در حال ویرایش ابرنواختر
هشدار: شما وارد نشده‌اید. نشانی آی‌پی شما برای عموم قابل مشاهده خواهد بود اگر هر تغییری ایجاد کنید. اگر وارد شوید یا یک حساب کاربری بسازید، ویرایش‌هایتان به نام کاربری‌تان نسبت داده خواهد شد، همراه با مزایای دیگر.
این ویرایش را می‌توان خنثی کرد.
لطفاً تفاوت زیر را بررسی کنید تا تأیید کنید که این چیزی است که می‌خواهید انجام دهید، سپس تغییرات زیر را ذخیره کنید تا خنثی‌سازی ویرایش را به پایان ببرید.
| نسخهٔ فعلی | متن شما | ||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
| − | [[File:Keplers supernova.jpg|thumb|left| | + | [[File:Keplers supernova.jpg|thumb|left|تصویر پرتو ایکس دارای چند طول موج از باقی‌مانده ابرنواختر کپلر]] |
<br/>منجمان باستانی متوجه شده بودند که گاهی ستارگان جدید در آسمان نمایان و پس از مدتی دوباره ناپدید می‌شوند. در قرون وسطی منجمان این ستارگان را نواختر نامیدند، که در لاتین به معنی ستاره نو است. برخی از این ستارگان نو بسیار پرنور بودند، و بعدها ابرنواختر نامیده شدند. سه تا از این ابرنواخترها در دوران تاریخی مشاهده شده است: ابرنواختر تیکو براهه، که در سال ۱۵۷۲ به وقوع پیوست، ابرنواختر کپلر که در سال ۱۶۰۴ بسیار درخشان شد، و یک ابرنواختر که منجمان چینی در سال۱۰۵۴ مشاهده کردند. در محل ابرنواختر چینی، اکنون سحابی خرچنگ را در صورت فلکی ثور مشاهده می‌کنیم. سحابی خرچنگ هنوز با سرعت‌های حدود ۱۴۰۰ کیلومتر در ثانیه در حال انبساط است که نشان میدهد انفجاری عظیم در حدود ۹۰۰ سال قبل رخ داده است.<ref name="multiple1">کتاب اخترفیزیک ستاره ای جلد اول / نوشته‌اریکابوم-ویتنس / ترجمه‌ی دکتر منیڑه رهبر </ref> | <br/>منجمان باستانی متوجه شده بودند که گاهی ستارگان جدید در آسمان نمایان و پس از مدتی دوباره ناپدید می‌شوند. در قرون وسطی منجمان این ستارگان را نواختر نامیدند، که در لاتین به معنی ستاره نو است. برخی از این ستارگان نو بسیار پرنور بودند، و بعدها ابرنواختر نامیده شدند. سه تا از این ابرنواخترها در دوران تاریخی مشاهده شده است: ابرنواختر تیکو براهه، که در سال ۱۵۷۲ به وقوع پیوست، ابرنواختر کپلر که در سال ۱۶۰۴ بسیار درخشان شد، و یک ابرنواختر که منجمان چینی در سال۱۰۵۴ مشاهده کردند. در محل ابرنواختر چینی، اکنون سحابی خرچنگ را در صورت فلکی ثور مشاهده می‌کنیم. سحابی خرچنگ هنوز با سرعت‌های حدود ۱۴۰۰ کیلومتر در ثانیه در حال انبساط است که نشان میدهد انفجاری عظیم در حدود ۹۰۰ سال قبل رخ داده است.<ref name="multiple1">کتاب اخترفیزیک ستاره ای جلد اول / نوشته‌اریکابوم-ویتنس / ترجمه‌ی دکتر منیڑه رهبر </ref> | ||
| سطر ۵: | سطر ۵: | ||
وقتی فشار در هسته ی ستاره ای که جرم آن 8 برابر یا بیشتر از جرم خورشید است رو به افزایش بگذارد، ستاره مرگ خود را با ادامه دادن دوران تحول خود با استفاده از کربن به عنوان سوخت در کوره هسته ای ستاره و شروع به تولید اتمهای تمامی عناصر دیگر تا آهن که سنگین ترین فلز است، با تاخیر می اندازد. بالاخره هنگامی که فشار در مرکز ستاره از فشار هسته ای قسمت مرکزی فزون تر شود، ستاره طی چند ثانیه روی خودش فروریخته و فرو مینشیند. در نتیجه این فشار بالا درجه حرارت در هسته ستاره ناگهان صدها هزار درجه بالا میرود و یک انفجار نورانی عظیم صورت گرفته و قسمت اعظم مواد ستاره را در همان حال که ستاره به فروپاشی ادامه میدهد به بیرون پرتاب مینماید. این افجار مهیب، انفجار ابرنواختری یا "Super Nova" نامیده می‌شود. در نتیجه این انفجار هسته ی داخلی تبدیل به جسمی می‌شود که بسته به جرم ستاره اولیه می‌تواند یک ستاره نوترونی، پالسار یا یک سیاه چاله باشد.<ref name="multiple2">شگفتیهای جهان / مجموعه مقالات ابراهیم ویکتوری</ref> | وقتی فشار در هسته ی ستاره ای که جرم آن 8 برابر یا بیشتر از جرم خورشید است رو به افزایش بگذارد، ستاره مرگ خود را با ادامه دادن دوران تحول خود با استفاده از کربن به عنوان سوخت در کوره هسته ای ستاره و شروع به تولید اتمهای تمامی عناصر دیگر تا آهن که سنگین ترین فلز است، با تاخیر می اندازد. بالاخره هنگامی که فشار در مرکز ستاره از فشار هسته ای قسمت مرکزی فزون تر شود، ستاره طی چند ثانیه روی خودش فروریخته و فرو مینشیند. در نتیجه این فشار بالا درجه حرارت در هسته ستاره ناگهان صدها هزار درجه بالا میرود و یک انفجار نورانی عظیم صورت گرفته و قسمت اعظم مواد ستاره را در همان حال که ستاره به فروپاشی ادامه میدهد به بیرون پرتاب مینماید. این افجار مهیب، انفجار ابرنواختری یا "Super Nova" نامیده می‌شود. در نتیجه این انفجار هسته ی داخلی تبدیل به جسمی می‌شود که بسته به جرم ستاره اولیه می‌تواند یک ستاره نوترونی، پالسار یا یک سیاه چاله باشد.<ref name="multiple2">شگفتیهای جهان / مجموعه مقالات ابراهیم ویکتوری</ref> | ||
| − | + | '''<br/>انواع ابرنواخترها:''' | |
| + | ---- | ||
| − | + | '''ابرنواختر گونه I:''' | |
| − | + | ابرنواخترهای گونه‌ی I، رایج‌ترین نوع انفجارهای ستاره‌ای هستند. چنین انفجارهایی زمانی رخ می‌دهند که دو ستاره ی مرده، یعنی [[کوتوله سفید]]، به‌طرز فاجعه باری در هم ادغام شوند. یک کوتوله‌ی سفید در حالت عادی نماینده ی خاموش‌ترین نوع مرگ ستاره است، اما زمانی که دو کوتوله‌ی سفید با یکدیگر ترکیب می‌شوند آن زمان می‌توانند ادغامی انفجاری را به‌وجود آورند. این نوع انفجارهای ابرنواختری مشخصهی انرژی بسیار استانداردی دارند؛ ازاینرو، همانند ستارگان متغیر [[قیفاووسی]]، نظم این ابرنواختران، آنها را به شمع‌هایی استاندارد و ایدئال برای اندازه‌گیری فواصل کهکشان‌های دوردست تبدیل کرده است. منجمان می‌توانند با مقایسه ی انرژی‌های اندازه‌گیری شده ی این ابرنواختران با آنچه «روشنایی ذاتی» یا «مطلق» نامیده می‌شود، فاصله‌های این ابرنواختران کشف شده و همچنین کهکشان‌های محل استقرارشان را به‌دست آورند.<ref> کتاب [[کرانه‌های کیهان]]/ نوشته پائول هالپرن/ ترجمه حوریه آقانور/ [http://www.hoormazd.com/detail.aspx?content=news&gidview=101&catid=19 انتشارات هورمزد].</ref> | |
| − | ابرنواخترهای گونه‌ی I، رایج‌ترین نوع انفجارهای ستاره‌ای هستند. چنین انفجارهایی زمانی رخ می‌دهند که دو ستاره ی مرده، یعنی [[ | ||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| + | <br/> | ||
== منبع == | == منبع == | ||
| − | <references /> | + | <references /> |
[[Category:اخترفیزیک]] | [[Category:اخترفیزیک]] | ||
| + | gidview=101 | ||
