برترین مطلب این هفته ی سایت

رونمايي از نسخه جديد ايروسنتر

با تلاش چندين روزه و شبانه روزي همكاران فني در ايروسنتر ، نسخه اسكريپت انجمن ساز قدرتمند VBulletin سايت ايروسنتر به روزساني و بهينه سازي گرديد و به آخرين ورژن ارائه شده آپگريد شد، در اين نسخه جديد مشكلات قبلي برطرف گرديده و قابليت هاي جديدي نيز به سايت افزوده شده و خواهد شد اين پوسته نسخه جديد سايت پوسته ای در 4 رنگ جداگانه می باشد که برای صفحه های Retina و موبایل بهینه سازی شده است.

????? ?????: ?? 1 ?? 3 ?? 3
dqw
  1. nima novini ?????? ??
    nima novini
    هوانورد نیمه فعال-ستوان دوم
    September 2007
    tehran
    227
    تعداد تشکر : 0
    Thanked 39 Times in 25 Posts

    Arrow تولد تا مرگ ستارگان

    ستاره یک توپ عظیم الجثه درخشان در فضاست که مقادیر بسیار زیادی نور و دیگر اشکال انرژی را تولید می کند. خورشید نیز یک ستاره است و نور و گرمای زمین را تامین می نماید. ستارگان در پهنه آسمان مانند نقاطی نورانی در حال چشمک زدن به نظر می آیند. البته به جز خورشید که به دلیل فاصله کم با زمین به شکل یک توپ دیده می شود.
    خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشکیل شده اند. با اینحال برخی از ستارگان نیز که کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی نامیده می شوند ترکیبی از بسته های محکم اتمی یا ذرات تشکیل دهنده اتم می باشند. این گونه ستارگان از هر چیزی که در زمین یافت می شود، چگالتر و متراکمترند.
    ستاره ها در ابعاد گوناگونی وجود دارند. شعاع خورشید ۶۹۵.۵۰۰ کیلومتر است. ستاره شناسان خورشید را جزء ستارگان کوچک می دانند چرا که دیگر انواع ستارگان بسیار از خورشید ما بزرگترند. شعاع گونه ای از ستارگان که به آنها ستارگان ابر غول می گویند، ۱۰۰۰برابر شعاع خورشید است. کوچکترین نوع ستارگان، ستارگان نوترونی هستند که شعاع برخی از آنها تنها ۱۰ کیلومتر است.
    در حدود ۷۵ درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست که آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از ۴۰ تریلیون کیلومتر معادل ۲/۴ سال نوریست.
    ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله ۱۲ بیلیون تا ۱۶ بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از ۱۰۰ بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از ۱۰۰ بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط ۱۰۰ بیلیون می باشد. بنابراین بیش از ۱۰ بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم، البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، تنها ۳۰۰۰ ستاره خواهیم دید.
    ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود ۶/۴ بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از ۵ بیلیون سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا اینکه به یک غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده که کوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینکه به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد.
    ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند کرد. برخی از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند. به جای آن مستقیما وارد مرحله کوتوله سفید و سپس کوتوله سیاه می شوند. درصد کمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یک انفجار مهیب به نام ابر نواختر می شوند.

    ● ستارگان در شب
    اگر شما شب به آسمان نگاه کنید متوجه خواهید شد که به نظر می رسد درخشش آنها کم و زیاد می شود و اصطلاحا ستاره ها چشمک می زنند. حرکتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مکان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی کنید مشاهده خواهید کرد که همه ستارگان به آرامی به دور یک نقطه کوچک در آسمان در گردشند.
    چشمک زدن ستارگان و کم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حرکت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند. حرکت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد.

    ● درخشش ستارگان
    میزان درخشندگی ستارگانی که نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یک، درخشش واقعی ستاره که در اصل مقدار انرژی نورانیست که از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یک ستاره نزدیک که کم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یک ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالیست که آلفا سنتوری A تنها ۱۰۰.۰۰۰/۱ ریگل انرژی نورانی تولید می کند در عوض فاصله آن از زمین تنها ۳۲۵/۱ فاصله ریگل از زمین است.

    ● طلوع و غروب ستارگان
    وقتی از نیمکره شمالی زمین به آسمان نگاه می کنیم، ستارگان به دور نقطه ای که به آن قطب شمال سماوی می گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمکره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای که به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حرکت می کنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان،
    همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است که حرکتهایی که ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلکه همه آنها به دلیل حرکت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین به نظر می آیند. برای ناظری که بر روی زمین ایستاده، زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حرکت گردشی به نظر می رسند.

    ● اسامی ستارگان
    اجداد ما شاهد بودند که ستارگان مشخصی بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیکر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده، در کنار یکدیگر قرار می گیرند. بعضی از این الگوها، که به آنها صور فلکی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلکی اریون (شکارچی) به یاد یک قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است.
    امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می کنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی ۸۸ صورت فلکی را شناسایی کرده است. این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلکی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین ستاره در صورت فلکی لیرا، آلفای لیرا است.
    حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلکی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلکی به کار می رود. به همین شکل در نامگذاری ۲۴ ستاره درخشان در هر صورت فلکی از ۲۴ حرف زبان یونانی استفاده می شود. با تمام شدن ۲۴ حرف، اعداد به کار گرفته می شوند.
    به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نامگذاری ستارگانی که کشف می شوند، استفاده می کند. اغلب اسامی جدید تشکیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می کند. برای مثال، ستاره PSR J۱۳۰۲-۶۳۵۰ یک تپ اختر است، از آنجا که حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد ۱۳۰۲ و ۶۳۵۰ بیانگر موقعیت و مکان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرف J مبین آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گیری J۲۰۰۰ اعلام شده است.

    ● مشخصات ستارگان
    هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است.
    ۱) درخشندگی، که ستاره شناسان آن را در واحدی به نام قدر می سنجند.
    ۲) رنگ.
    ۳) دمای سطح.
    ۴) اندازه ستاره.
    ۵) جرم.
    همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بیانگر دمای سطح است و درخشندگی آن به دمای سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص می کند که ستاره ای با اندازه مشخص چقدر می تواند انرژی تولید کند بنابراین بر دمای سطح تاثیر گذار است. برای اینکه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداری به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده می کنند. این نمودار به یاد ستاره شناس دانمارکی هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell) از ایالات متحده که به طور جداگانه کار می کردند و در سال ۱۹۱۰ آن را ابداع کردند، نامگذاری شد. این نمودار همچنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان کمک کند.

    ● قدر و تابندگی ستاره
    قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپارکوس، در سال ۱۲۵ قبل از میلاد ابداع شد. هیپارکوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها که از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری کرد. او شماره ۱ را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره ۲ از آن ستارگان با درخشندگی کمتر از ستارگان قدر ۱ شد. و به همین ترتیب به قدر ۶ رسید که آنها کم نورترین ستارگان آسمان بودند.
    امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان کنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری که در فاصله ۶/۳۲ سال نوری از ستاره قرار دارد.
    ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گذاری قدر را برای ستارگان پرنورتر از قدر ۱ و ستارگان کم نورتر از قدر ۶، توسعه دادند. ستاره ای که از ستارگان قدر ۱ پرنورتر است، قدر آن کمتر از ۱ می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) ۱۲/۰ است. قدر ستارگان بسیار نورانیتر، از صفر نیز کمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشانترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن ۴۶/۱- است. قدر مطلق ستاره ریگل ۱/۸- است. بر اساس شناختی که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشانتر از ۸- باشد. از طرف دیگر، کم نور ترین ستارگانی که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند، قدر ظاهری معادل ۲۸ دارند.
    بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند کمتر از ۱۶ باشد.
    تابندگی یک ستاره برابر است با مقدار انرژی که ستاره منتشر می کند. اصطلاحا به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می کنند. برای مثال قدرت خورشید ۴۰۰ تریلیون تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می کنند. برای نمونه آنها می گویند که تابندگی آلفای سنتوری (قنطورس) ۳/۱ برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدودا ۱۵۰.۰۰۰ برابر تابندگی خورشید است.
    تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. ۵ واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یک فاکتور از ۱۰۰ در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق ۲، نسبت به ستاره ای باقدر مطلق ۷، ۱۰۰ بار تابناکتر است. ستاره ای با قدر مطلق ۳- ، ۱۰۰ بار از ستاره ای با قدر مطلق ۲ و ۱۰.۰۰۰ بار از ستاره ای با قدر مطلق ۷ تابناکتر است.

    ● رنگ و دما
    اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنید، حتی بدون تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید که رنگ ستارگان یا تقریبا قرمز، یا تقریبا زرد و یا تقریبا آبیست. برای مثال، ستاره بیتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلکی شکارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد. ستاره پولوکس (Pollux)، مانند خورشید، زرد رنگ است و ستاره ریگل، تقریبا آبی به نظر می آید.
    رنگ یک ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری کلوین (kelvin) با علامت اختصاری K می سنجند. واحد کلوین از ۱۵/۲۷۳- درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر کلوین برابر است با ۱۵/۲۷۳- درجه سانتیگراد و دمای صفر درجه سانتیگراد برابر است با ۱۵/۲۷۳ کلوین.
    دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریبا ۲۵۰۰K می باشد. دمای سطحی ستارگان قرمز روشن، حدود ۳۵۰۰K است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود ۵۵۰۰K است. و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین ۱۰.۰۰۰K تا ۵۰.۰۰۰K می باشد.
    گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تک رنگ به نظر می آیند اما در واقع آنها طیفی از رنگها را منتشر می نمایند. شما می توانید به کمک یک منشور مشاهده کنید که نور خورشید، به عنوان یک ستاره زرد، از رنگهای بسیاری تشکیل شده است. طیف مرئی شامل همه رنگهای رنگین کمان می باشد. این رنگها از قرمز (که توسط ضعیفترین فوتونها ایجاد می شود) تا بنفش (که توسط قویترین فوتونها ایجاد می شود) هستند.
    نور مرئی یکی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الکترومغناطیس است. این پرتوها از کم انرژی ترین آنها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی (مایکروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند اما در این مقاله آنها در گروه امواج رادیویی نام برده می شوند.م.)، پرتوهای فروسرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایکس ری و پرتوی گاما. همه این شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذکور را متساطع نمی نمایند. ترکیبی از همه این شش گروه را طیف الکترومغناطیس می نامند.

    ● ابعاد
    ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشید می سنجند. آلفا سنتوری A شعاعی معادل ۰۵/۱ برابر شعاع خورشید دارد و تقریبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ریگل بیش از ۷۸ برابر شعاع خورشید است و شعاع ستاره آنتارس ۷۷۶ برابر شعاع خورشید می باشد.
    ابعاد و دمای سطح ستاره، درخشندگی آن را معین می کند. دو ستاره را در نظر بگیرید که دمای سطح یکسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در این شرایط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با دمای سطح یکسان را مقایسه کنید، نخست، باید شعاع ستاره بزرگتر را تقسیم بر شعاع ستاره کوچکتر نمائید و سپس مربع عدد حاصل را به دست آورید (حاصل تقسیم به توان ۲).
    حال دو ستاره را با شعاع برابر ولی دمای سطح (بر حسب کلوین) متفاوت تجسم کنید. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن ۱۶ برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دمای آن به توان ۴ است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را که دمای مختلف دارند مقایسه کنید، دمای ستاره گرمتر را بر دمای ستاره سردتر تقسیم کرده و حاصل این تقسیم را به توان ۴ برسانید.

    ● جرم
    ستاره شناسان جرم ستارگان را نیز بر اساس جرم خورشید اندازه گیری می کنند. برای مثال آلفا سنتوری A جرمی معادل ۰۸/۱ جرم خورشید دارد، جرم ریگل ۵/۳ برابر جرم خورشید است. جرم خورشید معادل دو میلیون میلیون میلیون میلیون میلیون کیلوگرم یعنی ۲ به همراه سی عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما دارای ابعاد برابر نیستند. در واقع چگالی ستارگان نسبت به هم متفاوت است. برای نمونه، میانگین چگالی خورشید ۱۴۰۰ کیلوگرم در هر متر مکعب است، یعنی تقریبا ۱۴۰ درصد چگالی آب. شباهنگ B جرمی حدودا معادل جرم خورشید دارد اما چگالی آن ۹۰.۰۰۰ برابر چگالی خورشید است.

    ● طبقه بندی درخشندگی
    نقاطی که در بالای نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نورانی و نقاط پائین نمودار نشانگر ستارگان کم نور می باشند. در سال ۱۹۳۰ ستاره شناس آمریکایی ویلیام مورگان (William W. Morgan) و فیلیپ کینان (Philip C. Keenan) چیزی را بداع کردند که سیستم طبقه بندی درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال ۱۹۷۸ این سیستم را اصلاح کرده و گسترش دادند. در این سیستم، اعداد کوچک به بزرگترین و درخشان ترین رده ها اطلاق می گردد. رده های MK عبارتند از: la ، ابرغولهای درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهای درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهای کوچک و V، ستارگان رشته اصلی یا کوتوله ها.

    ● رده های طیفی
    نقاطی که در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعکس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد می باشند. در سیستم MK هشت رده طیفی وجود دارد که هر کدام بیانگر میزان مشخصی از دمای سطحی ستاره می باشند. این طبقه بندی از داغترین به سردترین ستارگان به ترتیب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طیفی به نوبه خود از ده نوع طیفی تشکیل می شود که این ده نوع با اعداد مشخص می گردند. شماره مربوط به داغترین ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترین ستاره عدد نه است.
    بنابر آنچه گفته شد علائم سیستم MK ترکیبی از حروف برای بیان درخشندگی و اعداد برای بیان طیف هر ستاره می باشد. برای مثال نام خورشید در این سیستم G۲V است. نام آلفا سنتوری نیز G۲V می باشد و نام ستاره ریگل B۸la است.

    ● گدازش ستارگان
    انرژی مهیب ستارگان در فرایندی به نام گدازش هسته ای ایجاد می شود. این فرایند زمانی آغاز می شود که دمای هسته ستاره در حال شکل گیری به ۱ میلیون K برسد. یک ستاره از دل یک ابر بسیار بزرگ که به آرامی در چرخش است و تقریبا به طور کامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است، به دنیا می آید. این ابر همچنین ممکن است حاوی اتمهای دیگر عناصر و غباری از ذرات میکروسکوپی باشد.
    به اقتضای نیروی گرانش، این ابر شروع به منقبض شدن می کند و در نتیجه کوچکتر می شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بیشتر می شود درست همانطور که سرعت یک اسکیت باز که بر روی یخ به دور خود در حال چرخیدن است، با جمع کردن بازوانش بیشتر و برعکس با باز کردن بازوان کمتر می شود. لایه های خارجی ابر یک دیسک چرخان را ایجاد می کنند. لایه های داخلی به شکل یک توده کروی که همچنان در حال انقباض است تبدیل می شوند.
    ماده در حال انقباض گرمتر می شود و فشار آن نیز بیشتر می گردد. این فشار تمایل زیادی به خنثی کردن نیروی گرانشی که عامل انقباض است، دارد. در نهایت، سرعت انقباض بسیار کاهش پیدا می کند. در قسمت داخلی توده در این هنگام جنین ستاره یا پیش ستاره به وجود می آید. پیش ستاره یک جرم توپی است که نه دیگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پیرامون پیش ستاره پوسته ای از گاز و غبار است که لایه های بیرونی توده نخستین می باشند.

    ● ترکیب هسته ای
    هنگامیکه دمای مرکز پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شد، گدازش هسته ای آغاز می شود. گدازش هسته ای ترکیب دو هسته اتمی و تشکیل یک هسته بزرگتر است.
    یک اتم کامل دارای پوسته ای خارجی متشکل از یک یا چند ذره به نام الکترون است که بار الکتریکی منفی حمل می کند. در درون و مرکز اتم، هسته آن وجود دارد که تقریبا همه جرم اتم را شامل می شود. ساده ترین هسته که رایجترین شکل عنصر هیدروژن در عالم می باشد، متشکل از یک ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الکتریکی حمل می کند. همه هسته های دیگر دارای یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترونند. نوترون هیچ بار الکتریکی حمل نمی نماید و یک ذره خنثی است در نتیجه هسته همه اتمها، بار مثبت الکتریکی دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهای موجود در هسته دارای الکترون می باشند در نتیجه یک اتم کامل، خنثی است.
    در هر صورت، تحت دما و فشار بسیار بسیار شدید مرکز پیش ستاره، اتمها الکترونهای خود را از دست می دهند. به اتمهای الکترون از دست داده، یون می گویند و به ترکیبی از الکترونهای آزاد و یونها، پلاسما می گویند.
    گفتیم که در درون پیش ستاره، اتمها همه الکترونهای خود را از دست می دهند و هسته های لخت با سرعت بسیار زیادی به یکدیگر می رسند. در شرایط عادی، موادی که دارای بار الکتریکی یکسانند، یکدیگر را دفع می کنند با اینحال اگر دما و فشار در درون پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شود، می تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت می گیرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح "سوختن" به جای "گدازش" استفاده می کنند اما باید توجه داشت که گدازش هسته ای، چیزی کاملا متفاوت با اشتعال در معنای عام آن است.

    ● تبدیل جرم به انرژی
    وقتی دو هسته اتمی با هم ترکیب شوند، مقدار کمی از جرم آنها به انرژی تبدیل می شود؛ بنابراین جرم هسته جدید، از حاصلجمع جرم دو هسته ای که با هم ترکیب شدند کمتر است. آلبرت اینشتین رابطه جرم و انرژی را کشف کرده و آن را در قالب معادله E=mc۲ بیان کرد. این معادله بیانگر مقدار انرژی آزاد شده از ترکیب ذرات است. E به معنای انرژی، m به معنای مقدار جرم و c سرعت نور است.
    سرعت نور برابر است با ۲۹۹.۷۹۲ کیلومتر در ثانیه. این مقدار واقعا عدد بزرگی است و چنانچه آنرا در معادله بگذاریم متوجه می شویم که با گداختن جرم بسیار کمی از ماده، می توان انرژی مهیبی به دست آورد. برای مثال با سوخت هسته ای کامل ۱ گرم ماده، ۹۰ تریلیون ژول انرژی به دست می آید. این مقدار انرژی تقریبا برابر است با انرژی آزاد شده در انفجار ۲۰.۰۰۰ تن TNT. انرژی بمب هسته ای آمریکا که در سال ۱۹۴۵، در جریان جنگ جهانی دوم ، به هیروشیمای ژاپن اصابت کرد معادل انفجار ۱۲.۰۰۰ تن TNT بود.

    منبع:
    Green, Paul J. "Star." World Book Online Reference Center. ۲۰۰۵. World Book, Inc.
    ترجمه: لنا سجادیفر
    #1 ارسال شده در تاريخ September 20th, 2007 در ساعت 06:43:49

  2. The Following 4 Users Say Thank You to nima novini For This Useful Post:

    maryam 69 (April 23rd, 2013), mona (April 24th, 2013), Real Flight (November 7th, 2016), setare aseman (April 23rd, 2013)

  3. samira ?????? ??
    samira
    هوانورد عادی - گروهبان سوم
    September 2007
    32
    تعداد تشکر : 0
    Thanked 4 Times in 2 Posts

    ??? ??? RE: تولد تا مرگ ستارگان

    [size=medium]كوتوله سياه مرده، سياه چاله و يا تپ اَختر. اينها سرنوشت پايانى يك ستاره است. ستارگان نيز همچون تمامى مخلوقات عالم متولد مى شوند، تكامل پيدا مى كنند و در آخر عمر خود پير و فرسوده، تغيير شكل مى دهند. مرگ ستارگان آن قدرها هم غمناك و تاسف بار نيست. در حقيقت ستارگان هرگز نمى ميرند بلكه از شكلى به شكل ديگرى تغيير پيدا مى كنند، منتها ميزان انرژى در مراحل مختلف زندگى آنها متفاوت است و كم و زياد مى شود. صحبت كردن درباره هر آنچه از ستارگان مى دانيم كار آسانى نيست، زيرا كه علم شناخت ستارگان داراى موضوعات بسيارى است كه بيان تمامى آنها در اين مقاله ممكن نخواهد بود. بيش از ده ها كتاب درباره ساختار ستارگان توسط ستاره شناسان و دانشمندان دنيا نوشته شده كه تعدادى از آنها در كشورمان به چاپ رسيده است. كتاب ساختار «ستارگان و كهكشان ها» نوشته «پاول هاچ» از جمله كتاب هايى در اين زمينه است كه به طور كامل در كشورمان به چاپ رسيده است. در اين مقاله سعى داريم با نگاهى گذرا به چگونگى پيدايش، تكامل و مرگ ستارگان شما را با زندگى ميلياردها ميليارد جرم درخشانى كه در دنياى ما وجود دارند آشنا كنيم. ••• • پيدايش ستاره (Star) كره اى از گازهاى بسيار سوزان و پرانرژى است كه در مغز چگال(چگال نسبت به محيط اطراف) ابرهاى مولكولى متولد مى شود. ابرهاى مولكولى محل زايش و هسته اوليه تشكيل ستارگان هستند. ستاره ها هنگامى تشكيل مى شوند كه نواحى پرتراكم گاز هاى «ميان ستاره اى» دچار رمبش گرانشى و از يك موج تكانشى متاثر شوند. فضاى خالى بين ستارگان را گازهاى ميان ستاره اى پر كرده اند كه از هيدروژن تشكيل شده اند. ستارگان جديد در ميان همين گازهاى ميان ستاره اى متولد مى شوند. ميلياردها سال پيش توده هاى عظيم ماده عالم اوليه بر اثر گرانش بسيار بالاى خود در هم رمبيدند و كهكشان ها را به وجود آوردند. در درون كهكشان ها ميليون ها ستاره وجود دارد كه اندازه تعدادى از آنها ده ها بار بزرگ تر از خورشيد است. بيشتر كهكشان ها در خوشه هاى همبسته با گرانش متشكل از ۳ تا ۳ هزار كهكشان مجتمع شده اند. ستارگان مى توانند به صورت خوشه هاى كروى و خوشه هاى باز نيز در محيطى گردهم آيند و در آن جا رشد و نمو كنند. پيشتر گمان بر اين بود كه فضاى ميان كهكشان ها خلاء كامل است اما امروزه دانشمندان با توجه به مشاهدات جديد رصدى به اين نتيجه رسيده اند كه اين فضاى ميا ن كهكشانى خالى نيست و اجرام بسيارى در فضاى ميان كهكشان ها وجود دارد. بزرگ ترين كهكشان ها داراى يك تريليون و كوچك ترين كهكشان ها داراى ۱۰ميليون ستاره هستند. ستارگان مى توانند در نزديكى «سياه چاله ها» نيز تشكيل شوند. «سياه چاله ها» كه روزگارى خود ستاره اى بودند، نقاطى هستند كه تمام انرژى موجود در اطراف را به سوى خود جذب مى كنند و حتى نورهايى كه از اطراف آن نيز مى گذرند، در جاذبه شديد اين نقاط قرار مى گيرند. سياه چاله ها به دليل جذب نور از خود نورى باقى نمى گذارند و بنابراين تاريك و بدون نور هستند. به همين دليل تاكنون سياه چاله اى با تلسكوپ رصد نشده است. اما ستارگان بسيار بزرگ مى توانند در نزديكى سياه چاله هاى پرجرم به وجود آيند. ستارگانى كه جرمشان ۵۰ برابر خورشيد است مى توانند پيرامون سياه چاله ها تشكيل بشوند. به طور كلى ستارگان در محيط هاى ميان ستاره اى (Intersteller Space)، سحابى ها (Nebula) و در كنار گرانش يك جرم بزرگ تر تشكيل مى شوند. اكنون سير زندگى ستارگان را از تولد تا مرگ بررسى مى كنيم. • زندگى ستارگان پس از ميلياردها سال پس از تولد خود كه با نور تقريباً ثابتى مى درخشند آرام آرام همچون بادكنكى باد شده بزرگ و بزرگ تر مى شوند تا اين كه در سير زندگى خود تبديل به «غول سرخ» (Red Gaint) مى شوند. غول سرخ ستاره باد شده بزرگى است كه ده ها بار بزرگ تر از حالت اوليه ستاره است و با نور قرمز مايل به نارنجى مى تابد. غول سرخ داغ و سوزان است و مدام در حال جذب انرژى است. ستاره هاى غول سرخى كه هم اكنون وجود دارند ده ها بار بزرگ تر و پرانرژى تر از خورشيد هستند. ستارگان پس از آن كه تبديل به غول سرخ مى شوند دو راه جداگانه را در پيش مى گيرند. راه اول: ستارگانى كه جرم بالايى دارند و به اصطلاح پرجرم تر از ديگر ستارگان هستند از «غول سرخ» تبديل به «اَبر غول» مى شوند. ابرغول ده ها بار بزرگ تر از غول سرخ است. اما ابرغول طى يك رشته واكنش هايى كه طى ميليون ها سال رخ مى دهد، پس از آن كه به بزرگ ترين حالت خود رسيد به صورت يك «اَبَرنواَختر» (Super Nova) منفجر مى شود و نور بسيار زيادى را كه حاصل آزاد سازى انرژى هاى خود است را به محيط اطراف آزاد مى كند. «نو اَختر» به معنى ستاره جديد و متحول شده اى است كه تغيير حالت داده است. «ابرنواَخترها» مدام دچار انفجار هاى بسيار بزرگى كه ناشى از فعاليت هاى هسته اى است مى شوند. روشنايى حاصل از انفجارهاى ابرنواخترها به ميزان روشنايى ميلياردها ستاره همچون خورشيد است كه در كنار يكديگر قرار دارند. اَبَر نواَختر ها نيز به دو سرنوشت دچار مى شوند. آنها كه چگال تر و انرژى بيشترى دارند تبديل به «سياه چاله» (Black Hole) مى شوند و دسته دوم تبديل به «تَپ اَختر» مى شوند. «تَپ اَختر » ستاره پير و متراكمى است كه تقريباً تمامى سوخت هسته اى خود را مصرف كرده است. اين نوع جديد از ستارگان در سال ۱۹۶۷ براى اولين بار به وسيله راديو تلسكوپ كشف شد. راه دوم: در صورتى كه جرم ستاره اى كه تبديل به «غول سرخ» شده برابر با جرم خورشيد ما باشد گازهاى بيرونى خود را از دست داده و به اصطلاح كم كم «فروريزش» مى كند، يعنى در خود فروريخته و لايه هاى بيرونى خود را از دست مى دهد. اين روند ادامه دارد تا اينكه «غول سرخ» تبديل به «كوتوله سفيد»(White Dwarf) مى شود. كوتوله هاى سفيد اجرام نورانى كوچكى در اندازه هاى زمين هستند كه دما و حرارت بالايى دارند. كوتوله سفيد آن قدر انرژى از خود مى سوزاند تا اين كه پس از ميليارد ها سال تبديل به «كوتوله سياه» (Black Dwarf) مى شود. كوتوله هاى سياه اجرام تقريباً بدون نورى هستند كه نشان دهنده پايان عمر آن ستاره هستند. سرنوشت خورشيد ما نيز در راه دوم قرار دارد. بيش از ۵ ميليارد سال بعد خورشيد در سير توالى زندگى خود تبديل به غول سرخ مى شود. اين اتفاقات به يك باره رخ نمى دهد و طى اين ۵ ميليارد سال خورشيد آرام آرام گرم تر شده و بزرگ تر مى شود. خورشيد باد مى كند و سياره هاى عطارد، زهره و زمين را به سمت خود جذب كرده و به نوعى مى بلعد و تا سياره مريخ پيشروى مى كند. خورشيد ما كه قطر آن ۴/۱ ميليون كيلومتر است ۵ ميليارد سال بعد ده ها ميليون كيلومتر وسعت خواهد داشت. خورشيد پس از آن كه غول سرخ شد آرام آرام گازهاى بيرونى خود را از دست مى دهد و پس از فروريزش طى مراحلى به كوتوله سفيد تبديل مى شود. در اين مرحله خورشيد تقريباً به اندازه زمين است. ميلياردها سال بعد از آن خورشيد به انتهاى عمر خود رسيده و تبديل به كوتوله سياه مرده اى مى شود كه تاريكى در سراسر آن حاكم است. • ستارگان متغير و دوتايى هر يك از ستارگان طى زندگى خود ويژگى هايى دارند. يك جرم آسمانى مى تواند در حقيقت ستاره اى متغير، دوتايى(دوگانه)، دوگانه گرفتى و يا نوترونى باشد. توضيح درباره نوع و فعاليت گونه هاى مختلف ستارگان خود بحث هاى جديد و مفصلى را باز مى كند. بنابراين تنها به خصوصيات ستاره هاى دوتايى(دوگانه) و ستاره هاى متغير اشاره مى كنيم و سپس به سرنوشت انتهايى ستارگان به عنوان آخرين بخش مقاله مى پردازيم. «ستاره متغير» (VariableStar) جرمى است كه درخشندگى ثابتى ندارد و درخشندگى (قدر) آن در زمان هاى مختلف متفاوت است. در حقيقت ستارگان متغير چيزى جدا از ديگر ستارگانى همچون غول هاى سرخ و ديگر انواع ستارگان نيستند. متغير بودن نور يك جرم تنها ويژگى خاص آن جرم است و در سير تكاملى زندگى آن جرم تاثير خاصى ندارد. به طور مثال سحابى «خرچنگ» و غول سرخى در صورت فلكى «جبار» از اجرام متغير هستند. ستارگان «دوتايى»يا مُزدوج (Binary Star) اجرامى هستند كه با هم و به دور هم گردش مى كنند. ستاره شناسان ويژگى هاى ستارگان دوتايى واقعى را كه در حقيقت با يكديگر مزدوج هستند را به وسيله طيف نما بررسى مى كنند. دليل آن اين است كه برخى از ستارگان دوتايى واقعى چنان به يكديگر نزديك هستند كه ممكن است حتى با بزرگ ترين تلسكوپ ها نيز نتوان آنها را از هم تفكيك كرد. هر دو عضو يك ستاره دوتايى به دور مركز ثقل مشترك خود گردش مى كنند. دوتايى هاى «عَناق و سُها»، «اِپسيلون ۱ و ۲ شلياق» و «آلفا ۱ و ۲ جدى» از جمله دوتايى هايى هستند كه با چشم غيرمسلح (بدون ابزار رصدى) ديده مى شوند. اما دوتايى «عَناق» (قدر ظاهرى ۳/۲) و («سُها» ۴) در صورت فلكى خرس بزرگ (دب اكبر) از شناخته شده ترين دوتايى هاى ظاهرى براى منجمان آماتور هستند. اين دوتايى، تنها از ديد ما در كنار هم قرار گرفته و يك دوتايى واقعى نيست. اما ستاره «عَناق» يك همدم واقعى دارد كه «عَناق ۲» ناميده مى شود. با تلسكوپ مى توان دوتايى واقعى عَناق را كه جدايى زاويه اى آنها ۴/۱۴ ثانيه قوسى است، رصد كرد. • سرنوشت نهايى همان گونه كه در ابتداى مقاله گفتيم ستارگان در پايان عمر خود از سه سرنوشت خارج نيستند. كوتوله سياه مرده، سياه چاله يا تپ اَختر. كوتوله سياه عاقبت دسته اى از ستارگان است كه به پايان زندگى خود رسيده اند. كوتوله سياه كه به آن «كوتوله سياه مرده» نيز مى گويند آن قدر تاريك است كه در نور عادى ديده نمى شود. كوتوله سياه پير را تنها مى توان با توجه به تاثير جاذبه آن بر اجرام مجاورش كشف و رصد كرد. دسته ديگرى از ستارگان در پايان عمر خود تبديل به سياه چاله مى شوند كه پيشتر با آن آشنا شديم. اما نكته جالبى كه وجود دارد چگونگى رصد آنها است. سياه چاله را هرگز نمى توان حتى با قوى ترين تلسكوپ ها چه از روى زمين و چه خارج از جو با تلسكوپ هاى فضايى در حال گردش رصد كرد. آنچه (يك ستاره و يا هر جرم و جسمى) كه توسط سياه چاله بلعيده مى شود پيش از آن كه در سياه چاله ناپديد شود از خود پرتوهاى ايكس و گاماى پرانرژى تابش مى كند. ستاره شناسان به وسيله آشكارسازهاى قوى و پيشرفته مى توانند پرتوهاى ايكس و گاماى پرانرژى ساطع شده از سياه چاله ها را دريافت كرده و از وجود يك سياه چاله كه سرنوشت دسته اى از ستارگان است مطلع شوند. در راه دومى كه برخى از ستارگان در زندگى خود پيش مى گيرند: ستاره هايى كه جرم كمى دارند در صورتى كه به صورت يك ابرنواختر منفجر شوند در پايان زندگى خود تبديل به «تپ اَختر» مى شوند. تپ اَختر نوعى ستاره است كه دليل نام گذارى اين گونه از ستارگان ارسال تپ هايى از انرژى و موج به فضا است. تپ اَخترها بسيار تند و سريع به دور خود مى چرخند و گردش آنها به دور خود حتى به بيش از ۶۰۰ دور در ثانيه نيز مى رسد. آنها طى دوران خود پرتوهاى باريكى را از خود روانه فضا مى كنند. تپ هاى (تپش) انرژى تپ اَخترها به صورت نور به زمين مى رسد و ما اين گونه از ستارگان را به صورت اجرام نورانى و درخشنده اى مى بينيم. البته فاصله تپ اَخترها از ما ساكنان زمين بسيار زياد است و تنها به وسيله قوى ترين تلسكوپ ها مى توان آنها را رصد كرد. تپ اختر ها بيشتر توسط تلسكوپ هاى راديويى رصد مى شوند، بدين صورت كه موج اين ستارگان توسط تلسكوپ هاى راديويى بزرگى كه در زمين قرار دارد دريافت شده و پس از پردازش به وسيله كامپيوتر تصوير گنگى از ستاره را به همراه نمودار تعداد تپ هاى ستاره در هر ثانيه به دست مى آورند. ••• تا زمانى كه دنياى ما به گسترش(انبساط) بى پايان خود ادامه مى دهد ستارگان و اجرام بسيار ديگرى در سرتاسر دنيا متولد شده و روزى تغيير شكل مى دهند. آن چه مهم است پى بردن به عظمت و بى كرانگى دنيايى است كه به گفته ستاره شناسان، تاكنون تنها توانسته ايم ۵ درصد از آن را مشاهده كنيم. دنياى بزرگ ما آن قدر وسعت دارد كه علم ما نسبت به آن هيچ گاه كامل نخواهد شد. روزنامه شرق [/size]
    #2 ارسال شده در تاريخ October 1st, 2007 در ساعت 17:13:46

  4. The Following 3 Users Say Thank You to samira For This Useful Post:

    mona (April 24th, 2013), Real Flight (November 7th, 2016), setare aseman (April 23rd, 2013)

  5. setare aseman ?????? ??
    setare aseman

    هوانورد عادی - گروهبان یکم
    March 2013
    شیراز
    63
    تعداد تشکر : 922
    Thanked 253 Times in 62 Posts

    ??? ??? پاسخ: تولد تا مرگ ستارگان

    زندگي ستاره به 6دوره تقسيم ميشود:


    تکامل ستاره ،مراحل تحولاتی است که ستاره در طول حیات خود پشت سرمی گذارد.در این مسیر طی میلیون ها سال ستاره دچار تحولات اساسی می شود. مطالعه تکامل ستاره ها با رصد حیات یک ستاره غیرممکن است اغلب تحولات یک ستاره آنقدر کند اتفاق می افتند که قرنهاطول میکشد به آنها پی ببریم.بنابراین اخترفیزیکدانان تعداد زیادی ستاره " هر کدام در مرحله خاصی از چرخه حیات خود"را رصد وبه کمک مدل های کامپیوتری ساختار تکامل آنها را شبیه سازی می کنند.
    زندگی ستاره به طور خلاصه به شش دوره تقسیم میگردد:
    1- تولد(تراکم موضعی سحابی اولیه)
    2- پیش از بلوغ(مرحله انقباض)
    3- بلوغ (رشته اصلی)
    4- سنین بالا که شامل غول قرمز یا ابرغول است (جرم ستاره تعیین کننده است)
    5- مرحله دوران تغییرات 6- مرحله نهایی که شاملکوتوله سفید - ستاره نوترونی و سیاهچاله است.(جرم ستاره تعیین کننده است)

    تولد
    ستارگان درون توده های ابرهای مولکولی یا سحابی اولیه ساخته می شوند، ناحیه هایی بزرگ از چگالی بالا در فضای میان ستاره ای (اگر چه هنوز هم چگالیشان کم تر از یک اتاق خلاء زمینی است!). این ابرها بیشتر از هیدروژن ساخته شده اند به همراه با 23 تا 25 درصد هلیوم و درصد کمی از عنصرهای سنگین تر. یک نمونه از چنین ابرهای ستاره ساز ، سحابی شکارچی است. این ابرها در بازوان مارپیچی کهکشانها،سحابیهای درخشان وتیره بیشتر به چشم می خورند.
    ستاره های رده های طیفی O و B داغ وپرفروغ که نمی توانند بیشتر از چند میلیون سال دوام بیاورند معمولا" در کنار همین سحابیها قرار می گیرند ودر این صورت به این انجمنهای مرکب از ستاره و سحابی انجمنهای ستاره ای OB یا OB Associations گفته می شود.این توده ها از مواد میان ستاره ای غنی هستند.



    پیش ستاره یا
    Protostar
    ساخت یک ستاره با یک ناپایداری گرانشی درون یک ابر مولکولی آغاز می شود
    (خورشید از ابری مولکولی که احتمالا" ابعاد آن 50 سال نوری بوده بوجود آمده است.) اغلب کشیده شدن ماشه تولد یک ستاره با امواج ناگهانی و تکان دهنده از یک ابرنواختر همسایه یا برخورد دو کهکشان انجام می شود.فشار تابشی ستاره های درخشان O و B می توانند در تسریع شکل گیری ستارگان جدید نقش داشته باشند.زمانی که چگالی یک ناحیه به مقدار لازم برای ارائه ی شرایط ناپایدار ی Jeans برسد آغاز به فروپاشی در اثر نیروی گرانشی می کند.
    هنگامی که توده ی ابر اولیه فرو می ریزد، توده های تکی غبار و گاز چگال تری ساخته می شوند که گویچه های
    Bokنامیده می شوند. این اجرام می توانند بیش از 50 جرم خورشیدی ماده را در بر داشته باشند. هنگامی که یک گویچه (Globule)فرو می ریزد و چگالی افزایش می یابد .انرژی پتانسیل ذرات در حال سقوط یا انرژی حاصل از انقباض به انرژی جنبشی یا گرمایی تبدیل می شود ونیمی از آن موجب افزایش دمای داخلی مجموعه میگردد ونیمی دیگر بصورت امواج مادون قرمز به اطراف تابیده می شود.این اجرام بدلیل تیره بودن نسبی در جلو یا داخل سحابیهای درخشان در طول موجهای دیدگانی به آسانی مشاهده می شوند. بیشتر تابش این پیش ستاره ها در ناحیه مادون قرمز طیف الکترومغناطیسی می باشد.در آغاز ،دمای ابر حدود 10 درجه کلوین است ولی به سرعت افزایش می یابد واگر توده ابر به اندازه ای باشد که دمای مرکزی را همواره افزایش دهد تا به دمای لازم برای آغاز فرآیندهای گرما هسته ای برساند( حداقل دما برای شروع واکنشهای هسته حدود ده میلیون درجه است.)جسم مورد نظر یک ستاره خواهد شد.اگر جرم توده ابر بین 5هزارم تا 5 صدم جرم خورشید باشد دمای هسته مرکزی به دمای لازم برای آغاز واکنشهای هسته ای نمی رسد وجسم همچنان به انقباض خود ادامه می دهد وچگالی آن زیاد می شود تا مواد متشکله آن تبدیل به گاز تبهگن گردد وسپس حرارت خود را به فضا می تابد وبالاخره تبدیل به کوتوله سیاه می شود.اجسامی که کمتر از 5 هزارم توده خورشید وزن داشته باشند پس از دادن حرارت خود ،مانند یک سیاره وجسم غیر تابنده در فضا سرگردان خواهند شد.ستارگان اولیه ی دارای جرمی کم تر از 2 برابر جرم خورشیدی، ستارگان تی ثوری( T Tauri)نامیده می شوند. این ستارگان نوزاد با شروع واکنشهای هسته ای، فواره هایی از گاز را در راستای محور چرخش خود به بیرون پرتاب می کنندوذرات غباری را که ممکن است اطراف آن وجود داشته باشد وبخواهد به آن سقوط کند را به گاز تبدیل می کنند،گازها بخاطر تمایل به فرار وهمچنین فشار تابشی ستاره نوزاد از آن دور می شوند یعنی از این پس جرم پیش ستاره افزایش نمی یابد.این اجرام در این مرحله با نام اجرام هربیگ – هارو (Herbig-Haro) شناخته می شوند.پیش ستاره از این به بعد به انقباض گرانشی ادامه می دهد تا دما وچگالی هسته مرکزی آن بحدی برسد که آغازگر واکنشهای هسته ای پایدار باشد. پیش ستاره در این مرحله به حالت کمابیش پایدار "تعادل هیدرواستاتیکی" رسیده و در واقع در این مرحله است که پیش ستاره به ستاره تبدیل می شود. در بسیاری موارد مشاهده شده که ستاره جدید با یک صفحه ی protoplanetary فرا گرفته شده است(همان صفحه ای که می تواند سیارات را بوجود بیاورد).
    اگر هسته چگال این توده در حال چرخش باشد به شکل یک صفحه چرخان در خواهد آمد اگر جرم آن مناسب باشد چند ستاره می تواند از همین صفحه بوجود بیاید.با انقباض بیشتر دمای سطحی ثابت می ماند اما درخشندگی کاهش می یابد.در این مرحله از فازهای هایاشی و هن یی (نام دو ستاره شناس)گذر کرده و طبق روابط توده- درخشندگی به قسمت بالاتری از رشته اصلی در نمودار هرتسپرونگ راسل وارد می شود.
    طول زمانی که ستاره برای گذراندن مراحل بالا لازم دارد بستگی به توده ابر اولیه داشته وهرچه توده ابر بیشتر باشد پیش ستاره زود تر این مراحل را طی خواهدکرد. (این زمان در حد چند ده میلیون سال است)


    رشته ی اصلی
    ستارگان، کمابیش، 90 درصد از زندگیشان را صرف آمیختن هیدروژن می کنند تا هلیوم را در واکنش هایی با دما و فشار بالا در نزدیکی هسته تولید کنند. چنین ستاره هایی را که در رشته ی اصلی جای دارند "ستارگان کوتوله" یا "ستارگان رشته ی اصلی" می نامیم. با آغاز از عمر صفر رشته ی اصلی (ZAMS)، با کاهش مقدار هیدروژن ،نسبت هلیوم در هسته ی ستاره همواره افزایش می یابد. به عنوان یک پیامد، برای پشتیبانی از نرخ (آهنگ) همجوشی هسته ای مورد نیاز در هسته، دما و درخشندگی ستاره به آرامی افزایش می یابد. برای نمونه، برآورد شده است که درخشندگی خورشید از ۶/۴ میلیاردسال پیش، که به رشته ی اصلی رسید، تا کنون 40٪ افزایش یافته است.

    هر ستاره بادی از ذرات (باد ستاره ای) را تولید می کند که موجب پرتاب پیوسته ی گاز به سوی بیرون می شود. برای بیشتر ستارگان، اندازه ی جرمی که بدین گونه از دست می رود بسیار ناچیز است. برای نمونه، خورشید ما هر ساله 10 به توان منفی 14
    ازجرم خود از دست می دهد، یا به دیگر سخن، خورشید در همه ی زندگی خود کمابیش یک صدم درصد از همه ی جرمش را از دست می دهد. به هر روی، ستارگان بسیار سنگین می توانند 10 به توان منفی 7 تا 10 به توان منفی 5 جرم خورشیدی را هر ساله از دست بدهند، که به طور معنی داری بر فرایند تکامل آنها اثرگذار است.
    مدت زمانی را که یک ستاره در رشته ی اصلی می گذراند، در اصل، به مقدار سو خت آن و سرعت سوزاندن سوخت بستگی دارد و به عبارت دیگر، به مقدار جرم آغازین و درخشندگی آن (براین اساس برای خورشید،عمر 1010 سال را پیش بینی می کنیم. )ستارگان بزرگ سوختشان را به تندی می سوزانند و زندگی کوتاهی دارند. ستارگان کوچک، سوختشان را به آهستگی می سوزانند و چند صد میلیارد سال عمر می پایند. در پایان زندگیشان تاریک و تاریک تر می شوند، و در پایان به کوتوله ی سیاه بی فروغی تبدیل می شوند. به هر روی، اکنون از آنجا که طول عمر چنین ستارگانی بزرگ تر از عمر جهان است (
    ۷/۱۳ میلیارد سال)، انتظار وجود چنین ستاره هایی را نداریم.

    گذشته از جرم، سهم عنصرهای سنگین تر از هلیم می تواند نقش معنی داری در تکامل ستارگان داشته باشد. در اخترشناسی همه ی عنصرهای سنگین تر از هلیم "فلز" دانسته می شوند و شدت
    شیمیایی این عنصرها را
    metallicity گویند. metallicity می تواند مدت زمانی را که یک ستاره سوختش را می سوزاند دگرگون سازد، و نیز می تواند ساختار میدان های مغناطیسی آن را مهار کند و بزرگی باد خورشیدی را دگرش دهد. ستارگان پیرتر (جمعیت II) با توجه به آرایش ابرهای مولکولی که از آنها ساخته شده اند به طور بنیادین metallicity کم تری نسبت به جوان ترها (ستارگان جمعیت I) دارند. پیش از آنکه این ابرها به طور فزاینده از عنصرهای سنگین تر غنی شوند ستاره های پیرتر می میرند و اجزای جو خود را می افشانند.



    دوران تغییر

    1- ستاره های با جرم حداقل هشت صدم تا حدود یک وچهار دهم جرم خورشید
    (ستارگان با جرم حداقل ۸۰ برابرجرم سیاره مشتری ) یک ستاره ی با جرم قابل مقایسه با خورشید بعد از طی نمودن مراحل قبلی، زمانی که دمای هسته هلیمی به 100میلیون درجه رسید واکنشهای هلیم سوز آغاز شده وعناصر کربن و اکسیژن تولید می شوند.این مرحله بسیار کوتاه مدت وناگهانی رخ می دهد.(این مرحله با نام فلش هلیمی شناخته می شود)بعد از این مرحله دوباره برونداد انرژی ستاره کم شده ولایه های بیرونی شروع به انقباض به سمت هسته می کنند.ستاره کوچکتر،داغتر وتیره تر شده واز رشته اصلی فاصله می گیرد.در این مرحله ستاره وارد مرحله تغییرات نوری بدلیل تپش می شود.(ستارگان متغییر تپشی)ستارگان مانند خورشید در این مرحله در دسته ای از ستارگان متغییر با نام ستارگان متغییر سنبله ای قرار می گیرند(ستارگان پرجرمتر از خورشید هم وارد دسته ستارگان متغییر قیفاووسی می شوند).تغییرات نوری به این دلیل است که ستاره وارد مرحله تپش شده است بدنبال تپش درخشندگی وتابش ستاره کم وزیاد می شود.با این تغییرات لایه های بالایی ستاره هم پف می کنند و ستاره وارد فاز غول سرخی می شود (خورشید خودمان کمابیش 5 میلیارد سال دیگر خورشید، زمانی که غولی سرخ است، چنان بزرگ می شود که سیاره تیر و شاید سیاره ناهید را در بر می گیرد! محاسبات نشان می دهند که خورشید تا 99 درصد از فاصله ی مداری زمین را پر خواهد کرد (یک واحد نجومی یا یک AU). در آن زمان، با توجه به اتلاف جرم توسط خورشید، مدار زمین تا ۷/۱ واحد نجومی گسترش خواهد یافت و از این روی زمین از خطر خواهد جست. (زمین تهی از اقیانوس ها و جو خواهد شد چرا که درخشندگی خورشید چندین هزار برابر افزایش یافته است) بعد از مدتی حجم لایه های پف کرده زیاد شده ،از ستاره فرار کرده وخود عامل بازتابش نور ستاره می شوند.چیزی که در این مرحله بوجود آمده سحابی سیاره ای نام دارد.(در حدود 20 درصد جرم ستاره می تواند در این مرحله از ستاره فرار کند.)این سحابی ایجاد شده حول ستاره با سرعت زیادی گسترش می یابد ودارای عمری در حدود 100000 سال خواهد بود .با گذشت زمان اجزاء تشکیل دهنده سحابی در میان ابرهای متفرقه آسمان محو می شود. اما درون هسته دیگر دما به حد مناسب برای واکنشهای کربن سوز واکسیژن سوز نمی رسد وستاره منبع اصلی انرژی خود را ازدست می دهد .در صورتیکه جرم هسته باقیمانده کمتر از یک وچهار دهم جرم خورشید باشد با افزایش فشار درون هسته (فشار تبهگنی الکترونی)هسته به یک ستاره از نوع کوتوله سفید تبدیل خواهد شد. کوتوله های سفید، سرانجام، پس از گذشت زمانی طولانی به "کوتوله های سیاه" بی نور وکم فروغی تبدیل می شوند.


    2- ستارگان سنگین با جرم بیش از یک وچهار دهم جرم خورشید
    در هنگام مرحله هلیوم سوزی، ستارگان بسیار پرجرم با جرمی بیشتر از 9 برابر جرم خورشیدی به شکل ابَرغول های سرخ ظاهر می شوند. یک بار که این سوخت در هسته به پایان رسید، آنها می توانند به گداختن عنصرهای سنگین تر از هلیوم بپردازند. تا زمانی که فشار و دما برای گداخت کربن کافی باشد، هسته منقبض می شود. این پردازش با سوزاندن اکسیژن، نئون، سیلیکون، و سولفور و..... ادامه می یابد. نزدیک به پایان زندگی ستاره، گداخت می تواند در طی یک دنباله از پوسته های اطراف هسته درون ستاره رخ دهد. هر پوسته عنصری متفاوت را می گدازد، به این ترتیب که در پوسته ی بیرونی "هیدروژن"، در پوسته ی درونی تر "هلیوم" و در پوسته های درونی تر از آن عنصرهای دیگر در واکنشهای هسته ای شرکت کرده وانرژی تولید می کنند.
    گام پایانی واکنشهای هسته ای زمانی فرا می رسد که ستاره فرآوردن آهن را آغاز می کند. از آنجا که اتم های آهن بسیار مقیدتر از اتم های هر عنصر سنگین تر دیگر هستند، اگر همگدازی کنند هیچ انرژی ای را آزاد نخواهند کرد و این پردازش، به طور وارون، مصرف کننده انرژی خواهد بود. همچنین از آنجا که آنها بسیار مقیدتر از همه ی اتم های سبک تر هستند، نمی توانند توسط شکافت هسته ای انرژی آزاد کنند. ستارگان بسیار پر جرم و به نسبت پیر، هسته ای از آهن راکد را در مرکزشان انباشته می کنند. عنصرهای سنگین تر در این ستاره ها می توانند راهشان را تا سطح فراهم آورند و اجرامی را شکل دهند که آنها را با نام ستارگان
    Wolf-Rayetمی شناسیم و چنان باد ستاره ای متراکمی دارند که جو بیرونی را می افشاند.در این ستاره های بزرگ ، تا زمانی که هسته ی آهنی بسیار بزرگ شود (بیش از 1.4 جرم خورشیدی) و نتواند جرم بیشتری را نگهداری کند، همجوشی ادامه می یابد. در این زمان ناگهان هسته فرو می ریزد، به گونه ای که الکترون های آن با پروتون ها ترکیب شده و نوترون ها و نوترینو ها شکل می گیرند. ضربه ی موج به وجود آمده از این رُمبش ناگهانی موجب انبساط بقیه ی ستاره به شکل یک انفجار ابَرنواختری می شود. ابرنواخترها آنچنان درخشان هستند که شاید از کهکشانی که در آن هستند درخشش بیشتری را به نمایش بگذارند. در گذشته، هنگامی که ظهور ابرنواخترها در راه شیری رخ می داده است مشاهده گرها نام "ستارگان نو" را به آنها می دادند، چرا که پیش از آن در این نقاط نبودند.
    بیشتر ماده ی درون ستاره با انبساط ابرنواختری به بیرون پرتاب می شود (و سحابی هایی مانند سحابی خرچنگ را شکل می دهد)، و آنچه می ماند یک ستاره ی نوترونی است (که گاهی خود را به صورت یک تپ اختر یا ایجادکننده ی اشعه ی
    Xنشان می دهد).در این اجرام فشار هسته تا رسیدن به فشار تبهگنی نوترون افزایش پیدا می کند ودیگر بیشتر از آن نمی شود.


    3- ستارگان بسیار سنگین.بیشتز از ۴۰ برابر جرم خورشید در مورد بزرگ ترین ستاره ها اگر بعد از انفجار ابرنواختری جرم ستاره باقیمانده بیشتر از 4 برابر جرم خورشید باشد،حتی فشار تبهگنی نوترونی نمی تواند موجب توقف انقباض گرانشی شده،ستاره در هم فرو می ریزد و یک سیاه چالهبوجود خواهدآمد.تفسیر سیاهچاله ها در فیزیک نیوتنی امکان پذیر نیست بلکه باید از روابط فیزیک کوانتمی بهمراه قوانین نسبیت استفاده کرد.
    لایه های بیرونی پرتاب شده ی ستاره های در حال مرگ دربردارنده ی عنصرهای سنگینی هستند که می توانند در طی تشکیل ستارگان نو بازیابی شوند. این عنصرهای سنگین اجازه ی تشکیل سیاره های سنگی را می دهند. برون ریزی مواد از ابرنواخترها و بادهای خورشیدی ناشی از ستاره های بزرگ نقشی بنیادین در شکل دهی محیط میان ستاره ای و ایجاد منظومه های سیاره ای بازی می کنند. گفتنی است عناصر سنگین تر از آهنی که در زمین و اطراف خود می بینیم تنها به دنبال انفجارهای پرانرژی ابرنواختری شکل گرفته اند.
    واژه مرتبط: سحابی تاریک
    منبع:دانشنامه ستاره شناسی - تحول ستاره ها
    ?????? ???? setare aseman : April 23rd, 2013 ?? ???? 17:52:36
    زندگی دیدن یک باغچه از شیشه مسدود هواپیماست
    خبر رفتن موشک به فضا
    لمس تنهایی ماه
    فکر بوییدن گل در کره ای دیگر


    #3 ارسال شده در تاريخ April 23rd, 2013 در ساعت 17:45:41

  6. The Following 3 Users Say Thank You to setare aseman For This Useful Post:

    امیررضا (April 24th, 2013), mona (April 24th, 2013), Real Flight (November 7th, 2016)

????? ????? ??? ?????

???? ??? ????? ? ??????

  • ??? ????????? ????? ????? ????? ????
  • ??? ????? ????? ???? ?? ??????
  • ??? ????????? ???? ????? ????.
  • ??? ????????? ??? ??? ??? ?? ?????? ????
  •  

Designed With Cooperation

Of Creatively & VBIran


Search Engine Friendly URLs by vBSEO 3.6.0