شباهنگ

سلام شروع وبلاگ با مطلبي در مورد ستاره ها آغاز مي كنم:

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 يک ستاره مي‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدري) را طوري انتخاب مي‌کنند که قدر ستاره α چنگ رومي (Vega) برابر صفر شود. علامت منفي در فرمول نشان مي‌دهد که قدر روشنايي ستاره بالا باشد، داراي قدر پايين خواهد بود.

رنگ ستارگان

هر وسيله‌اي که براي آشکارسازي نور بکار مي‌رود داراي حساسيت طيفي است. مثل چشم انسان که اولين وسيله‌اي است براي آشکارسازي نور و حساسيت چشم براي نورهاي مختلف يکسان نيست. هر وسيله ديگري هم که براي اندازه گيري نور بکار مي‌رود مثل فيلمهاي عکاسي براي نورهاي با طول موجهاي متفاوت ، داراي حساسيت يکسان نيست. پس روشنايي يک جسم بستگي به نوع وسيله اندازه گيري شده دارد. بر اين اساس قدرهاي مختلفي داريم، که يکي از آنها قدر ديدگاني و ديگري قدر عکسبرداري مي‌باشد.

طيف ستارگان

هنگام مطالعه طيف ستارگان (يا همان بررسي کيفي ستارگان) مشاهده مي‌شود که اختلاف فاحشي بين ستارگان وجود دارد. از آنجايي که وجود هر خط سياه در طيف ستاره بيانگر وجود يک عنصر شيميايي ويژه در اتمسفر آن ستاره است، شايد به نظر مي‌رسد که علت اختلاف در طيف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شيميايي سازنده ستارگان باشد. ولي در نهايت چنين نيست، بلکه علت اختلاف طيف ستارگان دماي ستارگان مي‌باشد. چون ستارگان داراي دماهاي متفاوتي هستند، طيف آنها نيز متفاوت است.

اندازه گيري دماي ستارگان

در مورد ستارگان امکان اندازه گيري دماي جنبشي (دمايي که توسط دماسنج اندازه گيري مي‌شود) وجود ندارد. زيرا نمي‌توانيم ترمومتر را در قسمتهاي مختلف ستاره قرار داده و اين دما را اندازه گيري کنيم. از طرفي لايه‌هاي مختلف ستاره داراي دماهاي مساوي هستند و هر چه از لايه‌هاي خارجي به طرف لايه‌هاي داخلي حرکت کنيم دما افزايش مي‌يابد. بنابراين تعريف دماي منحصر به فردي که مربوط به هر لايه از ستاره باشد غير ممکن است.

اندازه گيري فراواني عناصر در ستارگان

در حالت کلي مشاهده خطوط طيفي مربوط به يک عنصر در طيف يک ستاره دليل بر وجود آن عنصر در اتمسفر اين ستاره است و برعکس اين ممکن نيست. يعني عدم حضور خطوط طيفي يک عنصر در طيف يک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زيرا علاوه بر حضور يک عنصر لازم است، شرايط فيزيکي (دما و فشار) براي تشکيل خطوط طيفي آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانيم خطوط طيفي آن عنصر را مشاهده کنيم. با توجه به اينکه شدت خطوط جذبي بستگي به فراواني آن عنصر دارد، بنابراين مي‌توانيم از روي شدت خطوط طيفي ، فراواني عناصر را در ستارگان تعيين کنيم.

جرم ستارگان

اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسيار مهم به شمار مي‌رود. تنها راهي که براي تخمين جرم يک ستاره در دست داريم آن است که حرکت جسم ديگري را که بر گرد آن دوران مي‌کند مورد مطالعه قرار دهيم. ولي فاصله عظيمي که ما را از ستارگان جدا مي‌کند، مانع آن است که بتوانيم سيارات متعلق به همه آنها را ببينيم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهيم. عده زيادي ستاره موجود است که جفت جفت زندگي مي‌کنند و آنها را منظومه‌هاي مزدوج يا دو ستاره‌اي مي‌نامند. در چنين حالات بايستي حرکت نسبي هر يک از دو ستاره مزدوج مستقيما مطالعه شود، تا از روي دوره گردش آنها جرم نسبي هر يک بدست آيد. در حضور ارتباط ميان جرم و نورانيت ستارگان ، نخستين بار بوسيله سرآرتورادينگتون اظهار شد که نورانيت ستاره‌ها تابع معيني از جرم آنها است، و اين نورانيت با زياد شدن جرم به سرعت ترقي مي‌کند.

منابع انرژي ستارگان

براي هر ستاره‌اي سه منبع انرژي را مي‌توان نام برد که عبارتند از:

انرژي پتانسيل گرانشي

مي‌توان فرض کرد که خورشيد يا ستارگان در حال تراکم تدريجي هستند و بدين وسيله انرژي پتانسيل گرانشي خود را بصورت انرژي الکترومغناطيسي به محيط اطراف تابش مي‌کنند.

انرژي حرارتي

مي‌توان فرض کرد که ستارگان و خورشيد اجرام بسيار داغ آفريده شده‌اند و با تابش خود به محيط اطراف در حال سرد شدن هستند.

انرژي هسته‌اي

مي توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌هاي سبکتر همجوشي کرده و انرژي آزاد شده در اين همجوشي منبع انرژي ستارگان را تأمين مي‌کند، يا مي‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌هاي سنگينتر از طريق واپاشي به هسته‌هاي سبکتر تبديل شده و انرژي آزاد شده از اين واپاشيها انرژي ستارگان را تأمين مي‌کند.

مرگ ستارگان

سه طريق براي مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگاني که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشيد است. اين ستارگان در نهايت به کوتوله‌هاي سفيد تبديل مي‌شوند. ستارگاني که جرم آنها بيشتر از 1.4 برابر جرم خورشيد است، در نهايت به ستارگان نوتروني و به سياه چاله‌ها تبديل خواهند شد. دير يا زود سوخت هسته اي ستارگان به پايان رسيده و در اين صورت ستاره با تراکم خود انرژي گرانشي غالب آمده و اين تراکم (رمبش) تا تبديل شدن الکترونهاي آزاد ستاره به الکترونهاي دژنره ادامه پيدا مي‌کند، که در اين صورت ستاره به يک ستاره کوتوله سفيد تبديل شده است. برخي از ستارگان از طريق انفجارهاي ابرنواختري به ستارگان نوتروني تبديل مي‌شوند. ستارگاني که بيشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشيد دارند، به ستاره نوتروني تبديل شده و آنهايي بيشتر از سه برابر جرم خورشيد دارند، عاقبت به سياه چاله تبديل مي‌شوند. سياه چاله آخرين مرحله مرگ ستاره مي‌باشد.