دانلود مقاله تحولات ستاره

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 ابرنواختر 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.

تحولات افلاک اطلاعات اولیه جهان ، خواه تکاملی باشد خواه به حالت پایدار ، نکته‌ای است که بر کهکشانهای منفرد یا خوشه‌های کهکشانها مستقیما اثری ندارد.

حتی اگر کهکشانهای دور ، آنقدر از ما دور شوند که از میدان بهترین وسایل ممکن خارج شوند، کهکشان ما دست نخورده باقی خواهد ماند ستارگان آن در میدان جاذبه‌اش محکم نگهداشته می‌شوند.

کهکشانهای دیگر خوشه محلی نیز ما را ترک نخواهند کرد.

اما داخل کهکشان ما به هیچ وجه از تغییر ، که احتمالا منجر به فاجعه‌ای برای سیاره ما و زندگی آن است، مصون نخواهد بود.

نظریات فلاسفه یونان باستان مفهوم کامل تغییرات در اجرام آسمانی یک مفهوم جدید است.

فیلسوفان یونان باستان ، بخصوص ارسطو ، عقیده داشتند که افلاک کامل و تغییر ناپذیرند.

هر تغییر یا تباهی و زوال منحصر به نواحی ناقص است که در زیر زیرترین کره ، یعنی کره ماه قرار دارند.

این عقیده معقول به نظر می‌رسید ، زیرا مسلما از نسلی به نسل دیگر و از قرنی به قرن دیگر ، تغییر مهمی در افلاک مشاهده نمی‌شد.

اما ستارگان دنباله‌دار اسرار آمیز که آمدن و رفتن آنها غیر منتظره بود، هرچند وقت یکبار به طور ناگهانی پدیدار می‌شدند.

ارسطو تلاش می‌کرد که با اعتقاد بر اینکه این ستارگان تعلق به جو متغیر و فسادپذیر زمین هستند، پیدایش آنها را با کامل بودن افلاک تطبیق دهد.

این عقیده تا اواخر قرن شانزدهم حکمفرما بود.

اما در سال 1577 ، تیکو براهه (Tyche Brahe) اختر شناس دانمارکی به اندازه گیری پارالاکس ستاره دنباله‌دار روشنی پرداخت و کشف کرد که پارالاکس ماه قابل اندازه گیری است.

او ناگزیر به این نتیجه رسید که ستاره دنباله‌دار دورتر از ماه است و بنابراین در افلاک تغییر و نقص وجود دارد.

تاریخچه تغییرات در افلاک در واقع تغییرات ، حتی در ستارگان ، از زمانهای بسیار پیش مورد توجه بوده است.

اما ظاهرا هیچگونه شگفتی پدید نیاورده است.

به عنوان مثال ستارگان متغیری وجود دارند که روشنایی آنها از یک شب تا شب دیگر تغییر محسوسی می‌کند و حتی با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است.

هیچ کدام از اخترشناسان یونانی به تغییرات روشنایی هیچ ستاره‌ای اشاره نکرده‌اند.

ممکن است نوشته‌های مربوط به چنین اشاراتی گم شده باشد.

همچنین ممکن است اخترشناسان یونانی هرگز به مشاهده این پدیده‌ها نپرداخته‌اند.

یکی از موارد جالب توجه ، ستاره الغول ، دومین ستاره روشن صورت فلکی برساووس است که ناگهان دو سوم روشنایی خود را از دست می‌دهد و سپس آن را باز می‌یابد و این تغییر به طور منظم در هر 69 ساعت پیش می‌آید.

نه اخترشناسان یونانی بر کاهش نورالغول اشاره کرده‌اند و نه اختر شناسان عرب قرون وسطی.

اما یونانیان این ستاره را در سر وروسا (Nedusa) (در ارسطوهای یونانیان باستان به هر یک از سه خواهری گفته می‌شد که به جای گیسو بر سرشان مار روییده بود و اگر کسی به آنها نگاه می‌کرد ، سنگ می‌شد) و این ممکن است به آن سبب باشد که پیشینیان درباره این ستاره نگران بودند.

مشهورترین پدیده مشهورترین پدیده ، ظهور ناگهانی ستارگان جدید در آسمان بود.

این پدیده را حتی یونانیان نیز نمی‌تواستند نادیده بگیرند.

هیپا رکوس در 134 قبل از میلاد گفته است که از مشاهده ستاره جدیدی در صورت فلکی عقرب چنان تحت تاثیر قرار گرفته است که به کشیدن نخستین نقشه ستارگان پرداخته است تا در آینده بتوان ستارگان جدید را به آسانی تشخیص داد.

ستارگان نواختر در سال 1592 ، هنگامی که در صورت فلکی ذات الکرسی ستاره جدیدی با روشنی قابل توجه ، مشاهده شد، نجوم اروپایی از خواب طولانی برخاسته بود.

تیکو براهه جوان ستاره جدید را به دقت رصد کرد و کتاب نواختران (Denous Stella) را نوشت.

بر اساس نام این کتاب است که هر ستاره جدید را نواختر خوانده‌اند.

نواختر (Novafaittaril) ریشه لغوی نواختر به معنی تازه و نو ، ریشه در زبان لاتین دارد و از آن برای توصیف افزایش نورانیت یک ستاره که برخی اوقات این افزایش چندان زیاد نیست، استفاده می‌شود.

نگاه اجمالی تولد یک ستاره جدید در یک ابر غول آسایی که از گاز و غبار به نام ابر رخ می‌دهد.

این ابر با کشش گاز و غبار به داخل توسط نیروی گرانش شروع به فروپاشی می‌کند و صدها ستاره جوان تشکیل می‌گردد.

هر ستاره جوان یا پیش ستاره با تولید انرژی هسته‌ای شروع به درخشش می‌کند.

نیروی این انرژی بیشتر ، گاز و غبار احاطه کننده ستاره را به اطراف پراکنده می‌کند و یک ستاره نوع تی - شوری را بر جا می‌گذارد.

سپس ستاره میلیاردها سال در دوره رشته اصلی می‌ماند و می‌درخشد.

اما سرانجام گازها که به عنوان سوخت واکنش هسته‌ ای ستاره عمل می‌کنند، خاتمه می‌یابد.

در نتیجه مرکز ستاره داغ تر و داغ تر می‌شود، تا جایی که ستاره منبسط می‌شود تا جائیکه یک غول سرخ را تشکیل می‌دهد.

وقتی که تمام سوخت ستاره تمام شد، ستاره منقبض می‌شود و تبدیل به کوتوله سفید می‌شود که کم نور تر و کم نور تر می‌شود.

برخی از ستاره‌های بزرگ با چنان سرعتی منقبض می‌شوند که بطور چشمگیری در یک انفجار ابرنواختر منهدم می‌شوند.

تولد یک ستاره جدید در یک ابر غول آسایی که از گاز و غبار به نام ابر رخ می‌دهد.

اما سرانجام گازها که به عنوان سوخت واکنش هسته‌ای ستاره عمل می‌کنند، خاتمه می‌یابد.

تاریخچه قدیمی ترین گزارش ثبت یک نواختر به حدود 134 سال قبل از میلاد باز می‌گردد و از آن سال تا 1900 میلادی ظهور مرتب 160 نواختر گزارش شده بود.

با پیشرفتهای بوقوع پیوسته در فناوری اپتیکی و متعاقبا برنامه ریزی منسجم باعث شده است که این تعداد در یک صد سال اخیر به دو برابر افزایش یابد.

سیر تحولی و رشد بیشتر ستارگان به خورشید شباهت دارند و از سوزاندن هیدروژن در مرکزشان انرژی می‌گیرند.

میلیاردها سال بعد ، وقتی که این ستارگان به غول سرخ تبدیل شدند، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب می‌کنند و هسته سوخته آنها منقبض می‌شود تا به کوتوله سفید تبدیل شوند.

جرم این ستارگان به اندازه‌ای نیست که پس از هلیوم سوزی بتوانند واکنشهای گرمایی هسته‌ای دیگری آغاز کنند.

پس از آنکه لایه‌های بیرونی این ستارگان به صورت سحابی سیاره‌ نما پرتاب شدند، جرم لاشه‌‌ای که از آنها باقی می‌ماند.

بدون تردید کمتر از حد چاندراسکا خواهد بود.

ستارگان بسیار درخشان نیز وجود دارند که بیش از خورشید جرم دارند.

اما تعداد این ستارگان کمتر است.

ستارگان پر جرم همچون ستارگان کم جرم ، هنگامی که به غول سرخ تبدیل می‌شوند در هسته خود هم هیدروژن و هم هلیوم می‌سوزانند.

اما در این ستارگان به سبب جرم بسیار زیاد ، شروع به واکنش گرما - هسته‌ای دیگری نیز می‌کنند.

مثلا هسته غنی از اکسیژن و کربن ستاره کم جرم ، غیرفعال است.

اما در ستارگان پرجرم ، وزن بی اندازه زیاد ماده ستاره‌ای سبب می‌شود که دمای نواحی مرکزی به 700 میلیون درجه سانتیگراد برسد و کربن سوزی آغاز شود.

مرحله اکسیژن سوزی حتی پس از آن نیز ، زمانی که دمای نواحی مرکزی به یک میلیارد درجه برسد، اکسیژن سوزی آغاز می‌شود و در هریک از این موارد ، واکنش گرما - هسته‌ای تا زمانی در مرکز ستاره ادامه خواهد داشت که تمامی سوخت به پایان برسد.

سپس واکنش گرما - هسته‌ای زمانی کوتاه باز می‌ایستد و هسته ستاره تحت تاثیر نیروی گرانش منقبض می‌شود.

بی درنگ دمای بالای هسته در حال انقباض چنان افزایش می‌یابد که واکنش هسته‌ای مشایهی در پوسته نازکی در پیرامون هسته آغاز شود.

خاکستر به جا مانده از اکسیژن سوزی ، سیلیس است.

هر چه پوسته نازک اکسیژن به طرف بیرون حرکت می‌کند، ذخیره‌ای (فراوان) از سیلیس بر جای می‌ماند.

مرحله سیلیس سوزی هنگامی که تراکم بیشتر هسته ستاره ،‌ دمای مرکز را به 3 میلیارد درجه سانتیگراد می‌رساند، سیلیس سوزی آغاز می‌شود.

آهن خاکستر به جا مانده از سیلیس سوزی است.

اما هر قدر هم که هسته ستاره داغ شود، آهن نمی‌سوزد.

بنابراین ستاره پر جرم در اواخر عمرش ، هسته‌ای غیر فعال و غنی از آهن دارد که چندین پوسته نازک آن را در برگرفته‌اند.

در این پوسته‌ها که در آنها واکنش هسته‌ای جریان دارد، نزدیک به هسته ستاره مجتمع شده‌اند.

تشکیل هسته غنی از آهن نشانه مرگ زودرس ستاره است.

البته اتمهای آهن در هسته سوخته ستاره کاملا جدا از هم و گسسته‌اند و هیچ اتمی در گرما و فشار بی اندازه زیاد موجود در مرکز ستاره سالم باقی نمی‌ماند.

در نتیجه هسته ستاره حاوی هسته‌های اتم آهن است که در دریایی از الکترون شناورند.

هرچه پوسته سیلیس سوز به آهستگی از مرکز ستاره دور می‌شود، مقدار بیشتری الکترون و هسته اتم آهن برجا می ماند.

سرانجام هسته مرده ستاره دیگر نمی‌تواند وزن سنگین و خرد کننده بقیه ستاره را تحمل کند.

زمانی که جرم هسته آهنی به 1.5 جرم خورشید می‌رسد، فشار چنان زیاد می‌شود که الکترونها به درون هسته‌های اتم آهن فشرده می‌شوند.

در چنین حالتی الکترونهای منفی با پروتونهای مثبت ترکیب می‌شوند و نوترون بوجود می‌آورند.

درنتیجه این فرایندها هسته ستاره به شدت درهم می‌ریزد که این فروریزش هسته بطور ناگهانی روی می‌دهد و مقدار بسیار زیادی انرژی آزاد می‌گردد.

با هجوم آوردن یک موج شوکی از هسته درحال انفجار بطرف بیرون ، ستاره کاملا ازهم می‌پاشد.

در این حالت ستاره به ابر نواختر تبدیل شده است.

مکانیزم نواخترها به کمک طیف و افزایش نورانیت ظاهریشان به آسانی شناخته می‌شوند.

میزان تغییرات درخشندگی آنها ممکن است بین 15-8 قدر نوسان داشته باشد.

نواخترها متعلق به دسته‌ای از ستارگان متغیر به نام متغیرهای غیرمترقبه یا CV ها می‌باشند.

در طی انفجار یک ابر نواختر ، روشنایی ستاره محکوم به فنا ناگهان میلیونها بار افزایش می‌یابد.

در مدت چند روز نور ستاره با کل نور کهکشان که ستاره در آن قرار دارد، برابری می‌کند.

آخرین ابر نواختر نزدیک به ما درسال 1604 در صورت فلکی مار و پیش از آن درسال 1572 ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی دیده شد.

در فورانهای نواختری فقط مقادیر کمی از ماده ستاره به فضا پرتاب می‌شود.

برعکس در انفجار ابر نواختر ، مقادیر زیادی از ماده ستاره با سرعتهایی فراتر از سرعت صوت پرتاب می‌شود.

این گازهای پرتاب شده با هجوم سریع به درون مواد میان ستاره‌ای پیرامونشان پرتو افشانی می‌کنند و می‌درخشند.

در توفندگان جریان هیدروژن سوزی بسیار کندتر از آن است که بتوان انرژی توفندگان را ناشی از آن دانست.

از این رو برخی از اختر فیزیکدانان هلیوم سوزی را فشار انرژی آنها می‌دانند.

اما صرفنظر از نوع دقیق سوخت مصرفی شباهت بسیار زیادی میان نمودارهای مربوط به انفجار توفندگان و انفجار نواختران وجود دارد و همان طور که توفندگان می‌توانند بارها زبانه بکشند.

انواع نواختر نواختران بر حسب رفتاری که از خودشان در طول یک کمینه تا بیشینه نشان می‌دهند به سه دسته عمده تقسیم می‌گردند.

نواختران سریع (NA) این نواختران صعود تندی را به بیشینه درخشندگی از خود نشان می‌دهند و حداکثر چند روز در این وضعیت باقی می‌ماند.

از آن پس درخشندگی آنها شروع به کاهش می‌کند و بتدریج شیب آنها کاهش می‌یابد و ممکن است بسیار هموار گردند.

نواختران کند نواختران کند افزایش منظم تا بیشینه درخشندگی از خود نشان می‌دهند و از چند هفته تا چندین ماه در آن وضعیت باقی می‌مانند.

آنها در آغاز با افت و خیزهای اندکی شروع به کم نور شدن می‌نماید.

اما بتدریج این میزان افزایش می‌یابد.

همچنانکه شاهد کاهش درخشندگی ستاره هستیم، می‌بینیم که کمی پرنور شده و بیشینه دومی می‌رسد و پس از آن به علت کمینه حرکت می‌کند.

طول دوره کاهش 3 قدر در این هسته ممکن است 150 یا بیشتر باشد.

نواختران بسیار کند دسته کوچکی از نواختران وجود دارند، که دارای منحنی نوری مشابه به حالتهای قبل هستند.

با این وجود ممکن است در چند سال تا یک دهه درحالت بیشینه باقی بمانند و کاهش درخشندگی آنها نیز بسیار کندتر خواهد بود.

سحابیهای سیاره‌ای تحقیق درباره تغییر مکانهای دوپلر که در ضمن تشکیل نواختران رو می‌دهد و از روی بعضی از جزئیات ظریف طیفهای آنها ، آشکار شده است که نواختران ستارگانی در حال انفجارند.

در بعضی از موارد ماده ستاره را که به صورت گاز منبسط در فضا می‌وزد و به وسیله باقیمانده ستاره روشن شده است، می‌توان دید.

چنین ستارگانی را سحابیهای سیاره‌ای (Planetary nebulae) می نامند.

این نوع تشکیل نواختر لزوما به معنی مرگ یک ستاره نیست.

البته این یک فاجعه خطرناک است.

زیرا درخشندگی چنین ستاره‌ای ممکن است در کمتر از یک روز یک میلیون برابر شود.

اما انفجار ظاهرا یک تا دو درصد از جرم ستاره را از آن جدا می‌کند و دوباره ، پس از آن ، ستاره به زندگی عادی خود برمی‌گردد.

اگر خورشید به یک نواختر مبدل می‌شد، هر نوع زندگی در زمین از میان می‌رفت و احتمالا این سیاره تبخیر می‌شد.

سحابی سیاره‌ای ساختمان سحابی سیاره‌ای در عکسهایی که توسط دوربین‌های نجومی بزرگ گرفته شده‌اند، ساختمان سحابیهای سیاره‌ای ، حالت متغیری را نشان می‌دهند.

بزرگترین و نزدیکترین آنها در صورت فلکی دلو حلقه درخشانی است که تقریبا به بزرگی نصف ماه به نظر می‌رسد.

در قسمت تاریک مرکزی این جسم به کمک وجود نوارهای باریک و شعاعی شکل می‌توان حرکتهای شدیدی را حدس زد.

چند سحابی سیاره‌ای دیگر چنان کوچک هستند که تقریبا مثل ستاره دیده می‌شوند.

ابعاد واقعی سحابیهای سیاره‌ای تقریبا بین 20000 و 200000 واحد نجومی تغییر می‌کند.

تعداد سحابیهای سیاره‌ای تعداد سحابیهای سیاره‌ای شناخته شده در راه شیری نسبتا کم است.

ده سال قبل فقط 100 عدد شناخته شده بود.

از آن تاریخ به بعد آر.

مینکوفسکی (R.Minkowski) چند صد عدد از آنها را در منطقه برآمده مرکزی کهکشان ما پیدا کرده که اغلب آنها خیلی دور می‌باشند.

کی .

جی .

هنیز (K.G.

Henize) بیش از 100 عدد سحابی سیاره‌ای در آسمان نیمکره جنوبی کشف کرده است.

امروزه حدود 500 عدد سحابی سیاره‌ای را در فواصل 10000 پارسک از خورشید می‌شناسیم.

تعداد کل سحابیهای سیاره‌ای در تمامی راه شیری شاید در حدود 10000 یا حتی بیشتر باشد.

توزیع سحابی سیاره‌ای توزیع سحابی سیاره‌ای در آسمان تمرکز مشخصی در جهت هسته کهکشان نشان می‌دهد، ولی چند عدد نیز در فواصلی بیش از 10000 پارسک وجود دارند.

سحابیهای سیاره‌ای تمرکز زیادی به سمت سطح مرکزی راه شیری نشان نمی‌دهند.

فاصله سحابی سیاره‌ای فاصله تنها یک سحابی سیاره‌ای 26 پارسک است.

فاصله متوسط 21 سحابی سیاره‌ای (1400 پارسک) توسط وان مانن (A.Van Maanen) از روی حرکتهای واقعی و سرعتهای شعاعی آنها حساب شده است.

ستاره درون سحابی در داخل یک سحابی سیاره‌ای نمونه ، ستاره بسیار گرمی قرار دارد که درجه حرارت سطح آن در حدود 50000 تا 100000 درجه کلوین بوده و با جرم تقریبی مشابه خورشید از آن فوق‌العاده کوچکتر است.

سرعت انبساط سحابی سیاره‌ای تمام سحابیهای سیاره‌ای با سرعتهایی در حدود 10 تا 50 کیلومتر در ثانیه منبسط می‌شوند.

لایه گازی در حال انبساط که نمونه‌ای از یک سحابی سیاره‌ای می‌باشد، احتمالاً زمانی ، جزئی از ستاره مرکزی بوده است.

چگالی و دمای سحابی سیاره‌ای چگالی سحابی سیاره‌ای کم ، در حدود اتم در هر سانتیمتر مکعب است و درجه حرارت آن که از روی حرکتهای اتفاقی الکترونهای آزاد اندازه گیری می‌شود، تقریبا 10000 درجه کلوین است.

چگالی سحابی سیاره‌ای در مراحل اولیه تکامل سحابیهای سیاره‌ای در مراحل اولیه تکامل خود متراکم بوده و حدود اتم هیدروژن در هر سانتیمتر مکعب دارند.

چرا اکثر سحابیهای سیاره‌ای لبه‌های خارجی مشخصی دارند؟

زمانی که لایه گازی منبسط می‌شود، با مقدار معینی ماده میان ستاره‌ای که می‌توان آن را نسبت به ستاره مرکزی بی‌حرکت فرض نمود، برخورد می‌کند.

لایه ، اتمها و ذرات گرد و غبار میان ستاره‌ای را جاروب می‌کند که به نوبه خود باعث کندی انبساط شده و قسمتهای خارجی ابر را متراکم می‌کند.

این امر مشخص بودن لبه‌های خارجی سحابیهای سیاره‌ای را توجیه می‌کند.

مواد بین ستاره‌ای نگاه اجمالی گرچه در آسمان شب ، ستارگان را در نزدیک هم می‌بینیم، ولی در واقع فضای بسیار بزرگی میان آنها وجود دارد.

فاصله بین ستارگان تاریک به نظر می‌رسد، ولی به راستی فضا کاملا خالی نیست.

اتمهای گاز و همچنین ذرات غبار در فضا شناورند.

این مواد مه بسیار رقیقی درست می‌کنند که ستارگان دوردست را کم نورتر و رنگ آنها را به سرخ متمایل می‌کند.

اخترشناسان به گاز و غبار فضایی ، ماده میان ستاره‌ای می‌گویند.

ماده میان ستاره‌ای بسیار رقیقتر از هوای ماست.

یک فنجان هوا حدود 1015 اتم دارد، در حالی که یک فنجان ماده میان ستاره‌ای فقط دارای پانصد اتم است.

ماده بین ستارگان در میان ذرات غبار از بلورهای یخ زده آب ، آمونیاک و متان تا ترکیبات بسیار پیچیده یافت می‌شود.

بیشتر گاز موجود در فضای بین ستارگان ، هیدروژن است.

در بعضی از نقاط گاز و غبار در کنار هم جمع یا بوسیله گرانش جاروب می‌شوند و ابرهای ضخیمی تشکیل می‌دهند.

بعضی از این ابرها چنان پرپشت هستند که جلوی نور ستارگان ورای خود را کاملا می‌گیرند.

در یک شب صاف هنگامی که راه شیری به وضوح دیده می‌شود، می‌توانید ابرهای غبارآلودی را ببنید که در متن نقره فام این نوار نورانی ، تکه‌های تاریکی بوجود آورده‌اند.

علاوه بر ابرهای تیره غبار ، ابرهای درخشانی از گاز هم وجود دارند که به رنگ صورتی می‌درخشند.

آنها از زیباترین اجرام آسمانی هستند.

سحابی جبار شبهای زمستان به راحتی می‌توان صورت فلکی جبار را یافت.

درست در پایین سه ستاره‌ای که کمربند آن را تشکیل می‌دهند، لکه‌های نورانی و مه‌آلود دیده می‌شود.

آن سحابی بزرگ جبار و یکی از معدود سحابیهای قابل دیدن با چشم غیر مسلح است.

با دوربین دوچشمی و یا تلسکوپهای کوچک می‌بینید که با نور ضعیف سبز رنگی می‌درخشند.

علت رنگ سحابیها در عکسهای رنگی معمولا سحابیهای درخشان به رنگ صورتی یا ارغوانی دیده می‌شوند.

بیشترین گاز موجود در فضا ، هیدروژن است و ستارگان نورانی درون سحابیها سبب می‌شوند که هیدروژن مانند چراغهای نئون بدرخشد.

ستارگان داغ ، پرتوهای نامرئی فرابنفش گسیل می‌کنند که به هنگام عبور از میان گاز هیدروژن سبب درخشش آن به رنگ صورتی مایل به سرخ می‌شود، علاوه بر این ابرهای روشن ، سحابیهای دیگر نیز وجود دارند که همانند آینه‌های فضایی عمل می‌کنند، یعنی نور مرئی رسیده از ستارگان نزدیک را باز می‌تابانند.

.

کشف کوچکترین سیاره شبیه زمین یک گروه بین‌المللی از ستاره‌شناسان موفق شدند کوچکترین سیاره شبیه‌کره زمین را درخارج از منظومه شمسی کشف نمایند.

به گزارش سرویس علمی پژوهشی ایسکانیوز به نقل از مجله علمی نیچر، یک گروه بین‌المللی از ستاره‌شناسان با استفاده از روشی جدید به نام میکرولیزینگ، کوچکترین سیاره شبیه زمین را کشف کنند.

این سیاره در خارج از منظومه شمسی قرار داشته و 25 هزار سال نوری با منظومه شمسی فاصله دارد.

این سیاره به دور یک ستاره کوچک در حال گردش است و گردش کامل آن به دور ستاره 10سال طول می‌کشد.

محققان اعلام کرده‌اند این سیاره بسیار سرد است و دمای 220 درجه سانتی‌گراد زیر صفر را برای آن پیش‌بینی کرده‌اند.

محققان معتقدند این سیاره دارای یک جو بسیار نازک است.

ستاره شناسان نام این سیاره جدید را ogle – 2005 –BLG-390Lb گذاشته‌اند.

تغییرات دما در کره ماه تغییرات دما در کره ماه بسیار شدید است، دمای سطح ماه بین 200- تا 300 + درجه سانتیگراد تغییر می‌کند و این امر بستگی به مدت شب و روز در این کره دارد.

همه سفینه هایی که تا کنون بر کره ماه فرود آمده اند؛، این کار را در دوره روشنایی ماه انجام داده اند.

در این دوره که 14 روز به طول می انجامد در ماه همیشه روز است، با وجود این برخی از قسمتهای ماه از بدو پیدایش تا کنون هرگز در معرض نور خورشید قرار نگرفته اند.

بخشهای پایینی حفره های ماه که همیشه در سایه هستند و در مجموع 15.500 کیلومتر از سطح این کره را در بر می گیرند از آن جمله است.

منشا پرتو کیهانی علت پرتو کیهانی، فعل و انفعالات هسته ای ستارگان است.خورشید که در هر ثانیه هزاران تن ماده را به انرژی تبدیل می کند، می تواند یکی از منابع عظیم نزدیک به ما برای تولید پرتو کیهانی باشد.

با ترکیب فنل فتالئین یا تورنسل در محیط اسیدی، در حقیقت رنگ املاح به دست آمده از این ترکیب، باعث تغییر رنگ آنها می شود.

تابش میکروموج کیهانی نگاه ‌ا‌جمالی بیشتر چشمه‌های امواج در خارج از زمین قرار دارند.

این چشمه‌ها ، امواج را از طریق تابش به زمین ارسال می‌کنند.

یک نمونه ‌ا‌ین چشمه‌ها خورشید است که طیف وسیعی از امواج را به طرف زمین ارسال می‌کند.

با مطالعه طیف حاصل از این امواج بسیاری از اسرار کیهان آشکار می‌گردد.

به عنوان مثال از این طریق می‌توان به عناصر تشکیل دهنده جو زمین و یا به عناصر سازنده چشمه موج اشاره کرد.

پیشرفتهایی که‌ همراه با کشف پنزیاس و ویلسون در سال 1964 و بعد از آن درباره تابش کیهانی زمینه در ناحیه میکروویو رخ داد، موجب شد تا تابش جسم سیاه بار دیگر در صدر مباحث علوم بنیادی ظهور کند.

در اواخر دهه 1990 ژرژ گاموف ، رالف الفر و رابرت هرمان بعضی از نتایج مدل انفجار بزرگ خلقت جهان را مطالعه کردند.

تحقیقات آنها و محاسبات پیلیبر نشان داد که فراوانی کنونی هیدروژن در جهان را فقط در صورتی می‌توان درک کرد که در مراحل آغازین جهان مقدار متنابهی تابش وجود داشته باشد.

تاثیر انبساط جهان بر تابش کیهانی انبساط جهان سبب شد که ماده و تابش موجود در آن سرد شود، وقتی که دما به 3000 درجه کلوین رسید، تابش با مقیاس جعبه‌ا‌ی که تابش را در خود داشت، یعنی با اندازه جهان ، به طور خطی افت کرد.

طی چند سال اخیر ماهواره ناسا به نام COBE (اکتشاف کننده زمینه کیهانی) تابش باقیمانده کنونی را مطالعه کرده ‌ا‌ست.(تابش فسیلی) تابش زمینه جسم سیاه کیهانی ، فیلمنامه ‌ا‌نفجار بزرگ را تایید می‌کند و اطلاعی درباره ‌ا‌نبساط جهان و شرایطی که در لحظه شفاف شده جهان در برابر تابش بوجود آمده ‌ا‌ست، بدست می‌دهد.

رابطه تغییرات دما با حرکت منظومه شمسی تغییرات کوچکی که در دما به صورت تابعی از جهت وجود دارد، با حرکت منظومه شمسی نسبت به مرکز کهکشان و حرکت کهکشان ما در راستای خوشه کیهانی ویرگو ، که توده جرم بزرگی به فاصله‌ا‌ی در حدود 50 میلیون سال نوری است، سازگاری دارد.

تندی این حرکت از مرتبه 370 کیلومتر بر ثانیه ‌ا‌ست و ناهمگنی مذکور را می‌توان ناشی از جابجایی دوپلری دانست که با این حرکت همراه ‌ا‌ست.

هرگاه ‌ا‌ین اثر را در نظر نگیریم، با تقریبی بهتر از یک در صد هزار ، یکنواخت می‌ماند.

در واقع چنین همگنی (همگن ترجمه واژه Isotrop به معنی یکسان بودن شرایط در تمام جهات است) کیهانشناسان را با مشکل مواجه ساخت.

مشکل همگنی و رفع آن تابش جسم سیاهی که ‌ا‌ز ناحیه خاصی در آسمان آشکارسازی می‌شود، تابشی از آن قسمت از آسمان در لحظه واجفت‌شدگی است.

برابری طیفهای تابش در هر قسمت آسمان حاکی از آن است که دمای این قسمتهای آسمان در لحظه واجفت‌شدگی با هم برابر بوده ‌ا‌ست، ولی چنین نواحیی خارج از افق تاثیر یکدیگر قرار دارند.

در سال 1981 ، آلن گاث ، پیشنهاد کرد که مراحل بسیار اولیه ‌ا‌نفجار بزرگ شامل رشد نمایی واقعا سریعی است، بطوری که می‌توان فرض کرد که در لحظه واجفت‌شدگی قسمتهای مختلف آسمان در مبدا مشترکی بوده‌ا‌ند.

مشکل همگنی تا حدودی برطرف می‌شد ، ولی هنوز این تصور که ‌هیچ ردی از ناهمگنی‌هایی که باید وجود می‌داشت تا تخم ماده در کهکشانهای اولیه کاشته شود، امکان‌پذیر نبود.

بنابراین وقتی که گروه COBE اعلام کرد که ناهمگنی‌هایی در حدود 5x10-6 در دما مشاهده شده ‌ا‌ست، کیهان‌شناسان نفس راحتی کشیدند.

باید انتظار داشت که ‌ا‌ندازه‌گیری‌های دقیق‌تر همچنان به درک جزئیات جهان آغازین کمک کند.

می‌رسد.

خورشید با سرعتی حدود 220 کیلومتر (135 مایل) در ثانیه ، مرکز کهکشان را در مدت زمانی حدود 250 میلیون سال دور می‌زند.

تا کنون خورشید 15 تا 20 دور به گرد هسته کهکشان چرخیده است.

گذر صورتهای فلکی از راه شیری بیرون از راستای راه شیری تعداد بسیار کمی ستاره کم نور وجود دارد.

بطوری که درخشش مبهمی نیز از آنها آشکار نمی‌شود.

به علت آنکه راه شیری دایره کاملی در سرتاسر آسمان تشکیل می‌دهد، در هر نقطه روی زمین می‌توان بخشهایی از آن را دید.

چند صورت فلکی مهم که راه شیری از میانشان می‌گذرد، شامل ذات الکرسی ، پرساوس ، ممسک الاعنه (ارابه ران) ، تکشاخ ، بادبان ، صلیب ، عقرب ، قوس ، دلو و دجاجه است.

فراوانی میدان ستاره انبوهترین میدان ستاره‌ای ، در راه شیری جنوبی قرار دارد که منظر زیبایی در آسیای جنوبی و آفریقایی جنوبی بوجود می‌آورد.

برای رصد کنندگان واقع در نیمکره شمالی ، بهترین حالت راه شیری اواخر تابستان دیده می‌شود.

هنگامی که دجاجه را بتوان در بالای سر دید.

ماهیت راه شیری ما منظره کهکشان عظیم و پرستاره‌ای را که درون آن زندگی می‌کنیم، به صورت راه شیری می‌بینیم.

در کهکشان ما ، احتمالا صد هزار میلیون ستاره وجود دارد.

ما در میان این کهکشان هستیم و به همین دلیل نمی‌توانیم شکل کلی آن را به آسانی تجسم کنیم.

در واقع ، کهکشان راه شیری ، شبیه یک چرخ فلک غول پیکر است و دو بازوی پرستاره دارد، که چندین بار به دور بخش مرکزی پیچیده‌اند.

طول کهکشان ما 100000 سال نوری است.

30000 سال طول می‌کشد تا یک پیام رادیویی از زمین به مرکز آن برسد.

اگر ستارگان کهکشان را با سرعت سه ستاره در یک ثانیه بشماریم، هزار سال طول می‌کشد.

قسمت نورانی راه شیری روشن ترین بخش راه شیری در صورت فلکی قوس است.

تلسکوپهای رادیویی فروسرخ ، علامتهای پرقدرتی از این منطقه آشکار می‌کنند.

شاید درمرکز بیظلم کهکشان ما ، یعنی نقطه‌ای در راستای صورت فلکی قوس ، سیاهچاله بسیار بزرگی وجود داشته باشد که آزادانه ستارگان و سیاره‌ها را می‌بلعد و توده انبوهی از آنها را در کنار هم جمع می‌کند.

تغییر صورتهای فلکی چرخش آرام کهکشان ما که در آن بخشهای مرکزی پیوسته از قسمتهای بیرونی پیشی می‌گیرند، به این معنی است که ستارگان نیز بطور مداوم در پهنه آسمان حرکت می‌کنند.

در چند میلیون سال آینده ، منظره صورتهای فلکی در نتیجه این حرکت بی وقفه ستارگان تغییر حالت خواهد داد.

مرگ ستاره نگاه اجمالی سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است.

نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض و خرد کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ماده ستاره روبرو می‌شود، اما سرانجام ستاره تحلیل می‌رود.

گرانش کنترل را بدست می‌گیرد و ستاره شکل کاملا متفاوتی با ستاره‌ای معمولی و سالم مانند خورشید به خود می‌گیرد.

حتی اگر جرم ستاره بسیار زیاد باشد، ممکن است با تبدیل به یک سیاهچاله در اعماق فضا ناپدید شود.

گرانش یک ستاره نیروی گرانش ، همواره جذب می‌کند و مایل است که ذرات ماده را همیشه به هم نزدیکتر سازد.

ما به این سبب وزن داریم که جرم زمین جرم بدن ما را به طرف خود می‌کشد و در نتیجه نیروی گرانشی هر یک از اتمهای بدن ما ، اتمهای دیگر را به طرف خود می‌کشد.

از آنجا که جرم یک ستاره معمولی بسیار زیاد است و حتی ممکن است یک میلیون بار بیشتر از جرم زمین باشد، گرانش درونی آن نیز بسیار شدید است.

لحظه‌ای اعماق خورشید را مجسم کنید، فشار آن در یک دهمی فاصله سطح تا هسته تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است.

در این فاصله ، فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید روبرو می‌شوند، هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز ستاره سرد می‌شود و بعد گرانش به نیروی مسلط تبدیل می‌شود.

آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد.

مراحل مرگ ستاره ستاره‌ای رو به مرگ ، مانند خورشید در هم فرو می‌رود تا به اندازه زمین برسد.

در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی‌دهد.

ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند.

در این مرحله ، ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود.

یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.