بازی آنلاین
آپلود عکس
31-05-2015، 18:55
قبل از توضیح بهتر است در مورد اینکه ستارگان چگونه متولد میشوند کوتاه اشاره ای کنیم .
همه ستارگان مرگ یکسانی ندارند و همه سرنوشت انها بستگی به جرم انها دارند . توده گازی و پرجرم و بزرگ را در نظر بگیرید این توده تحت نیروی گرانش خودش شروع به فشرده شدن میکند . در اثر فشردگی دمای ان نیز افزایش میابد . هنگامی که دمای مرکزی چنین توده گازی فشرده ای به حدود 10 میلیون درجه کلوین میرسد هیدروژن گازی یونیذه شده و بصورت پلاسمای از یون های مثبت {هسته های هیدروژن } و الکترون ها در میاید .
برخورد هسته های هیدروژن در دما و انرژی بالا باعث همجوشی هسته ای و تولید مقداری زیادی انرژی میشود . فرایند جوش هسته ای تنها در مرکز توده فشرده شده گازی رخ میدهد
انرژی ازاد شده در همجوشی هسته ای به صورت تابش گسیل میشود . در این حالت میگوییم ستاره ای متولد شده است . مثلا در مورد خورشید خودمان در اثر انقباض اولیه ابر گازی در 15 میلیون سال طول کشید و بعد از ان نور افشانی خورشید اغاز شد { خورشید و منظومه شمسی ما 4.6 میلیارد سال سن دارند و احتمالا تا 5 میلیارد سال دیگر خورشید به سوختن هیدروژن ادامه میدهد سپس میمیرد }
بازه زمانی زندگی یک ستاره مثل هم نیست . هر چه ستاره ای پرجرم تر باشد هیدروژنش سریعتر میسوزد دمایش بالاتر میرود درخشندگیش بیشتر میشود و عمر کوتاه تری دارد .
پس از اینکه هیدرژن ستاره یا تموم شود در اثر همجوشی هسته ای انگاه بیشتر قسمتهای هسته ی ستاره را هلیوم تشکیل خواهد داد .
در این حالت ستاره تحت جاذبه خودش بیشتر متراکم میشود و دمای مرکز ان بیشتر و تا صد میلیون درجه نیز میرسد در این حالت هسته های هلیوم بهم پیوسته و کربن ساخته میشود .
ر ادامه زنجیره این واکنشهای هسته ای ادامه دارد تا عناصر سنگین تر در قلب ستاره تشکیل شود . مثل اکسیژن نئون سدیم منیزیم و ...
پس مرگز یک ستاره نه تنها نیروگاه هسته ای است بلکه یک کارخانه ساخت عناصر هست .
در اثر چرخش کهکشان به دور خودش افت و خیزهای چگالی باعث ایجاد موج ضربه در گازهای کیهانی میشود در راه شیری ما اثر موج ضربه ای در امتدا بازوهای کهکشانی بیشتر است و بهمین دلیل بیشتر ستارگان جان در این نواحی متولد میشوند . . موج ضربه ای دمای محیطی را که در ان سیر میکند بالا میبرد . سپس در اثر تابش دمای این ناحیه گازی کوچک پایین امده و سرد میشود . پس از افت دمای ان به پایین تر از دمای محیط اطراف تراکمی بر این نواحی چگالی اعمال میشود فشار ناشی از ان باعث کم شدن حجم توده و تشکیل یک پیش ستاره میشود .
به دلیل چرخش کهکشان به دور ناحیه مرکزی خود همه گاز و غبارهای درون ان نیز همراه کهکشان دوران پیدا میکند . بهمین ترتیب پیش ستاره ایجاد شده نیز که شامل یک ابر گازی با قطر چند سال نوری است دارای گشتاور زاویه ای و چرخش میشود . سرعت چرخش این ابر گازی در فواصل مختلف از مرکز ان متفاوت است .
هنگامی که ابر گازی چگالش خودش را از اغاز کند تفاوت سرعت در نقاط مختلف ان باعث چرخش ابر گازی به دور خود میشود .
با ترام بیشتر ابر گازی و کوچک شدن شعاع ان سرعت چرخش ان رفته رفته بیشتر و بیشتر میشود . نتیجه این فرایند تشکیل یک ستاره چرخان است و این امر به دلیل بقای گشتاور زاویه ای است .
در حین چرخش پیش ستاره {ابر گازی} قسمتهای بیرونی که بستگی به کمتر و سرعت چرخش بیشتری دارند . از ان جدا میشوند و شروع به چرخش به دور خود و به دور قسمت مرکزی میکنند . این اجرام در نهایت تشکیل ستاره و دنباله دار ها میدهد .
-------------------------------------
کوتوله سفید چه نوع ستاره هایی هستند ؟
هنگامیکه سوخت ستاره ای تمام میشود گرانش باعث انقباض بیشتر ستاره و چگال تر شدن ان میشود – ستاره بسته به جرمش سرانجام متفاوتی دارد . ستارگانی که جرمشان تقریبا معادل جرم خورشید یا اندکی کمتر است احتمالا به یک توده سفید رنگی تبدیل میشوند که به ان کوتوله سفید گویند . کوتوله های سفید که تعدادشان در راه شیری زیاد است . اخرن مرحله حیات بسیاری از ستارگان هستند . در مرحله کوتوله سفید ....ستاره فشرده شده و به جسم کم نوری بان اندازه کوچک شاید اندازه سیاره ای مثل زمین تبدیل بشه و جرمش به اندازه جرم خورشید خواهد بود .
در محدوده 20 پارسکی خورشید حدود 20 کوتوله سفید یافت شده است { پارسک یک واحد نجومی است و هر پارسک تقریبا معادل 3 سال نوری است .}
اما تخمین زده میشود که در این محدوده 1000 کوتوله سفید وجود داشته باشند .
سوال : چه عاملی باعث توقف تراکم ستاره و تشکیل کوتوله سفید میشود ؟ و چطوری با وجود اینکه نور انها بسیار پایین است میتوانیم انها را از این فواصل کیهانی تخمین بزنیم ؟
پاسخ سوال اول فشار تبهگنی الکترونهاست که برخلاف جاذبه گرانشی عمل کرده و مانع رمبش بیشتر ستاره و در نتیجه توقف ان میگردد .
{{بر اساس "اصل طرد پائولی " دو الکترون نمیتواند دقیقا در یک تراز انرژی قرار گیرند . پس یعنی الکترون ها نمیتوانند هر چه قدر میخواهند به هم نزدیک شوند این یعنی که در هم فشرده شدن الکترونها حدی دارد . این ممنوعیت باعث ایجاد یک فشاری میشود که به ان " فشار تبهگنی " گویند}}
برای هر ستاره ای در هر جرمی حدی وجود دارد که به ان " حد چاندراسخار " گویند . محاسبات نشان میدهد حد جرمی چاندراسخار در حدود 1.4 برابر جرم خورشید ما است . پس اگر جرم اولیه ستاره ای کمتر از این حد باشد فشار تبهگنی میتواند باعث توقف رمبش ستاره شده و در نتیجه ایجاد یک کوتوله سفید شود . ولی اگر ستاره ای بیش از 1.5 برابر جرم خورشید ما باشد انگاه فشار تبهگنی المترونها قادر به جلوگیری رمبش ستاره نیست و انقدر چگال و فشرده میگردد تا به یک ستاره نوترونی تبدیل شود .
اما چگونه به این ستاره های کم نور پی میبریم؟
یکی از روش ها این است که در باره کوتوله های سفید که عضور منظومه های دوتایی هستند . یک سیستم دوتایی شامل دوستاره نزدیک بهم هست و تحت تاثیر گرانش یکدیگر به دور هم میچرخند – در راه شیری نیز نیمی از ستارگان در منظومه هایی دوتایی هستند . حال اگر یک ستاره کوتوله سفید در منظومه دوتایی باشد و همتایش یک ستاره معمولی باشد از روی جرم و دوره حرکت و شعاع دوران ستاره روشن میتوان مشخصات همدم نامرئی ان از جمله جرم ان را بدست اورد . اگر جرم مربوطه از جرم خورشید ما کمتر بود انگاه میفهمیم در انجا ستاره همتا و غیر مرئی یک ستاره کوتوله سفید است .
البته برخی ازستاره های کوتوله سفید را با تلسکوپ هم میشه رصد کرد . وقتی ستارگانی به کوتوله سفید تبدیل میشوند پوسه ای از خود از دست میدهند این پوسته به تدریج به صورت یک سحابی گرد تبدیل شده و با تلسکوپ قابل روئیت هستند و به انها "سحابی سیاره ای " گوییم .
پیش بینی میشه بیش از 200 میلیون کوتوله سفید در راه شیری باشد .
--------------------------------------------
ستاره نوترونی چه نوع ستاره هایی هستند ؟
در قسمت پیش تقریبا توضیح دادیم زمینه تشکیل یک ستاره نوترونی چیست ؟ اگر نیروی جاذبه گرانشی در هسته در حال رمبش یک ستاره انقدر قوی باشد که حتی فشار تبهگنی الکترون ها نیز نتواند در مقابل رمبش مقاومت نماید الکترون ها و پروتونها ناگزیر بهم پیوسته و تشکیل نوترون میدهند در نتیجه انجه باقی میماند تنها از نوترون ساخته شده است . توده نوترونی حاصل نیز به رمبش خودش ادامه میدهد تا زمانیکه فشار تبهگنی نوترونها به اندازه ای برسد که بتواند جاذبه گرانشی را تعادل سازد .
در این حالت رمبش متوقف خواهد شد و ساختار در حال تعادل یک ستاره نوترونی است .
رمبش ستاره بسیار سریع اتفاق میافتد همچنان که هسته با تشکیل ستاره نوترونی در خود فرو میرود انرژی جنبشی این لایه ها ی رمبنده توسط امواج ضربه ای به حرارت تبدیل میشود .
بخشی از این حرارت به لایه های بیرونی منتقل میشود و باعث انبساط و انفجار لایه های بیرونی میگردد این ستاره در حال انفجار را یک "ابرنواختر " گوییم .
هنگام روی دادن چنین ابرنواخترهایی درخشش ان حتی برای مدتی از درخشش کل کهکشان بیشتر خواهد شد .
یک ستاره نوترونی در صورتی تشکیل میشود که ستاره قبلی خود جرمی بین 1.5-2 برابر جرم خورشید ما داشته باشد . این اجرام انقدر فشرده هستند با چگالی متوسط ده به توان 14 گرم بر سانتی متر مکعب میباشند و و چگالی چنین ستاره ای میلیون میلیون مرتبه از چگالی سرب که فلز بسیار سنگینی است بیشتر است .
شعاع متوسط یک ستاره نوترونی 10-20 کیلومتر است . این نوع ستارگان دارای هسته ای مایع هستند . پوسته ای از جنس ابر مایع نوترونی و هسته ای سنگین اطراف خود دارند .
میدان مغناطیسی شدیدی دارند . .. میدانیم هر چه ستاره فشرده تر بشه سرعت دورانش بیشتر میشه مثلا سرعت دوران خورشید ما 27 روز یک بار میباشد . شدت میدان مغناطیسی یک ستاره نوترونی یک میلیارد برابر میدان زمین است .
همچنین ستاره های نوترونی "تپ های رادیویی " با شدت متغیر و در فواصل زمانی منظم تولید میکنند این تپ اختر ها را (هوش و بل در سال 1968 در رصد خانه ملارد کمبریج) کشف کردند .
منشا این تپ های رادیویی به این گونه است که میدان مغناطیسی ستاره نوترونی به الکترون های اطراف ستاره شتاب میدهد و این الکترون ها پرتوهای رادیویی گسیل میکند الگوی تابش همراه با ستاره میچرخد و تنها زمانی که راستای گسیل به طرف زمین باشد به ما میرسد . امروزه بیش از هزار تپ اختر در راه شیری کشف شده .
.
هوش فرازمینی
همه ستارگان مرگ یکسانی ندارند و همه سرنوشت انها بستگی به جرم انها دارند . توده گازی و پرجرم و بزرگ را در نظر بگیرید این توده تحت نیروی گرانش خودش شروع به فشرده شدن میکند . در اثر فشردگی دمای ان نیز افزایش میابد . هنگامی که دمای مرکزی چنین توده گازی فشرده ای به حدود 10 میلیون درجه کلوین میرسد هیدروژن گازی یونیذه شده و بصورت پلاسمای از یون های مثبت {هسته های هیدروژن } و الکترون ها در میاید .
برخورد هسته های هیدروژن در دما و انرژی بالا باعث همجوشی هسته ای و تولید مقداری زیادی انرژی میشود . فرایند جوش هسته ای تنها در مرکز توده فشرده شده گازی رخ میدهد
انرژی ازاد شده در همجوشی هسته ای به صورت تابش گسیل میشود . در این حالت میگوییم ستاره ای متولد شده است . مثلا در مورد خورشید خودمان در اثر انقباض اولیه ابر گازی در 15 میلیون سال طول کشید و بعد از ان نور افشانی خورشید اغاز شد { خورشید و منظومه شمسی ما 4.6 میلیارد سال سن دارند و احتمالا تا 5 میلیارد سال دیگر خورشید به سوختن هیدروژن ادامه میدهد سپس میمیرد }
بازه زمانی زندگی یک ستاره مثل هم نیست . هر چه ستاره ای پرجرم تر باشد هیدروژنش سریعتر میسوزد دمایش بالاتر میرود درخشندگیش بیشتر میشود و عمر کوتاه تری دارد .
پس از اینکه هیدرژن ستاره یا تموم شود در اثر همجوشی هسته ای انگاه بیشتر قسمتهای هسته ی ستاره را هلیوم تشکیل خواهد داد .
در این حالت ستاره تحت جاذبه خودش بیشتر متراکم میشود و دمای مرکز ان بیشتر و تا صد میلیون درجه نیز میرسد در این حالت هسته های هلیوم بهم پیوسته و کربن ساخته میشود .
ر ادامه زنجیره این واکنشهای هسته ای ادامه دارد تا عناصر سنگین تر در قلب ستاره تشکیل شود . مثل اکسیژن نئون سدیم منیزیم و ...
پس مرگز یک ستاره نه تنها نیروگاه هسته ای است بلکه یک کارخانه ساخت عناصر هست .
در اثر چرخش کهکشان به دور خودش افت و خیزهای چگالی باعث ایجاد موج ضربه در گازهای کیهانی میشود در راه شیری ما اثر موج ضربه ای در امتدا بازوهای کهکشانی بیشتر است و بهمین دلیل بیشتر ستارگان جان در این نواحی متولد میشوند . . موج ضربه ای دمای محیطی را که در ان سیر میکند بالا میبرد . سپس در اثر تابش دمای این ناحیه گازی کوچک پایین امده و سرد میشود . پس از افت دمای ان به پایین تر از دمای محیط اطراف تراکمی بر این نواحی چگالی اعمال میشود فشار ناشی از ان باعث کم شدن حجم توده و تشکیل یک پیش ستاره میشود .
به دلیل چرخش کهکشان به دور ناحیه مرکزی خود همه گاز و غبارهای درون ان نیز همراه کهکشان دوران پیدا میکند . بهمین ترتیب پیش ستاره ایجاد شده نیز که شامل یک ابر گازی با قطر چند سال نوری است دارای گشتاور زاویه ای و چرخش میشود . سرعت چرخش این ابر گازی در فواصل مختلف از مرکز ان متفاوت است .
هنگامی که ابر گازی چگالش خودش را از اغاز کند تفاوت سرعت در نقاط مختلف ان باعث چرخش ابر گازی به دور خود میشود .
با ترام بیشتر ابر گازی و کوچک شدن شعاع ان سرعت چرخش ان رفته رفته بیشتر و بیشتر میشود . نتیجه این فرایند تشکیل یک ستاره چرخان است و این امر به دلیل بقای گشتاور زاویه ای است .
در حین چرخش پیش ستاره {ابر گازی} قسمتهای بیرونی که بستگی به کمتر و سرعت چرخش بیشتری دارند . از ان جدا میشوند و شروع به چرخش به دور خود و به دور قسمت مرکزی میکنند . این اجرام در نهایت تشکیل ستاره و دنباله دار ها میدهد .
-------------------------------------
کوتوله سفید چه نوع ستاره هایی هستند ؟
هنگامیکه سوخت ستاره ای تمام میشود گرانش باعث انقباض بیشتر ستاره و چگال تر شدن ان میشود – ستاره بسته به جرمش سرانجام متفاوتی دارد . ستارگانی که جرمشان تقریبا معادل جرم خورشید یا اندکی کمتر است احتمالا به یک توده سفید رنگی تبدیل میشوند که به ان کوتوله سفید گویند . کوتوله های سفید که تعدادشان در راه شیری زیاد است . اخرن مرحله حیات بسیاری از ستارگان هستند . در مرحله کوتوله سفید ....ستاره فشرده شده و به جسم کم نوری بان اندازه کوچک شاید اندازه سیاره ای مثل زمین تبدیل بشه و جرمش به اندازه جرم خورشید خواهد بود .
در محدوده 20 پارسکی خورشید حدود 20 کوتوله سفید یافت شده است { پارسک یک واحد نجومی است و هر پارسک تقریبا معادل 3 سال نوری است .}
اما تخمین زده میشود که در این محدوده 1000 کوتوله سفید وجود داشته باشند .
سوال : چه عاملی باعث توقف تراکم ستاره و تشکیل کوتوله سفید میشود ؟ و چطوری با وجود اینکه نور انها بسیار پایین است میتوانیم انها را از این فواصل کیهانی تخمین بزنیم ؟
پاسخ سوال اول فشار تبهگنی الکترونهاست که برخلاف جاذبه گرانشی عمل کرده و مانع رمبش بیشتر ستاره و در نتیجه توقف ان میگردد .
{{بر اساس "اصل طرد پائولی " دو الکترون نمیتواند دقیقا در یک تراز انرژی قرار گیرند . پس یعنی الکترون ها نمیتوانند هر چه قدر میخواهند به هم نزدیک شوند این یعنی که در هم فشرده شدن الکترونها حدی دارد . این ممنوعیت باعث ایجاد یک فشاری میشود که به ان " فشار تبهگنی " گویند}}
برای هر ستاره ای در هر جرمی حدی وجود دارد که به ان " حد چاندراسخار " گویند . محاسبات نشان میدهد حد جرمی چاندراسخار در حدود 1.4 برابر جرم خورشید ما است . پس اگر جرم اولیه ستاره ای کمتر از این حد باشد فشار تبهگنی میتواند باعث توقف رمبش ستاره شده و در نتیجه ایجاد یک کوتوله سفید شود . ولی اگر ستاره ای بیش از 1.5 برابر جرم خورشید ما باشد انگاه فشار تبهگنی المترونها قادر به جلوگیری رمبش ستاره نیست و انقدر چگال و فشرده میگردد تا به یک ستاره نوترونی تبدیل شود .
اما چگونه به این ستاره های کم نور پی میبریم؟
یکی از روش ها این است که در باره کوتوله های سفید که عضور منظومه های دوتایی هستند . یک سیستم دوتایی شامل دوستاره نزدیک بهم هست و تحت تاثیر گرانش یکدیگر به دور هم میچرخند – در راه شیری نیز نیمی از ستارگان در منظومه هایی دوتایی هستند . حال اگر یک ستاره کوتوله سفید در منظومه دوتایی باشد و همتایش یک ستاره معمولی باشد از روی جرم و دوره حرکت و شعاع دوران ستاره روشن میتوان مشخصات همدم نامرئی ان از جمله جرم ان را بدست اورد . اگر جرم مربوطه از جرم خورشید ما کمتر بود انگاه میفهمیم در انجا ستاره همتا و غیر مرئی یک ستاره کوتوله سفید است .
البته برخی ازستاره های کوتوله سفید را با تلسکوپ هم میشه رصد کرد . وقتی ستارگانی به کوتوله سفید تبدیل میشوند پوسه ای از خود از دست میدهند این پوسته به تدریج به صورت یک سحابی گرد تبدیل شده و با تلسکوپ قابل روئیت هستند و به انها "سحابی سیاره ای " گوییم .
پیش بینی میشه بیش از 200 میلیون کوتوله سفید در راه شیری باشد .
--------------------------------------------
ستاره نوترونی چه نوع ستاره هایی هستند ؟
در قسمت پیش تقریبا توضیح دادیم زمینه تشکیل یک ستاره نوترونی چیست ؟ اگر نیروی جاذبه گرانشی در هسته در حال رمبش یک ستاره انقدر قوی باشد که حتی فشار تبهگنی الکترون ها نیز نتواند در مقابل رمبش مقاومت نماید الکترون ها و پروتونها ناگزیر بهم پیوسته و تشکیل نوترون میدهند در نتیجه انجه باقی میماند تنها از نوترون ساخته شده است . توده نوترونی حاصل نیز به رمبش خودش ادامه میدهد تا زمانیکه فشار تبهگنی نوترونها به اندازه ای برسد که بتواند جاذبه گرانشی را تعادل سازد .
در این حالت رمبش متوقف خواهد شد و ساختار در حال تعادل یک ستاره نوترونی است .
رمبش ستاره بسیار سریع اتفاق میافتد همچنان که هسته با تشکیل ستاره نوترونی در خود فرو میرود انرژی جنبشی این لایه ها ی رمبنده توسط امواج ضربه ای به حرارت تبدیل میشود .
بخشی از این حرارت به لایه های بیرونی منتقل میشود و باعث انبساط و انفجار لایه های بیرونی میگردد این ستاره در حال انفجار را یک "ابرنواختر " گوییم .
هنگام روی دادن چنین ابرنواخترهایی درخشش ان حتی برای مدتی از درخشش کل کهکشان بیشتر خواهد شد .
یک ستاره نوترونی در صورتی تشکیل میشود که ستاره قبلی خود جرمی بین 1.5-2 برابر جرم خورشید ما داشته باشد . این اجرام انقدر فشرده هستند با چگالی متوسط ده به توان 14 گرم بر سانتی متر مکعب میباشند و و چگالی چنین ستاره ای میلیون میلیون مرتبه از چگالی سرب که فلز بسیار سنگینی است بیشتر است .
شعاع متوسط یک ستاره نوترونی 10-20 کیلومتر است . این نوع ستارگان دارای هسته ای مایع هستند . پوسته ای از جنس ابر مایع نوترونی و هسته ای سنگین اطراف خود دارند .
میدان مغناطیسی شدیدی دارند . .. میدانیم هر چه ستاره فشرده تر بشه سرعت دورانش بیشتر میشه مثلا سرعت دوران خورشید ما 27 روز یک بار میباشد . شدت میدان مغناطیسی یک ستاره نوترونی یک میلیارد برابر میدان زمین است .
همچنین ستاره های نوترونی "تپ های رادیویی " با شدت متغیر و در فواصل زمانی منظم تولید میکنند این تپ اختر ها را (هوش و بل در سال 1968 در رصد خانه ملارد کمبریج) کشف کردند .
منشا این تپ های رادیویی به این گونه است که میدان مغناطیسی ستاره نوترونی به الکترون های اطراف ستاره شتاب میدهد و این الکترون ها پرتوهای رادیویی گسیل میکند الگوی تابش همراه با ستاره میچرخد و تنها زمانی که راستای گسیل به طرف زمین باشد به ما میرسد . امروزه بیش از هزار تپ اختر در راه شیری کشف شده .
.
هوش فرازمینی
![[-]](http://www.flashkhor.com/forum/images/collapse.gif "[-]")
