ستاره
مقدمه
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 هنگامی‌که 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 عظیمی‌است 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 عظیمی‌است 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 لگاریتمی‌از 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
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
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.
- فهرست مطالب
- مقدمه 4
- نحوه تشکیل ستاره 5
- مقیاس قدری. 5
- روشنایی ستاره 5
- رنگ ستارگان. 6
- طیف ستارگان. 6
- اندازه گیری دمای ستارگان. 6
- اندازه گیری فراوانی عناصر در ستارگان. 7
- جرم ستارگان. 7
- منابع انرژی ستارگان. 7
- انرژی پتانسیل گرانشی. 7
- انرژی حرارتی. 8
- انرژی هسته‌ای. 8
- مرگ ستارگان. 8
- انواع ستاره شناسی. 9
- مشاهده ستارگان. 9
- تولد ستارگان. 10
- فرضیات جدید درباره چگونگی تولد ستارگان. 10
- گره‌های درخشان سفید و آبی ستارگان تازه تولد یافته 11
- آتش بازی کیهانی. 12
- زندگی ستاره 12
- دید کلی. 12
- ستاره بعد از تولد. 13
- سحابی سیاره‌ای. 13
- تأثیر نیروی گرانش بر زندگی ستارگان. 13
- مراحل مختلف زندگی ستاره 14
- تشکیل کوتوله سفید. 14
- تشکیل ستاره نوترونی. 14
- تشکیل تپ اختر 15
- تشکیل ابرنواختر 15
- تشکیل سیاهچاله‌ها 15
- عقاید انسانها در مورد ستارگان. 15
- ستارگان کم جرم و پرجرم 16
- ستارگان کم جرم 16
- ستارگان پرجرم 16
- انفجار ستارگان. 17
- انبساط جهان. 18
- مرحله تشکیل هلیوم 18
- نور و طیف ستارگان. 19
- کشفیات هابل. 20
- نظریه نسبیت انیشتین و مدلهای کیهانی. 20
- شواهد تجربی نظریه پردازان انفجار بزرگ.. 22
- سن جهان. 23
- مرگ ستاره 24
- گرانش یک ستاره 24
- مراحل مرگ ستاره 25
- ستاره نوترونی. 25
- مرگ ستاره نوترونی. 25
- سیاهچاله‌ها 25
- منابع و مآخذ. 26
قسمت‌هایی از این مقاله حذف شده و نسخه کامل آن فقط در فایل‌های word و Pdf موجود هستند.
لطفا برای دریافت نسخه کامل این مقاله فایل‌های word و pdf را دانلود نمائید.
با خرید این محصول فایل word و PDF مربوط به این مقاله را دریافت خواهید کرد.
لینک دانلود بی‌درنگ پس از پرداخت نمایش داده شده و فایل فشرده مربوط به این مقاله آماده دانلود خواهد بود.
تعداد صفحات: 26 صفحه | حجم فایل: کمتر از 1 مگابایت | فونت استفاده شده: B Zar | به همراه صفحه اول
رمز فایل فشرده: www.4goush.net
