up
Search      menu
ستاره شناسی :: مقاله انفجار ستارگان PDF
QR code - انفجار ستارگان

انفجار ستارگان

بطور کلي ستارگان داراي مراحل مختلف جنيني ، کودکي و جواني و پيري هستند. پس از اکتشاف برابري جرم و انرژي توسط انيشتين ، دانشمندان تشخيص دادند، که کليه ستارگان بايد تغيير و تحول يابند. هر ستاره هنگامي که نور (انرژي) پخش مي‌کند، مقداري از ماده خويش را مصرف مي‌کند. ستارگان هميشگي نيستند، روزي به دنيا آمده‌اند و روزي هم از دنيا خواهند رفت. ستارگان گويهاي بزرگي از گاز بسيار گرم هستند که بواسطه نورشان مي‌درخشند.
در سطح دماي آنها هزاران درجه است و در داخل دمايشان بسيار بيشتر است. در اين دماها ماده نمي‌تواند به صورتهاي جامد يا مايع وجود داشته باشد. گازهايي که ستارگان را تشکيل مي‌دهند بسيار غليظتر از گازهايي هستند که معمولا بر سطح زمين وجود دارند. چگالي فوق العاده زياد آنها در نتيجه فشارهاي عظيمي است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت مي‌کنند، اما حرکت آنها به آساني مشهود نيست. در يک سال هيچ تغييري را در وضعيت نسبي آنها نمي‌توان رديابي کرد، حتي در هزار سال نيز حرکت قابل ملاحظه‌اي در آنها مشهود نمي‌افتد.
نقش و الگوي آنها در حال حاضر کم و بيش دقيقا همان است که در هزار سال پيش بود. اين ثبات ظاهري در نتيجه فاصله عظيمي است که ميان ما و آنها وجود دارد. با اين فواصل چندين هزار سال
طول خواهد کشيد تا تغيير قابل ملاحظه‌اي در نقش ستارگان پديد آيد. اين ثبات ظاهري مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فيزيکدانان بر اين باورند که در بعضي کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شيري ، ستارگان نوزاد بسياري در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار مي‌دارند تکامل ، تخريب و محصول نهايي يک ستاره ، به جرم آن بستگي دارد. در واقع سرنوشت نهايي ستاره که تا چه مرحله‌اي از پيشرفت خواهد رسيد با جرم ستاره ارتباط مستقيم دارد.
نحوه تشکيل ستاره
گوي آتشين مورد نظر در نظريه انفجار بزرگ ، حاوي هيدروژن و هليوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباري در فضا بصورت پلاسماي فضايي متشکل از ذرات بسياري از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نيز مقداري يونهاي هليوم به بيرون تراوش مي‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخي سحابيها شکل مي‌گيرند. اين مواد متراکم رشد کرده و توده‌هاي عظيم گازي را بوجود مي‌آورند که تحت عنوان پيش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل مي‌شوند. بسياري از اين توده‌ها در اثر نيروي گرانش و گريز از مرکز بزرگ و کوچک مي‌شوند، که اگر نيروي گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ريزش ستاره مطرح مي‌شود و اگر نيروي گريز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشي ستاره و شکل گيري اقمار و سيارات مي‌رود.
مقياس قدري
همه ستارگان به شش طبقه روشنايي که قدر ناميده مي‌شود، تقسيم شده‌اند. روشنترين ستارگان داراي قدر اول و کم نورترين ستارگان که توسط چشم غير مسلح قابل روءيت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقيه ستارگان داراب قدرهاي بين 16 - 1 هستند. قدر يک ستاره عبارت است از: سنجش لگاريتمي از روشنايي ستارگان ، اگر قدر يک ستاره را با m نمايش دهيم، داريم:
(قدر ظاهري) 2.5logL + Cte = m-
که مقدار ثابت Cte همان صفر مقياس قدري است.
روشنايي ستاره
مقدار انرژي تابيده شده از ستاره به واحد سطح زمين را روشنايي يکم ستاره مي نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدري) را طوري انتخاب مي‌کنند که قدر ستاره α چنگ رومي (Vega) برابر صفر شود. علامت منفي در فرمول نشان مي دهد که قدر روشنايي ستاره بالا باشد، داراي قدر پايين خواهد بود.
ستارگان اصلي
ستارگان اصلي ، ستارگاني هستند که در نوار باريکي قرار مي‌گيرند که از گوشه چپ بالا تا گوشه راست پايين کشيده شده است. ستارگان داغ و نوراني در گوشه چپ بالا و ستارگان سرد و کم نور در گوشه راست پايين جاي دارند. ستارگان سري اصلي در حالت تعادل هستند. ستاره‌هاي آبي ، سفيد ، زرد و قرمز در اين سري هستند.
دماي ستارگان
• دماي سطح ستارگان داغ آبي رنگ ، 20000 درجه کلوين است. آنها بسيار سنگينتر و داغتر هستند.
• دماي سطح ستارگان سفيد در حدود 9000 درجه کلوين است.
ستارگان زرد ، سرد هستند و دمايشان به 6000 درجه کلوين مي‌رسد.
• خورشيد ما ، يکي از ستارگان زرد سري اصلي است. دما در سطح خورشيد 6000 درجه کلوين است. بنابراين انتظار مي‌رود که دما در مرکز خورشيد به مراتب از 2x106 درجه کلوين بيشتر باشد.
ستارگان قرمز ، کوچکترين و سردترين ستارگان اصلي هستند و دمايشان ميان 2200 تا 2700 درجه کلوين است.
غولها و ابرغولها
غولها و ابرغولها در بيرون سري اصلي جاي دارند. آنها بطور غير معمولي ، پر جرم و نوراني هستند. هسته آنها فرو ريخته و اکنون در لايه‌هاي بيروني ستاره ، ماده به انرژي تبديل مي‌شود. رنگ غولها ممکن است قرمز يا زرد باشد. ابرغولها به رنگ سفيد ، آبي ، زرد يا قرمز هستند. آنها کميابتر از غولها هستند.
کوتوله‌هاي سفيد
کوتوله‌هاي سفيد نيز در بيرون سري اصلي واقع هستند. آنها کم نور بوده و ماده بسيار فشرده‌اي دارند. شانزده و نيم سانتيمتر مکعب از ماده آنها حدود يک تن جرم دارد. در اين ستاره‌ها تغييرات انرژي بسيار کمي صورت مي‌گيرد.
ستارگان متغير
ستارگان متغير نورانيت متغيري دارند. آنها شامل نواختران و ابر نواختران ، قيقاووسيها و دوتاييهاي گرفتگي هستند. نورانيت نواختران و ابر نواختران ناگهان چندين قدر افزايش مي‌يابد و سپس به تدريج به حالت اول بر مي‌گردد. به نظر مي‌رسد که نواختر مرحله‌اي است که ستاره فرو مي‌ريزد تا به کوتوله سفيد تبديل شود. ابر نواختران بسيار پر جرم تر از نواختران هستند.
برخي از آنها ممکن است بعد از اوج نورانيت ، آنقدر کم نور شوند که ديگر به چشم نيايند. برخي ديگر ، در اثر انفجار ، مقادير زيادي ماده به فضا مي‌پراکنند. سحابي خرچنگ باقيمانده انفجار يکي از ابر نواخترها است. در دو هزار سال گذشته تنها انفجار شش يا هفت ابر نواختر گزارش شده است. قيفاووسيها ستارگان متغير ديگري هستند که لايه بيروني آنها بطور متناوب منبسط و منقبض مي‌شود.
دماي سطح ستاره به هنگام انقباض ، افزايش مي‌يابد. اختلاف دما در اين حالت از 700 تا 1200 درجه کلوين است. قيفاووسيهايي که دوره تناوبشان بلند است، نوراني هستند و برعکس ، آنهايي که دوره تناوب کوتاهتري دارند ، کم نور و کوچک‌اند. از اينرو ، اخترشناسان مي‌توانند از دوره تناوب قيفاووسيها به نورانيت واقعي آنها پي‌ببرند و به عنوان مقياسي براي اندازه گيري فاصله مورد استفاده قرار دهند.
دوتاييهاي گرفتگي
دوتاييهاي گرفتگي منظومه‌هايي از دو يا چند ستاره هستند که به دور مرکز جرم مشترکشان مي‌گردند. در بيشتر حالتها ، يک ستاره کم نور و کم جرم بوده و ستاره ديگر پر نور و بزرگ است. هنگامي که ستاره کم نور از مقابل ستاره ديگر مي‌گذرد، جلو نور آن را مي‌گيرد و از اينرو ستاره بزرگ کم نور ديده مي‌شود.

هر گاه واکنشهاي هسته اي هسته ستاره متوقف شوند، ستاره به مرحله مرگ وارد و ساختارش ناپايدار مي شود. ستاره اي با جرم نسبتاً کم در طي ميلياردها سال، آهسته ...

براي بدست آوردن دماي يک ستاره ما به طيفي که از آن ستاره به دست مي آيد نياز داريم. البته دمايي که ما مي خواهيم بدست بياوريم مربوط به سطح آن است نه داخل ...

براي بدست آوردن دماي يک ستاره ما به طيفي که از آن ستاره به دست مي آيد نياز داريم. ● توجه: دمايي که ما مي خواهيم بدست بياوريم مربوط به سطح آن است نه دا ...

● تعريف انفجار انفجار اعم از عادي يا هسته اي عبارتست از رهايي مقدار زيادي انرژي در مدت زماني بسيار كوتاه و در فضاي محدود . ● ساختار انفجاري هسته اي در ...

تاملي برنظريه انفجار بزرگ، فرضيه کانت - لاپلاس و نظريه جديد ابرغبار ● نظريه انفجار بزرگ بيگ بنگ يکي از نظريات خلقت عالم است که اوايل قرن بيستم ميلادي ...

بر پايه ي بررسي هاي تازه اي ادعا شده که خورشيد کوچک تر از آن چيزي است که تصور مي شود. اگر اين گونه باشد، آن گاه ويژگي هاي ديگر خورشيد مانند دماي دروني ...

اگر در شب پر ستاره در فضاي آزاد قرار بگيريد متوجه خواهيد شد که ستارگان تغيير مکان مي دهند. اگر به مدت چند دققه به ستاره يا گروه ستارگان خاصي از نزديک ...

نزديک ترين ستاره به ما بعد از خورشيد «پروکسيما- قنطورس» نام دارد که در فاصله يي برابر ۲ ۴ سال نوري از ما واقع شده است. اما ميلياردها ستاره يي که در که ...

دانلود نسخه PDF - انفجار ستارگان