نجوم وفضا

ستارگان اجرامی هستند آسمانی که دارای منبع انرژی بوده (به سه صورت انرژی گرانشی ، حرارتی و هستهای) و این انرژی را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطیسی خرج میکند(از امواج رادیویی تا اشعه گاما)

بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش میکند، مقداری از ماده خویش را مصرف میکند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمدهاند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان میدرخشند.

نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که در هزار سال پیش بود. این ثبات ظاهری در نتیجه فاصله عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد. با این فواصل چندین هزار سال

طول خواهد کشید تا تغییر قابل ملاحظهای در نقش ستارگان پدید آید. این ثبات ظاهری مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فیزیکدانان بر این باورند که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار میدارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحلهای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.

? نحوه تشکیل ستاره

گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش میکند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل میگیرند. این مواد متراکم رشد کرده و تودههای عظیم گازی را بوجود میآورند که تحت عنوان پیش ستارهها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مخوبل میشوند. بسیاری از این تودهها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک میشوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح میشود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات میرود.

? مقیاس قدری

همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده میشود، تقسیم شدهاند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین ?? - ? هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:

ـ (قدر ظاهری) ?.?logL + Cte = m-

ـ که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.

? روشنایی ستاره

مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یکم ستاره می نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب میکنند که قدر ستاره &#???; چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.

? ستارگان اصلی

ستارگان اصلی ، ستارگانی هستند که در نوار باریکی قرار میگیرند که از گوشه چپ بالا تا گوشه راست پایین کشیده شده است. ستارگان داغ و نورانی در گوشه چپ بالا و ستارگان سرد و کم نور در گوشه راست پایین جای دارند. ستارگان سری اصلی در حالت تعادل هستند. ستارههای آبی ، سفید ، زرد و قرمز در این سری هستند.

? دمای ستارگان

? دمای سطح ستارگان داغ آبی رنگ ، ????? درجه کلوین است. آنها بسیار سنگینتر و داغتر هستند.

? دمای سطح ستارگان سفید در حدود ???? درجه کلوین است.

? ستارگان زرد ، سرد هستند و دمایشان به ???? درجه کلوین میرسد.

? خورشید ما ، یکی از ستارگان زرد سری اصلی است. دما در سطح خورشید ???? درجه کلوین است. بنابراین انتظار میرود که دما در مرکز خورشید به مراتب از ?x??? درجه کلوین بیشتر باشد.

? ستارگان قرمز ، کوچکترین و سردترین ستارگان اصلی هستند و دمایشان میان ???? تا ???? درجه کلوین است.

? غولها و ابرغولها

غولها و ابرغولها در بیرون سری اصلی جای دارند. آنها بطور غیر معمولی ، پر جرم و نورانی هستند. هسته آنها فرو ریخته و اکنون در لایههای بیرونی ستاره ، ماده به انرژی تخوبیل میشود. رنگ غولها ممکن است قرمز یا زرد باشد. ابرغولها به رنگ سفید ، آبی ، زرد یا قرمز هستند. آنها کمیابتر از غولها هستند.

? کوتولههای سفید

کوتولههای سفید نیز در بیرون سری اصلی واقع هستند. آنها کم نور بوده و ماده بسیار فشردهای دارند. شانزده و نیم سانتیمتر مکعب از ماده آنها حدود یک تن جرم دارد. در این ستارهها تغییرات انرژی بسیار کمی صورت میگیرد.

? ستارگان متغیر

ستارگان متغیر نورانیت متغیری دارند. آنها شامل نواختران و ابر نواختران ، قیقاووسیها و دوتاییهای گرفتگی هستند. نورانیت نواختران و ابر نواختران ناگهان چندین قدر افزایش مییاخوب و سپس به تدریج به حالت اول بر میگردد. به نظر میرسد که نواختر مرحلهای است که ستاره فرو میریزد تا به کوتوله سفید تخوبیل شود. ابر نواختران بسیار پر جرم تر از نواختران هستند.

برخی از آنها ممکن است بعد از اوج نورانیت ، آنقدر کم نور شوند که دیگر به چشم نیایند. برخی دیگر ، در اثر انفجار ، مقادیر زیادی ماده به فضا میپراکنند. سحابی خرچنگ باقیمانده انفجار یکی از ابر نواخترها است. در دو هزار سال گذشته تنها انفجار شش یا هفت ابر نواختر گزارش شده است. قیفاووسیها ستارگان متغیر دیگری هستند که لایه بیرونی آنها بطور متناوب منبسط و منقبض میشود.

دمای سطح ستاره به هنگام انقباض ، افزایش مییاخوب. اختلاف دما در این حالت از ??? تا ???? درجه کلوین است. قیفاووسیهایی که دوره تناوبشان بلند است، نورانی هستند و برعکس ، آنهایی که دوره تناوب کوتاهتری دارند ، کم نور و کوچکاند. از اینرو ، اخترشناسان میتوانند از دوره تناوب قیفاووسیها به نورانیت واقعی آنها پیببرند و به عنوان مقیاسی برای اندازه گیری فاصله مورد استفاده قرار دهند.

? دوتاییهای گرفتگی

دوتاییهای گرفتگی منظومههایی از دو یا چند ستاره هستند که به دور مرکز جرم مشترکشان میگردند. در بیشتر حالتها ، یک ستاره کم نور و کم جرم بوده و ستاره دیگر پر نور و بزرگ است. هنگامی که ستاره کم نور از مقابل ستاره دیگر میگذرد، جلو نور آن را میگیرد و از اینرو ستاره بزرگ کم نور دیده میشود.