ستاره

[رزیتا]

ستاره




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).

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 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

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.

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:



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.

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.

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.

[رزیتا]

طیف ستاره

نور ستاره پس از جمع‌آوری بوسیله تلسکوپ ، توسط دستگاهی به نام طیف نگار تجزیه می‌شود و نتایج آن به صورت عکس یا نوار کامپیوتری ثبت می‌شود. اخترشناسان با مطالعه این نتایج می‌‌توانند به اطلاعات ارزشمندی در مورد ستاره‌ها دست یابند.
نگاه اجمالی

در تاریکی شب ، نور ستارگان چقدر بی‌ارزش به نظر می‌رسد! ولی هر کدام از این پرتوهای ضعیف اطلاعات زیادی در مورد خاستگاه خود دارند. اخترشناسان روش خواندن پیامهای نور ستارگان را فراگرفته‌اند. آنها به ما می‌گویند که ستارگان از چه درست شده‌اند، به چه بزرگی هستند، چه گرمایی دارند و چگونه حرکت می‌کنند؟
طیف نگار

قبل از آن که بتوان به اطلاعات نور ستاره پی برد، باید رمز آن را کشف کرد. در وهله اول نوری که از ستاره می‌رسد، بوسیله تلسکوپ جمع‌آوری و متمرکز می‌شود. بعد دستگاه ویژه‌ای که به تلسکوپ نصب شده‌است، نور را تجزیه می‌کند. این دستگاه طیف نگار نام دارد. سرانجام نتیجه‌های حاصل بصورت عکس یا نوار کامپیوتری ثبت می‌شود.

امواج نوری

غالبا نور را در قالب امواج تعریف می‌کنند. نور واقعا به شکل موج حرکت می‌کند و امواج آن به قدری کوچک هستند که هزاران عدد در یک میلیمتر جا می‌گیرند. امواج نورانی ، امواج انرژی هستند و قادرند در خلا حرکت کنند. جانوران برای آشکار سازی آن از چشم خود استفاده می‌کنند. ما می‌توانیم چیزهایی مانند خورشید ، ستارگان و لامپ الکتریکی را ببینیم که از خود انرژی منتشر می‌کنند و نیز قادریم اجسامی را ببینیم که مانند سیاره‌ها و بدن خودمان ، نور را منعکس می‌کنند. امواج نور اندازه‌های گوناگونی دارند، برخی بلندتر و برخی کوتاهتر ، ما اختلاف اندازه امواج نور را از روی رنگهای مختلف تشخیص می‌دهیم.


شیوه‌های مختلف بدست آوردن طیف ستارگان

• آمیزه‌های مختلفی از امواج نورانی ، رنگهای مختلفی را بوجود می‌آورند. در رنگین کمان می‌توان دید که چگونه امواج مختلف رنگهای متفاوت دارند. نور سرخ طولانی‌ترین و نور بنفش کوتاه‌ترین طول موجها دارند. درخشش نور خورشید از میان قطره‌های باران سبب تشکیل رنگین کمان می‌شود. قطره‌های آب نور خورشید را به گستره‌ای از رنگها به نام طیف تجزیه می‌کند.
• بدون باران هم می‌توان طیف هر دسته نور را بدست آورد، منشور شیشه‌ای ، نور را به رنگهای رنگین کمان تجزیه می‌کند.
• روش دیگری برای تهیه طیف از یک تکه شیشه مسطح است که تعداد زیادی خط نزدیک به هم در روی آن حکاکی شده باشد، این وسیله را توری پراش می‌نامند.

طیف جذبی

درون طیف نگار یک منشور یا یک توری پراش نور ستاره را به گستره‌ای از رنگها تجزیه می‌کند. این رنگها ویژگیهای متغیری در ستارگان گوناگون دارند. مثلا ، ستارگان سرد نور سرخ بیشتری نسبت به آبی یا بنفش گسیل می‌کنند، به همین دلیل سرخ دیده می‌شوند. ستارگان داغ تقریبا تمام رنگهای طیف را منتشر می‌کنند، ترکیبی از تمام رنگها سفید یا آبی دیده می‌شود. در رنگهای ویژه‌ای از طیف ستارگان شکافهای باریکی به چشم می‌خورد که نور بسیار کمی دارند، انگار در زمینه پیوسته رنگین کمان ، خطوط سیاهی بوجود آمده است که آنها را خطوط جذبی می‌نامند.


دلایل اهمیت خطوط طیفی

اهمیت خطوط طیفی بسیار زیاد است، زیرا از تعداد و مکان آنها می‌توان فهمید که چه گازهایی در ستارگان وجود دارند. هنگامی که نور از ستاره گسیل می‌شود، گازهای مختلف ، رنگهای مختلفی را جذب می‌کنند. هر نوع گاز اثر انگشت خود را به صورت خطهای باریکی در طیف نقش می‌زند و در نتیجه تشخیص نوع گاز میسر می‌شود. از مطالعه خطوط جذبی معلوم شده است که ستارگان اساسا از هیدروژن تشکیل یافته‌اند. عناصر دیگری مانند اکسیژن ، سیلیسیم ، آهن و نیکل تنها یک درصد از ماده ستاره‌های معمولی را تشکیل می‌دهند.

طیف خورشید

تکامل بشر در روی زمین ، زیر نور خورشید صورت گرفته است، در نتیجه چشمهای ما به گستره رنگهای نوری که از خورشید گسیل می‌شود، بسیار حساس است، ولی گونه‌های دیگری از نور وجود دارد که آنها را با چشم نمی‌توان آشکار کرد. هر نوع تابش به نام مخصوصی خوانده می‌شود، اما همه شبیه نور هستند و فقط موجهایی با اندازه‌های مختلف دارند. همه پرتوهای گاما ، ماورای بنفش ، مادون قرمز ، میکروموج و امواج رادیویی ، بخشی از خانواده تابش الکترومغناطیسی را تشکیل می‌دهند. تمام این پرتوها از اجسام گوناگونی در فضا می‌توانند گسیل شوند، ولی برای آشکار سازی آنها تلسکوپهای مخصوص باید بکار برد.

[رزیتا]

انفجار ستارگان

مقدمه

تمامی جهان ما محدود به یک هسته بود. به عنوان یک شگفتی ، باید دانست که این لحظه‌ قبل از خلقت است، وقتی که زمان و فضا وجود نداشت. با توجه به فلسفه‌ انتظام گیتی که جهان ما را توصیف می‌کند، یک انفجار غیر قابل توصیف ، با ترلیون درجه حرارات ، بسیار شدید ، نه ‌تنها باعث تشکیل ذرات درون مولکولی بنیادی و در نتیجه ماده و انرژی شد؛ بلکه فضا و زمان را هم بوجود آورد. نظریه ‌پردازان این فلسفه با توجه به مشاهدات همکاران منجم خود، توانستند توالی زمانی حوادث را که انفجار بزرگ نامگذاری شد، معین کنند.

نظریه‌ کوانتوم بیان می‌دارد که ۱۰ تا ٤۳ ثانیه بعد از انفجار ، ٤ نیروی طبیعت: قوی هسته‌ای ، ضعیف هسته‌ای ، الکترومغناطیس و گرانش ، به‌ هم ‌پیوسته و یک نیروی برتر را تشکیل دادند. ذرات ابتدایی به نام کوارک ، به صورت سه‌تایی به‌ هم متصل شدند و فوتون ، پوزیترون و نوترینو را در کنار ضد ذره‌ آنها تشکیل دادند. در این مرحله پروتون و نوترون در مقادیر جزئی وجود داشتند، یعنی تقریبا یکی به ازای یک بیلیون فوتون ، نوترینو یا الکترون. به نظر می‌رسد چگالی جهان در اولین لحظه‌ی پیدایش حیات ، بوده که اکثریت آن به‌ صورت تابش بوده ‌است. به ازای هر یک بیلیون جفت از این ذرات سنگین (هادرون) که خلق شده‌ بودند، یکی به علت برخورد ذره نابود شده و بقیه ذرات بخش عمده‌ی جهان کنونی ما را تشکیل دادند.

انبساط جهان

در طی این پیدایش و نابودی ذرات ، جهان با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت نور در حال گسترش بود. جهان در کمتر از یک هزارم ثانیه حداقل صد برابر شد، یعنی از اندازه‌ یک هسته به پهنای ۱۰۳۵متر رسید؛ که به این عصر تورم گویند. این تورم متقارن جهان که تقریبا بطور کامل هموار بود در عرض۱۰ تا ۳۵ ثانیه پایان یافت. نظریه ‌پردازان می‌گویند که اگر این تغییر اندک در پخش چگالی مواد حاصل نمی‌شد، کهکشانها نمی‌توانستند شکل بگیرند. در این لحظه ، جهان یک پلاسمای یونیزه بود که در آن ماده و تابش جدا نشدنی بودند. به علاوه ، ذره و ضد ذره به یک میزان موجود بودند. نسبت نوترونها و پروتونها گر چه اندک ، ولی مساوی بود. وقتی که سن جهان به یک صدم ثانیه رسید، نوترونهای قدیمی به میزان زیادی شروع به ازبین رفتن کردند، این باعث شد که الکترونها و پروتونهای آزاد بتوانند با بقیه‌ ذرات ترکیب شوند.

در حقیقت ، نوترونهای باقیمانده به پروتونها پیوسته و هیدروژن سنگین (دوتریم) را تشکیل دادند. این هسته‌ها باهم جفت‌ شده و هسته‌ هلیوم را بوجود آوردند. تشکیل ماده از انرژی با تبدیل فوتونها به باریونها و ضد باریونها میسر شد که در نهایت نابود شدنشان آنها را به انرژی خالص تبدیل کرد. در نتیجه‌ این برخوردها و نابودی‌ها ، ماده دیگر نمی‌توانست بیش از چند نانو ثانیه قبل از اینکه بمباران الکترونی این فوتونها را پراکنده ‌کند، دوام بیاورد. مثل آبی که درون اسفنج به دام می‌افتد؛ تابش آنچنان چگال است که هیچ نوری قابل دیدن نیست. در این زمان دما تا ۱۳۱۰ درجه‌ کلوین پایین آمد و قوی هسته‌ای ، ضعیف هسته‌ای و الکترومغناطیس توانستند نیروی خود را اعمال کنند، به این عصر آخرین پراکندگی می‌گویند.
مرحله تشکیل هلیوم

وقتی ‌که ابر گازی یک ثانیه بعد از انفجار اولیه گسترش یافت و دمای جهان ما ده‌ بیلیون درجه کاهش یافت، فوتونها دیگر انرژی لازم برای تولید ماده یا تبدیل انرژی به ماده را نداشتند. بعد از سه دقیقه و حرارت یک ‌بیلیون درجه ، سرعت پروتونها و نوترونها تا حدی کاهش یافت که ساخت هسته بتواند انجام گیرد. دو پروتون و دو نوترون به ‌هم ‌پیوسته و هسته‌ هلیوم را تشکیل دادند. به ازای هر هسته‌ هلیوم که تشکیل شد، حدود ده پروتون باقی ماند و در نتیجه ۲۵ درصد از جهان از هلیوم تشکیل شد. مرحله‌ مهم بعدی توسعه در عرض ۳۰دقیقه بعد اتفاق افتاد؛ که در طی آن بر اثر نابودی جفتهای الکترون - پوزیترون ، تولید فوتونها افزایش یافت. این حقیقت که در شروع جهان ، الکترونها کمی از پوزیترونها بیشتر بوده‌اند؛ اطمینان می‌دهد که جهان ما می‌توانست راهی را که دارد بوجود آورد.

نور و طیف ستارگان

جهان در طی ۳۰۰۰۰۰ سال بعد رو به توسعه گذاشت و تا ۱۰۰۰۰درجه‌ کلوین سرد شد. این شرایط به هسته‌ هلیوم اجازه داد که الکترونهای آزاد شناور را جذب کرده و اتمهای هلیوم را تشکیل دهد. در این ضمن اتمهای هیدروژن در حال اتصال به یکدیگر و تشکیل لیتیوم بودند. در اینجا بود که چگالی جهان تا جایی رسید که نور قابل مشاهده گردید. تا این لحظه به دام افتادن فوتونها در ماده ادامه داشت. در نهایت ، این توسعه اجازه داد تا همچنانکه چگالی تابش کم و کمتر می‌شود، نور و ماده بتوانند هر کدام مسیر جداگانه‌ خود را طی کنند. درنتیجه ماده و تابش دیگر به‌ هم متصل نبوده و قدیمی‌ترین فسیلهای در جهان شکل گرفتند.

در ۱۸۱٤علم طیف ‌شناسی توسط ویلیام ولاستون پایه ‌گذاری شد، او یک فیزیکدان انگلیسی بود که به وجود تعدادی خط تیره که طیف پیوسته‌ خورشید را از هم جدا می‌کردند، پی برد. این خطها مورد توجه ژوزف فرانهوفر قرار گرفتند. وی یک عینک‌ساز و فیزیکدان آلمانی بود که با دقت محل این خطوط را مشخص کرد و سپس در۱۸۵۰دو فیزیکدان آلمانی ، گوستاو کیرخوف و رابرت بانسن ، طیف‌ بینی را پالایش کردند. آنها سپس توانستند با حرارات دادن به عنصرهای مختلف ، نور سفید تولید کنند و با استفاده از طیف‌ بینی ، عنصر مربوط به خطوط قابل مشاهده در طیف الکترومغناطیس را پیدا کردند.

در ۱۸۶۳ سر ویلیام هاگینز ، یک منجم غیر حرفه‌ای ، یک ستاره‌ نزدیک را از طریق عدسی نور شکن ۸ا ینچی خود، با یک طیف‌نما مشاهده کرد. او به آنچه در ابتدا فرض کرده‌ بود دست یافت: همان خطوط طیفی که در خورشید خودمان مشاهده شده ‌بود. در این ضمن ، کیرخوف و بانسن موفق شدند که خطوط طیفی خیلی از عناصر شامل هیدروژن ، سدیم و منیزیم را دسته‌بندی کنند. هاگینز همین خطوط طیفی را در ستاره‌های دور مشاهده کرد و بدرستی پیشنهاد کرد برخی از عناصری که کیرخوف و بانسن فهرست بندی کرده ‌بودند، از این اجرام آسمانی منشأ گرفته‌اند.

کیریستین دوپلر از استرالیا ، بیست سال قبل از آن دریافت که فرکانس یک موج صدا به مکان نسبی منبع صوت وابسته است. وقتی که یک صدا از یک مشاهده‌گر دور می‌شود، دانگ صدا کمتر می‌شود. همچنان اگر منبع در حال حرکت نباشد ولی مشاهده‌گر حرکت کند، یک تغییر متناسب در فرکانس موج صدا بوجود خواهد آمد. دوپلر تبدیلی مشابه را برای امواج نور قائل بود. تا زمانیکه آرماند فیزو ، یک فیزیکدان فرانسوی ، در ۱۸٤۸ ثابت کرد که وقتی یک جسم آسمانی از یک مشاهده‌گر دور می‌شود، خطوط طیف مرئی به سمت انتهای قرمز سیر خواهند کرد. این «تغییر به سمت قرمز» نشان داد که ستاره‌ آلفا در حال دور شدن از ما می‌باشد. چند سال بعد او توانست که سرعت شعاعی ستاره‌ آلفا را بین ۲۶ تا۳۶ مایل در ثانیه محاسبه کند.

در ۱۸۹۰ رصدخانه‌ لیک در کالیفرنیا شروع به پیدا کردن و روی نقشه کشیدن سرعت شعاعی بسیاری از ستاره‌ها و نیز سحابیهای گازدار و سیاره‌ای کرد. ستاره‌شناسان در رصدخانه‌ لیک سرعت شعاعی و سرعت جابجاییِ ٤۰۰ ستاره را اندازه‌گیری کردند. در۱۹۱۰ وستو اسلیفر سرعت جابجایی سحابی اندرومدا را۳۰۰ کیلومتر در ثانیه اندازه‌گیری کرد، یعنی ۳۰برابر بیشتر از آنچه قبلا دیده‌ شده ‌بود. ٤ سال بعد ، اسلیفر سرعت شعاعی ۱٤سحاب مارپیچی که اکثریت آنها متمایل به انتهای قرمز طیف بودند را تأیید کرد. مشاهدات اسلیفر نشان داد که اکثریت این مارپیچها -که وی اندازه‌گیری کرد- در حال دورشدن از ما هستند.

کشفیات هابل

حوالی۱۹۱۳ چند منجم و از بین آنها ادوین هابل ، از یک ستاره‌ متغیر به نام cepheid (یک ستاره که شدت آن در نوسان است) برای اندازه‌گیری نسبت درخشش و دوره‌ی آنها استفاده کردند. این می‌توانست به درستی فاصله تا هر cepheid مجاور را مشخص کند. هابل اولین منجمی بود که یک کهکشان مستقل را خارج از محدوده‌ راه شیری کشف کرد. او فاصله‌ی کهکشان اندرومدا را ۹۰۰۰۰۰ سال نوری محاسبه کرد، یعنی بزرگتر از اندازه‌ کهکشان ما. با استفاده از سرعتهای شعاعی که اسلیپر تعیین کرده ‌بود در کنار محاسبات خودش ، هابل به ارتباط بین فاصله‌ کهکشانها و سرعت شعاعی‌شان پی برد. اثبات آن قطعی بود: هر قدر که یک کهکشان از زمین دورتر باشد، سرعت جابجایی آن بیشتر می‌باشد. هابل یک مدرک انکار ناپذیر داشت مبنی بر اینکه جهان در حال گسترش بود. در ۱۹۳۶هابل اطلاعاتی در مورد کهکشانهایی که بیش از ۱۰۰میلیون سال نوری فاصله داشتند بدست آورد. تغییر به سمت قرمز در این فاصله آنقدر زیاد بود که خطوط طیفی دچار تغییر رنگ شدند.

نظریه نسبیت انیشتین و مدلهای کیهانی

همزمان با منجمان که در حال جمع‌آوری اطلاعات بر اساس مشاهداتشان بودند، نظریه‌پردازان هم مشغول ساخت مدلهایی بودند تا بتوانند نظام هستی را توضیح دهند. با توجه به نظریه‌ نسبیت انیشتین که به تازگی بیان شده‌ بود، انیشتین از اولین کسانی است که در جهت توضیح جهان فیزیکی تلاش کردند. او اعتقاد داشت که بخش ماده در جهان ایستا ، یکنواخت و همگرا می‌باشد. ولی محاسبات شخصی خود او ، درست عکس این را ثابت کرد؛ یعنی یک جهان در حال نوسان که قابلیت توسعه یا اختیار را دارد. او مطمئن بود که جهان پایدار است. انیشتین مجبور شد معادله‌ اولیه‌ خود را تصحیح کند. او اصطلاح «ثابت فلسفه‌ انتظام گیتی» را بکار برد که یک جهان کروی چهار بعدی بسته را ایجاد می‌کرد.

حوالی همین زمان یک منجم هلندی به نام ویلم دسیتر ، از نظریه‌ نسبیت انیشتین برای نظریه‌ خود در مورد جهان استفاده کرد. مدل او از این جهت بی‌همتا بود که وجود ماده در جهان را مد نظر قرار نداد. ولی او فراتر از مدل انیشتین رفت و «تغییر به سمت قرمز» را پیش‌بینی کرد. گر چه او احساس می‌کرد که این فقط یک تصور است و در آن زمان آن را به هیچ بازتابی از از اجرام آسمانی مربوط نکرد. آکادمیِ سال ۱۹۳۰هیچ یک از دو مدل را برای جهان بطور کامل نپذیرفت. سپس دبیر جامعه‌ منجمان سلطنتی در انگلستان متوجه شد که سه سال پیش از آن ، یکی از شاگردانش یک تئوری در مورد جهان مستقل از دو نیروی اصلی -در تئوری فلسفه‌ی انتظام گیتی- نوشته است. جرج لمایتر نظامی را خلق کرد که در آن جهان برای همیشه در حال گسترش بود. وقتی‌که این تئوری با چاپ در آگهی یک ژورنال ماهانه دوباره مطرح شد، تئوری مشابه دیگری که ده سال پیش بیان شده ‌بود بر سر کار آمد. الکساندر فردمن ، یک ریاضیدان روسی ، ثابت نظام انیشتین را که یک جهان ایستا را ایجاد می‌کرد، تحلیل کرد.

او بیان کرد که در صورت صفر بودن ثابت نظام ، سه امکان برای جهان وجود دارد. اگر ماده در جهان از چگالی بحرانی بزرگتر باشد، جهان در نهایت به روی خود برمی‌گردد. اگر جهان صحیح باشد، برای همیشه گسترش خواهد یافت. اگر با یک ثابت صفر در چگالی بحرانی ، جهان صاف بود، باز هم تا بی‌نهایت گسترش می‌یافت. راه حلهای لمایتر و فردمن توسط انیشتین تحلیل شده و رد شدند، تا زمانی که هابل در ۱۹۳۲ ثابت کرد که کهکشانها در حقیقت در حال پس رفتن هستند. و انیشتین ناچار شد که از مدل جهان ایستا دست بردارد. اثبات شهودی در حال گسترش بودن جهان ، در کنار مدلهای فردمن و لمایتر که یک جهان در حال گسترش را پیش‌بینی می‌کردند، نظریه‌پردازان و منجمان را باهم متفق‌النظر کرد. تنها سؤال باقیمانده این بود که اگر جهان در حال گسترش است منشأ آن از کجاست؟ لمایتر از قانون دوم ترمودینامیک به عنوان این منشأ استفاده کرد. با این فرض که گسترش جهان یک بی‌نظمی در یک سیستم می‌باشد، با توجه به منفرد بودن نوترونها ، با افزایش واضح انتروپی جهان ، هسته‌ اولیه منفجر خواهد شد. در May 1931 ، لمایتر این تئوری در مورد جهان را در ژورنال طبیعت به چاپ رساند و با انتقاد زیادی روبرو شد.

جرج کامگو با استفاده از کشفیات جدید در نظریه کوانتوم ، بیانات لمایتر را تفسیر کرد. لمایتر مدل خود را بر اساس این تئوری تنظیم کرد که یک هسته بزرگ منفجر شده و به قطعات تشکیل دهنده‌اش شکسته ‌شد. گامو اعتقاد داشت که یک هسته که علاوه بر نوترونها ، حاوی الکترونها و پروتونها هم می‌باشد، نقطه‌ شروع بوده است. به علت وجود مقدار زیادی انرژی تابشی در جهان نخستین دمای جهان می‌بایست تا حد یک بیلیون درجه کلوین بوده باشد. گامو فکر می‌کرد که وقتیکه عمر جهان ۵ دقیقه بوده ، ذراتی که در جهان موجود بوده‌اند نمی‌توانستند به‌هم بپیوندند ولی زمانی که گسترش شروع شد، دما پایین آمد و ترکیب هسته‌ای میسر شد. از آنجا که نوترونها و پروتونها توانستند به هم بپیوندند، اتمها تشکیل شدند. بعد از آن گامو فرض کرد که تمام عناصر در جهان در این زمان شکل گرفتند. ولی یک سال بعد ثابت شد که محاسبات گامو با یک بررسی دقیق جور در نمی‌آید، زیرا نشان داده شد که جرمهای اتمی ۵ و ۸نمی‌توانسته‌اند از این هسته اولیه شکل بگیرند.

برای اینکه چگالی متوسط ثابت باشد، هویل بیان کرد که ماده باید در فضاهای جدیدی که در حال گسترش است ساخته می‌شد. جهت گسترش تنها لازم بود که سالانه یک اتم هیدروژن در هر ۱۰۰متر مکعب تولید شود. این تولید خود به خود ماده می‌تواند منجر شود به تشکیل کهکشانهای جدید در بین قدیمی‌ها و جهان هم شرایط پایدار خود را حفظ می‌کند و منجمان قادر خواهند بود که این کهکشان‌های جدید را در میان قدیمی‌ها پیدا کنند. این یک مورد از تناقض‌های زیادی است که در تئوری شرایط پایدار یافت می‌شود. در۱۹۵۰نظریه‌پردازان شرایط پایدار، با کشف کهکشان‌های تابشی، بسیار مورد مخالفت قرار گرفتند زیرا این نشان می‌داد که هم‌خوان با نظریه انفجار بزرگ ، کهکشانها توسعه یافته‌اند و بیلیونها سال قبل بسیار فعال بوده‌اند.

شواهد تجربی نظریه پردازان انفجار بزرگ

در نهایت شواهد تجربی که نظریه پردازان انفجار بزرگ انتظار داشتند، در ۱۹۶۵ توسط بل پنزیاس و رابرت ویلسون مشاهده گردید. رابرت دیک از دانشگاه پرینستون اولین فردی بود که به جستجوی فسیلهای باقیمانده از انفجار بزرگ پرداخت. دیک پیشنهاد کرد که انفجار بزرگ از یک دنیای گذشته سرچشمه گرفته و یک دمای یک ‌بیلیون درجه‌ای برای ساخته‌شدن دنیای جدید ما مورد لزوم بوده‌است. این انرژی به نوبه‌ خود مقدار بسیار اندکی تابش تولید نمود که امروزه قابل اندازه‌گیری است. بر اساس قانون پلانک که تمام اجسام انرژی ساطع می‌کنند که قابل نمایش روی یک نمودار الکترومغناطیس می‌باشد. بسته به طول موجشان می‌توانند هر جایی بین x-ray و امواج رادیویی قرار بگیرند. تولید انرژی توسط یک جسم ، وابسته است به: عناصر تشکیل دهنده‌ آن، سطح ظاهری آن و دمای سطحی جسم. جسمی که بیشترین میزان انرژی را ساطع می‌کند جسم سیاه نامیده می‌شود.

با توجه به منحنی جسم سیاه، دیک بیان کرد که تابشِ زمینه‌ای در انفجار بزرگ باید سه درجه زیر صفر مطلق بوده‌باشد. جیم پیلس، همکار دیک، اظهار داشت که وقتی بقایای سنگ آسمانی تا ۳۰۰۰ درجه‌ کلوین سرد شد، هسته توانست تشکیل شود و هلیوم از هیدروژن شکل گرفت. این واقعه، جهانی را ساخت که تقریبا ۷۵درصد آن هیدروژن و ۲۵درصد آن را هلیوم تشکیل می‌داد- درست شبیه به میزان هلیوم خورشید-. پبلس بیان کرد که از آنجا که این دو عنصر اصلی در۳۰۰۰ درجه‌ی کلوین ساخته شدند و سپس بعد از آن جهان هزار برابر شد، تابش ناشی از انفجار بزرگ باید دمایی حدود ده درجه‌ کلوین داشته ‌باشد.

در تجدید نظرهای بعدی این میزان ، سه درجه‌ کلوین تخمین زده‌ شد. دیک و پبلس مطمئن بودند که تجهیزات آنها در کشف این تابشِ زمینه‌ای ، اولین می‌باشد. همزمان پنزیاس و ویلسون به سختی در تلاش برای اندازه‌گیری تابش کهکشان راه شیری بودند. ولی در برخورد با یک پارازیت که با سیگنالهای آنها تداخل داشت، محدود شدند. این پارازیت از تابش کیهانی منشأ گرفته ، دمای آن سه درجه کلوین بود و به نظر می‌رسید که از همه‌ جهات منشأ می‌گیرد و هرگز نوسان نمی‌کند. تحقیق اولیه آنها با این پارازیت غیر قابل توجیه ، مختل شد. و از به چاپ رساندن مقاله درباره‌ی آن دست کشیدند. چند ماه بعد پنزیاس دریافت که تحقیقات گروه پبلس درباره‌ی این تابش باستانی، ناموفق بوده‌است. طی ارزیابیهای قبلی آنها دریافتند که پنزیاس و ویلسون بطور اتفاقی به تنها کشف مهمی که انفجار بزرگ را تأیید می‌کند، دست یافتند.

نظریه ‌پردازان انفجار بزرگ چندین پیشگویی را ارائه دادند که این تئوری را تأیید می‌کردند. اولین آنها مشاهدات هابل درمورد نسبت فاصله و تغییر به سمت قرمز می‌باشد. این ارتباط به ما کمک می‌کند تا سن جهان را با کمک سه جسم آسمانی جداگانه محاسبه کنیم (که البته از هر سه به یک نتیجه می‌رسیم). هابل از چیزی که شمع استاندارد نام‌داشت جهت ساخت یک نردبان کیهانی استفاده کرد. او با داشتن فاصله‌ اجرام آسمانی می‌توانست سن جهان را تعیین کند. این شمعهای آسمانی عبارت بودند از: Cepheid متغیر در کهکشانهای همسایه ، ستارگان درخشان در کهکشانهای دوردست و درخشش خود کهکشان.
سن جهان

در مورد سن جهان دو اصطلاح مهم مطرح هستند. ثابت هابل نشان می‌دهد که سرعت جابجایی کهکشانها بر اساس فاصله‌ آنها از زمین چقدر افزایش می‌یابد. در مورد این ثابت که از 50km/s per Mpc تا 100می‌تواند باشد؛ از قدیم مناظره‌ی زیادی وجود داشته‌است. که این علتِ اختلاف پنج ‌بیلیون ساله بین نظرات مختلف ، در مورد سن جهان را توضیح می‌دهد. ثابت مهم دیگر ، ثابت q می‌باشد که کاهش سرعت توسعه‌ جهان را نشان می‌دهد و بر مبنای چگالی بحرانی جهان ثابت می‌شود که جهان یا طبق مدلهای ثابت ، تا ابد در حال گسترش است؛ و یا یک جهان بسته‌ در حال نوسان می‌باشد (جهان در نهایت دوباره به هم پیوسته و تمام مراحل را دوباره طی می‌کند). آلن ساندج ، جانشین هابل ، وقتی‌که یک تعداد کهکشان تابشی با چندین میلیون سال نوری فاصله را طرح کرد، یک جهان بسته را پیشگویی کرد. چند سال بعد این نظریه‌ی جهان بسته مورد دعاوی قرار گرفت و درنهایت از نظرها افتاد.

تا امروز ثابت هابل و ثابت q همچنان دو مشکل عمده‌ی بی‌جواب در جهان‌شناسی مدرن محسوب می‌شوند. مشاهدات ، پیشگویی‌های نظریه ‌پردازان دال بر خلق عناصر در فقط چند لحظه بعد از انفجار بزرگ را، تأیید می‌کنند. بر اساس رابطه‌ میزان هلیوم در جهان و تعداد دسته‌های ذرات، محققان به این نتیجه رسیدند که به ازای هر دسته‌ ذرات یک نوترینو وجود دارد. به علت چگالی انرژی کن

[رزیتا]

تحولات ستاره

جالب است بدانید که ستاره‌ها هم مانند انواع موجودات زنده متولد می‌شوند، زندگی می‌کنند و می‌میرند. هر کدام از آنها در طول زندگی خود که گاها به میلیاردها سال هم می‌رسد، دچار تغییر و تحولات مختلفی می‌شوند.


نگاه اجمالی

در طول زندگی انسان ، ستارگان بی‌شمار راه شیری ، عملا بی‌تغییر به نظر می‌رسند. گاهی ، یک نواختر ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم‌نورتر می‌شود. منظره زیبایی که درخشش یک ابر نواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. در سال 1054 میلادی (433 شمسی) مردم شاهد چنین منظره‌ای بودند. یک ابر اختر در صورت فلکی ثور منفجر شد که سحابی خرچنگ ، بقایای آن است. ستارگان متغیر با نور ثابتی نمی‌درخشند.

تحول یک ستاره

ستارگان نیز نهایتا تغییر می‌کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی‌مانند. آتش زغال ، با خاکستر شدن آخرین شراره خاموش می‌شود. ستاره هنگامی می‌میرد که انبار عظیم سوخت هسته‌ای آن به پایان رسد. حتی امروزه نیز ستارگان پیری را می‌بینیم که تاریک می‌شوند. در حالی که ستارگان دیگر تولد می‌یابند تا جایگزین آنها شوند.


رده‌بندی ستارگان

ستارگان بسیار جوان ، هنوز در میان گازهایی پنهان هستند که از آن شکل می‌گیرند. درون سحابی جبار ، نخستین سوسوی نور ستارگان نوزاد دیده شده است. خورشید ما ، سنین میانی خود را به آرامی می‌گذاراند. برخی از پیرترین ستارگان شناخته شده در خوشه‌های کروی جای دارند.


عمر ستارگان

شاید بپرسید که محاسبه عمر ستارگان ، چگونه امکانپذیر است. هیچ کس نمی‌تواند رشد یک ستاره منفرد را از تولد تا مرگ آن دنبال کند، ولی خیال کنید که هیچگاه درخت ندیده‌اید و ناگهان شما را به وسط جنگلی برده‌اند، چه پیش می‌آید؟ درختان گوناگونی خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود هستند: از جوانه‌های کوچک تا درختان غول پیکر. اگر اندکی زیست شناسی بدانید، می‌توانید به چرخه حیات یک درخت پی ببرید. اختر شناسان به روشی مشابه ، با استفاده از قوانین فیزیک و رصد گونه‌های مختلف ستارگان ، سلسله حوادث زندگی یک ستاره را نتیجه می‌گیرند.


فیزیک درون ستارگان

بعد از آنکه ستاره شکل می‌گیرد، بلافاصله حیاتی پایدار بدست می‌آورد. در همین زمان ، واکنشهای هسته‌ای در داخلی‌ترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند و انرژی آزاد می‌شود. سرانجام ، هم هیدروژن درون آن به مصرف می‌رسد. از این به بعد ، تغییراتی در لایه‌های درونی ستاره آغاز می‌شود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع می‌شوند، لایه‌های بیرونی باد می‌کنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.

کوتوله سفید

کوتوله‌ها

در اثر تغییرات زیاد ، ستاره به مرحله متغیر بودن می‌رسد. نهایتا هیچ منبع ممکن برای آزاد سازی انرژی باقی نمی‌ماند. ستارگان کوچکتر ، در اثر انقباض تبدیل به کوتوله‌های سفید می‌شوند. ستارگان سنگین‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر می‌شوند. ماده بیرون ریخته از یک نواختر ، بخشی از گاز بین ستاره‌ای را تشکیل می‌دهد که زادگاه ستارگان جدید است.


سحابیها

ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، پیش از آنکه به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می‌آورند. این مرحله ، پیدایش سحابی‌های سیاره‌ای است. شکل منظم و رنگهای زیبا ، سبب جذابیت آنها می‌شود (هیچ رابطه‌ای بین سحابیهای سیاره‌ای و سیارات وجود ندارد. این اصطلاح یادگار رصدهای قدیم تلسکوپی است که شکل دایره آنها با سیاره‌ها اشتباه می‌شد.). یک سحابی سیاره‌ای هنگامی شکل می‌گیرد که ستاره مرکزی آن ، لایه‌ای به بیرون پرتاب می‌کند. لایه گاز همانند حلقه‌ای از دود منبسط می‌شود.

[رزیتا]

ستاره دنباله‌دار



ستارگان دنباله‌دار اجرام آسمانی هستند که گه ‌‌گاه در آسمان ظاهر می‌شوند. هر ستاره دنباله‌دار از یک مسیر نورانی و دنباله‌ای طویل تشکیل شده است که سر آن ممکن است به بزرگی خورشید و دم آن در حدود چندین صد میلیون کیلومتر بوده باشد.

نگاه اجمالی

روزگاری همین که ستاره دنباله‌داری در آسمان پیدا می‌شد، مردم از ترس به خود می‌لرزیدند. آنان می‌پنداشتند که ستارگان دنباله‌دار پیکها و علائم بلا هستند و رسیدن بلا و وبا ، یا جنگ و مرگ را از پیش آگهی می‌دهند. تقریبا در هر ده سال ، یک بار دنباله‌داری درخشان در آسمان دیده شده و دنباله‌های نورانی آنها هفته‌ها قابل مشاهده می‌باشند. اخترشناسان صدها دنباله‌دار را شناسایی کرده‌اند. هر سال 24 دنباله‌دار به محدوده ما در منظومه شمسی می‌آیند. روشنایی این دنباله‌دارها به حدی نیست که بدون تلسکوپ مشاهده شوند. عده اندکی که درخشندگی زیاد دارند، از باشکوهترین مناظر آسمانی هستند.


تاریخچه

گزارش ظهور دنباله‌دارها به هزاران سال پیش برمی‌گردد. برخی از آنها مهمانهای منظمی هستند. مثلا ستاره دنباله‌دار هالی از زمانی پیش از میلاد مسیح ، هر 75 سال یک بار ظاهر می‌شود. اواخر سال 1364 و اوایل 1365 شمسی (1986 میلادی) بار دیگر شاهد بازگشت آن بودیم. شرایط دید این دنباله‌دار در اروپا و آمریکای شمالی مناسب نبود، ولی در استرالیا و زلاندنو بوضوح دیده می‌شد. ستاره دنباله‌دار عظیمی که در سال 1843 دیده شد، دارای دنباله‌ای بطول 330 میلیون کیلومتر (205 میلیون مایل) بود. چگالی این دنباله‌ها حتی از بهترین خلأی که در شرایط آزمایشگاهی در روی زمین ایجاد شده کمتر است.

ذوب شدن
هنگام نزدیک شدن هسته به خورشید
یخهای آن تبخیر شده و فواره‌های بخار
آب از هسته بیرون می‌جهند.



نامگذاری ستارگان دنباله‌دار

ستاره‌های دنباله‌دار اجرام مزاحم کوچکی می‌باشند که هر چند یک بار در داخل منظومه شمسی ظاهر می‌شوند. ستاره‌های دنباله‌دار روشن مرئی دارای دنباله‌هایی هستند که می‌توانند تا 90 درجه در آسمان امتداد داشته باشند.

• هر ستاره دنباله‌دار به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلا دنباله‌دار اوترما (Comet oterma) یا دیگر همکارانش دنباله‌دار ایکیا _ سکی (Comet Ikya - Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.
• برخی از ستارگان دنباله‌دار بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلا 1971a اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی کشف شد و همینطور 1971b دنباله‌دار بعدی بود و غیره.
• پس از آنکه مداری برای ستاره دنباله‌دار محاسبه شود، شماره گذاری بر اساس عبور از نقطه قرین خورشیدی انجام می‌گردد. مثلا ستاره دنباله‌دار 1971I اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

انواع دنباله‌ها


دو نوع دنباله وجود دارد: غبار و گاز یونیده. یک دم تشکیل شده از غبار محتوی ذراتی به بزرگی ذرات موجود در دود می‌باشد. این نوع دم هنگامی تشکیل می‌شود که یک باد خورشیدی مقداری ماده از کما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچکترین نیرویی جابجا می‌شوند، در نتیجه این دنباله‌ها معمولا پخش و خمیده‌اند. دنباله‌های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را یونیده می‌کند و سپس یک باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند.

دنباله‌های یونی معمولا کشیده‌تر و باریکترند.هر دوی این دنباله ها ممکن است تا میلیونها کیلومتر در فضا پراکنده شوند. وقتی که دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود دم و کما از بین می‌روند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقی می‌مانند. تحقیقات راجع به ستاره دنباله‌دار هیل پاب وجود نوعی دم را نشان داد که شبیه دنباله‌های تشکیل شده از غبار بود، ولی از سدیم خنثی تشکیل شده بود. (همانطور که گفتیم مواد موجود در هسته نوع کما و دنباله را تعیین می‌کنند).

منشأ دنباله‌دارها

دنباله‌دارها در دو جا بطور بارز یافت می‌شوند: کمر بند کوییپر و ابر اورت. دنباله‌دارهای کوتاه مدت معمولا از ناحیه‌ای به نام کمربند کوییپر می‌آیند. این کمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است. اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال 1922 کشف شد. این اجسام معمولا کوچک هستند و اندازه آنها از 10 تا 100 کیلومتر تغییر می‌کند. طبق رصدهای هابل حدود 200میلیون دنباله‌دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده‌اند.

دنباله‌دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه‌ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. این اجرام در دورترین قسمت منظومه شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد ، متان ، سیانوژن ، یخ آب و صخره تشکیل شده‌اند. معمولا یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود.


مشخصات فیزیکی

یک دنباله‌دار در مراحل اولیه ظهور خود به تکه‌ای ابر نورانی شبیه است، ولی هر چه در مسیر خود به خورشید نزدیکتر می‌شود، روشنایی آن نیز زیادتر می‌شود. دنباله اکثر آنها به حدی شفاف است که می‌توان نور ستارگان را از میان آن دید.


رأس ستاره دنباله‌دار

زمانی که یک ستاره دنباله‌دار پیدا می‌شود، در نخستین مرحله مانند نقطه‌ای کوچک از نور به چشم ما می‌آید، هرچند ممکن است که قطر واقعی آن هزاران کیلومتر باشد. این نقطه نور را راس یا هسته ستاره دنباله‌دار می‌گویند، که به نظر دانشمندان گروه بزرگی از اجسام خرد و سفت است که با گازهایی ترکیب یافته است.


دم ستاره دنباله‌دار

همچنان که ستاره دنباله‌دار به خورشید نزدیک می‌شود، معمولا دمی به دنبال آن کشیده می‌شود. این دم از گازهای بسیار رقیق و ذرات خردی درست شده است که از درون هسته ستاره دنباله‌دار تحت تاثیر خورشید بیرون می‌جهند. دمهای ستارگان دنباله‌دار از نظر شکل و اندازه گوناگون هستند، برخی کوتاه و ریشه مانند و برخی کشیده و باریک. معمولا طول آنها به نه میلیون کیلومتر می‌رسد و گاهی هم البته ممکن است به 160 میلیون کیلومتر برسد. بعضی از ستارگان دنباله‌دار هم اصلا دم ندارند.


گیسوی ستاره دنباله‌دار

گرداگرد هسته ، یک چیز دیگر هم هست به نام گیسو. گیسو ماده‌ای ابر مانند و تابنده است که گاهی قطرش به 240000 کیلومتر و بیشتر می‌رسد.


ماده ستاره دنباله‌دار

احتمالا دنباله‌دارها از گاز و سنگریزه تشکیل یافته‌اند که همه این مواد بصورت گلوله یخی درآمده‌اند. با نزدیک شدن آن به خورشید دما بالا می‌رود و گاز و غبار بصورت دنباله جریان می‌یابند و سرانجام با دور شدن از خورشید سر دنباله‌دار دوباره یخ می‌زند.


حرکت ظاهری ستاره دنباله‌دار

وقتی ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، نخست دمش پیشاپیش می‌رود و سپس سر آن. علت این امر آن است که فشار نور خورشید اجزای کوچکی از هسته ستاره را بیرون می‌راند و این خود باعث تشکیل دم در پیشاپیش راس آن می‌شود. در نتیجه هنگامی که ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، دم آن می‌بایست جلوجلو برود و در اثنای دور شدن از خورشید ستاره دنباله‌دار کم کم از سرعت خود می‌کاهد و از انظار ناپدید می‌شود. ستارگان دنباله‌دار ممکن است سالها از برابر چشم ما مخفی بمانند، ولی بیشتر آنها بالاخره به چشم ما خواهند آمد. آنها به گرد خورشید پیوسته در حرکت هستند، ولی برای یک دور گردش به دور خورشید ممکن است زمان زیادی در راه باشند.

مدار ستاره دنباله‌دار

• بیشتر ستارگان دنباله‌دار در مدار بسته‌ای در حال حرکتند، یعنی بر روی مداری حرکت می‌کنند که ابتدا و انتهایش بر هم منطبق می‌باشد. این دنباله‌دارها (مانند ستاره دنباله‌دار هالی) بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و دوباره مشاهده شده‌اند.
• مدارهای ستارگان دنباله‌دار دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یکبار در نزدیکی زمین ظاهر و روئیت گردیده و دور می‌زنند و سپس می‌روند و دیگر به نزدیکی زمین برنمی‌گردند.
• به علت تأثیرات گرانشی ، دنباله‌دارها در حضیض سریعتر حرکت می‌کنند تا در اوج. دنباله‌دارها از مدت چرخششان یه دور خورشید طبقه بندی می‌شوند: دنباله‌‌دارها با مدت تناوب کوتاه و متوسط (مانند هالی با دوره تناوب 76 سال) بیشتر در بین خورشید و سیاره پلوتون به سر می‌برند.

ستاره دنباله‌ دار هالی
این دنباله‌دارها ابتدا در کمربند کوییپر هستند، ولی نیروی گرانش یکی از سیارات بخصوص مشتری آنها را نزدیک خورشید می‌راند و دوره تناوب آنها کمتر از 200 سال است. (شومیکر - لوی 9 یکی از این دنباله‌دارها بود که عاقبت در مشتری سقوط کرد). دنباله‌دارهای بلند مدت با تناوبی بیش از 200 سال که بیشتر در ابر اورت هستند. هیل *پاب نمونه‌ای از این دنباله‌دارها است که تناوبی برابر با4،000 سال دارد.


ستارگان دنباله‌دار بر اساس دوره تناوب مداری شان به دو دسته تقسیم می‌شوند: ستارگان دارای دوره تناوب مداری بیش از 200 سال و ستارگانی که دوره تناوب مداری شان کمتر از 200 سال می‌باشد. گروه اول ، ستارگان با دوره تناوب طولانی و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداری کوتاه هستند.


تغییر مدار ستاره دنباله‌دار

دنباله‌دارهای جدید از دورترین بخشهای منظومه شمسی می‌آیند و بیشترشان فقط در مدت چند ماه خورشید را دور می‌زنند و سپس برمی‌گردند و گردش خود را در ورای سیاره پلوتو به انجام می‌رسانند. گردش آنها در مدارهایی بسیار پهن است و چندین هزار سال طول می‌کشد. برخلاف سیاره‌ها ، دنباله‌دارها می‌توانند مدارخود را با مدارهای کاملا جدید عوض کنند. آنها اجسامی با ثبات نیستند و هر گاه به سیاره‌ای بزرگ مانند مشتری بسیار نزدیک شوند، کشش گرانشی آن ، مدار دنباله را عوض می‌کند. این حادثه برای دنباله‌دار هالی اتفاق افتاده و از این رو تکرار بازگشت آن بیشتر شده است.

ستاره دنباله دار وست
این ستاره دنباله دار دو دنباله دارد: یک
دنباله گازی مستقیم به رنگ آبی و یک
دنباله خمیده زرد رنگ متشکل از غبار.


مرگ ستاره دنباله‌دار

با نزدیک شدن دنباله‌دار به خورشید دنباله‌اش بزرگتر می‌شود. دنباله همواره در جهت مخالف خورشید قرار می‌گیرد. فشار نور و حمله بادهای خورشیدی دنباله را به طرف مقابل می‌راند. هر موقع که دنباله از کنار خورشید می‌گذرد، از ماده‌اش کاسته می‌شود، یعنی اینکه ستاره دنباله‌دار با هر بار عبور از نقطه قرین خورشیدی مقداری از مواد خود را در اثر گرمای خورشید و نیروهای جذر و مدی از دست می‌دهد تا بالاخره ستاره دنباله‌دار از بین می‌رود، که برخی از ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه به چندین تکه تقسیم شده و یا حتی از هم پاشیده‌اند.

[رزیتا]

ستاره دنباله‌دار هالی

مقدمه

بیشتر مردم ستاره دنباله دار را تکه‌ای غبار آلود در آسمان تصور می‌کنند. ابتدا ستاره دنباله دار به صورت جسم تار و مه آلودی در آسمان می‌شود و به آرامی در میان ستارگان حرکت می‌کند و درخشانتر می‌گردد، سپس دوباره کم نور می‌شود و ناپدید می‌گردد. از تکه غبار آلود به تدریج دنباله‌ای خارج می‌شود که در جهت مخالف راستای خورشید کشیده شده است. همچنان که ستاره دنباله دار درخشانتر می‌شود، دم آن نیز درازتر می‌شود، بطوری که گاهی تا دور دستهای آسمان امتداد می‌یابد. سپس دنباله کوتاه و ناپدید می‌شود.

"دنباله" فقط یکی از ویژگیهای متعدد ستاره دنباله دار است. مردم در قدیم تصور می‌کرده‌اند که ستاره دنباله دار سر زنی است که موهای بلند او به عقب کشیده شده است. و در واقع نام ستاره دنباله دار از واژه‌ای یونانی به معنای "مو" گرفته شده است.
ستاره‌های دنباله دار بزرگ

ستاره های دنباله دار نیز مانند شهابوارها از لحاظ اندازه و شکل متفاوتند. برخی از ستاره‌های دنباله دار کاملا بزرگند. در سال 1811 ستاره دنباله دار عظیمی در آسمان ظاهر شد که سر آنرا ابری از غبار تشکیل می‌داد که از خورشید بزرگتر بود و طول دنباله آن به میلیونها کیلومتر می‌رسید. دنباله آن فقط از غبار پراکنده بسیار ناچیزی تشکیل شده بود، ولی باشکوه به نظر می‌رسید.

ستاره‌های دنباله دار بزرگ دیگری در سالهای 1861 و 1882 و 1910 ظاهر شدند. ستاره‌های دنباله داری که در سالهای 1861 و 1910 ظاهر شدند دارای دنباله‌ای بودند که نیمی از آسمان را فرا گرفته بود. از سال1910 به بعد چند ستاره دنباله دار درخشان دیده شده است، ولی هیچ یک از آنها مانند غولهای قبل از 1910 نبودند. در واقع انسانهایی که اکنون زندگی می‌کنند به زحمت ستاره دنباله دار حقیقی باشکوهی را دیده‌اند.

دنباله دار هالی

پس از انکه ایزاک نیوتن در سال 1687 قانون جاذبه را کشف کرد، دوستش ادموند هالی به ستاره‌های دنباله دار علاقمند شد. در سال 1682 ستاره دنباله داری در آسمان ظاهر شد که همان مسیر ستاره‌های دنباله دار سالهای 1531 و 1607 را طی کرد. هالی با استفاده از قانون جاذبه نشان داد آنچه ستاره دنباله‌دار به نظر رسیده است در واقع یک ستاره دنباله دار بوده است که در مداری طولانی گرد خورشید دور می‌زند و تقریبا هر 76 سال یکبار ظاهر می‌شود.

او پیش بینی کرد که ستاره دنباله دار مزبور در سال 1758بر خواهد گشت و در همان مسیر معمول آسمان را طی خواهد کرد. پیش بینی هالی تقریبا درست بود. در سال 1759 ستاره دنباله دار مزبور باز گشت و در نتیجه به ستاره دنباله دار هالی معروف شد. از آن زمان تا کنون ستاره مزبور در سالهای 1835 و 1910 و 1986 ظاهر شده است. هالی یک ستاره دنباله دار با دوره تناوب کوتاه است که بین مدار سیارات عطارد و زهره ، و در دورترین فاصله ، در فراسوی مدار نپتون قرار می‌گیرد. هالی تنها ستاره دنباله داری است که از هسته‌اش عکسبرداری شده است.

در سال 1986، پنج فضا پیما به مطالعه این ستاره پرداختند، و یکی از آنها به نام جوتو توانست عکس واضحی از هسته آن بگیرد. پهنای سر ، گیسو ، ستاره دنباله دار هالی هنگام نزدیک شدن به خورشید چند صد هزار کیلومتر و طول دنباله‌ها چندین میلیون کیلومتر است. هسته ستاره دنباله دار هالی ، جسمی تیره رنگ به شکل سیب زمینی و به ابعاد 16 در 8 کیلومتر (10 در 5 مایل) می‌باشد.

[رزیتا]

ستاره دنباله‌دار ابر اوپیک - اورت


ستارگان دنباله‌دار اجرام آسمانی هستند که گه ‌‌گاه در آسمان ظاهر می‌شوند. هر ستاره دنباله‌دار از یک مسیر نورانی و دنباله‌ای طویل تشکیل شده است که سر آن ممکن است به بزرگی خورشید و دم آن در حدود چندین صد میلیون کیلومتر بوده باشد.
نگاه اجمالی

روزگاری همین که ستاره دنباله‌داری در آسمان پیدا می‌شد، مردم از ترس به خود می‌لرزیدند. آنان می‌پنداشتند که ستارگان دنباله‌دار پیکها و علائم بلا هستند و رسیدن بلا و وبا ، یا جنگ و مرگ را از پیش آگهی می‌دهند. تقریبا در هر ده سال ، یک بار دنباله‌داری درخشان در آسمان دیده شده و دنباله‌های نورانی آنها هفته‌ها قابل مشاهده می‌باشند. اخترشناسان صدها دنباله‌دار را شناسایی کرده‌اند. هر سال 24 دنباله‌دار به محدوده ما در منظومه شمسی می‌آیند. روشنایی این دنباله‌دارها به حدی نیست که بدون تلسکوپ مشاهده شوند. عده اندکی که درخشندگی زیاد دارند، از باشکوهترین مناظر آسمانی هستند.

تاریخچه

گزارش ظهور دنباله‌دارها به هزاران سال پیش برمی‌گردد. برخی از آنها مهمانهای منظمی هستند. مثلا ستاره دنباله‌دار هالی از زمانی پیش از میلاد مسیح ، هر 75 سال یک بار ظاهر می‌شود. اواخر سال 1364 و اوایل 1365 شمسی (1986 میلادی) بار دیگر شاهد بازگشت آن بودیم. شرایط دید این دنباله‌دار در اروپا و آمریکای شمالی مناسب نبود، ولی در استرالیا و زلاندنو بوضوح دیده می‌شد. ستاره دنباله‌دار عظیمی که در سال 1843 دیده شد، دارای دنباله‌ای بطول 330 میلیون کیلومتر (205 میلیون مایل) بود. چگالی این دنباله‌ها حتی از بهترین خلأی که در شرایط آزمایشگاهی در روی زمین ایجاد شده کمتر است.
نامگذاری ستارگان دنباله‌دار

ستاره‌های دنباله‌دار اجرام مزاحم کوچکی می‌باشند که هر چند یک بار در داخل منظومه شمسی ظاهر می‌شوند. ستاره‌های دنباله‌دار روشن مرئی دارای دنباله‌هایی هستند که می‌توانند تا 90 درجه در آسمان امتداد داشته باشند.

• هر ستاره دنباله‌دار به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلا دنباله‌دار اوترما (Comet oterma) یا دیگر همکارانش دنباله‌دار ایکیا _ سکی (Comet Ikya - Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.
• برخی از ستارگان دنباله‌دار بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلا 1971a اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی کشف شد و همینطور 1971b دنباله‌دار بعدی بود و غیره.
• پس از آنکه مداری برای ستاره دنباله‌دار محاسبه شود، شماره گذاری بر اساس عبور از نقطه قرین خورشیدی انجام می‌گردد. مثلا ستاره دنباله‌دار 1971I اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

منشأ دنباله‌دارها

دنباله‌دارها در دو جا بطور بارز یافت می‌شوند: کمر بند کوییپر و ابر اورت. دنباله‌دارهای کوتاه مدت معمولا از ناحیه‌ای به نام کمربند کوییپر می‌آیند. این کمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است. اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال 1922 کشف شد. این اجسام معمولا کوچک هستند و اندازه آنها از 10 تا 100 کیلومتر تغییر می‌کند. طبق رصدهای هابل حدود 200میلیون دنباله‌دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده‌اند.

دنباله‌دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه‌ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. این اجرام در دورترین قسمت منظومه شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد ، متان ، سیانوژن ، یخ آب و صخره تشکیل شده‌اند. معمولا یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود. یک دنباله‌دار در مراحل اولیه ظهور خود به تکه‌ای ابر نورانی شبیه است، ولی هر چه در مسیر خود به خورشید نزدیکتر می‌شود، روشنایی آن نیز زیادتر می‌شود. دنباله اکثر آنها به حدی شفاف است که می‌توان نور ستارگان را از میان آن دید.


ابر اوپیک – اورت

دورترین ستارگان دنباله دار ابر اوپیک – اورت ، حدود 2 سال نوری از خورشید فاصله دارند که این به معنی طولانی بودن دوره تناوب مداری آنهاست. ستاره دنباله دار دلوان که در سال 1914 مشاهده شد، انتظار می‌رود تا 24 میلیون سال آینده دیده نشود. هر چند که ابر اوپتیک – اورت هرگز مشاهده نشده و وجود آن نیز اثبات نشده است، به نظر می‌رسد که اطلاعات و آمار فراوان در مورد ستارگان دنباله دار موجود در این ابر در مداری بسیار طولانی به دور خورشید می‌چرخند.

در نزدیکترین نقطه به خورشید ، بیشتر این ستارگان فاصله‌ای بیش از 50 واحد نجومی با خورشید دارند. اما گاهی اوقات ، نیروی جاذبه ستارگان و سیاراتی که از کنار آنها می‌گذرند اختلالاتی در مدارهای این ستاره‌ها ایجاد می‌کنند. در این صورت ، مسیر حرکت ستاره دنباله دار تغییر کرده و مدار جدید آن ممکن است به خورشید نزدیکتر شود.

[رزیتا]

ستاره دنباله‌دار شوماکر - لوی


حداکثر فاصله ستاره های دنباله داری که در ابر اوپتیک – اورت هستند با خورشید دو سال نوری است.

گاهی اوقات، جاذبه یک ستاره در حال عبور، ستاره دنباله دار را به سمت خورشید می راند.

در قسمتهای درونی منظومه شمسی، ستاره های دنباله دار تحت تاثیر میدانهای جاذبه غولهای گازی قرار می گیرند.

در سال 1992، میدان جاذبه قوی سیاره مشتری، ستاره دنباله دار شوماکر – لوی را به سمت خود کشید. هنگام نزدیک شدن به سیاره مشتری، این ستاره توسط جاذبه مشتری از هم متلاشی شد، و در سال 1994، 21 تکه از هسته آن هنگام سقوط در جو مشتری مشاهده شدند.

اشعه ستاره دنباله دار هر تکه از ستاره دنباله دار
شوماکر – لوی انفجاری عظیم در جو مشتری بوجود آورد.

[رزیتا]

ستاره نوترونی

فانوس دریایی ستاره‌ای
ستارگان نوترونی جوان بسرعت می‌چرخند و 2 پرتو
نیرومند موج رادیویی که مرتباً در آسمان سیر می‌کنند
منتشر می‌نمایند. اگر پرتویی از کنار زمین بگذرد
ممکن است بصورت تپشی منظم دیده شود.
چنان ستارگانی پالسار نامیده می‌شوند.


مقدمه

هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌اش سالم بماند. اگر هسته بین 1.4 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می‌کند تا اینکه پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می‌شود. وقتی که قطر ستاره‌ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می‌شوند که با چرخش خود ، 2 نوع اشعه منتشر می‌کنند.


مشخصات ستاره نوترونی

برای اینکه تصور بهتری از یک ستارۀ نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید، می‌توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است. یعنی می‌توان گفت یک قاشق از ستارۀ نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد. این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است بخاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می‌شوند که خود سبب بوجود آمدن توده‌های متراکم نوترونی خواهد شد. عدۀ کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می‌شود که تنها کوارکها باقی بمانند و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks) و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگینتر است خواهد بود، که این کوارک تا کنون در هیچ ماده‌ای کشف نشده است.

تحقیقات انجام یافته

از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است، در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است. در اواخر سال 2002 میلادی ، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotto مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام 0748676 EXO انجام داد. این گروه برای مطالعه این ستارۀ دوتایی که در فاصله 30000 سال نوری از زمین قرار دارد، از یک ماهوارۀ مجهز به اشعه ایکس بهره برد. (این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد)

هدف این تحقیق تعیین ساختار ستارۀ نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه زیاد ستاره بر روی نور بود. با توجه به نظریه نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه زیاد عبور کند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می‌کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می‌گویند.

این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبه عظیم ستارۀ نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می‌شود، که میزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می‌تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می‌توانند حدس بزنند که داخل ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته دیگر را نیز شامل می‌شود. این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذرۀ دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

در حین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هسته‌ای (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می‌شود. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ایکس بود. (ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن جاذبه قوی مواد ستارۀ همدم را بسوی خود جذب می‌کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتمهای آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM - نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

نکته قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره‌ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است، تشخیص اثر نیروی جاذبه ستاره بر روی طیف نور بطور دقیق امکان پذیر نبود. ولی ستارۀ مورد نظر در پروژۀ بعدی دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

[رزیتا]

ستاره شناسی مادون قرمز

مقدمه

همه اجرام آسمانی مقداری اشعه مادون قرمز ساطع می‌کنند. بخار آب بخشهای تحتانی جو این اشعه را حذب می‌کند، بنابراین برای یافتن آن ، باید تلسکوپها در ارتفاعات بر روی ماهواره‌ها نصب شوند. ستاره شناسان می‌توانند با سنجش اشعه مادون قرمز ، اجرامی را مشاهده کنند که ابرهای متراکم غبار نظیر سحابی جبار که محل تولد ستارگان است، آنها را احاطه کرده اند. آنها همچنین می‌توانند حلقه‌های گازی پیرامون ستارگان که محل تشکیل سیارات هستند را رصد کنند.

مشاهده اشعه مادون قرمز
ماهواره ستاره شناسی با اشعه مادون
قرمز (ایراس) در سال
1983 پرتاب شد و بیش از 200
هزار منبع را برای این اشعه کشف نمود.



ستاره شناسی مادون قرمز هنوز عصر طلایی خود را می‌گذراند و در کارآیی هزینه‌های صرف شده با تمام شاخه‌های دیگر ستاره شناسی ، رقابت می‌کند. علاقه و اهمیت به آن از هزینه‌های نسبتا کم آن ناشی می‌شود. مادون قرمز در حوزه گسترده‌ای از حدود 3X1011 سیکل بر ثانیه در سمت فرکانسهای پایین ، تا حدود 3.75X1014 سیکل بر ثانیه در طرف فرکانسهای بالا گسترده است. تابش مادون قرمز در قسمت اعظم این پهنه نمی‌تواند آزادانه به جو زمین نفوذ کند. لیکن چند نوار فرکانس محدود که به پنجره معروفند وجود دارد که از آن طریق تابش نسبتا به راحتی نفوذ می‌کند.

ستاره شناسان نامهای Q , Z , N , M , L , K , H را به این نوارها نسبت می‌دهند. مدتها قبل دبیلو - هرشل (W. Herschel) ثابت کرد که حرارت واقعا شکلی از تابش است. هرشل فقط یک آشکار ساز بسیار ابتدایی برای اینگونه تابشهای مادون قرمز در اختیار داشت، یعنی یک دماسنج ساده.
آشکار سازی و اندازه گیری تابش مادون قرمز

تا دو دهه اخیر ، پیشرفت زیادی در ستاره شناسی مادون قرمز حاصل نشده بود، زیرا تا قبل از پیشرفت الکترونیک جدید (پی آمد کاربرد عملی ایده‌های مکانیک کوانتومی) هیچ روش مناسبی برای آشکار سازی و اندازه گیری تابش مادون قرمز در دسترس نبود. تأثیر تابش مادون قرمز به بلورها ، عنوان روش جدیدی برای آشکار سازی مادون قرمز می‌باشد. وقتی بلورها حرارت ببینند همواره خواص فیزیکی آنها تا حدودی تغییر می‌کند. مسأله در آشکار سازی تابش مادون قرمز ، یافتن بلور ویژه‌ای است که خواص الکتریکی آن ، بصورت بسیار حساس ، حتی به ازای حرارت بسیار کم تغییر کند. تا کنون هیچ بلور تکی که قادر به کار در تمام حوزه طول موجهای مادون قرمز باشد یافت نشده است.
برتری ستاره شناسی مادون قرمز

ستاره شناسان مادون قرمز ، چند برتری غیر قابل رقابت بر ستاره شناسان در رشته‌های دیگر دارند. از آنجا که طول موجهای تابش مادون قرمز بلندتر از تابش نور مرئی هستند، لزومی ندارد کمه دقت تلسکوپهای آنها ، در حد دقت بالای تلسکوپهای ستاره شناسی باشد که با نور مرئی کار می‌کنند و نور خورشید که توسط جو زمین پراکنده می‌شود، آنقدر بر مشاهده آنها اثر نمی‌گذارد که بر نورهای مرئی. از این رو ستاره شناسان مادون قرمز ، اغلب می‌توانند هم در مدت روز و هم در طول شب ، مشاهدات سودمندی انجام دهند.

در مقابل مزایای فوق ، این عیب وجود دارد که بلورها باید در دمای بسیار پایینی نگه داشته شوند تا برای کار ، حساسیت کافی داشته باشند. مسأله دیگری که برای ستاره شناسان مادون قرمز پیش می‌آید و آن اینکه گازهای جو ، خود تابش مادون قرمز گسیل می‌کنند، هم در شب و هم در روز. این تابش که از جو زمین می‌رسد، به تلسکوپ وارد می‌شود و در گرم کردن بلور آشکار ساز نقش دارد و از این طریق یک علامت ناخواسته بوجود می‌آید. برای به حداقل رساندن این مشکل تلسکوپها را بر فراز کوههای مرتفع قرار داده تا مقداری از جو (بویژه مقدار بخار آب آن) که در بالا تلسکوپها قرار می‌گیرد، کاهش یابد. تابش مادون قرمز رسیده از آسمان ، تماما یکنواخت نیست و گرادیان درخشندگی آسمان موجب دشواریهایی می‌شود.

تولد ستارگان
این تصویر اشعه مادون قرمز
بخشی از سحابی حمال
را نشان می‌دهد که تعدادی
ستاره تازه در آن متولد می‌شوند.

ستاره شناسی مادون قرمز و حضور ستارگان جدید الورود

فهرستی از 5612 منبع تابش مادون قرمز که در سال 1969 میلادی از سوی لایتون و نیوگبار به چاپ رسیده موجب تعجب اکثر ستاره شناسان شد. این بررسی توسط تلسکوپی (مادون قرمز) که خودشان ساخته بودند و در طول موج 2.2 میکرون ستاره شناسان شد. این بررسی توسط تلسکوپی (مادون قرمز) که خودشان ساخته بودند و در طول موج 2.2 میکرون کار می‌کرد انجام شد. ستاره شناسان انتظار داشتند که در این بررسی ، تعدادی ستاره بسیار سرخ را شامل باشد، اما در عمل ، منابع به هیچ جسم مرئی ارتباطی نداشتند.

نخست گمان می‌رفت که منابع ابرهایی از گاز و غبارند که از راه متراکم شدن ، یعنی از طریق فشرده شدن از طریق گرانش تا دماهایی حدود K500 گرم شده‌اند، لیکن بزودی روشن شد که انرژی موجود در تعداد زیادی از این قبیل اجسام ، بسیار زیادتر از آن است که گرم شدن ابرها بتواند منشأ رانش داشته باشد. تنها اجسامی که دسترسی به انرژی هسته‌ای دارند می‌توانند به اندازه بسیاری از منابع تابش مادون قرمز که توسط لایتون و نیوگباور کشف شدند، با سخاوت هر چه تمامتر انرژی گسیل کنند. پر انرژی این منابع ابری ، ‌تابندگیهای مادون قرمز از مرتبه یک میلیون بار بزرگتر از انرژی خروجی یک ستاره نوعی مانند خورشید را دارا هستند. یعنی یک چیز بسیار استثنایی و غیر معمول کشف شده بود.
گسیلهای مادون قرمز کهکشانها شباهتهای به گسیل امواج از کهکشانهای رادیویی دارند

کهکشانهایی که گسیل کنندگان بسیار قوی امواج رادیویی هستند، گسیل کنندگان قوی تابش مادون قرمز نیز هستند. درست همانگونه که منطقه گسیل شدید امواج رادیویی ، دسته‌های مرکزی کهکشانهای رادیویی هستند، گسیل مادون قرمز قوی نیز از یک هسته مرکزی کوچک می‌آید. تابش مادون قرمز ممکن است با فرآیند سنکروترون که به گسیل شدید کهکشانهای رادیویی منجر می‌شود، تولید شود. این یک خصوصیت فرآیند سنکروتون است که محدوده گسترده‌ای ار فرکانسها را تولید می‌کند و در اجسامی همچون سحابی خرچنگ از امواج رادیویی یا فرکانس کم تا نور مرئی و پرتوهای ایکس و گاما که فرکانس بالاتری دارند ادامه می‌یابد.

هسته‌های مادون قرمز مرکزی در مقایسه با اندازه خود کهکشانها بسیار کوچک هستند، اما از هسته‌های رادیویی بسیار بزرگترند. در حالی که هسته‌های رادیویی حداکثر فقط چند سال نوری قطر داشتند، قطر هسته‌های مادون قرمز حدود 200 سال نوری بود.
سهم غبار در گسیل مادون قرمز

تابش گرم می‌تواند ناشی از ذرات ریز غبار باشد که در هسته‌های مرکز کهکشانها بطور چگال متمرکزند. یک استدلال بر علیه پیشنهاد فوق این بود که گسیل مادون قرمز نیز مانند گسیل نور از اجسام شبه ستاره‌ای از لحاظ زمانی متغیر است. یک ابر غبار به قطر 200 سال نوری قطعا نمی‌توانست آن تغییر پذیری را که ادعا می‌شد کهکشانهای مادون قرمز دارا می‌باشند از خود نشان دهد. با تحقیقاتی که انجام شد تردیدی جدی نسبت به این این تغییر پذیری فرضی زمانی برانگیخت و اکنون عموما گمان می‌رود که غبار واقعا محکمترین مولد تابش مادون قرمزی است که از کهکشانها به ما می‌رسد.

احتمال دارد که در اینجا نیز تابش سنکروترون دخالت داشته باشد، ولی بطور مستقیم و غبار در هسته‌های مرکزی کهکشانها هم نورمرئی و هم فرکانسهای بالاتر را که ممکن است توسط فرآیند سنکروترون در خود مرکز کهکشانها تولید شود، جذب کنند. غبار ، فقط فرکاسنهای بالاتر را به تابش مادون قرمز تنزل داده و آنرا گسیل می‌دارد و ستاره شناسان مادون قرمز همین تابش را مشاده می‌کنند.
کاربردهای ستاره شناسی مادون قرمز

ستاره شناسی مادون قرمز ، هم در اجسام کوچک (سیارکها) و هم در اجسام بزرگ (کهکشانها) کاربرد دارد. از بسیار بزرگها به بسیار کوچکها ، از کهکشانها به سیارکها. سیارکها اجسام کوچکی هستند که مانند سیارات به دور خورشید حرکت می‌کنند و به این دلیل اغلب با نام سیاره‌های خرد از آنها یاد می‌شود. بیشتر آنها در منطقه‌ای بین مریخ و مشتری قرار دارند و اندازه‌های آنها بین چند متر تا صد کیلومتر متغیر است. مسأله مورد بحث تعیین قطر سیارکهای بزرگ بود، انجام این کار با روشهای نوری بسیار دشوار بود، زیرا حتی سیارکهای بزرگ نیز در تلسکوپ نور بصورت یک قرص کوچک دیده می‌شوند و ... .

با استفاده از داده‌های مربوط به ستاره شناسی مرئی و مادون قرمز و نتایج حاصل از آنها می‌توانند رابطه بین قطر سیارکها و همچنین کسری از نور تابی به آنها از خورشید (ضریب بازتاب) را پیدا و هر مؤلفه را بصورت مجزا بدست آورند. قطرهای مادون قرمز جدیدی که بدست می‌آیند اثر جالبی بر چگالهایی که برای سیارکها محاسبه می‌شوند، و واقعیتها روشنتر می‌شوند.