غول سرخ: تفاوت بین نسخه‌ها
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'می توان' به 'می‌توان') |
|||
| (۳۰ نسخهٔ میانی ویرایش شده توسط ۱۳ کاربر نشان داده نشده) | |||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
| − | + | <h2> غول سرخ چیست؟ </h2> | |
| + | <p>ستاره پس از سپری کردن بیشتر عمر خود در رشته ی اصلی مرحله ای نهایی از نور افشانی خود ا به صورت غول سرخ آغاز می کند.اطلاق چنین عنوانی ناشی از این واقعیت است که ستاره در این مراحل پیشرفته بسیار سردتر از موقعی است که در رشته ی اصلی بود ( و از این رو قرمزتر است) و همچنین اندازه ی ان به طور قابل ملاحظه ای بزرگتر از اندازه ای است که به هنگم پایداری در رشته ی اصلی داشته است. گرچه راهی که ستاره در فاز غول سرخی می پیماید به جرم و ترکیبات شیمیایی آن بستگی دارد ولی الگوی عمومی چنین مسیری برای همه ی ستاره ها تقریبا یکسان است .بسیاری از ستارگان هم جرم با خورشید در کهکشان خودمان از نظر ترکیبات شیمیایی نیز به قدر کافی با خورشید متشابه هستند به طوری که همان فازها را به همان طریقی که در اینجا برای خورشید ترسیم می کنیم خواهند گذراند برای ستاره ای که جرمی بسیار بیشتر از جرم خورشید دارد رویدادها به طور قابل ملاحظه ای سریع رخ می دهند. در حالی که ستارگان کم جرمتر از خورشید فزهای مختلف مرحله ی غول سرخی را با ارامی سپری می کنند . [1] | ||
| + | </p><p><br /> | ||
| + | وقتی ذخیره هیدروژن موجود در هسته ستاره نقصان پذیرد سرعت تولید انرژی کاهش می‌یابد شاید فکر کنیم که ستاره در این مرحله آماده مرگ هست اما ستاره به جای رنگ بختان دست خوش تغیراتی میشود که به آن جان تازه می‌بخشد. با کم شدن سوخته هیدروژن منبع پشتیبانی داخلی آن رو به نصف می‌گذرد و بنابر این هسته هلیومی ستاره تحت فشار وزن لایه‌های بالاتر منقبض میشود . کاهش انرژی گرانشی ناشی از این انقباض به صورت گرما ظاهر میشود و دما افزایش می‌یابد افزایش دما به نوبه خود پوسته هیدروژنی اطراف را بر می‌انگیزد و سوختن حتی به نحوی شدید تر صورت می‌گیرد انرژی اضافی مصرف انبساط لایه‌های خارجی ستاره میشود نتیجه آن افزایش در درخشندگی کلی است که مرتبه اش از هر چه ستاره پیش از آن داشته است تجاوز می‌کند. | ||
| + | </p><p>بهتر است این فرایند را با دقت بیشتری برسی کنیم نخست انبساط گاز‌ها کلا با روند سرد شدن همراه آست حرکتی به سمت راست نمودار H-R . با این سرد شدن مثلا از 6000K به 3000K آهنگ تابش انرژی از ازا هر متر مربع از مساحت سطح به یک شانزدهم تراز قبلی‌اش افت می‌کند زیرا درخشندگی ستاره متناسب با توان چهارم دماست .این افت درخشندگی را ۴ برابر شدن ابعاد جبران می‌کند زیرا درخشندگی ستاره مستقیماً با مربع هرگونه افزایشی در شعاع متناسب است. اگر تغیراتی که در اینجا توصیف کردیم روی نمودارH-R دنبال کنیم مسیری به طرف راست حرکت می‌کند . اما هنگامی که برندد کلی انرژی آن افزایش می‌یابد به طرف بالا نیز میرود چون سطح چنین ستاره سرد است سرخ به نظر مرسد و چون بزرگ است این نوع ستاره غول سرخ نامید میشود. | ||
| + | </p><p>اگرچه اکنون دیگر هسته مرکزی به حالتی ایستا در آماده است ولی هنوز ممکن است در آن تغییراتی صورت بگیرد زیرا نواحی خارجی هنوز نمی‌توانند منقبض شوند. پوسته هیدروژن سوز مدام هلیوم جدید تولید می‌کند و آن را بر منطقه جزئا تبهگن زیرین میافزاید و جرم آن را اندکی افزایش می‌دهد . تراکم به سوی مرکز ، علاوه بر افزایش جرم هسته ، مقداری انرژی نیز آزاد میشود که دمای هسته را بالا میبرد. | ||
| + | </p><p>برخی از ستارگان این منطقه به داشتن تغییرات منظم در درخشندگی شناخته شده اند . تقریبا مسلم است این تغیرات ناشی از تپش ستاره است.تپش به شرایط موجود در لفاف ستاره بستگی دارد و تصور میشود که معلول نوع ناپایداری در منطقه است که در آن هیدروژن و هلیوم یونیده میشوند. تناوب نوسان به جزیات ساختمان لفاف بستگی دارد، با توجه به مدل‌های نظری می‌توانیم تناوب نوسان ستاره ها را بدست آوریم و سپس با رصد‌های انجام شده مقایسه کنیم چنین مقایسی در مورد غولهای جمعیت || در خوشه‌های کروی انجام شده ، نتایج به وجه چشمگیری رضایت بخش است: هم محاسبت و هم رصد‌ها از دوره تناوبی در حدود ۱۰۰ روز حکایت میکنند. [2] | ||
| + | </p> | ||
| + | == غولهای سرخ پر جرم == | ||
| + | |||
| − | + | الگوی تکامل به فاز غول سرخی برای ستارگانی که جرم زیاد دارند مشابه الگویی است که برای خورشید محاسبه شده است اما با ان کاملا یکسان نیست این ستارگان مرحله ی فرعی درخش هلیومی را نمی گذرانند زیرا مغزی آنها به اندازه ی کافی بزرگ است به طوری که سوزاندن هلیوم به تدریج در مغزی آنها آغاز می شود سپس همانند خورشید به سوی یک فاز رشته ی اصلی دوم حرکت می کنند که شبه پایدار است و اگر در نوار ناپایداری جای گرفته باشند برای بار دوم جزء قیفاوسیها قرار می گیرند تکامل این اجرام بسیار سریعتر از مورد خورشید است و انها مقیاس کیهانی هر مرحله را فقط در طی چند لحظه سپری میکنند . | |
| + | همان طور که در مورد تکامل خورشید گفتیم هنوز در مورد الگوی دقیق تکامل که پی آیند مرحله ی غولی دوم است نایقینی وجود دارد تا حدی محتمل است که ستاره سوزاندن کربن را در مغزی خود آغاز کند ، عناصر باز هم سنگینتر به وجود اید که ستاره را برای سومین باربه فاز با دمای بالاتر برساند و احتمالا آن را در نمودار رنگ – قدر به سومین جابه جایی به طرف رشته ی اصلی وا دارد . در این مورد محاسبات ساختار دورونی ستارگان هنوز کاملا با عدم قطعیت روبه روست و اختر شناسان می باید بر مشاهده ی ستارگانی جوان تکیه کنند که احتمالا این فازها را می گذرانند تا بتوانند از رویدادهایی که در این فازهای بسیار پیشرفته واقع می شوند آگاهی یابند. [1] | ||
| + | == منبع == | ||
| + | 1. کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده | ||
| − | + | 2. کتاب نجوم دینامیکی - رابرت تی دیکسون - مترجم احمد خواجه نصیر توسی / تحول ستارگان -ا.ج.میدوز-مترجم یوسف ثبوتی | |
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
[[رده:اخترفیزیک]] | [[رده:اخترفیزیک]] | ||
نسخهٔ کنونی تا ۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۵:۱۰
غول سرخ چیست؟
ستاره پس از سپری کردن بیشتر عمر خود در رشته ی اصلی مرحله ای نهایی از نور افشانی خود ا به صورت غول سرخ آغاز می کند.اطلاق چنین عنوانی ناشی از این واقعیت است که ستاره در این مراحل پیشرفته بسیار سردتر از موقعی است که در رشته ی اصلی بود ( و از این رو قرمزتر است) و همچنین اندازه ی ان به طور قابل ملاحظه ای بزرگتر از اندازه ای است که به هنگم پایداری در رشته ی اصلی داشته است. گرچه راهی که ستاره در فاز غول سرخی می پیماید به جرم و ترکیبات شیمیایی آن بستگی دارد ولی الگوی عمومی چنین مسیری برای همه ی ستاره ها تقریبا یکسان است .بسیاری از ستارگان هم جرم با خورشید در کهکشان خودمان از نظر ترکیبات شیمیایی نیز به قدر کافی با خورشید متشابه هستند به طوری که همان فازها را به همان طریقی که در اینجا برای خورشید ترسیم می کنیم خواهند گذراند برای ستاره ای که جرمی بسیار بیشتر از جرم خورشید دارد رویدادها به طور قابل ملاحظه ای سریع رخ می دهند. در حالی که ستارگان کم جرمتر از خورشید فزهای مختلف مرحله ی غول سرخی را با ارامی سپری می کنند . [1]
وقتی ذخیره هیدروژن موجود در هسته ستاره نقصان پذیرد سرعت تولید انرژی کاهش می‌یابد شاید فکر کنیم که ستاره در این مرحله آماده مرگ هست اما ستاره به جای رنگ بختان دست خوش تغیراتی میشود که به آن جان تازه می‌بخشد. با کم شدن سوخته هیدروژن منبع پشتیبانی داخلی آن رو به نصف می‌گذرد و بنابر این هسته هلیومی ستاره تحت فشار وزن لایه‌های بالاتر منقبض میشود . کاهش انرژی گرانشی ناشی از این انقباض به صورت گرما ظاهر میشود و دما افزایش می‌یابد افزایش دما به نوبه خود پوسته هیدروژنی اطراف را بر می‌انگیزد و سوختن حتی به نحوی شدید تر صورت می‌گیرد انرژی اضافی مصرف انبساط لایه‌های خارجی ستاره میشود نتیجه آن افزایش در درخشندگی کلی است که مرتبه اش از هر چه ستاره پیش از آن داشته است تجاوز می‌کند.
بهتر است این فرایند را با دقت بیشتری برسی کنیم نخست انبساط گاز‌ها کلا با روند سرد شدن همراه آست حرکتی به سمت راست نمودار H-R . با این سرد شدن مثلا از 6000K به 3000K آهنگ تابش انرژی از ازا هر متر مربع از مساحت سطح به یک شانزدهم تراز قبلی‌اش افت می‌کند زیرا درخشندگی ستاره متناسب با توان چهارم دماست .این افت درخشندگی را ۴ برابر شدن ابعاد جبران می‌کند زیرا درخشندگی ستاره مستقیماً با مربع هرگونه افزایشی در شعاع متناسب است. اگر تغیراتی که در اینجا توصیف کردیم روی نمودارH-R دنبال کنیم مسیری به طرف راست حرکت می‌کند . اما هنگامی که برندد کلی انرژی آن افزایش می‌یابد به طرف بالا نیز میرود چون سطح چنین ستاره سرد است سرخ به نظر مرسد و چون بزرگ است این نوع ستاره غول سرخ نامید میشود.
اگرچه اکنون دیگر هسته مرکزی به حالتی ایستا در آماده است ولی هنوز ممکن است در آن تغییراتی صورت بگیرد زیرا نواحی خارجی هنوز نمی‌توانند منقبض شوند. پوسته هیدروژن سوز مدام هلیوم جدید تولید می‌کند و آن را بر منطقه جزئا تبهگن زیرین میافزاید و جرم آن را اندکی افزایش می‌دهد . تراکم به سوی مرکز ، علاوه بر افزایش جرم هسته ، مقداری انرژی نیز آزاد میشود که دمای هسته را بالا میبرد.
برخی از ستارگان این منطقه به داشتن تغییرات منظم در درخشندگی شناخته شده اند . تقریبا مسلم است این تغیرات ناشی از تپش ستاره است.تپش به شرایط موجود در لفاف ستاره بستگی دارد و تصور میشود که معلول نوع ناپایداری در منطقه است که در آن هیدروژن و هلیوم یونیده میشوند. تناوب نوسان به جزیات ساختمان لفاف بستگی دارد، با توجه به مدل‌های نظری می‌توانیم تناوب نوسان ستاره ها را بدست آوریم و سپس با رصد‌های انجام شده مقایسه کنیم چنین مقایسی در مورد غولهای جمعیت || در خوشه‌های کروی انجام شده ، نتایج به وجه چشمگیری رضایت بخش است: هم محاسبت و هم رصد‌ها از دوره تناوبی در حدود ۱۰۰ روز حکایت میکنند. [2]
غولهای سرخ پر جرم[ویرایش]
الگوی تکامل به فاز غول سرخی برای ستارگانی که جرم زیاد دارند مشابه الگویی است که برای خورشید محاسبه شده است اما با ان کاملا یکسان نیست این ستارگان مرحله ی فرعی درخش هلیومی را نمی گذرانند زیرا مغزی آنها به اندازه ی کافی بزرگ است به طوری که سوزاندن هلیوم به تدریج در مغزی آنها آغاز می شود سپس همانند خورشید به سوی یک فاز رشته ی اصلی دوم حرکت می کنند که شبه پایدار است و اگر در نوار ناپایداری جای گرفته باشند برای بار دوم جزء قیفاوسیها قرار می گیرند تکامل این اجرام بسیار سریعتر از مورد خورشید است و انها مقیاس کیهانی هر مرحله را فقط در طی چند لحظه سپری میکنند . همان طور که در مورد تکامل خورشید گفتیم هنوز در مورد الگوی دقیق تکامل که پی آیند مرحله ی غولی دوم است نایقینی وجود دارد تا حدی محتمل است که ستاره سوزاندن کربن را در مغزی خود آغاز کند ، عناصر باز هم سنگینتر به وجود اید که ستاره را برای سومین باربه فاز با دمای بالاتر برساند و احتمالا آن را در نمودار رنگ – قدر به سومین جابه جایی به طرف رشته ی اصلی وا دارد . در این مورد محاسبات ساختار دورونی ستارگان هنوز کاملا با عدم قطعیت روبه روست و اختر شناسان می باید بر مشاهده ی ستارگانی جوان تکیه کنند که احتمالا این فازها را می گذرانند تا بتوانند از رویدادهایی که در این فازهای بسیار پیشرفته واقع می شوند آگاهی یابند. [1]
منبع[ویرایش]
1. کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده
2. کتاب نجوم دینامیکی - رابرت تی دیکسون - مترجم احمد خواجه نصیر توسی / تحول ستارگان -ا.ج.میدوز-مترجم یوسف ثبوتی
