تبلیغات
دانایی - انواع ستاره
 
دانایی
                                                        
درباره وبلاگ


مدیر وبلاگ : امیر مسعود قضایی
نظرسنجی
لطفا نظر بدهید








برچسبها
آمار وبلاگ
  • کل بازدید :
  • بازدید امروز :
  • بازدید دیروز :
  • بازدید این ماه :
  • بازدید ماه قبل :
  • تعداد نویسندگان :
  • تعداد کل پست ها :
  • آخرین بازدید :
  • آخرین بروز رسانی :
دوشنبه 22 دی 1393 :: نویسنده : امیر مسعود قضایی

انواع ستاره

ستارگان اجرامی هستند آسمان ی که دارای منبع انرژی بوده (به سه صورت انرژی گرانشی ، حرارتی و هسته ای) و این انرژی را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطیسی خرج می کند(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 می کند، مقداری از ماده خویش را مصرف می کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می درخشند.

در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می دهند 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 می کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشهود نمی افتد.

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 ملاحظه ای 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 می دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای 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 می کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده های عظیم گازی را بوجود می آورند که تحت عنوان پیش ستاره ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می شوند. بسیاری از این توده ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می رود.

● مقیاس قدری

همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می شود، تقسیم شده اند. 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 ۱۶ - ۱ 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) ۲.۵logL + 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 می کنند که قدر ستاره &#۹۴۵; 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 می گیرند 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. ستاره های آبی ، سفید ، زرد و قرمز در این سری هستند.
● دمای ستارگان
▪ دمای سطح ستارگان داغ آبی رنگ ، ۲۰۰۰۰ درجه کلوین است. آنها بسیار سنگینتر و داغتر هستند.
▪ دمای سطح ستارگان سفید در حدود ۹۰۰۰ درجه کلوین است.
▪ ستارگان زرد ، سرد هستند و دمایشان به ۶۰۰۰ درجه کلوین می رسد.

▪ خورشید ما ، یکی از ستارگان زرد سری اصلی است. دما در سطح خورشید ۶۰۰۰ درجه کلوین است. بنابراین انتظار می رود که دما در مرکز خورشید به مراتب از ۲x۱۰۶ درجه کلوین بیشتر باشد.
▪ ستارگان قرمز ، کوچکترین و سردترین ستارگان اصلی هستند و دمایشان میان ۲۲۰۰ تا ۲۷۰۰ 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 لایه های بیرونی ستاره ، ماده به انرژی تبدیل می شود. رنگ غولها ممکن است قرمز یا زرد باشد. ابرغولها به رنگ سفید ، آبی ، زرد یا قرمز هستند. آنها کمیابتر از غولها هستند.
● کوتوله های سفید
کوتوله های سفید نیز در بیرون سری اصلی واقع هستند. آنها کم نور بوده و ماده بسیار فشرده ای دارند. شانزده و نیم سانتیمتر مکعب از ماده آنها حدود یک تن جرم دارد. در این ستاره ها تغییرات انرژی بسیار کمی صورت می گیرد.
● 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 می یابد و سپس به تدریج به حالت اول بر می گردد. به نظر می رسد که نواختر مرحله ای است که ستاره فرو می ریزد تا به کوتوله سفید تبدیل 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 می پراکنند. 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 می شود.
دمای سطح ستاره به هنگام انقباض ، افزایش می یابد. اختلاف دما در این حالت از ۷۰۰ تا ۱۲۰۰ درجه کلوین است. قیفاووسیهایی که دوره تناوبشان بلند است، نورانی هستند و برعکس ، آنهایی که دوره تناوب کوتاهتری دارند ، کم نور و کوچک اند. از اینرو ، اخترشناسان می توانند از دوره تناوب قیفاووسیها به نورانیت واقعی آنها پی ببرند و به عنوان مقیاسی برای اندازه گیری فاصله مورد استفاده قرار دهند.
● دوتاییهای گرفتگی
دوتاییهای گرفتگی منظومه هایی از دو یا چند ستاره هستند که به دور مرکز جرم مشترکشان می گردند. 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 می گذرد، جلو نور آن را می گیرد و از اینرو ستاره بزرگ کم نور دیده می شود.





نوع مطلب :
برچسب ها :
لینک های مرتبط :




چهارشنبه 30 فروردین 1396 06:59 ق.ظ
You actually make it appear really easy together with your
presentation but I in finding this matter to be really one thing that I feel I would by no means understand.
It kind of feels too complicated and extremely broad for me.
I am looking forward to your next submit, I'll attempt to get the grasp of it!
 
لبخندناراحتچشمک
نیشخندبغلسوال
قلبخجالتزبان
ماچتعجبعصبانی
عینکشیطانگریه
خندهقهقههخداحافظ
سبزقهرهورا
دستگلتفکر