ستاره: تفاوت بین نسخه‌ها
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) (←خواص فیزیکی ستارگان) |
|||
| (۴۰ نسخهٔ میانی ویرایش شده توسط ۵ کاربر نشان داده نشده) | |||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
| − | + | ستاره ها گوی های بزرگی از [[گاز]] بسیار گرم اند که به واسطه ی نورشان می‌درخشند. [[دما]]ی آنها در سطح، هزاران درجه و در داخل، بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمیتواند به صورت های جامد یا مایع وجود داشته باشد.گازهایی که ستاره ها را میسازند، بسیار غلیظ تر از گازهایی است که معمولا بر سطح [[زمین]] وجود دارد.[[چگالی]] فوق العاده زیاد این گازها معلول [[فشار]]های عظیم داخل ستاره ها است. | |
| − | ستاره ها | + | ستاره ها در [[فضا]] حرکت میکنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست.در طول یک سال ،هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمیتوان یافت.حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشاهده نمی شود. نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که هزار سال پیش بود.این ثبات، پیامد فاصله ی عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد.با این فواصل، چندین هزار سال طول میکشد که تغییر قابل ملاحظه ای در نقش ستار ها پدید آید.این ثبات ظاهری مکان ستاره ها موجب شده است که نام متداول "ثوابت" به آنها اطلاق شود.<ref name="multiple1">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref> |
| − | |||
| − | + | == ستاره == | |
| + | ستاره ها کراتی سوزان و متشکل از گاز های ملتهب هستند که بر خلاف [[سیاره|سیارات]] از خود گرما و [[نور]] ساطع می کنند.[[خورشید]] ما یک ستاره است.با اینکه [[خورشید]] یک میلیون برابر بزرگتر از [[زمین]] است اما ستاره بزرگی به حساب نمی آید و در کیهان ستاره های بسیار بزرگتر از [[خورشید]] هم یافت می شود.پس از خورشید نزدیک ترین ستاره به ما بیش از 4 سال نوری فاصله دارد.فاصله برخی از ستاره هایی که در شب می بینیم به صدها هزار [[سال نوری]] هم می رسد.کوچکترین ستاره های درخشان [[کوتوله سفید|کوتوله‌های سفید]] نام دارند.با این که این ستاره ها تقریبا هم اندازه [[زمین]] هستند [[جرم]] و [[چگالی]] زیادی دارند.از طرفی بعضی ستاره های در حال مرگ بسیار بزرگ و غول آسا هستند.بزرگی تعدادی از این [[ابرغول]] ها به 50 میلیون برابر خورشید می‌رسد.بعضی از ستاره ها که ما آنها را [[ابرنواختر]] می نامیم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشید می درخشند و سپس به تاریکی می گرایند و به [[ستاره نوترونی]] یا [[سیاهچاله]] تبدیل می شوند. | ||
| + | در آغاز این بحث ابتدا بعضی از خصوصیات مشترک ستاره ها ذکر می شود و در ادامه با بررسی چرخه عمر آنها تفاوت های اصلی ستاره ها آشکار می شود.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref> | ||
| + | ==دما و طیف== | ||
| + | اگر شما یک میله فلزی را داغ کنید ابتدا رنگ آن قرمز می‌شود و اگر آن را بیشتر حرارت دهید رنگ میله به ترتیب زرد نارنجی سفید و در نهایت رنگشان آبی خواهد شد.این قضیه درباره ستاره ها نیز صادق است.بعضی از ستاره ها بسیار داغ و برخی سرد هستند.دمای ستاره ها را از روی رنگشان می‌توان تشخیص داد.یک ستاره آبی از رنگ زرد و آن هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از روی رنگ یک ستاره می‌توانند به طور تقریبی دمای سطح آن را تعیین کنند.دمای سطح ستاره های زرد رنگ {مانند خورشید} حدود 6000 درجه و دمای سطح ستاره سرخ و تقریبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفی دمای سطحی ستاره های آبی رنگ بسیار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم می رسد. | ||
| + | هر جسم داغ طیفی از [[امواج الکترومغناطیسی|امواج الکترومغناطیس]] ساطع می‌کند.البته چشم ما قادر است فقط بخشی از این [[طیف]] را در محدوده نور مرئی ببیند به همین دلیل دانشمندان برای مشاهده طیف کامل این امواج از وسیله ای به نام [[طیف نگار]] استفاده میکنند.اگر شما میله ای را کمی حرارت دهید و ان را نزدیک [[طیف نما]] نگه دارید بخش قرمز آن پر رنگ تر خواهد بود و اگر جسم را بیشتر حرارت دهید نوک نوار به رنگ آبی متمایل می شود. | ||
| − | + | با علم به اینکه هر [[اتم]] داغ و ملتهب امواجی با [[طول موج]] مشخص از خود ساطع می‌کند و اینکه [[اتم]] هر عنصر دقیقا همان طول موجی را از [[نور]] پیوسته جذب می کند که هنگام بر انگیخته شدن آن را تابش می‌کند اخترشناسان توانسته اند به کمک نوع خاصی از طیف نگارها به عناصر موجود در گاز های داخل جو ستاره های نزدیک مانند [[خورشید]] و همچنین توده گاز های سرد و شناوری که در سر راه تابش [[نور]] ستاره ها به زمین قرار دارند پی ببرند.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref> | |
| − | + | ||
| − | + | ==روشنایی ، درخشندگی و بزرگی== | |
| + | با نگاه کردن به آسمان شب می پندارید که همه ستاره ها در یک صفحه بزرگ و با فاصله های مساوی از سطح [[زمین]] قرار دارند در حالیکه بیشتر این ستاره ها میلیون ها کیلومتر از هم فاصله دارند.بعضی از ستاره ها روشن تر از بقیه به نظر می رسند در حالیکه ممکن است ستاره ایکه کم نور تر است از ستاره ی درخشان مجاورش بزرگتر باشد! | ||
| + | دو عامل درخشندگی و فاصله از ما میزان روشنایی ستاره را تعیین می‌کند.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref> | ||
| + | |||
| + | == سرعت و جهت حرکت== | ||
| + | ستاره ها هم مانند همه اجرام کیهانی حرکت میکنند.حرکت ستاره ها بر [[طول موج]] [[نور]] ارسالی آنها اثر می گذارد.درست شبیه صدای آژیر یک ماشین آتش نشانی که در هنگام نزدیک شدن به ما صدای زیر تری نسبت به زمان دور شدن از ما دارد این پدیده [[اثر دوپلر]] نام دارد.با اندازه گیری [[طیف]] ستاره ها و مقایسه آنها با طیف استاندارد می‌توان جهت و سرعت حرکت ستاره را اندازه گیری کرد.اگر [[طیف]] تابش شده از ستاره به سمت رنگ آبی جا به جا شود ستاره در حال نزدیک شدن به ما است و اگر این طیف به سمت رنگ قرمز حرکت کند به این معنی است که ستاره در حال دور شدن از ما است.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref> | ||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
== تحولات ستاره ها== | == تحولات ستاره ها== | ||
| − | پس از اثبات | + | پس از اثبات برابری جرم و انرژی از سوی [[آلبرت اینشتین]] دانشمندان تشخیص دادند که در تمامی ستارگان تغییر و تحول رخ می دهد.ستاره ها برای نورافشانی انرژی مصرف می کنند بنابراین باید مقداری از ماده خود را به انرژی تبدیل کنند. همان طور که آتش زغال با خاکستر شدن آخرین شراره هایش خاموش می شود ستاره نیز با پایان یافتن انبار عظیم سوخت هسته ای می میرد.امروز نیز ستاره های پیری را می بینیم که تاریک می شوند در حالیکه ستاره های دیگری نیز متولد می شوند تا جایگزین آنها شوند.هنوز هم ستاره های جوانی بسیار در میان گاز های سرد کیهانی در حال شکل گرفتن هستند.خورشید سنین میانی خود را به آرامی می گذراند و برخی از پیر ترین ستاره های در حال مرگ شناخته شده اند.اخترشناسان ستاره ها را موجودات زنده ای می دانند که در طول عمر خود مراحل تولد زندگی و مرگ را پشت سر می گذارند.این مراحل برای انسان حدود 70 سال طول می کشد اما در مورد ستاره ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است.بنابراین هیچکس نمیتواند رشد یک ستاره را از تولد تا مرگ آن دنبال کند پس این سوال مطرح می شود که دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه می کنند؟ تصور کنید در حالی که هیچ گاه درختی ندیده اید شما را به میان جنگل ببرند چه پیش می آید؟درختان گوناگونی از جوانه های کوچک تا درختان غول پیکر خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندکی دقت کنید می‌توانید به چرخه حیات درختان پی ببرید.اخترشناسان به روشی مشابه با استفاده از قوانین [[فیزیک]] و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگی یک ستاره پی ببرند.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref> |
| + | |||
== تولد ستاره== | == تولد ستاره== | ||
| − | به جز اجرام | + | به جز اجرام درخشانی که در آسمان تاریک شب دیده می شوند ابر های گازی و توده های غباری بسیاری هم در کیهان پخش شده اند.از آنجا که این توده های سرد شناور {[[سحابی]] ها} از خود [[نور]]ی تابش نمی کنند اغلب نمیتوان آن را دید.گاهی اوقات با عبور یک کهکشان و یا بر اثر امواج ضربه ای حاصل از انفجار یک ستاره بزرگ این ابر ها و غبارات گازی سرگردان به هم نزدیک می شوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تری را به وجود می آورند. |
| − | به | + | |
| − | با | + | به تدریج و با متراکم شدن ذرات در مرکز توده [[نیرو]]ی جاذبه بیشتری به وجود می آید و در نتیجه گاز ها و ذرات بیشتری از اطراف به سمت مرکز جذب می شوند و شروع به چرخش به دور آن می کنند.به مرور زمان توده شکل قرص دواری به خود می گیرد و چرخش آن سریع تر می شود.هر چه قرص بزرگتر شود نیروی جاذبه آن افزایش می یابد و مانند یک جاروبرقی تمامی گاز ها و ذرات اطراف را به سمت مرکز خود می کشد. |
| − | + | ||
| − | == | + | با افزایش تراکم و [[فشار]] در مرکز قرص دمای گاز که قسمت اعظم آن را هیدروژن تشکیل می دهد مدام افزایش می یابد.با گذشت یک میلیون سال هسته ای داغ و چگال با دمایی حدود 1500 درجه در مرکز این قرص دوار شکل میگیرد که آن را [[پیش ستاره]] می نامند.طی میلیون ها سال ذرات و گاز های اطراف به سمت مرکز ستاره جوان جذب می شوند و دمای هسته همچنان بالا می رود تا به حدی برسد که برای شروع واکنش های هسته ای کافی باشد در این شرایط پیش ستاره آماده تبدیل شدن به یک ستاره واقعی می شود. |
| − | در هسته هر ستاره | + | |
| − | + | وقتی دمای پیش ستاره به 7 میلیون درجه سانتیگراد رسید [[اتم]] های [[هیدروژن]] هسته طی واکنش گداخت هسته ای{فیوژن} با هم ترکیب و به [[اتم]] [[هلیوم]] تبدیل می شوند.[[انرژی]] گرمایی حاصل از این واکنش هسته ای به همراه [[فشار]] ناشی از تراکم [[اتم]] ها در مرکز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتیجه افزایش واکنش های هم جوشی هسته ای می شود.جذب گاز توسط پیش ستاره تا حدی ادامه می یابد که میان نیروی جاذبه {به طرف داخل} و [[فشار]] ناشی از انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ایجاد می شود.پس از برقراری این تعادل ستاره نورانی شکل می گیرد.اما اگر [[جرم]] کافی از گاز ها و غبار در اطراف پیش ستاره نباشد ستاره ای هم شکل نمی گیرد و به جای آن [[کوتوله قهوه ای]] متولد می شود.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref> | |
| − | + | ||
| − | با | + | ==زندگی تا مرگ ستاره== |
| + | در هسته هر ستاره ای که در Hسمان می درخشد واکنش های عظیم هم جوشی رخ می دهد تا ستاره مانند یک لامپ غول پیکر کیهانی از خود نور تولید کند.هنگامی که ستاره شکل می گیرد گرانش ان می کوشد تا گاز های خود را منقبض کند و در فرو کشد اما واکنش های هسته ای که در مرکز ستاره رخ می‌دهد چنان انرژی عظیمی به سوی خارج هسته ازاد می‌کند که از فرو پاشیدن ستاره جلوگیری می کند. | ||
| + | |||
| + | زمانی که ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام کرد و تمام هیدروژن هسته ان به هلیوم تبدیل شد وارد مرحله جدیدی از زندگی خود می شود.با افزایش دمای مرکز بر اثر واکنش های هسته ای ستاره سعی می کند تا هیلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تری چون اکسیژن و کربن تبدیل کند.اگر ستاره به اندازه کافی بزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم کافی برای ادامه عمل هم جوشی هسته ای خواهد داشت.در این صورت با رسیدن دمای درون ستاره به 700 میلیون درجه سانتیگراد اتم های کربن مرکز ستاره هم به نئون و منیزیم تبدیل خواهد شد.انرژی حرارتی عظیمی که در مرکز ستاره تولید می‌شود با انتقال به لایه های رویی موجب ادامه تبدیل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه های بیرونی ستاره بزرگ و بزرگتر می‌شود تا به ابرغول سرخ رنگی تبدیل شود. | ||
| + | |||
| + | هنگامی که دمای مرکز ستاره به 2 میلیارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم های اکسیژن نیز به یکدیگر جوش میخورند و اتم های سیلیکون و گوگرد تولید می شوند.در حرارت بالای3 میلیارد درجه این عناصر به اهن تبدیل خواهند شد.اما از انجا که ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشکیل عناصر سنگین تر را نمی دهد این اخرین واکنشی است که می‌تواند در مرکز ستاره رخ دهد. | ||
| + | |||
| + | با پایان عمل همجوشی و با متوقف شدن تولید انرژی در مرکز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه می‌کند و در کمتر از یک صدم ثانیه هسته ستاره تحت فشار زیاد متلاشی می‌شود.دمای مرکز ناگهان به 100 میلیارد درجه سانتیگراد افزایش مییابد.لایه های بالایی با سرعتی حیرت انگیز به درون هسته فرو میری زند. بر اثر افزایش فشار و دمای ناگهانی ساختار اتم های مرکز درهم می شکند.الکترون ها از مدار خود به درون هسته اتم می افتند و در ترکیب با پروتون ها به نوترون تبدیل میشوند.بر اثر این واکنش انرژی بسیار زیادی ازاد می‌شود و ناگهان ستاره با انرژی فوق العاده زیادی منفجر می‌شود و همه مواد و گاز های ان با شدت باورنکردنی به فضای اطراف پرتاب میشوند.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref> | ||
| + | |||
| + | |||
| + | == [[خواص فیزیکی ستارگان]] == | ||
| + | از طیفی كه از نور یك ستاره به دست می آید برای تعیین دمای سطح آن یعنی دمای لایه ای كه به "نور سپهر" موسوم است نیز استفاده می شود. دمای نور سپهر ستاره ها بسیار كمتر از دمای داخل آن هاست. | ||
| + | |||
| + | دمارا معمولا بر حسب مقیاس مطلق(یا كلوین)كه به صورت ᴷ نمایش داده می‌شود بیان می كنند. برای تبدیل مقیاس مطلق به سانتیگراد باید 273 درجه از اولی كم كرد. دمای نور سپهر ستاره ها در حدود هزاران درجه ی مطلق است. | ||
| + | |||
| + | دمای سطحی ستاره ها معمولا در حدود 5000 تا 7000درجه كلوین است. ستاره های فوق سوزان نظیر زتا-كشتی دم دمایی برابر با 30000 درجه كلوین دارند و قراینی وجود دارد حاكی از این كه دمای سطحی بعضی ستارگان به 50000 درجه كلوین می رسد.از سوی دیگر دمای سرد ترین ستاره شناخته شده (خی-دجاجه) كه ستاره متغیری است به هنگام مینیموم فقط 1800 درجه كلوین یا در حدود 1500 درجه سلسیوس است. <ref name="multiple1">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref> | ||
| + | |||
| + | == [[اجزای لازم برای شکل گیری ستارگان]] == | ||
| + | |||
| + | مواد سازنده بدن هر یک از ما روزگاری به صورت گاز و غبار میان ستاره‌ای بوده است درواقع موادی که سرانجام ستارگان و منظومه‌های سیاره‌ای را پدید آورده‌اند. <ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref> | ||
== منبع == | == منبع == | ||
| − | + | <references /> | |
| − | |||
[[ رده:اخترفیزیک]] | [[ رده:اخترفیزیک]] | ||
نسخهٔ کنونی تا ۱۲ مارس ۲۰۱۴، ساعت ۲۰:۲۲
ستاره ها گوی های بزرگی از گاز بسیار گرم اند که به واسطه ی نورشان می‌درخشند. دمای آنها در سطح، هزاران درجه و در داخل، بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمیتواند به صورت های جامد یا مایع وجود داشته باشد.گازهایی که ستاره ها را میسازند، بسیار غلیظ تر از گازهایی است که معمولا بر سطح زمین وجود دارد.چگالی فوق العاده زیاد این گازها معلول فشارهای عظیم داخل ستاره ها است.
ستاره ها در فضا حرکت میکنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست.در طول یک سال ،هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمیتوان یافت.حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشاهده نمی شود. نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که هزار سال پیش بود.این ثبات، پیامد فاصله ی عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد.با این فواصل، چندین هزار سال طول میکشد که تغییر قابل ملاحظه ای در نقش ستار ها پدید آید.این ثبات ظاهری مکان ستاره ها موجب شده است که نام متداول "ثوابت" به آنها اطلاق شود.<ref name="multiple1">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>
محتویات
ستاره[ویرایش]
ستاره ها کراتی سوزان و متشکل از گاز های ملتهب هستند که بر خلاف سیارات از خود گرما و نور ساطع می کنند.خورشید ما یک ستاره است.با اینکه خورشید یک میلیون برابر بزرگتر از زمین است اما ستاره بزرگی به حساب نمی آید و در کیهان ستاره های بسیار بزرگتر از خورشید هم یافت می شود.پس از خورشید نزدیک ترین ستاره به ما بیش از 4 سال نوری فاصله دارد.فاصله برخی از ستاره هایی که در شب می بینیم به صدها هزار سال نوری هم می رسد.کوچکترین ستاره های درخشان کوتوله‌های سفید نام دارند.با این که این ستاره ها تقریبا هم اندازه زمین هستند جرم و چگالی زیادی دارند.از طرفی بعضی ستاره های در حال مرگ بسیار بزرگ و غول آسا هستند.بزرگی تعدادی از این ابرغول ها به 50 میلیون برابر خورشید می‌رسد.بعضی از ستاره ها که ما آنها را ابرنواختر می نامیم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشید می درخشند و سپس به تاریکی می گرایند و به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل می شوند. در آغاز این بحث ابتدا بعضی از خصوصیات مشترک ستاره ها ذکر می شود و در ادامه با بررسی چرخه عمر آنها تفاوت های اصلی ستاره ها آشکار می شود.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref>
دما و طیف[ویرایش]
اگر شما یک میله فلزی را داغ کنید ابتدا رنگ آن قرمز می‌شود و اگر آن را بیشتر حرارت دهید رنگ میله به ترتیب زرد نارنجی سفید و در نهایت رنگشان آبی خواهد شد.این قضیه درباره ستاره ها نیز صادق است.بعضی از ستاره ها بسیار داغ و برخی سرد هستند.دمای ستاره ها را از روی رنگشان می‌توان تشخیص داد.یک ستاره آبی از رنگ زرد و آن هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از روی رنگ یک ستاره می‌توانند به طور تقریبی دمای سطح آن را تعیین کنند.دمای سطح ستاره های زرد رنگ {مانند خورشید} حدود 6000 درجه و دمای سطح ستاره سرخ و تقریبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفی دمای سطحی ستاره های آبی رنگ بسیار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم می رسد.
هر جسم داغ طیفی از امواج الکترومغناطیس ساطع می‌کند.البته چشم ما قادر است فقط بخشی از این طیف را در محدوده نور مرئی ببیند به همین دلیل دانشمندان برای مشاهده طیف کامل این امواج از وسیله ای به نام طیف نگار استفاده میکنند.اگر شما میله ای را کمی حرارت دهید و ان را نزدیک طیف نما نگه دارید بخش قرمز آن پر رنگ تر خواهد بود و اگر جسم را بیشتر حرارت دهید نوک نوار به رنگ آبی متمایل می شود.
با علم به اینکه هر اتم داغ و ملتهب امواجی با طول موج مشخص از خود ساطع می‌کند و اینکه اتم هر عنصر دقیقا همان طول موجی را از نور پیوسته جذب می کند که هنگام بر انگیخته شدن آن را تابش می‌کند اخترشناسان توانسته اند به کمک نوع خاصی از طیف نگارها به عناصر موجود در گاز های داخل جو ستاره های نزدیک مانند خورشید و همچنین توده گاز های سرد و شناوری که در سر راه تابش نور ستاره ها به زمین قرار دارند پی ببرند.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref>
روشنایی ، درخشندگی و بزرگی[ویرایش]
با نگاه کردن به آسمان شب می پندارید که همه ستاره ها در یک صفحه بزرگ و با فاصله های مساوی از سطح زمین قرار دارند در حالیکه بیشتر این ستاره ها میلیون ها کیلومتر از هم فاصله دارند.بعضی از ستاره ها روشن تر از بقیه به نظر می رسند در حالیکه ممکن است ستاره ایکه کم نور تر است از ستاره ی درخشان مجاورش بزرگتر باشد! دو عامل درخشندگی و فاصله از ما میزان روشنایی ستاره را تعیین می‌کند.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref>
سرعت و جهت حرکت[ویرایش]
ستاره ها هم مانند همه اجرام کیهانی حرکت میکنند.حرکت ستاره ها بر طول موج نور ارسالی آنها اثر می گذارد.درست شبیه صدای آژیر یک ماشین آتش نشانی که در هنگام نزدیک شدن به ما صدای زیر تری نسبت به زمان دور شدن از ما دارد این پدیده اثر دوپلر نام دارد.با اندازه گیری طیف ستاره ها و مقایسه آنها با طیف استاندارد می‌توان جهت و سرعت حرکت ستاره را اندازه گیری کرد.اگر طیف تابش شده از ستاره به سمت رنگ آبی جا به جا شود ستاره در حال نزدیک شدن به ما است و اگر این طیف به سمت رنگ قرمز حرکت کند به این معنی است که ستاره در حال دور شدن از ما است.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref>
تحولات ستاره ها[ویرایش]
پس از اثبات برابری جرم و انرژی از سوی آلبرت اینشتین دانشمندان تشخیص دادند که در تمامی ستارگان تغییر و تحول رخ می دهد.ستاره ها برای نورافشانی انرژی مصرف می کنند بنابراین باید مقداری از ماده خود را به انرژی تبدیل کنند. همان طور که آتش زغال با خاکستر شدن آخرین شراره هایش خاموش می شود ستاره نیز با پایان یافتن انبار عظیم سوخت هسته ای می میرد.امروز نیز ستاره های پیری را می بینیم که تاریک می شوند در حالیکه ستاره های دیگری نیز متولد می شوند تا جایگزین آنها شوند.هنوز هم ستاره های جوانی بسیار در میان گاز های سرد کیهانی در حال شکل گرفتن هستند.خورشید سنین میانی خود را به آرامی می گذراند و برخی از پیر ترین ستاره های در حال مرگ شناخته شده اند.اخترشناسان ستاره ها را موجودات زنده ای می دانند که در طول عمر خود مراحل تولد زندگی و مرگ را پشت سر می گذارند.این مراحل برای انسان حدود 70 سال طول می کشد اما در مورد ستاره ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است.بنابراین هیچکس نمیتواند رشد یک ستاره را از تولد تا مرگ آن دنبال کند پس این سوال مطرح می شود که دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه می کنند؟ تصور کنید در حالی که هیچ گاه درختی ندیده اید شما را به میان جنگل ببرند چه پیش می آید؟درختان گوناگونی از جوانه های کوچک تا درختان غول پیکر خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندکی دقت کنید می‌توانید به چرخه حیات درختان پی ببرید.اخترشناسان به روشی مشابه با استفاده از قوانین فیزیک و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگی یک ستاره پی ببرند.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref>
تولد ستاره[ویرایش]
به جز اجرام درخشانی که در آسمان تاریک شب دیده می شوند ابر های گازی و توده های غباری بسیاری هم در کیهان پخش شده اند.از آنجا که این توده های سرد شناور {سحابی ها} از خود نوری تابش نمی کنند اغلب نمیتوان آن را دید.گاهی اوقات با عبور یک کهکشان و یا بر اثر امواج ضربه ای حاصل از انفجار یک ستاره بزرگ این ابر ها و غبارات گازی سرگردان به هم نزدیک می شوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تری را به وجود می آورند.
به تدریج و با متراکم شدن ذرات در مرکز توده نیروی جاذبه بیشتری به وجود می آید و در نتیجه گاز ها و ذرات بیشتری از اطراف به سمت مرکز جذب می شوند و شروع به چرخش به دور آن می کنند.به مرور زمان توده شکل قرص دواری به خود می گیرد و چرخش آن سریع تر می شود.هر چه قرص بزرگتر شود نیروی جاذبه آن افزایش می یابد و مانند یک جاروبرقی تمامی گاز ها و ذرات اطراف را به سمت مرکز خود می کشد.
با افزایش تراکم و فشار در مرکز قرص دمای گاز که قسمت اعظم آن را هیدروژن تشکیل می دهد مدام افزایش می یابد.با گذشت یک میلیون سال هسته ای داغ و چگال با دمایی حدود 1500 درجه در مرکز این قرص دوار شکل میگیرد که آن را پیش ستاره می نامند.طی میلیون ها سال ذرات و گاز های اطراف به سمت مرکز ستاره جوان جذب می شوند و دمای هسته همچنان بالا می رود تا به حدی برسد که برای شروع واکنش های هسته ای کافی باشد در این شرایط پیش ستاره آماده تبدیل شدن به یک ستاره واقعی می شود.
وقتی دمای پیش ستاره به 7 میلیون درجه سانتیگراد رسید اتم های هیدروژن هسته طی واکنش گداخت هسته ای{فیوژن} با هم ترکیب و به اتم هلیوم تبدیل می شوند.انرژی گرمایی حاصل از این واکنش هسته ای به همراه فشار ناشی از تراکم اتم ها در مرکز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتیجه افزایش واکنش های هم جوشی هسته ای می شود.جذب گاز توسط پیش ستاره تا حدی ادامه می یابد که میان نیروی جاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشی از انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ایجاد می شود.پس از برقراری این تعادل ستاره نورانی شکل می گیرد.اما اگر جرم کافی از گاز ها و غبار در اطراف پیش ستاره نباشد ستاره ای هم شکل نمی گیرد و به جای آن کوتوله قهوه ای متولد می شود.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref>
زندگی تا مرگ ستاره[ویرایش]
در هسته هر ستاره ای که در Hسمان می درخشد واکنش های عظیم هم جوشی رخ می دهد تا ستاره مانند یک لامپ غول پیکر کیهانی از خود نور تولید کند.هنگامی که ستاره شکل می گیرد گرانش ان می کوشد تا گاز های خود را منقبض کند و در فرو کشد اما واکنش های هسته ای که در مرکز ستاره رخ می‌دهد چنان انرژی عظیمی به سوی خارج هسته ازاد می‌کند که از فرو پاشیدن ستاره جلوگیری می کند.
زمانی که ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام کرد و تمام هیدروژن هسته ان به هلیوم تبدیل شد وارد مرحله جدیدی از زندگی خود می شود.با افزایش دمای مرکز بر اثر واکنش های هسته ای ستاره سعی می کند تا هیلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تری چون اکسیژن و کربن تبدیل کند.اگر ستاره به اندازه کافی بزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم کافی برای ادامه عمل هم جوشی هسته ای خواهد داشت.در این صورت با رسیدن دمای درون ستاره به 700 میلیون درجه سانتیگراد اتم های کربن مرکز ستاره هم به نئون و منیزیم تبدیل خواهد شد.انرژی حرارتی عظیمی که در مرکز ستاره تولید می‌شود با انتقال به لایه های رویی موجب ادامه تبدیل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه های بیرونی ستاره بزرگ و بزرگتر می‌شود تا به ابرغول سرخ رنگی تبدیل شود.
هنگامی که دمای مرکز ستاره به 2 میلیارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم های اکسیژن نیز به یکدیگر جوش میخورند و اتم های سیلیکون و گوگرد تولید می شوند.در حرارت بالای3 میلیارد درجه این عناصر به اهن تبدیل خواهند شد.اما از انجا که ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشکیل عناصر سنگین تر را نمی دهد این اخرین واکنشی است که می‌تواند در مرکز ستاره رخ دهد.
با پایان عمل همجوشی و با متوقف شدن تولید انرژی در مرکز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه می‌کند و در کمتر از یک صدم ثانیه هسته ستاره تحت فشار زیاد متلاشی می‌شود.دمای مرکز ناگهان به 100 میلیارد درجه سانتیگراد افزایش مییابد.لایه های بالایی با سرعتی حیرت انگیز به درون هسته فرو میری زند. بر اثر افزایش فشار و دمای ناگهانی ساختار اتم های مرکز درهم می شکند.الکترون ها از مدار خود به درون هسته اتم می افتند و در ترکیب با پروتون ها به نوترون تبدیل میشوند.بر اثر این واکنش انرژی بسیار زیادی ازاد می‌شود و ناگهان ستاره با انرژی فوق العاده زیادی منفجر می‌شود و همه مواد و گاز های ان با شدت باورنکردنی به فضای اطراف پرتاب میشوند.<ref name="multiple2">کتاب اسرار کیهان/نویسنده بهنام محمدپناه </ref>
خواص فیزیکی ستارگان[ویرایش]
از طیفی كه از نور یك ستاره به دست می آید برای تعیین دمای سطح آن یعنی دمای لایه ای كه به "نور سپهر" موسوم است نیز استفاده می شود. دمای نور سپهر ستاره ها بسیار كمتر از دمای داخل آن هاست.
دمارا معمولا بر حسب مقیاس مطلق(یا كلوین)كه به صورت ᴷ نمایش داده می‌شود بیان می كنند. برای تبدیل مقیاس مطلق به سانتیگراد باید 273 درجه از اولی كم كرد. دمای نور سپهر ستاره ها در حدود هزاران درجه ی مطلق است.
دمای سطحی ستاره ها معمولا در حدود 5000 تا 7000درجه كلوین است. ستاره های فوق سوزان نظیر زتا-كشتی دم دمایی برابر با 30000 درجه كلوین دارند و قراینی وجود دارد حاكی از این كه دمای سطحی بعضی ستارگان به 50000 درجه كلوین می رسد.از سوی دیگر دمای سرد ترین ستاره شناخته شده (خی-دجاجه) كه ستاره متغیری است به هنگام مینیموم فقط 1800 درجه كلوین یا در حدود 1500 درجه سلسیوس است. <ref name="multiple1">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>
اجزای لازم برای شکل گیری ستارگان[ویرایش]
مواد سازنده بدن هر یک از ما روزگاری به صورت گاز و غبار میان ستاره‌ای بوده است درواقع موادی که سرانجام ستارگان و منظومه‌های سیاره‌ای را پدید آورده‌اند. <ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>
منبع[ویرایش]
<references />
