در حال ویرایش تحول ستارگان
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 ۲: | سطر ۲: | ||
== مقدمه == | == مقدمه == | ||
− | '''تکامل ستارگان ( Stellar evolution)''' روندی است که یک [[ستاره]] در طول عمر خود طی میکند. روند تغییرات یک [[ستاره]] نسبت به عمر یک انسان بسیار کند است و به همین علت محققان | + | '''تکامل ستارگان ( Stellar evolution)''' روندی است که یک [[ستاره]] در طول عمر خود طی میکند.روند تغییرات یک [[ستاره]] نسبت به عمر یک انسان بسیار کند است و به همین علت محققان اخترفیزیک از طریق مطالعهٔ ساختار ستارگان و مدلسازی کامپیوتری چنین پیش بینیهایی میکنند. |
− | سرگذشت یک [[ستاره]] را | + | سرگذشت یک [[ستاره]] را می توان به اختصار چنین تعریف کرد گر چه این سرگذشت در حال حاضر منطقی و کامل به نظر می رسد، ولی تحقیقات آینده ممکن است قسمت هایی از آن را تغییر دهد. زندگی یک ستاره را میتوان به شش دوره تقسیم کرد : |
1. تولد ( تراکم موضعی ماده [[سحابی]] ) | 1. تولد ( تراکم موضعی ماده [[سحابی]] ) | ||
سطر ۱۳: | سطر ۱۳: | ||
6. آخرین مراحل( [[کوتوله سفید|کوتوله های سفید]] ،[[ستاره نوترونی|ستاره های نوترونی]] و [[سیاهچاله|سیاهچاله ها]] ) | 6. آخرین مراحل( [[کوتوله سفید|کوتوله های سفید]] ،[[ستاره نوترونی|ستاره های نوترونی]] و [[سیاهچاله|سیاهچاله ها]] ) | ||
− | سرگذشت یک [[ستاره]] تا حد زیادی بسته به جرم آن است. عمر احتمالی آن نیز چنین است. عمر احتمالی ستارگان از چندین میلیون سال ( در مورد ستارگان بسیار پر | + | سرگذشت یک [[ستاره]] تا حد زیادی بسته به جرم آن است. عمر احتمالی آن نیز چنین است. عمر احتمالی ستارگان از چندین میلیون سال ( در مورد ستارگان بسیار پر جرم ) تا چندین بیلیون سال ( برای ستارگان کم جرم ) تغییر می کند. |
− | می بینیم که | + | می بینیم که جرم های ستارگان آسمان متفاوت است و آن ها که جرمشان یکی است در مراحل متفاوت تحول اند. برخی، به معنی نجومی آن، به تازگی زاده شده اند، بعضی دیگر در عنفوان جوانی خود هستند ،و عده ای دیگر نیز ایام کهولت خود را سپری می کنند. اگر این مراحل را ترکیب کنیم، ممکن است به تصویر کم و بیش کاملی برای همه ستاره ها دست یابیم . |
− | مانند همه ی نظریات | + | مانند همه ی نظریات تکاملی ، باید درباره نقطه آغاز فرضی بکنیم. نقطه ی آغاز ما [[سحابی]]ای است در فضای میان-ستاره ای. [[چگالی]] متوسط ماده در [[سحابی]] چندین هزار اتم در سانتی متر مکعب ( یا (21-)^10×5 گرم در سانتی متر مکعب ) است. دما فقط چند درجه بیش از صفر مطلق ، فرضا k°3 است. |
− | در | + | در آغاز ، یعنی وقتی که نخستین نسل ستارگان پدید آمد ، [[سحابی]]ها فقط مرکب از [[هیدروژن]] و هلیوم (عمدتا [[هیدروژن]] به اضافه درصد کمی هلیوم ) بودند. |
− | نود و چند عنصر طبیعی دیگر در هسته ی ستارگان پر جرم بسیار سوزان به وجود آمدند. این عناصر در پی فوران های | + | نود و چند عنصر طبیعی دیگر در هسته ی ستارگان پر جرم بسیار سوزان به وجود آمدند . این عناصر در پی فوران های نواختری و انفجارهای فاجعه آمیز ابرنواختری از هسته ی ستارگان به [[سحابی]]ها راه یافتند. ستارگان نسل های بعدی علاوه بر [[هیدروژن]] و هلیوم شامل درصد بسیار کمی از همه ( یا تقریبا همه ) عناصر طبیعی دیگر شدند. |
− | == | + | == تولد == |
− | حرکت های جزیی در داخل [[سحابی]] موجب تراکمهای موضعی ماده | + | حرکت های جزیی در داخل [[سحابی]] موجب تراکمهای موضعی ماده میشود. نیروهای [[گرانش]]ی کمک بزرگی به تجمع ماده در این نواحی متراکم میکنند و توده مادی مجزایی را، پدید می آورند که پیش-ستاره نامیده میشود و احتمالا (27)^10 (یک بیلیون بیلیون بیلیون) تن جرم دارد. |
− | * گوشزد: احتمالا گویواره های تاریک کوچکی که بیشتر در کناره بعضی از سحابی ها دیده می شود، پیش | + | *گوشزد: احتمالا گویواره های تاریک کوچکی که بیشتر در کناره بعضی از سحابی ها دیده می شود، پیش ستاره اند. جرم هایی که از رقم فوق خیلی کمتر باشند، به قدر کافی اثر [[گرانش]]ی ندارند که واحدی مجزا شوند. جرم های بسیار بزرگ تر ناپایدارند به چندین ستاره کوچک تر تفکیک می شوند. |
به این ترتیب ستاره ای زاده می شود. نخستین ستاره ها، شاید 10 بیلیون سال پیش تشکیل شدند و جدیدترین شان هم اکنون در حال پیدایش اند. تردیدی در این نیست که این فرآیند ادامه می یابد و ستاره ها پیوسته زاده می شوند. | به این ترتیب ستاره ای زاده می شود. نخستین ستاره ها، شاید 10 بیلیون سال پیش تشکیل شدند و جدیدترین شان هم اکنون در حال پیدایش اند. تردیدی در این نیست که این فرآیند ادامه می یابد و ستاره ها پیوسته زاده می شوند. | ||
− | ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نور مرئی گسیل | + | ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نور مرئی گسیل نمیکند. گسیل امواجی با طول موج رادیویی بسیار محتمل تر است. |
== نوباوگی == | == نوباوگی == | ||
− | جرم عظیم ماده [[سحابی]]، تحت تاثیر جاذبه [[گرانش]]ی خود منقبض می شود و به این ترتیب [[انرژی پتانسیل]] مکانیکی را به گرما تبدیل می کند. گسیل تابش اصلی از | + | جرم عظیم ماده [[سحابی]]، تحت تاثیر جاذبه [[گرانش]]ی خود منقبض می شود و به این ترتیب [[انرژی پتانسیل]] مکانیکی را به گرما تبدیل می کند. گسیل تابش اصلی از امواج رادیویی به امواج فروسرخ تغییر می یابد. شی را در این حالت [[ستاره فروسرخ]] نامند. |
این جریان انقباض و گرم شدن به سرعت ( در مقیاس نجومی) و در دوره ای حدود 30 میلیون سال صورت می پذیرد و از سه مرحله اصلی تشکیل شده است: | این جریان انقباض و گرم شدن به سرعت ( در مقیاس نجومی) و در دوره ای حدود 30 میلیون سال صورت می پذیرد و از سه مرحله اصلی تشکیل شده است: | ||
سطر ۴۰: | سطر ۴۰: | ||
#دمای قسمت مرکزی از چند درجه مطلق به حدود 20 میلیون درجه مطلق می رسد که برای شروع تبدیل گرما-هسته ای [[هیدروژن]] به هلیوم کفایت می کند. | #دمای قسمت مرکزی از چند درجه مطلق به حدود 20 میلیون درجه مطلق می رسد که برای شروع تبدیل گرما-هسته ای [[هیدروژن]] به هلیوم کفایت می کند. | ||
− | حال دیگر نوباوگی [[ستاره]] سپری شده و ستاره به دوران بلوغ پا گذاشته است. به اصطلاح علمی، ستاره به خط [[رشته اصلی]] در [[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] رسیده است. | + | حال دیگر نوباوگی [[ستاره]] سپری شده و [[ستاره]] به دوران بلوغ پا گذاشته است.به اصطلاح علمی، [[ستاره]] به خط [[رشته اصلی]] در [[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] رسیده است. |
*گوشزدها: | *گوشزدها: | ||
− | #زمان لازم برای گذار از تولد به بلوغ عملا بسته به جرم ستاره است. ستارگان پر جرم به | + | #زمان لازم برای گذار از تولد به بلوغ عملا بسته به جرم [[ستاره]] است. ستارگان پر جرم به سرعت متحول می شوند و ممکن است پس از چند صد هزار سال به مرحله بلوغ برسند، در حالی که برای ستاره های کم جرم ممکن است زمانی بسیار درازتر از 30 میلیون سال سپری شود تا به [[رشته اصلی]] برسند. |
#طبیعی است که ستاره های پر جرم تر در نقاطی بالاتر از ستاره های کم جرم به خط رشته اصلی می پیوندند، زیرا بسیار درخشنده تر از ستاره های کم جرم تر اند. | #طبیعی است که ستاره های پر جرم تر در نقاطی بالاتر از ستاره های کم جرم به خط رشته اصلی می پیوندند، زیرا بسیار درخشنده تر از ستاره های کم جرم تر اند. | ||
سطر ۵۰: | سطر ۵۰: | ||
− | == | + | == پختگی (غول های سرخ) == |
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
== کهولت (متغیرها) == | == کهولت (متغیرها) == | ||
سطر ۶۹: | سطر ۶۴: | ||
== منابع == | == منابع == | ||
− | کتاب نجوم به زبان ساده/ نویسنده:مایر دگانی/ مترجم:محمدرضا خواجه پور/ نشر:موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی/ چاپ هشتم (از ویرایش جدید)، نوروز 1390/ صفحات 168 الی 175 | + | کتاب نجوم به زبان ساده / نویسنده:مایر دگانی / مترجم:محمدرضا خواجه پور / نشر:موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی / چاپ هشتم(از ویرایش جدید)، نوروز 1390 / صفحات 168 الی 175 |