زندگی ستارگانمقاله

واضح آرشیو وب فارسی:سایت ریسک: Ship Storm21-04-2006, 09:02 AMسرگذشت يک ستاره اگر چه در حال حاضر منطقی و کامل به نظر می‌رسد، ولی ممکن است با انجام تحقيقات بيش‌تر, قسمت‌هايي از آن تغيير کند. زندگی يک ستاره را می‌توان به شش دوره تقسيم کرد : 1ـ تولد (سحابی) 2ـ نوباوگی (مرحله‌ی انقباض) 3ـ بلوغ 4ـ سنين بالا (غول سرخ) 5ـ باز هم بالاتر (متغيرها) 6ـ مراحل آخر عمر ستاره (کوتوله‌های سفيد, ستاره‌های نوترونی و سياه‌‌چاله‌ها) در این مطلب به تولد و نوباوگی ستاره می پردازیم. اندازه‌ی ستاره‌ها معمولاً بسيار بزرگ است, ولی فضای بين ستارگان (فضای ميان ستاره‌ای) از آن هم بزرگتر می‌باشد. اين فضای ميان ستاره‌ای پر از گاز و ذرات غبار بسيار کوچک (به شعاع تقريبی 5-10 سانتی‌متر) است. مطالعات به ما نشان می‌دهند که گازی که در اين فضا وجود دارد (گاز ميان ستاره‌ای) عمدتاً از هيدروژن و مقدار کمی از عنصر‌های ديگر نظير کربن, نيتروژن, اکسيژن, سديم, آهن و پتاسيم تشکيل شده است. چگالی ماده‌ی ميان ستاره‌ای فوق‌العاده کم است. با يک تقريب نسبتاً خوب می‌توان اين چگالی را يک اتم در هر سانتی‌متر مکعب و يا در حدود ده ذره‌ی غبار در هر کيلومتر مکعب دانست. ولی می‌بينيم که در بسياری از نواحیِ فضای ميان ستاره‌ای, چگالی بيش از هزار بار بيش‌تر از چگالی ماده‌ی ميان ستاره‌ای می‌شود. در اين نواحی با مجموعه‌ای از توده‌های ماده‌ی ميان ستاره‌ای روبرو می‌شويم که به اين مجموعه سحابی می‌گويند. (سحاب به معنی ابر است.) سحابی را به سحابی‌های : 1ـ گسيلشی, 2ـ بازتابی و 3ـ تاريک طبقه‌بندی کرده‌اند. سحابی گسيلشی ابری‌ است از ماده که در آن يک يا چند ستاره‌ی فوق‌العاده سوزان و درخشنده وجود دارند. مثال بسيار خوبی از اين سحابی گسيلشی, سحابی بزرگ جبار است. اگر ستاره يا ستاره‌هايي که در سحابی جای دارند سردتر از ستاره‌های موجود در سحابی گسيلشی باشند, به اين نوع سحابی بازتابی می‌گويند. نمونه‌ای از اين سحابی, ابرهايي است که چندين ستاره‌ی مهم خوشه‌ی پروين را احاطه کرده‌اند. و اگر در نزديکی سحابی ستاره‌ای نباشد که نور آن را تأمين کند, آن سحابی را سحابی تاريک می‌گويند. به عنوان مثال می‌توان از سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار نام برد. بدون شک جالب توجه‌ترين شئ صورت فلکی جبار, سحابی بزرگ آن است, همه آن را شگفت‌آورترين شی آسمان می‌دانند. با چشم برهنه به سختی قابل رويت است, ولی به زيبايي آن تنها به کمک يک تلسکوپ می‌توان پی برد. هر چه تلسکوپ بزرگ‌تر باشد, بهتر است. در فيلم زير به اين سحابی بسيار نزديک می‌شويم, به قدری نزديک می‌شويم که در انتهای فيلم هسته‌ی يک ستاره‌ي در حال تولد را در اين سحابی می‌بينيم. سحابی‌ها دارای حرکت‌های جزئی در درون‌شان می‌باشند. به تصوير زير نگاه کنيد و تا با اين حرکت جزئي آشنا شويد, يکي از اين دو تصوير در سال 1973 از سحابی خرچنگ گرفته شده است و تصوير ديگر در سال 2000 از همان سحابی گرفته شده است, می‌بينيد که در اين فاصله 27 ساله گاز و گرد و غبار موجود در اين سحابی اندکی تغيير کرده‌اند. نقطه‌ی آغاز تولد يک ستاره‌, همين سحابی‌ها می‌باشند. چگالی متوسط ماده در سحابی چندين هزار اتم در سانتی‌متر مکعب است و دما فقط چند درجه بالاتر از صفر مطلق است. در آغاز, يعنی وقتی که نخستين نسل ستارگان به وجود آمدند, سحابی‌ها فقط مرکب از هيدروژن و هليوم (بيش‌تر هيدروژن و درصد کمی هليوم) بودند. نود و چند عنصر طبيعی ديگر در هسته‌ی ستارگان پرجرمِ بسيار سوزان به وجود آمدند. اين عناصر بعد از مرگ يک ستاره به درون سحابی‌ها راه يافتند. ستارگان نسل‌های بعدی علاوه بر هيدروژن و هليوم شامل درصد بسيار کمی از همه (يا تقريباً همه) عناصر طبيعی ديگر می‌شدند. تولد حرکت‌های جزيي در داخل سحابی موجب متراکم شدن ماده‌ی سحابی در قسمتی از آن می‌شود. نيروهای گرانشی کمک بزرگی به تجمع ماده در اين نواحی می‌کنند و توده‌ی مجزايي از ماده را, که پيش ـ ستاره ناميده می‌شود, به وجود می‌آورند, که احتمالاً 1027 تن جرم دارد. جرم‌هايي که از اين مقدار خيلی کم‌تر باشند, به قدر کافی اثر گرانشی ندارند که واحدی مجزا شوند و جرم‌های بسيار بزرگ‌تر ناپايدار شده به چندين ستاره‌ی کوچک تقسيم می‌شوند. به اين ترتيب ستاره‌ای زاده می‌شود. نخستين ستاره‌ها, شايد 10 ميليارد سال پيش تشکيل شدند. و تازه‌ترين‌شان هم اکنون در حال پيدايش هستند. ترديدی در اين نيست که اين فرايند ادامه می‌يابد و ستارگان پيوسته زاده می‌شوند. ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نوری از خود ندارد. نوباوگی جرم زياد ماده‌ی سحابی, تحت تأثير نيروی گرانشی خود منقبض می‌شود و به اين ترتيب انرژی پتانسيل مکانيکي را به گرما تبديل می‌کند. در اين زمان ستاره‌ی نامرئی از خود امواج مادون قرمز تابش می‌کند. شی در اين حالت ستاره‌ی فروسرخ ناميده می‌شود. اين جريان انقباض و گرم شدن در دوره‌ای حدود 30 ميليون سال صورت می‌پذيرد و از سه مرحله‌ی اصلی تشکيل شده است : 1ـ وسعت جرم بزرگی که در آغاز در حدود تريليون‌ها کيلومتر بود به چند صد ميليون کيلومتر کاهش پيدا می‌کند. 2ـ فشار در مرکز از (تقريباً) صفر به چندین هزار ميليون اتمسفر افزايش می‌يابد. 3ـ دمای قسمت مرکزی از چند درجه‌ی کلوين به حدود 20 ميليون درجه کلوين می‌رسد که برای شروع تبديل فرايند هسته‌ای تبديل هيدروژن به هليوم مناسب است. حالا ديگر نوباوگی ستاره سپری شده و ستاره به دوران بلوغ پا گذاشته است. لازم به ذکر است که زمان لازم برای گذار از تولد به بلوغ عملاً بسته به جرم ستاره است. ستارگان پرجرم به سرعت متحول می‌شوند و ممکن است پس از چند صدهزار سال به مرحله‌ی بلوغ برسند, در حالی که برای ستارگان کم‌جرم‌تر ممکن است زمان بسيار طولانی‌تری از 30 ميليون سال سپری گردد. و نيز ستارگان پرجرم‌تر در دوران بلوع بسيار درخشان‌تر از ستارگان کم‌جرم‌تر خواهند بود. در فيلم زير شما يک سحابی را می‌بينيد, نقاط نورانی درون اين سحابی ستارگان در حال تولد هستند. منبع سايت تبيان Mohammad Hosseyn19-06-2006, 02:56 PMزندگي يك ستاره جالب است بدانيد كه ستارگان هم مانند موجودات زنده متولد مي‌شوند، زندگي مي‌كنند و سپس مي‌ميرند، ولي طول زندگي آنها بسيار طولاني است. متاسفانه عمر كوتاه انسانها كفاف نمي‌دهد تا بتوانند زندگي يك ستاره را در مراحل مختلف شاهد باشند. با اين حال اخترشناسان اين مراحل را براي ما مشخص مي‌كنند. در طول زندگي انسان ، ستارگان بيشمار راه شيري عملا بدون تغيير به نظر مي‌رسند. گاهي يك نواختر (ستاره‌اي كه بطور ناگهاني و انفجاري مقاديري عظيم انرژي از خود آزاد مي‌كند) ، ناگهان ظاهر آشناي يك صورت فلكي را به مدت چند هفته عوض مي‌كند و دوباره كم نورتر مي‌شود. منظره زيبايي كه يك ابرنواختر در آسمان پديد مي‌آورد، بسيار نادر است. ستارگان نيز در نهايت تغيير مي‌كنند و هيچ كدام تا ابد پايدار نمي‌مانند. ستاره ، هنگامي كه انبار عظيم سوخت هسته‌اي آن به پايان برسد، مي‌ميرد. ستارگان بسيار جوان هنوز در ميان گازهايي كه از آن شكل مي‌گيرند، پنهان هستند. ستاره بعد از تولد بعد از آنكه ستاره شكل مي‌گيرد (تولد ستاره)، بلافاصله حياتي پايدار بدست مي‌آورد. در همين زمان واكنشهاي هسته‌اي در داخلي‌ترين هسته ستاره ، هيدروژن را به هليوم تبديل مي‌كند و انرژي آزاد مي‌گردد. سرانجام همه هيدروژن درون آن به مصرف مي‌رسد. بعد از اين ، تغييراتي در لايه‌هاي دروني ستاره آغاز مي‌شود. در حالي كه واكنشهاي جديدي از هليوم شروع مي‌شوند، لايه‌هاي بيروني باد مي‌كنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند. در اثر تغييرات زياد ، ستاره به مرحله متغير بودن مي‌رسد. در نهايت هيچ منبع ممكن براي آزادسازي انرژي باقي نمي‌ماند. ستارگان كوچكتر در اثر انقباض به كوتوله‌هاي سفيد تبديل مي‌شوند. ستارگان سنگين‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر مي‌شوند. ماده بيرون ريخته از يك ابرنواختر ، بخشي از گاز بين ستاره‌اي را تشكيل مي‌دهد كه زادگاه ستارگان جديد است. سحابي سياره‌اي ستارگان در يكي از آخرين مراحل زندگي خود ، قبل از آن كه به كوتوله سفيد تبديل شوند، منظره بسيار زيبايي در آسمان بوجود مي‌آورند. اين مرحله سبب پيدايش سحابي‌هاي سياره‌اي مي‌شود. يك سحابي سياره‌اي هنگامي تشكيل مي‌شود كه ستاره مركزي آن ، لايه‌اي به بيرون پرتاب كند. لايه گاز همانند حلقه‌اي از دود منبسط مي‌شود. تأثير نيروي گرانش بر زندگي ستارگان سراسر زندگي ستاره به يك ميدان نبرد شبيه است. نيروي گرانش سعي دارد كه ستاره را منقبض كند، ولي با مقاومت فشار رو به بيرون ستاره مواجه مي‌گردد. سرانجام ستاره تحليل مي‌رود و گرانش ، كنترل را بدست مي‌گيرد. در اين حالت ستاره شكل كاملا متفاوت با ستاره‌اي معمولي و سالم به خود مي‌گيرد. مراحل مختلف زندگي ستاره تشكيل كوتوله سفيد نيروي گرانش يك نيروي جاذبه است، لذا ذرات ماده در اثر اين نيرو به هم نزديكتر مي‌شوند. همچنين چون نيروي گرانش با جرم ذرات نسبت مستقيم دارد و نيز چون جرم ستاره فوق‌العاده زياد است، لذا جاذبه گرانشي درون آن بسيار شديد خواهد بود. به عنوان مثال در اعماق خورشيد فشار در فاصله يك دهمي سطح تا هسته ، تقريبا يك ميليون بار بيشتر از فشار جو در سطح زمين است. در اين فاصله فشار تا هزار ميليون بار بيشتر از فشار جو زمين صعود مي‌كند. اين فشار با مقاومت گازهاي داغ درون خورشيد مواجه مي‌شود. اين گاز توسط كوره هسته‌اي گرم نگه داشته مي‌شود. هنگامي كه آتش هسته‌اي رو به كاهش مي‌گذارد، گاز داغ درون ستاره سرد مي‌شود. بنابراين نيروي گرانش غالب مي‌شود. آنچه در اين مرحله روي مي‌دهد، به جرم ستاره بستگي دارد. ستاره‌اي رو به مرگ مانند خورشيد ، درهم فرو مي‌ريزد تا به اندازه زمين برسد. در اين روند هيچ انفجار واقعي و قابل توجه رخ نمي‌دهد. ستاره فقط به توده‌اي از خاكستر راديواكتيو تنزل پيدا مي‌كند و به آرامي سوسو مي‌زند. در اين حالت ستاره به يك كوتوله سفيد تبديل مي‌شود. يك فنجان از ماده آن يك صد تن وزن دارد. تشكيل ستاره نوتروني اگر جرم ستاره‌اي بيشتر از خورشيد باشد، فشار فرو ريزش مرحله كوتوله سفيد را نيز پشت سر مي‌گذارد و متوقف نمي‌شود. فرايند فرو ريزش تا جايي كه قطر ستاره به حدود ده كيلومتر برسد، ادامه پيدا مي‌كند. در اين نقطه ، ستاره گلوله‌اي چگال از ذرات هسته‌اي است كه آن را ستاره نوتروني مي‌نامند. يك فنجان از ماده آن ، يك ميليون ميليون تن وزن دارد. تشكيل تپ اختر برخي از ستارگان نوتروني به سرعت مي‌چرخند و در هر بار چرخش ، تابشهايي در محدوده امواج راديويي گسيل مي‌كنند. اينگونه ستارگان نوتروني ، تپ اختر ناميده مي‌شوند. تشكيل ابرنواختر يك ستاره نوتروني بدون وقوع يك انفجار شديد اوليه شكل نمي‌گيرد. ستاره رو به مرگ ، ممكن است در چند ثانيه آخر حيات خود ، به صورت يك ابرنواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام كهكشانها پيشي مي‌گيرد. از بخش مركزي ابرنواختر ، يك ستاره نوتروني تشكيل مي‌شود. تشكيل سياهچاله‌ها يك ستاره رو به مرگ ، مثلا با جرمي 10 برابر جرم خورشيد چنان زير بار گرانش توليد شده قرار مي‌گيرد كه هيچ نيرويي نمي‌تواند در برابر فرو ريزش آن مقاومت كند. وقتي كه چنين ستاره‌اي منقبض مي‌شود و به اندازه‌اي در حدود دو كيلومتر مي‌رسد، گرانش به حدي زياد مي‌شود كه سرعت گريز از سطح آن به بيشتر از سرعت نور مي‌رسد. از موشك گرفته تا ذرات نور و علائم راديويي ، هيچ يك نمي‌توانند از سطح آن بگريزند. اين گرانش به قدري نيرومند است كه همه چيز را به طرف خود مي‌كشد. ما فقط مي‌دانيم كه در اين حالت ، ستاره به يك سياهچاله تبديل مي‌شود. سياهچاله‌ها را نمي‌توان ديد، چون نور نمي‌تواند از سطح آن بگريزد. عقايد انسانها در مورد ستارگان از يك نظر زماني هر يك از ما درون ستارگان بوده است و از ديدگاه ديگر ، هر كس روزگاري در فضاي خالي و گسترده بين ستارگان جاي داشته است. بالاخره اگر براي جهان آغازي در نظر گرفته شود، زماني هر يك از ما در آن آغاز حضور داشته است. به اين معني كه هر مولكول بدن ما ، داراي موادي است كه روزگاري در مركز داغ و پر فشار يك ستاره جاي داشته‌اند. در اين نقاط بود كه آهن موجود در سلولهاي قرمز خون ، شكل گرفته است. منبع : دانشنامه رشد roje_aria 7924-06-2006, 12:03 AMستاره چیست ؟ 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). http://images6.theimagehosting.com/stars2.th.jpg (http://server6.theimagehosting.com/image.php?img=stars2.jpg) 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. در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی‌تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می‌دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند. چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت می‌کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه‌ای در آنها مشهود نمی‌افتد. 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 مبدل 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 16 - 1 هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم: (قدر ظاهری) 2.5logL + Cte = m- که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است. روشنایی ستاره http://images6.theimagehosting.com/C3-21-C043.th.jpg (http://server6.theimagehosting.com/image.php?img=C3-21-C043.jpg) مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یک ستاره می‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می‌کنند که قدر ستاره α چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می‌دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود. رنگ ستارگان هر وسیله‌ای که برای آشکارسازی نور بکار می‌رود دارای حساسیت طیفی است. مثل چشم انسان که اولین وسیله‌ای است برای آشکارسازی نور و حساسیت چشم برای نورهای مختلف یکسان نیست. هر وسیله دیگری هم که برای اندازه گیری نور بکار می‌رود مثل فیلمهای عکاسی برای نورهای با طول موجهای متفاوت ، دارای حساسیت یکسان نیست. پس روشنایی یک جسم بستگی به نوع وسیله اندازه گیری شده دارد. بر این اساس قدرهای مختلفی داریم، که یکی از آنها قدر دیدگانی و دیگری قدر عکسبرداری می‌باشد. طیف ستارگان هنگام مطالعه طیف ستارگان (یا همان بررسی کیفی ستارگان) مشاهده می‌شود که اختلاف فاحشی بین ستارگان وجود دارد. از آنجایی که وجود هر خط سیاه در طیف ستاره بیانگر وجود یک عنصر شیمیایی ویژه در اتمسفر آن ستاره است، شاید به نظر می‌رسد که علت اختلاف در طیف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شیمیایی سازنده ستارگان باشد. ولی در نهایت چنین نیست، بلکه علت اختلاف طیف ستارگان دمای ستارگان می‌باشد. چون ستارگان دارای دماهای متفاوتی هستند، طیف آنها نیز متفاوت است. اندازه گیری دمای ستارگان http://images6.theimagehosting.com/C3-21-A 093.th.jpg (http://server6.theimagehosting.com/image.php?img=C3-21-A 093.jpg) در مورد ستارگان امکان اندازه گیری دمای جنبشی (دمایی که توسط دماسنج اندازه گیری می‌شود) وجود ندارد. زیرا نمی‌توانیم ترمومتر را در قسمتهای مختلف ستاره قرار داده و این دما را اندازه گیری کنیم. از طرفی لایه‌های مختلف ستاره دارای دماهای مساوی هستند و هر چه از لایه‌های خارجی به طرف لایه‌های داخلی حرکت کنیم دما افزایش می‌یابد. بنابراین تعریف دمای منحصر به فردی که مربوط به هر لایه از ستاره باشد غیر ممکن است. اندازه گیری فراوانی عناصر در ستارگان در حالت کلی مشاهده خطوط طیفی مربوط به یک عنصر در طیف یک ستاره دلیل بر وجود آن عنصر در اتمسفر این ستاره است و برعکس این ممکن نیست. یعنی عدم حضور خطوط طیفی یک عنصر در طیف یک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زیرا علاوه بر حضور یک عنصر لازم است، شرایط فیزیکی (دما و فشار) برای تشکیل خطوط طیفی آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانیم خطوط طیفی آن عنصر را مشاهده کنیم. با توجه به اینکه شدت خطوط جذبی بستگی به فراوانی آن عنصر دارد، بنابراین می‌توانیم از روی شدت خطوط طیفی ، فراوانی عناصر را در ستارگان تعیین کنیم. جرم ستارگان اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود. تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می‌کند مورد مطالعه قرار دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم. عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا دو ستاره‌ای می‌نامند. در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سرآرتورادینگتون اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می‌کند. منابع انرژی ستارگان برای هر ستاره‌ای سه منبع انرژی را می‌توان نام برد که عبارتند از: 1-انرژی پتانسیل گرانشی می‌توان فرض کرد که خورشید یا ستارگان در حال تراکم تدریجی هستند و بدین وسیله انرژی پتانسیل گرانشی خود را بصورت انرژی الکترومغناطیسی به محیط اطراف تابش می‌کنند. 2-انرژی حرارتی می‌توان فرض کرد که ستارگان و خورشید اجرام بسیار داغ آفریده شده‌اند و با تابش خود به محیط اطراف در حال سرد شدن هستند. 3-انرژی هسته‌ای می توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سبکتر همجوشی کرده و انرژی آزاد شده در این همجوشی منبع انرژی ستارگان را تأمین می‌کند، یا می‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سنگینتر از طریق واپاشی به هسته‌های سبکتر تبدیل شده و انرژی آزاد شده از این واپاشیها انرژی ستارگان را تأمین می‌کند. مرگ ستارگان سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد. http://images6.theimagehosting.com/C3-21-A 095.th.jpg (http://server6.theimagehosting.com/image.php?img=C3-21-A 095.jpg) Mohammad Hosseyn25-06-2006, 02:12 PMهنگامي كه ستاره پر جرمي به شكل ابر نواختر منفجر مي شود، شايد هسته اش سالم بماند. اگر هسته بين 4/1 تا 3 جرم خورشيدي باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله كوتوله سفيد متراكم مي كند تا اين كه پروتونها و الكترونها براي تشكيل نوترونها به يكديگر فشرده شوند. اين نوع شيء سماوي ستاره نوتروني سایت ما را در گوگل محبوب کنید با کلیک روی دکمه ای که در سمت چپ این منو با عنوان +1 قرار داده شده شما به این سایت مهر تأیید میزنید و به دوستانتان در صفحه جستجوی گوگل دیدن این سایت را پیشنهاد میکنید که این امر خود باعث افزایش رتبه سایت در گوگل میشود

این صفحه را در گوگل محبوب کنید

[ارسال شده از: سایت ریسک]

[مشاهده در: www.ri3k.eu]

[تعداد بازديد از اين مطلب: 366]