گزارش خرابی لینک
اطلاعات را وارد کنید .
گزارش انتشار نسخه جدید
اطلاعات را وارد کنید .
no-img
رهاپروژه

ستاره شناسی * رهاپروژه


رهاپروژه

ادامه مطلب

ستاره شناسی
1397-01-22
13 بازدید
گزارش نسخه جدید

ستاره شناسی


 

 

موضوع : ستاره شناسی

 

دانش آموز: عارفه جانبرار زاده

 

مدرسه : سما

 

 

 

 

 

 

انواع ستاره

ستارگان اجرامی هستند آسمان ی که دارای منبع انرژی بوده (به سه صورت انرژی گرانشی ، حرارتی و هسته ای) و این انرژی را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطیسی خرج می کند(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 می کند، مقداری از ماده خویش را مصرف می کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می درخشند.


در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می دهند 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 می کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشهود نمی افتد.

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 ملاحظه ای 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 می دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.

نام‌گذاری

بر اساس سنت باستانی ستارگان هر کدام در یک صورت فلکی که مجموعه‌ای بصری از ستارگان است قرار می‌گیرند و ستارگان پرنورتر یا ویژه، نام یا عنوان خاصی داشتند که گاه نسبت آن‌ها را با صورت فلکی‌شان معین می‌کند (مانند ستاره
ی قلب‌العقرب
در صورت فلکی عقرب(

در سال ۱۶۰۳ میلادی ستاره‌شناس آلمانی یوهان بایر
۱۶
نقشه ی صورت‌های فلکی را ترسیم کرد و به هریک از ستارگان یکی از حروف الفبای یونانی را اختصاص داد، به این ترتیب که نخستین حرف الفبا ویژه روشن‌ترین ستاره آن صورت باشد و به همین ترتیب از حرفی به حرف دیگر برسد و اگر شماره ی ستارگان صورتی از عدد ۲۴ شماره ی حروف الفبای یونانی
تجاوز کرده، باقی ستارگان را با حروف الفبای لاتینی نمایانده‌است.

پس از آن‌که با اکتشاف دوربین‌های بزرگ شماره ی ستارگان هر صورت فلکی رو به فزونی گذاشته، اخترشناسان از نشانه‌های دیگری، ازجمله اعداد، برای شناساندن بازمانده ی ستارگان هر صورت استفاده کردند. نخستین کسی که چنین کرد ستاره‌شناس انگلیسی جان فلمستید
بود. وی در جدول مشهور ستارگان خویش که چاپ آن در ۱۷۲۵ م پایان پذیرفت، نزدیک به سه هزار ستاره را با تعیین طول و عرض آن‌ها آورده است. امروزه هر زمان از جدول او انتخابی شود، ستاره مورد نظر را با عدد آن جدول می‌نمایند و پیش از آن حرف Fl را که اشاره به نام فلمستید است قرار می‌دهند.


نحوه تشکیل ستاره

گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده های عظیم گازی را بوجود می آورند که تحت عنوان پیش ستاره ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می شوند. بسیاری از این توده ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می رود.

مقیاس قدری

همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می شود، تقسیم شده اند. 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 می کنند 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.

ستارگان اصلی

ستارگان اصلی ، ستارگانی هستند که در نوار باریکی قرار می گیرند 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. ستاره های 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 می رسد.

خورشید ما ، یکی از ستارگان زرد سری اصلی است. دما در سطح خورشید ۶۰۰۰ درجه کلوین است. بنابراین انتظار می رود 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 لایه های بیرونی ستاره ، ماده به انرژی تبدیل می شود. رنگ غولها ممکن است قرمز یا زرد باشد. ابرغولها به رنگ سفید ، آبی ، زرد یا قرمز هستند. آنها کمیابتر از غولها هستند.

ستارگان غول و ابرغول از جمله اجرام کیهانی بسیار بزرگ هستند که تصور بزرگی‌شان در ذهن هم نمی‌گنجد. ستارگان از لحاظ اندازه و بزرگی به انواع مختلفی دسته‌بندی می‌شوند. معیار سنجش اندازه آن‌ها هم همانند دیگر مشخصات‌شان، اندازه خورشید است. تعداد زیادی از ستارگان حدود اندازه خورشید را دارند و تعداد بسیار زیاد دیگری هم اندازه‌هایی بسیار کوچکتر از خورشید دارند. در این بین تعداد اندکی از آن‌ها از خورشید بسیار بزرگترند که در این مقاله قصد توضیح آن‌ها را دارم.

ستارگان غول و اَبَرغول

معمولا ستارگانی را که قطرشان بیش از ۱۰ برابر قطر خورشید باشند ستارگان غول می‌گویند؛ و آن‌هایی که از این هم فراتر رفته و بزرگتر از ۱۰۰ برابر خورشید می‌شوند، اَبَرغول نامیده می‌شوند. حتی ابرغول‌هایی مشاهده شده‌اند با قطرهای بیش از ۱۰۰۰ برابر قطر خورشید!!

البته برای این دسته‌بندی، میزان درخشندگی ستاره را هم در نظر می‌گیرند. مثلا رِجل جبار را که ستاره‌ ای بسیار داغ به قطر حدود ۹۰ برابر خورشید است یک ابرغول آبی نام گذاشته‌اند؛ بیشتر به خاطر درخشندگی بالا و شدت تولید انرژی در آن است.

غول‌ها و ابرغول‌ها را با رنگ‌شان شناسایی و بیان می‌کنند؛ به عنوان نمونه از کوچک‌ترین غول‌ها می‌توان به ستاره عیوق در صورت فلکی ارابه‌ران اشاره کرد با قطر حدود ۹ برابر خورشید که یک غول زرد رنگ است. و از بزرگ‌ترین آن‌ها ابط‌الجوزا در شانه‌ صورت فلکی شکارچی با بزرگی نزدیک به ۱۰۰۰ برابر خورشید که یک ابرغول سرخ است.

این دسته از ستارگان، آن‌هایی هستند که مرحله‌ اصلی زندگی‌شان به نام رشته اصلی را طی کرده‌، سوخت هیدروژن خود را تمام کرده‌اند و وارد مراحل بعدی تحول خود شده‌اند. به علت تغییراتی که در قسمتِ مرکزی آن‌ها ایجاد شده، لایه‌های خارجی‌شان بسیار باد کرده (متورم شده) و تبدیل به چنین اجسام غول پیکری می‌شوند. در عکس زیر ابعاد نسبی این غول‌ها و ابرغول‌ها را نسبت به خورشید مقایسه کنید!

 

اندازه غول ها و ابرغول ها

ستارگان غول در رنگ‌های سرخ، نارنجی و زرد و در موارد نادری سفید مشاهده می‌شوند. ولی ابرغول‌ها در گستره رنگ (طیف) قرمز تا آبی قرار می‌گیرند. به عنوان مثال غول‌های معروف: دَبَران، سِماک رامح و میرا که سرخ‌اند و عیوق و پولوکس و ستاره قطبی که غول‌های نارنجی و زرد هستند. و ابرغول‌های معروفی چون: قلب العقرب و اِبط الجوزا به رنگ سرخ‌اند، و رِجل‌جبار و رِدِف ابرغول‌های آبی هستند.

رنگ ستاره نشان دهنده دمای سطحی آن است. قرمزها ستارگان سرد با دماهای ۳۰۰۰ تا ۴۰۰۰ کلوین و آبی‌ها ستارگانی داغ با دماهای تا ۳۵۰۰۰ کلوین هستند.

دنیای ستارگان غول و مخصوصا ابرغول بسیار شگفت انگیز است و شناسایی عظمت آن‌ها شاید کمی هم سخت و اعجاب انگیز باشد. برای آن‌که بیشتر با این نشانه‌های عظمتِ آفریدگار آشنا شویم مشخصات و مقایسه بعضی از آن‌ها را با هم مطالعه می‌کنیم:

 

۱) عیوق (Capella):

ستاره‌ای بسیار جذاب و ششمین ستاره پرنور آسمان است که در نیمکره شمالی آسمان بعد از نَسرواقع و سِماک رامِح در رتبه سوم است. در یک صورت فلکیِ زمستانی قرار گرفته و همچون جواهری در میان آسمان پرستارهِ زمستان می‌درخشد. دیدن آن با چشم غیرمسلح در میان آسمان سرد زمستان بسیار لذت بخش است.

جذابیت این ستاره در چهارگانه بودنِ آن است که دو جفت ستاره کاملا متفاوت از کوتوله تا غول را کنار هم قرار داده است! عیوق از دو جفت ستاره به فاصله حدود ۱۰٫۰۰۰AU از هم تشکیل شده که زوج اصلی آن دو غولِ زردرنگ هستند.

 

اندازه ستارگان عیوق

این دو غول زرد، ستارگانی پرنور و بزرگ‌اند که در فاصله‌ی AU 0/76 از هم قرار دارند و در مدت ۱۰۴ روز به دور هم می‌چرخند. ستاره اول ۲/۵ برابر خورشید جرم دارد و قطرش حدود ۱۲ برابر خورشید است و ستاره‌ دوم با جرم حدود ۲/۴
برابر خورشید و بزرگی ۹ برابر خورشید می‌باشد.

اما آن زوجِ کم فروغ، نه تنها در فاصله‌ی ۱۰٫۰۰۰ واحد نجومی دور افتاده‌اند؛ بلکه ستارگانی تاریک و سرد هستند از نوع کوتوله‌های سرخ. آن‌ها به سختی مشاهده شده‌اند.

این مجموعه با عمری حدود ۶۰۰ میلیون سال در فاصله‌ ۴۳ سال نوری از ما قرار گرفته‌اند و جزء همسایگان منظومه شمسی محسوب می‌شوند.

 

 

۲) دَبَران (Aldebaran):

یک غول نارنجی در صورت فلکی ثور (گاو نر) که همچون جواهری نارنجی رنگ همیشه دنبال کننده خوشه پروین است. فاصله‌اش ۶۵ سال نوری است و با جرم ۱/۵ برابر خورشید، قطری ۴۴ برابر خورشید دارد.

نکته جالبی هست که فضاپیمای پایونیر ۱۰ که در سال ۱۹۷۲ م پرتاب شد، اکنون درخارج از منظومه شمسی به سوی  این ستاره در حرکت است و پس از حدود ۲ میلیون سال به آن خواهد رسید!

۳) قلب العقرب
(Antares):

از معروف‌ترین ستاره‌های آسمان در شب‌های تابستان است. یک ابرغول قرمز که در فاصله حدود ۶۰۰ سال نوری از ما در قلب صورت فلکی عقرب می‌درخشد. این ابرغول با ۱۲/۴ برابر جرم خورشید، شعاعی در حدود ۸۰۰ برابر شعاع خورشید دارد؛ واقعا بزرگ است! اگر در منظومه‌ی شمسی به جای خورشید می‌نشست، لبه‌های آن تا نزدیکی مدار مشتری می‌رسید! ستاره‌ای است سرد با دمای سطحی ۳۴۰۰
کلوین. این ستاره در شرایطی است که هر لحظه امکان دارد بر اثر یک انفجار اَبَرنواختری منفجر شود و آسمان شب را نورافشانی کند.

۴) رِجل جبار (Rigel)
یا پای شکارچی:

این بار به سراغ یک ابرغول آبی می‌رویم. ستاره‌ای بسیار بزرگ و داغ که با شدت هر چه تمام‌تر در حال مصرف سوخت هیدروژن خودش است. رجل به منزله‌ پای صورت فلکی شکارچی است و سرتاسر پاییز و زمستان می‌توانید آن را در آسمان مشاهده کنید.

براساس قوانین اخترفیزیک، ستارگان هرچه جرم و ماده بیشتری در خود داشته باشند، فعال‌ترند و با سرعت و شدتِ بیشتری سوخت هیدروژن خود را می‌سوزانند و بنابراین عمرشان هم کوتاه‌تر خواهد بود. در عوض هر چه ستاره کم‌جرم‌تر باشد، آهنگ تبدیل ماده به انرژی در آن آهسته‌تر است و عمر بیشتری خواهد داشت.

اندازه ستارگان

۵) ابط الجوزا (Betelgeuse):

باز هم ستاره‌ای در شکارچی آسمان، ولی این بار در شانه او. یکی از بزرگترین ابرغول‌های سرخ شناخته شده است. از قلب العقرب هم بزرگتر است و قطری در حدود ۱۰۰۰ مرتبه بزرگتر از خورشید دارد. البته باز هم ستارگان بزرگتر از این هم در عالم هست!!

کوتوله های سفید

کوتوله های سفید نیز در بیرون سری اصلی واقع هستند. آنها کم نور بوده و ماده بسیار فشرده ای دارند. شانزده و نیم سانتیمتر مکعب از ماده آنها حدود یک تن جرم دارد. در این ستاره ها تغییرات انرژی بسیار کمی صورت می گیرد.

کوتوله های سفید، که تعدادشان در کهکشان ما نسبتاً زیاد است، آخرین مرحله تکامل بسیاری از ستاره ها هستند. ستاره هایی که جرمشان تقریبا” معادل جرم خورشید (۲/۱ جرم خورشید) و یا کمتر از آن است به احتمال زیاد همگی به کوتوله سفید تبدیل می شوند. این اصطلاح برای توصیف مرحله ای از تکامل ستاره ای به کار می رود که ستاره پس از تبدیل شدن به غول سرخ، در آن مرحله از انقباض باز می ایستد. در مرحله کوتوله سفید، ماده ستاره ای فشرده می شود و به جسمی کم نور، به اندازه ای بسیار کوچک، به بزرگی زمین، تبدیل می شود. از آنجا که ستاره دیگر هیچ منبعی برای تولید انرژی ندارد، سرد می شود.

پس یک کوتوله ی سفید، ستاره ای است که دیگر سوخت هسته ای اش تمام شده و در نتیجه بسیار فشرده و کوچک می شود. چنین ستارگانی بسیار داغ هستند ولی آهسته آهسته دمای خود را از دست می دهند.

 
 

تاریخچه

در سال ۱۸۶۲، نخستین بار یک ستاره شناس آمریکایی به نام الوان کلارک در حال آزمایش تلسکوپ۵/۱۸ اینچی خود، همدم شعرای یمانی را دید و اما این همدم که به نام شعرای یمانی– B خوانده می شود خود یک معما است. در طیف سنجی مشخص شد که سطح آن از خورشید ما گرمتر است اما ستاره ای بسیار تیره تر از خورشید ما می باشد. این موضوع نشانگر آن است که قطر همدم باید کم و در حدود ۲ درصد خورشید یعنی دو برابر زمین باشد. این مقدار از نظر نجومی مقدار بسیار کوچکی است، لذا این ستاره داغ و کوچک نام کوتوله سفید را به خود گرفت.

اکنون مشخص شده است که کوتوله های سفید، باقیمانده ستاره هایی مانند خورشید در هنگام مرگ هستند. بنابراین مرگ خورشید ما با تولد یک کوتوله سفید همراه است.

 جرم به اندازه ی خوشید، ولی حجم ۲ درصد آن!

هنوز هم معمای کوتوله های سفید پایان نیافته است. شعرای یمانی – B با وجود کوچکی، همان اندازه ی وزن خورشید را دارد. جای گرفتن این همه جرم در حجمی باین کوچکی، باید جسمی آنچنان چگال و فشرده را تشکیل دهد که نظیر آن روی زمین وجود ندارد. در حقیقت یک فنجان از مواد تشکیل دهنده یک کوتوله سفید صد ها تن وزن دارد!!!


اندازه ی کوتوله ی سفید در مقایسه با زمین

جالب اینجاست که ستاره ی درخشان صورت فلکی کلب اصغر(سگ کوچک) یعنی شعرای شامی نیز یک همدم کوتوله سفید کم فروغ دارد که مشاهده آن نسبت به همدم شعرای یمانی کمی مشکل تر است.

شعرای یمانی – B هر ۵۰ سال یک بار به دور ستاره شعرای یمانی می چرخد. البته تفکیک همدم شعرای یمانی از درون تلسکوپ های آماتوری تقریباً ناممکن است چراکه این دو ستاره بسیار به هم نزدیک هستند و شدت درخشش شعرای یمانی (در حدود ۱۰۰۰۰ بار شدید تر از نور همدم) مانع از تفکیک همدم خود می شود. حتی در سال ۲۰۲۵ که آنها بیشترین فاصله را از هم خواهند داشت برای تفکیک آنها به یک تلسکوپ ۱۰ اینچ و با شرایط رصدی مناسب نیاز است تا این همدم کم نور را از ستاره درخشان شعرای یمانی تفکیک کرد.


دوره ی گردش کوتولیه ی سفید بدور شعرای یمانی

 
 

درخشندگی کوتوله های سفید

از روی فاصله و نورانیت ظاهری اندازه گیری شده کوتوله های سفید، محاسبه درخشندگی حقیقی آن ها امکان پذیر است. کوتوله های سفید ستاره های بسیار کم نوری هستند، برای مثال می توان به منظومه شعرای یمانی و همدم کوتوله ی سفیدش اشاره کرد. شعرای یمانی یک ستاره معمولی است و نورانی ترین ستاره آسمان است. اما همدم کوتوله سفید آن ۱۰ قدر کم نورتر است و آن را جز با تلسکوپ در شرایط مناسب نمی توان دید.

درخشندگی کوتوله های سفید گستره وسیعی از قدر مطلق حدود ۱۰+ تا حدود ۲۰+ دارد.

رنگ کوتوله های سفید

رنگ تقریبا” ۱۰۰۰ کوتوله ی سفید اندازه گیری شده است. این رنگها گستره ای از آبی سیر تا زرد را نشان می دهند. گستره ی دما های مربوط به این رنگها از حدود ۱۰۰۰۰۰ درجه کلوین تا ۵۰۰۰ درجه کلوین است که آبیترین تا سرخترین اجسامی را که گمان می رود کوتوله سفید باشند در بر می گیرد.

 

طیف کوتوله های سفید

طیف کوتوله های سفید بسیار متفاوت از ستاره های معمولی است. در بیشتر طیف ها خطوط طیفی اندکی وجود دارد. تنها خطوطی که به صورت برجسته و واضح دیده می شوند خطوط هیدروژن است. با این حال در طیف بعضی از کوتوله های سفید، نمود های غیر عادی به چشم می خورد. به طور مثال، کوتوله های سفیدی وجود دارند که در طیف آنها اثری از خطوط مربوط به هیچ عنصری دیده نمی شود.!!! طیف برخی از کوتوله های سفید فقط خطوط هلیوم را نشان می دهد، بی آنکه خطوط هیدروژن در آن قابل مشاهده باشد. در طیف برخی دیگر خطوط عناصر سنگین مانند کلسیوم و آهن وجود دارد.

 جرم کوتوله های سفید

خوشبختانه، برخی از کوتوله های سفیدی که کشف شده اند، عضو منظومه های دوتایی هستند، از این رو تعیین جرم آنها به طور قابل اعتمادی میسر است. از مشهور ترین کوتوله های سفید همدم های ستاره های شعرای یمانی و شعرای شامی است که جرم دقیق آن را می توان بدست آورد. محاسبه مدارهای این ستارگان نشان می دهد که جرم شعرای یمانی – B ، ۰۵ر۱ برابر جرم خورشید و جرم شعرای شامی – B ، ۶۳ر۰ جرم خورشید است.

 این مقادیر، مقادیر نمونه برای کوتوله های سفید هستند و دلایل خوبی در دست است که قبول کنیم هیچ کوتوله سفید نمی تواند بسیار پرجرم تر از خورشید باشد. محاسبات نشان می دهد که جرم و اندازه کوتوله های سفید با هم ارتباط عجیبی دارند. معلوم شده هرچه جرم کوتوله سفید بیشتر باشد، اندازه آن کوچکتر است. علاوه بر آن محاسبات نشان می دهد اگر جرم ستاره ای بیشتر از ۲/۱ جرم خورشید باشد، نمی تواند سیستم پایداری را تشکیل دهد، زیرا در این صورت باید شعاع منفی داشته باشد که البته این بی معنا است.

 

ستاره های پرجرمتر به طریقی متفاوت تز از آنکه مستقیما” به کوتوله سفید تبدیل شوند، می میرند. این گونه ستاره ها ممکن است در پایان عمرشان به ستاره نوترونی و یا شاید سیاهچاله تبدیل شوند. در مقالات آینده در مورد سیاهچاله ها بیشتر سخن خواهیم گفت.

 
 

چگالی کوتوله های سفید

کوتوله های سفید اجسامی هستند بسیار کوچک که شعاع آنها بسیار نزدیک به یک صدم شعاع خورشید در حدود شعاع زمین است. چون جرم کوتوله های سفید تقریبا” معادل جرم خورشید است در نتیجه چگالی آنها می باید در حدود  ۱۰۰۳ برابر آب یا حدود ۱ میلیون برابر چگالی خورشید باشد.

 

کوتوله ی سفید (white dwarf) نسبت به خورشید بسیار کوچک است، ولی باندازه ی خورشید جرم دارد!

یعنی یک فنجان از کوتوله سفید می باید ۱۰۰ تن وزن داشته باشد. مقدار جاذبه ی سطحی در سطح کوتوله های سفید نیز به حد باور نکردنی زیاد است و به حدود ۱۰۰ میلیارد برابر ثقل زمین است. بنابراین هر جسمی که به منظور کاوش در سطح یکی از کوتوله های سفید فرود آید، بی درنگ بر اثر گرانش بسیار زیاد، له می شود!

 
 

 

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 می یابد و سپس به تدریج به حالت اول بر می گردد. به نظر می رسد که نواختر مرحله ای است که ستاره فرو می ریزد 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 می پراکنند. 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 می شود.
دمای سطح ستاره به هنگام انقباض ، افزایش می یابد. 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 کوچک اند. از اینرو ، اخترشناسان می توانند از دوره تناوب قیفاووسیها به نورانیت واقعی آنها پی ببرند و به عنوان مقیاسی برای اندازه گیری فاصله مورد استفاده قرار دهند.

دوتاییهای گرفتگی

دوتاییهای گرفتگی منظومه هایی از دو یا چند ستاره هستند که به دور مرکز جرم مشترکشان می گردند. 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 می گذرد، جلو نور آن را می گیرد و از اینرو ستاره بزرگ کم نور دیده می شود.

طیف ستارگان

هنگام مطالعه طیف ستارگان (یا همان بررسی کیفی ستارگان) مشاهده می‌شود که اختلاف فاحشی بین ستارگان وجود دارد. از آنجایی که وجود هر خط سیاه در طیف ستاره بیانگر وجود یک عنصر شیمیایی ویژه در اتمسفر آن ستاره است، شاید به نظر می‌رسد که علت اختلاف در طیف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شیمیایی سازنده ستارگان باشد. ولی در نهایت چنین نیست، بلکه علت اختلاف طیف ستارگان دمای ستارگان می‌باشد. چون ستارگان دارای دماهای متفاوتی هستند، طیف آنها نیز متفاوت است.


اندازه گیری دمای ستارگان

در مورد ستارگان امکان اندازه گیری دمای جنبشی (دمایی که توسط دماسنج اندازه گیری می‌شود) وجود ندارد. زیرا نمی‌توانیم ترمومتر را در قسمتهای مختلف ستاره قرار داده و این دما را اندازه گیری کنیم. از طرفی لایه‌های مختلف ستاره دارای دماهای مساوی هستند و هر چه از لایه‌های خارجی به طرف لایه‌های داخلی حرکت کنیم دما افزایش می‌یابد. بنابراین تعریف دمای منحصر به فردی که مربوط به هر لایه از ستاره باشد غیر ممکن است.

اندازه گیری فراوانی عناصر در ستارگان

در حالت کلی مشاهده خطوط طیفی مربوط به یک عنصر در طیف یک ستاره دلیل بر وجود آن عنصر در اتمسفر این ستاره است و برعکس این ممکن نیست. یعنی عدم حضور خطوط طیفی یک عنصر در طیف یک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زیرا علاوه بر حضور یک عنصر لازم است، شرایط فیزیکی (دما و فشار) برای تشکیل خطوط طیفی آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانیم خطوط طیفی آن عنصر را مشاهده کنیم. با توجه به اینکه شدت خطوط جذبی بستگی به فراوانی آن عنصر دارد، بنابراین می‌توانیم از روی شدت خطوط طیفی ، فراوانی عناصر را در ستارگان تعیین کنیم.

جرم ستارگان

اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود. تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می‌کند مورد مطالعه قرار دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم. عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا دو ستاره‌ای می‌نامند. در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سرآرتورادینگتون اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می‌کند.

منابع انرژی ستارگان

برای هر ستاره‌ای سه منبع انرژی را می‌توان نام برد که عبارتند از:


انرژی پتانسیل گرانشی

می‌توان فرض کرد که خورشید یا ستارگان در حال تراکم تدریجی هستند و بدین وسیله انرژی پتانسیل گرانشی خود را بصورت انرژی الکترومغناطیسی به محیط اطراف تابش می‌کنند.
انرژی حرارتی

می‌توان فرض کرد که ستارگان و خورشید اجرام بسیار داغ آفریده شده‌اند و با تابش خود به محیط اطراف در حال سرد شدن هستند.

انرژی هسته‌ای

می توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سبکتر همجوشی کرده و انرژی آزاد شده در این همجوشی منبع انرژی ستارگان را تأمین می‌کند، یا می‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سنگینتر از طریق واپاشی به هسته‌های سبکتر تبدیل شده و انرژی آزاد شده از این واپاشیها انرژی ستارگان را تأمین می‌کند.


مرگ ستارگان

سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از ۱٫۴ برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از ۱٫۴ برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از ۱٫۴ و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.

کهکشان ستاره ترکان

اخترفیزیک, کیهان شناسی
ارسال دیدگاه ۲۰۱ بازدید

هر کهکشان علاوه بر این که در یکی از انواع مارپیچی، بیضوی یا نامنظم دسته‌بندی می‌شود؛ ممکن است یک کهکشان ستاره ترکان باشد. کهکشان ستاره تَرَکان (Starburst Galaxy)، کهکشانی است که دوره‌ای از فعالیت شدید ستاره زایی را تجربه می‌کند به نحوی که در هر زمان می‌توان تعداد بسیار زیادی ستاره‌های در حال تولد یا تازه متولد شده را در آن مشاهده کرد. از این‌رو چنین نامی بر آن‌ها گذاشته شده است؛ البته  آن‌ها را کهکشان‌های انفجار ستاره‌ای یا به اشتباه کهکشان‌های انفجاری هم در فارسی گفته‌اند.

کهکشان آنتن یک ستاره ترکان

هرچند ممکن است این دوره پر فعالیت ۱۰ میلیون سال یا بیشتر به طول انجامد، ولی در مقابل عمر ۱۰ میلیارد ساله‌ی یک کهکشان، چیزی بیش از یک ماه حساب نخواهد شد! در مدت ستاره ترکانی، سرعت (آهنگ) ستاره‌زایی چه بسا بیش از ده‌ها و حتی صدها برابر سرعت آن در یک کهکشان معمولی است. تعداد زیادی از ستارگانی که در این دوران تشکیل می‌شوند، بسیار سنگین‌تر و درخشان‌تر از معمول هم خواهند بود؛ از این رو کهکشان‌های ستاره ترکان در میان دیگر کهکشان‌ها بسیار درخشان‌تر دیده می‌شوند.

پدیده ستاره ترکانی در محدوده‌هایی به قطر بیش از هزار سال نوری اتفاق می‌افتد. نظریه رایج در خصوص علت این پدیده این است که جرقه این ستاره‌زایی‌ها در اثر مواجهه نزدیک یا برخورد کهکشان مورد نظر با کهکشان دیگر زده می‌شود.  این برخورد یا مواجهه، موج‌های ضربه فراوانی را  درون کهکشان جاری می‌کند و این امواج ضربه در برخورد با ابرهای عظیم مولکولی از گاز و غبارها باعث فروریزش آن‌ها و تشکیل صدها ستاره جدید می‌شوند. در بین این همه ستاره متولد شده، ستارگان بسیار سنگین با سرعت زیادی سوخت خود را مصرف می‌کنند و در نهایت با یک انفجار ابرنواختری، موجب تولید بیشتر امواج ضربه در محیط کهکشان شده و جرقه تولد ستارگان بیشتری را می‌زنند. بدین ترتیب، زنجیره‌ای از تشکیل ستاره و انفجارهای ابرنواختری قسمت‌های مرکزی کهکشان را که سرشار از گاز و غبار است؛ جارو می‌کند. این روند سریع ستاره‌زایی تا زمانی ادامه دارد که بیشتر گازها در تشکیل ستاره‌ها استفاده شوند یا در اثر انفجارها رانده شوند؛ در این زمان دوران ستاره ترکانی به انتها می‌رسد.

کهکشان M82 یک ستاره ترکان

یکی از دستاوردهای ماهواره مادون قرمز IRAS کشف هزاران کهکشان از این نوع بود. علت آن هم بسیار ساده است، زیرا به طور معمول در اطراف بیشتر ستارگان جدید پوششی از غبار به مدت یک میلیون سال باقی می‌ماند؛ که این لایه غبار نور ستاره را جذب کرده و در عوض همچون حرارت از خود امواج فروسرخ (مادون قرمز) تابش می‌کند. «تابش گرمایی» ای که در روزهای گرم تابستانی از سطح خیابان‌های داغ دیده می‌شود همان تابش‌های مادون قرمز است.

حضور ستاره ترکان‌ها در بین کهکشان‌های نزدیک خیلی نادر است اما، در زمان‌های چند میلیارد سال قبل به تعداد زیاد وجود داشته‌اند. جهان در حال انبساط است، بنابراین کهکشان‌ها در زمان‌های خیلی قدیم و دوره‌های آغازین عالم، بسیار به هم نزدیک‌تر بوده‌اند و از این‌رو امکان رویارویی یا برخورد بین آن‌ها هم بیشتر بوده است؛ از این روست که در فاصله‌های خیلی دور شاهد تعداد زیادی از این کهکشان‌های ستاره ترکان هستیم.

مشاهدات رصدخانه پرتو ایکس چاندار، نقش بسیار مهمی را در فهم  و دانش ما از این کهکشان‌های ستاره ترکان ایفا می‌کند. سرعت زیاد ایجاد انفجارهای ابرنواختری در این کهکشان‌ها موجب تولید حباب‌های وسیعی از گازهای بسیار داغ با دماهای چندین میلیون درجه‌ای می‌شوند. چندین نمونه از این اَبَرحباب‌های (superbubble) ایجاد شده را می‌توان در تصاویری که تلسکوپ چاندرا از دو کهکشان برخوردی در کهکشان آنتن تهیه کرده است دید.

هنگامی که سرعت ستاره‌زایی به قدر کافی شدید باشد، اَبرحباب‌های بسیار داغ و پرانرژی‌ای به وجود می‌آیند که حتی به خارج از کهکشان هم گسترش پیدا می‌کنند؛ که به آن‌ها اَبَرباد (Superwind) گفته می‌شود. نمونه‌های دیدنی از این اَبربادها را می‌توان در تصاویر چاندرا از کهکشان‌های M82 , Arp220 , NGC253  مشاهده کرد.

کهکشان زیبای آنتن

به نظر می‌رسد این اَبربادها شامل کربن، نیتروژن، آهن و دیگر عناصر سنگینی باشند که در انفجارهای ابرنواختری ایجاد شده و در فضای بین کهکشانی منتشر شده‌اند. ستاره شناسان امیدوارند به کمک تلسکوپ فضایی چاندرا بتوانند مقدار این عناصر موجود در اَبربادها را اندازه‌گیری کنند.

کهکشان M82

این کهکشان در امتداد صورت فلکی دب اکبر
و فاصله ۱۱ میلیون سال نوری، از نزدیک‌ترین کهکشان‌های ستاره ترکان به ماست. تولید ستارگان بسیار سنگین، با آهنگ ده‌ها برابر نسبت به کهکشان ما در آن اتفاق می‌افتد. نقاط درخشان در مرکز تصویر بقایای انفجارهای ابرنواختری و دوگانه‌های پرتوی ایکس هستند. این‌ها پرنورترین منابعی هستند که از این نوع شناخته شده‌اند و به علت همین درخشش زیادشان، به احتمال زیاد داخل آن‌ها سیاه چاله‌هایی
وجود دارد. این کهکشان در اثر مواجهه نزدیکی که با کهکشان M81 از حداقل ۱۰۰
میلیون سال قبل داشته است؛ دچار این فعالیت‌های ستاره ترکانی شده است.

مرکز کهکشان M82 از دید چاندرا

کهکشان سنگتراش NGC253

احتمالا نزدیک‌ترین کهکشان ستاره ترکان به زمین است که در فاصله ۱۱ میلیون سال نوری از ما در صورت فلکی سنگتراش قرار گرفته است.  چاندرا در مرکز این کهکشان حداقل ۶ نقطه اَبَردرخشان را رصد کرده است که ۴ تای آن‌ها در فاصله حدود ۳۰۰۰ سال نوری از هسته کهکشان قرار دارند.

کهکشان سنگتراش یک ستاره ترکان

کهکشان آنتن NGC4038/4039

کهکشانی که در میدان دید تلسکوپ‌های آماتوری همچون شاخک‌های حشرات یا آنتن می‌باشد. این کهکشان در واقع صحنه‌ای از برخورد دو کهکشانی است که حداقل ۱۰۰ میلیون سال قبل این برخورد را شروع کرده‌اند و همچنان ادامه دارد. این مجموعه در فاصله ۶۰ میلیون سال نوری از ما در صورت فلکی کلاغ قرار دارد.

در این تصویر از تلسکوپ چاندرا قسمت مرکزی این برخورد کهکشانی، مشاهده می‌شود. تعداد زیادی نقاط روشنی که مشاهده می‌کنیم ستارگان نوترونی یا سیاه چاله‌هایی
هستند که گاز ستارگان مجاورشان را به نزدیکی خود کشیده‌اند. توده‌های مه‌آلود نارنجی هم اَبرحباب‌هایی هستند با قطرهای چند هزار سال نوری که به واسطه قدرت عظیم انفجارات هزاران ابرنواختر ایجاد شده‌اند. مابقی ناحیه‌های قرمز تیره هم ناشی از منابع پرتو ایکسی است که همه جا را احاطه کرده‌اند و احتمالا از تعداد زیادی منابع کم فروغ پرتو ایکس یا ابرهای بسیار داغ کهکشانی تابش می‌شوند.




موضوعات :
ترجمه

درباره نویسنده

admin 196 نوشته در رهاپروژه دارد . مشاهده تمام نوشته های

دیدگاه ها


دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *