تحول ستارگان: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
سطر ۱: سطر ۱:
−
[[رده:اخترفیزیک]]<div align="justify"> {{نیازمند منبع}}
+
[[رده:اخترفیزیک]]
−
تحول [[ستاره]] در واقع تحولاتی است که یک ستاره در مراحل مختلف از زندگی اش پشت سر می گذارد.عمر ما هرگز برای دیدن این تحولات کفاف نخواهد داد.ولی این بدین معنی نیست
 
−
نمیتوانیم این تحولات را پیش بینی کنیم.دانشمندان با کمک مدل سازی و با استفاده از قوانین گرانش و حرکت گازها و ...و با داده های اولیه ای مانند [[جرم]]، [[چگالی]] و دمای ستاره این تحولات را پیش بینی میکنند.
 
  
 +
== 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 اخترفیزیک از طریق مطالعهٔ ساختار ستارگان و مدل‌سازی کامپیوتری چنین پیش ‌بینی‌هایی می‌کنند.
  
−
تحولات ستاره به 6 مرحله ی کلی تقسیم میشود که شامل:1.تولد  2.نوباوگی(انقباض)  3.بلوغ(رشتi اصلی)  4.[[غول سرخ]] یا ابر غول(بستگی به جرم ستاره دارد)  5.کهولت(دوران تغییر)  6.مراحل اخر یا مرگ ستاره(می تواند [[کوتوله سفید]] [[ستاره نوترونی]] یا [[سیاهچاله]] بسته به جرمش باشد)
+
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: ستاره ها درون سحابی ها به وجود می ایند.برای اینکه در یک [[سحابی]] ستاره تولید شود باید چگالی ان به مقدار کافی باشد(بیش از هزار برابر چگالی ماده میان ستاره ای)که به قسمتهای چگال حوضچه یا گویچه می گوییم.این ابرها عمدتا از [[هیدروژن]] و مقداری [[هلیوم]] تشکیل شده اند.اشناترین این سحابی ها شاید [[سحابی جبار]] باشد.حرکتهای جزئی(ممکن است به خاطر ابر نواختر ی در نزدیکی ستاره و یا بر خورد دو [[کهکشان]] و...باشد) در این سحابی ها موجب تراکم ماده شده و به کمک [[نیرو]]ی [[گرانش]] توده ای از ماده که پیش ستاره نامیده می شودرا به وجود می اورند.لازم به ذکر است در این زمان ستاره ان قدر سرد است که نور مرئی گسیل نمی کند و امواج رادیویی گسیل می دارد.
+
  1. تولد ( تراکم موضعی ماده [[سحابی]] )
 +
  2. نوباوگی ( مرحله انقباض )
 +
  3. بلوغ ([[رشته اصلی]] )
 +
  4. پختگی ( [[غول سرخ]] )
 +
  5. کهولت ( متغیرها )
 +
  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 جرم ) تا چندین بیلیون سال ( برای ستارگان کم جرم ) تغییر می کند.
  
−
2-نوباوگی: جرم بسیار زیاد ماده ی [[سحابی]] که در مرحله ی پیش به وجود آمد به خاطر جاذبه منقبض شده و انرزی مکانیکی را به گرما تبدیل می کند در نتیجه گسیل امواج از رادیویی به فرو سرخ تغییر می یابد. در نتیجه ی منقبض شدن [[فشار]] و دما در مرکز بسیار بیشتر از حالت قبل شده و ستاره به خط رشتهاصلی می رسد(زمان این مرحله می تواند از چند صد هزار تا میلیون سال30 متغیر باشد)لازم به ذکر استاگر جرم توده ابر بین 5هزارم تا 5صدم جرم خورشید باشد دمای هسته مرکزی به دمای لازم برای آغاز واکنشهای هسته ای نمی رسد وجسم همچنان به انقباض خود ادامه می دهد و [[چگالی]] 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 منتشر کردن حرارت خود، مانند سیاره و جسم غیر تابنده در فضا سرگردان خواهند شد.
+
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 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.
  
−
3-بلوغ:این مرحله قسمت عمده ی عمر ستاره را در بر می گیرد. در این مرحله دما و درخشندگی ستاره به آرامی افزایش پیدا می کند مثلا در مورد خورشید این مقدار از 6.4 میلیارد سال پیش 40%افزایش پیدا کرده است. مقدار زمانی که [[ستاره]] در این مرحله سپری می کند به جرم اغازین و درخشندگی آن بستگی دارد. به این معنا که ستارگان بزرگ سریعتر سوختشان را می سوزانند.
+
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 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.
  
−
4-غول سرخ یا [[ابرغول]]: وقتی [[هیدروژن]] هسته تمام می شود، هسته شروع به انقباض کرده و داغتر می شود که در نمودار h-r به سمت راست و بالا جابه جا می شود.در این مرحله دما به حدی بالا می رود که هیدروژن می تواند به [[هلیوم]] تبدیل شود. لایه های خارجی ستاره منبسط شده دمای سطحی کاهش می یابد و ستاره به نسبت جرمش به غول یا ابرغول تبدیل می شود.
+
== تولد ==
 +
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 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.
  
−
5-کهولت: هسته هلیومی ستاره یک [[متغیرقیفاووسی]] میشود.اگر جرم ستاره کمتر از 1.2 جرم خورشید باشد به [[کوتوله سفید]] تبدیل می شود.اگر این رقم مقداری بیشتر از 1.2 باشد نواختر شده که در نهایت با از در این زمان باز هم منقبض شده و به کربن تبدیل می شود و جایگاه ستاره بر روی نمودار به چپ انتقال پیدا می کند. در این هنگام ستاره شروع به تپیدن کرده و دست دادن دوباره جرمش به کوتوله سفید تبدیل می شود.اگر جرم ستاره بسیار بیشتر از 1.2 جرم [[خورشید]] باشد [[ستاره]] بسیاری از جرمش را به فضا پرتاب میکند و موجب پیدایش یک [[ابر نواختر]] میشود جرم باقی مانده بسته به میزانش به کوتوله سفید، [[ستاره نوترونی]] یا [[سیاهچاله]] تبدیل خواهد شد.
+
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 نمیکند. گسیل امواجی با طول موج رادیویی بسیار محتمل تر است.
  
  
−
6-مرگ ستاره: در این هنگام دیگر ستاره نوری از خود ساطع نکرده و فقط از طریق جاذبه می توانیم آن را حس کنیم.
+
== نوباوگی ==
 +
 
 +
 
 +
 
 +
== بلوغ (ستارگان رشته اصلی) ==
 +
 
 +
 
 +
 
 +
== پختگی (غول های سرخ) ==
 +
 
 +
 
 +
 
 +
== کهولت (متغیرها) ==
 +
 
 +
 
 +
 
 +
== مراحل آخرین ==
 +
 
 +
 
 +
 
 +
 
 +
== 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

نسخهٔ ‏۷ آوریل ۲۰۱۲، ساعت ۲۱:۲۵


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 اخترفیزیک از طریق مطالعهٔ ساختار ستارگان و مدل‌سازی کامپیوتری چنین پیش ‌بینی‌هایی می‌کنند.

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 )
  2. نوباوگی ( مرحله انقباض )
  3. بلوغ (رشته اصلی )
  4. پختگی ( غول سرخ )
  5. کهولت ( متغیرها )
  6. آخرین مراحل( کوتوله های سفید ،ستاره های نوترونی و 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 جرم ) تا چندین بیلیون سال ( برای ستارگان کم جرم ) تغییر می کند.

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 تکاملی ، باید درباره نقطه آغاز فرضی بکنیم. نقطه ی آغاز ما سحابیای 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 آغاز ، یعنی وقتی که نخستین نسل ستارگان پدید آمد ، سحابیها 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 نواختری و انفجارهای فاجعه آمیز ابرنواختری از هسته ی ستارگان به سحابیها 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 میشود. نیروهای گرانشی 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 ستاره اند. جرم هایی که از رقم فوق خیلی کمتر باشند، به قدر کافی اثر گرانشی 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. ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نور مرئی گسیل نمیکند. گسیل امواجی با طول موج رادیویی بسیار محتمل تر است.


نوباوگی

بلوغ (ستارگان رشته اصلی)

پختگی (غول های سرخ)

کهولت (متغیرها)

مراحل آخرین

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

برگرفته از «http://wiki.avastarco.com/index.php?title=تحول_ستارگان&oldid=2295»