیگا هرتز می باشند. این مناطق به همان طریقی که لیزر امواج نور مرئی را تقویت میکند

،امواج مایکروویو را قوی تر می سازند و به همین دلیل به "میزر" ها معروفند.

رصد های اولیه نشان دادند که این فواره ها به شکلی پرپیچ و خم در حال خروج از ستاره هستند و این واقعیت نشان می دهد که

ستاره ی اصلی ، به آرامی دوران می کند.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در شنبه 21 مرداد 1391 - 01:53

سناریویی برای ابر نو اخترها


دانشمندان با بهره‌گیری از تلسکوپ غول پیکر زمینی VLT رصدخانه جنوبی اروپا به شواهد مستقیمی دال بر وجود جریانی از

مواد در اطراف کوتوله سفید (پیش از انفجار) دست یافته‌اند. این شواهد خود دلیلی محکمی برای اثبات نظریه انفجار در سیستم‌های

دوتایی است که در آن کوتوله‌های سفید مواد تشکیل دهنده ستارگان غول سرخ را مصرف می‌کنند. ‌ ابر نو اختر‌های نوع Ia همواره

معیار‌های بسیار مناسبی برای سنجش فواصل کیهانی و میزان گسترش عالم بوده‌اند، چرا که این دست از ابر نو اختر‌ها بسیار

درخشان‌اند، به یکدیگر شباهت دارند و همیشه انفجار‌هایی با شدت یکسان در آنها صورت می‌گیرد. اگرچه که پیشرفت‌های قابل

توجهی در زمینه مطالعه اینگونه از ابر نو اختر‌ها صورت گرفته، اما همواره ماهیت حقیقی آنها در پرده‌ای از ابهام باقی مانده است. بر

اساس تئوری‌های کنونی در یک سیستم دوتایی یک کوتوله سفید به دور همدم خود که یک ستاره غول سرخ است می‌گردد و اندک

اندک مواد تشکیل دهنده غول سرخ را به درون خود جذب می‌کند، به بیان دیگر در تقابلی دو طرفه کوتوله سفید شروع به بلعیدن ستاره

همدم خود می‌نماید. هنگامی که یک کوتوله سفید بیش از ظرفیت معین، مواد تشکیل‌دهنده ستاره همدم دوتایی خود را مصرف کند،

توانایی لا‌زم برای نگهداری آنها را نداشته و در نتیجه منفجر می‌شود.ابر نو اختر اس ان ۲۰۰۶ ایکس SN ۶۰۰۲X در فاصله ۷۰ میلیون

سال نوری از زمین در کهکشان مارپیچی‌ام ۱۰۰ M منفجر شده است. مشاهداتی که توسط طیف نگار نور مرئی و فرابنفش

UVESتلسکوپ غول پیکر ۲/۸ متری رصدخانه ESO در طی چهار ماه صورت گرفته جریانی از مواد را پیش از انفجار به دور

ستاره کوتوله سفید نشان داده است. این مواد قشری را با گستره متفاوتی (بین ۵/۰ سال نوری و ۳۰۰۰ بار فاصله زمین تا خورشید) در

اطراف مرکز انفجار شکل داده‌اند. بررسی‌های دقیق‌تر نشان داد که مقدار مواد اطراف کوتوله سفید با مقدار موادی که ستاره غول سرخ از

دست داده بود برابر است. ‌

به عقیده دانشمندان از آنجا که ذرات‌پس از انفجار ابر نو اختری با سرعتی برابر ۵۰ کیلومتر بر ثانیه در فضا منتشر می‌شوند، پس

می‌بایست مواد مذکور ۵۰ سال قبل از این حادثه از اطراف ستاره کوتوله سفید پراکنده شده باشند.سرعت انتشار ۵۰ کیلومتر بر ثانیه

از اهمیت بسیار بالا‌ی برخوردار است، چرا که برابر با سرعت باد‌های ستاره‌ای است که توسط ستارگان غول سرخ در فضامنتشر

می‌شوند. چنانکه لا‌یه‌های خارجی ابر نو اختر به هنگام انفجار در فضا پراکنده می‌شوند، با برخورد با مواد منتشر شده از ستارگان

غول سرخ جذب آنها می‌گردند و دانشمندان قادر به تمایز آنها از یکدیگر خواهند بود. ابر نو اختر‌ها همواره تاثیر بسزایی در محیط اطراف

خود دارند.

موضوع حائز اهمیت این است که آیا مشاهداتی که از ابر نو اختر اس‌ان ۲۰۰۶ ایکس SN ۶۰۰۲X به دست آمده قابل بسط

دادن به همه ابر نو اختر‌های از این دست می‌باشد یا کاملا‌ اتفاقی است؟

به عقیده دانشمندان سایر ابر نو اختر‌ها نیز از این ویژگی برخوردارند.تنها با مشاهداتی که در آینده صورت خواهد گرفت، می‌توان به

پاسخ‌هایی برای سوالا‌ت بی‌شمار کنونی دست یافت.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

Re: ستارگان

نوشتهاز سوی اماتور در شنبه 21 مرداد 1391 - 03:00

معرفی متغیر های تپشی


به طور کلی به هر ستاره ای که درخشندگی آن در حال تغییر باشد ستاره متغیر گویند.روشنایی این ستاره ها بسته به نوع شان در بازه

های مختلف زمان تغییر می کند.کارهای علمی بر روی آنها از اواسط قرن ۱۹ شروع شده و به دلیل اطلاعاتی درباره خواص ستاره ها به ما

می دهند،اهمیت پیدا کردند.
متغیر های تپشی


درخشندگی این ستاره ها بر اثر انقباض و انبساط لایه های سطحی شان تغییر می کند.تپش آنها ممکن است شعاعی یا غیر شعاعی

باشد،تپش های شعاعی صورت کروی ستاره را نگه می دارد اما تپش های غیر شعاعی موجب بیضی شدن ستاره می شود.این دسته

از متغیر ها بر حسب دوره تناوب تغییراتشان،دما و مرحله تحولشان به زیر رده های مختلفی تقسیم می شود که مهمترین آنها عبارتند از:

قیفاووسی


این متغیر ها نام خود را از ستاره دلتا - قیفاووس گرفته اند.آنها ستاره های جوانی هستند که در مرحله ناپایداری نمودار هرتسپرونگ-

راسل ( H-R ) به سر می برند دوره تناوب آنها ۱ تا ۷۰ روز و رده طیفی شان G٬FوK است.افزایش درخشندگی این متغیر ها سریع تر از

کاهش درخشندگی شان رخ می دهد.برای مثال دلتا-قیفاووس در مدت ۱.۵ روز به بیشینه درخشندگی و طی ۴ روز به کمینه خود میرسد

.در سال ۱۹۱۲ هنریبا لیویت با برسی ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی در ابر ماژلانی بزرگ متوجه شد٬ هرچه دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی

بلندتر باشد٬ درخشندگی واقعی آن بیشتر است.این یافته بزرگ کمک بزرگی به فاصله سنجی ستاره و خوشه های ستاره ای محسوب

می شود.زیرا به این ترتیب می توان درخشندگی واقعی ستاره را بدست آورد و از مقایسه قدر ظاهری با درخشندگی مطلق فاصله مورد

نظر را بدست آورد.در سال ۱۹۱۷ هارلو شیپلی با همین روش فاصله ما تا مرکز کهکشان محاسبه نمود و کمی بعد از او ادوین هابل با

بررسی چند قیفاووسی در کهکشان های دیگر ( که سحابی پنداشته می شدند ) دریافت که کهکشان ما در عالم تنها نیست.


سنبله


اغلب در خوشه های کروی و در عرض های بالایی کهکشان یافت می شوند.دوره تناوب آنها ۰.۸ تا ۳۵ روز و تغییر قدرشان بین ۰.۳ تا ۱.۲

قدر است.این ستاره ها هم از رابطه دوره تناوب - درخشندگی پیروی می کنند٬ اما برای هر دوره تناوب مشخص ۰.۷ تا ۱.۲ قدر کم نور تر

از همتایان قیفلووسی خود هستند.

شلیاقی


ستاره هایی پیر٬سفید٬داغ و کم جرم که منحنی نوریشان شبیه قیفاووسی هاست اما دوره تناوب آنها کوتاهتر و بین ۰.۰۵ تا ۱.۲

روز است. این متغیر ها مستقل از دوره تناوبشان٬ قدر مطلق ثابتی دارند. دامنه تغیرات آنها ۰.۳ تا ۲ قدر است.جالب آن است که میتوان

تغییرات آنها طی یک شب دنبال کرد.

ثوری


ابرغول های نارنجی و قرمز اند که دچار تپش ستاره ای شدند. در بیشینه درخشندگی از رده طیفی F-G هستند در حالی که در کمینه

درخشندگی دمایشان کمتر است و از رده K-M محسوب می شوند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا ۱۵۰ روز و تغییر قدرشان تا ۳ قدر متغیر است.

نیمه منظم

این متغیر ها غول ها و ابر غول های سرخی اند که تغییرات درخشندگی متناوبی از خود نشان نمی دهند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا چندهزار

روز و تغییراتشان معمولا کمتر از ۲.۵ قدر است.

بلند دوره منظم ( میراگونه )


سردسته آنها امیکرن-قیطس یا میرا ( MIRA ) می باشد.دوره تناوب این رده ۸۰ تا ۱۰۰۰ روز و تغییراتشان حداقل ۲.۵ فدر است.در واقع آنها

ابرغول های سرخی از رده طیفی M هستند. این ستاره ها که در دوران پایان زندگیشان به سر می برند٬واقعا بزرگ اند به طور مثال میرا

چناب بزرگ است که اگر به جای خورشید قرار گیرد لایه های بیرونی تا مدار مشتری می رسند.تپش های آنها هم شعاعی و هم غیر

شعاعی است٬و شاید به دلیل همین تپش هاست که برخی از آنها از جمله میرا بیضوی اند.
نماد کاربر
 
سپـاس : 2401 times

ارسـال : 2910


نام نویسی: 90/12/25

مرد

بعدی

بازگشت به مبانی نجوم

چه کسی هم اکنون اینجاست ؟

کاربرانی که در این تالار هستند: بدون کاربران عضو شده و 4 مهمان