منو
 کاربر Online
649 کاربر online
تاریخچه ی: آشکارسازی نوترون

نگارش: 1

{پیام:در دست تهیه}

آشکارسازی نوترون
دید کلی:
ازآنجا که نوترون یک ذرهء خنثی است، با آشکارسازهای معمولی که برای تشعشعات یون ساز به کار می رود، آشکار نمی شود. بنابراین آشکارسازی نوترونها مستقیماً با استفاده از واکنشهای هسته ای ، که ذرات ثانویه باردار تولید می کنند، انجام می گیرد. این واکنشها دونوع هستند: دراولین نوع ذرات هسته ای باردار فوراً تولید می شوند. و دومین نوع واکنشهای هسته ای ، اساس شاخصهای رادیواکتیو را تشکیل می دهند.
  1. آشکارساز نوترون با واکنشهای ( ąوn )
آشکارساز برن ( Boron counter ) :
آشکارساز برن یکی از ساده ترین و پراستفاده ترین وسیله ای است که برای آشکارسازی نوترون به کار برده می شود. این آشکارسازها معمولاً شکل آشکارساز تناسبی را دارند که با گاز تری فلورید بور (3f3) که دارای بور 10 غنی شده است پر شده اند. تری متیل بور B(CH3)3 نیز به عنوان گاز مصرفی آزمایش شده است.
آشکارساز طویل:
برای آشکارسازی نوترونهای سریعتر با استفاده از یک آشکارساز برن ، ابتدا بایستی نوترونها کندشوند. طبق نظریه هانسون (Hanson) و میکیبن (Mckibben) ، بهترین روش و مناسب ترین آشکارساز برای آشکارسازی چنین نوترونهای کندی ، آشکارساز طویل است. آشکارساز طویل ، آشکارساز برنی است که بطور استاندارد در داخل کندکننده پارافین قرار گرفته است. این کندکننده ، آشکارساز نوترونهای سریع را دریک حد نسبتاً زیاد انرژی ، با راندمانی تقریباً مستقل از انرژی میسر می سازد.
سنتیلاتورهای برن (Boron scintillators)
عیبهای اساسی آشکارساز BF3 عبارتنداز: راندمان کم در انرژیهای بالای یک الکترون ولت و زمان جداکنندگی نسبتاً کوچک. این عیوب می توانند با استفاده از آشکارسازهای سنتیلاتور ، بطور قابل ملاحظه ای برطرف شوند.
یک نوع ازاین آشکارساز ، آشکارساز فوتونهای گاما با انرژی 478 کیلوالکترون ولت است که دراثر جذب نوترون بوسیله یک صفحه بور (10B)10 تولید شده اند، توسط یک کریستال NaI ( سدیم آیئداین ) انجام می گیرد. راندمان آشکارساز صفحه ای برن برای فوتونهای گاما با انرژی 4 78kev درحدود 10 درصد است.
  1. آشکارسازی نوترونهای سریع بااستفاده از پروتونهای پس پراکنده شده:
اگر یک نوترون با انرژی E به پروتون ساکنی برخورد کند، انرژی جنبشی دریافت شده توسط پروتون برابر است با : E=EPcos2Θ که Θ زاویه پراکندگی پروتون و EP انرژی جنبشی دریافت شده توسط پروتون است.
اگر برای یک پراکندگی معلوم ، EPوΘ دریک زمان اندازه گیری شوند، دراین صورت انرژی نوترون را می توان تعیین کرد. اگر اندازه گیریها فقط به انرژی پروتونهای عقب رانده شده محدود شود، طیف نوترون را با تفکیک انرژی این پروتونها می توان تعیین کرد.

آشکارساز سنتیلاتور:
اگر آشکارسازهای سنتیلاتور پروتون عقب رانده شده، برای آشکارسازی بکار یرده شوند مقدار راندمان بیشتر ، و اثرات انتها و دیواره خیلی کوچکتر می گردد.



انواع روشهای اندازه گیری اشعه ماورا بنفش:

دیدکلی:

اشعه ماورا بنفش دارای طول موجهاای بین 0.0144 میکرومتر و 0.39 میکرومتر است. بدلیل کاربردهای متفاوتی که در پزشکی و صنعت دارد اندازه گیری مقدار اشعه لازم می باشد.
اساس اندازه گیری اشعه ماورا بنفش بر خواص فیزیکی و شیمیایی استوار است. وسایلی که برای اندازه گیری اشعه ماورا بنفش وجود دارد ، اکتی نومتر (Actinometr) است و به 3 دسته تقسیم می شود.
  1. پیل ترموالکتریکی
در این روش جسمی را که کلیه اشعه را جذب می کند در معرض تابش اشعه قرار می دهند و گرمای حاصله را اندازه گیری می کنند. برای اینکه شدت اشعه ماورا بنفش را به تنهایی اندازه گیری کرد کافی است که ابتدا شدت تمام اشعه منبع نورانی را اندازه گیری نموده و سپس به کمک فیلترهای مناسب که کلیه اشعه ماورا بنفش را جذب می کند ، اندازه گیری را تکرار کرد. تفاضل این دو مقدار اشعه ماورا بنفش را نشان می دهد.
  1. اکتی نومتر فیزیکی
مهمترین این نوع اکتی نومترها سلول فوتوالکتریک (Photo electric) است.
  • ساختمان سلول:
سلول فوتو الکتریک متشکل از یک حباب از جنس کوارتز که بخوبی تخلیه شده و دو الکترود ، است. کاغذ تشکیل شده از یک رسوب فلزی نازک که جدار داخلی حباب بغیر از قسمت کوچکی را که برای ورود نور است می پوشاند. آند در داخل حباب بوده از یک حلقه فلزی ساخته شده است.
  • مکانیسم:
هر گاه بین دو الکترود اختلاف ولتاژ در حدود 100 ولت برقرار کنیم به شرطی که قطب منفی به رسوب فلزی متصل باشد ، هرگاه سلول در تاریکی باشد جریانی نمی گذرد ولی اگر بر رسوب بتابانیم از آن الکترون جدا شده جریانی که شدت آن متناسب با شدت نور تابیده است برقرار می شود. شدت این جریان خیلی کم است (در حدود یک میکرو آمپر) و باید آن را بوسیله لامپهای سه قطبی تقویت نمود.
  1. اکتی نومتر شیمیایی
  • اکتی نومتر بوردیه
املاح نقره در اثر تابش اشعه ماورا بنفش احیا می شود و چون نقره آن آزاد می شود املاح سیاه رنگ می گردند.
اکتی نومتری که متکی به خاصیت بالا باشد اکتی نومتر بوردیه (Bordier) است که محلول فرو سیانور پتاسیم در نتیجه تابش اشعه ماورا بنفش رنگ زرد مایل به آجری پیدا می کند و شدت این رنگ بامقدار اشعه ماورا بنفش بستگی دارد.
  • مکانیسم:
برای این اندازه کیری نوارهای کاغذی را به محلول 20درصد فرو سیانور دو پتاسیم آغشته می کنند و پس از خشک شدن در معرض تابش اشعه ماورا بنفش قرار می دهند. سپس از مقایسه این نوار کاغذی که رنگین شده است با یک سری نمونه هایی که قبلا تهیه و اندازه گیری شده به مقدار تابش اشعه ماورا بنفش پی می برند.
مباحث مرتبط با متن:
اشعه ماورا بنفش


برهمکنشهای فوتون الکترون
دید کلی:
فرایند برهمکنش فوتون با الکترون پیچیده است. درهر برهمکنش یک فوتون ، الکترون یا پوزیترون به قطعه ای از ماده نزدیک می شود، برخوردی رخ می دهد ویک یا چندذره گسیل می شوند.
تمام این برهمکنشهای فوتون-الکترون نمونه هایی ازیک برهمکنش اساسی بین ذره میدان الکترومغناطیسی (فوتون) و ذره ای که بتواند میدان الکترومغناطیسی (یک الکترون یاهرذره با بار الکتریکی دیگری) بیافریند هستند.
انواع برهمکنشهای فوتون-الکترون:
  • اثرفوتوالکتریک
  • اثرکامپتون
  • تابش ترمزی تولید و اشعه ایکس
  • تولید زوج-نابودی زوج
اثر فوتوالکتریک:
اثر فوتوالکتریک توسط هانیریش هرتز درسال 1887 کشف شد. اثر فوتوالکتریک فقط یکی از چندین فرایندی است که توسط آن الکترونها می توانند ازسطح ماده کنده شوند. هرگاه فوتونی به یک الکترون مقید برخورد کند و انرژی آن بیشتر از انرژی بستگی الکترون باشد، اثر فوتوالکتریکی رخ می دهد.
  • فوتوالکترونها:
یک باریکه نوری به یک الکترون مقداری انرژی مساوی یا بیشتر ازانرژی که آن را به سطح مقید می کند، می دهد و باعث فرار آن می شود. این الکترونهای خارج شونده را فوتوالکترونها گویند.
یک تک فوتون فقط می تواندبایک تک الکترون درسطح ماده گسیل کنندهء فوتوالکترونها برهمکنش کند. این فوتون نمی تواند انرژی خودرا بین چندین الکترون تقسیم کند. دراین اثر فوتون (تقریباً) تمام انرژی خودرا به الکترون مقید می دهد.
اثر کامپتون:
اثر کامپتون درسال 1922 توسط آرتورکامپتون کشف شد. دراثر کامپتون فوتون به یک الکترون آزاد و ساکن برخورد کرده و باعث پراکندگی الکترون و تشکیل فوتون جدید با انرژی کمتر از انرژی فوتون فرودی می شود.
  • انرژی جنبشی الکترون پراکنده شده:
برحسب اینکه الکترون با چه زاویه ای پراکنده شده، انرژی جنبشی اش متفاوت خواهدبود. اگر الکترون تحت زاویه 1800 پراکنده شود با انرژی ماکزیمم پراکنده خواهدشد.
انواع اندرکنش فوتون با الکترون
اطلاعات اولیه:
پرتوهای ایکس برای اولین بار درسال 1895 توسط ویلهم رونتگن کشف شد. چون درآغاز طبیعت واقعی این تابش ناشناخته بود رونتگن نام ایکس را برای این پرتوها انتخاب کرد.
دراثر فوتوالکتریک ، یک فوتون تمام انرژی خودرا به یک الکترون مقید می دهد. عکس اثرفوتوالکتریک بدین صورت است که الکترونی انرژی جنبشی خودرا ازدست بدهد و دراین جریان یک یا چند فوتون بیافریند. این فرایند درتولید پرتو ایکس به واضحترین نحو مشاهده می شود.
  • تابش ترمزی:
وقتی فوتون به ماده برخورد می کند الکترون تحت تأثیر نیروی ناشی از برخورد ازمسیرمستقیم خود منحرف می شود، یعنی شتاب می گیرد. دراین صورت انتظار می رود که الکترون منحرف شده و بنابراین شتابدار یک یا چند فوتون تابش کند و محل برخورد را با انرژی جنبشی کمتر ازآنچه که داشت ترک کند. تابشی را که درچنین برخوردی تولید می شود اغلب تابش ترمزی نامند.
انرژی فوتونها:
انرژی فوتونهای خروجی به انرژی الکترون بلافاصله بعداز برخورد فوتون فرودی بستگی دارد. پرانرژی ترین فوتونها توسط الکترونی تولید می شوند که وقتی دربرخورد به حال سکون درمی آید تمام انرژی خودرا به انرژی الکترومغناطیسی تک فوتون تبدیل کند.
تولید ونابودی زوج:
  • تولید زوج:
وقتی فوتون به یک ماده سنگین برخورد می کند، نابودشده و باعث ایجاد الکترون و پوزیترون می شود. انرژی جنبشی الکترون و پوزیترون تولیدشده به انرژی فوتون فرودی بستگی دارد. هرچه انرژی فوتون فرودی بیشترباشد، الکترون و پوزیترون دارای انرژی جنبشی بیشتری خواهندبود.
  • نابودی زوج:
وقتی که یک الکترون و یک پوزیترون باهم ترکیب می شوند، باعث ایجاد حداقل 2 فوتون می شوند. مجدداً انرژی فوتونهای تولیدشده به انرژی جنبشی الکترون و پوزیترون بستگی دارد. که هرچه انرژی آنها بیشتر باشد، فوتونهای تولیدی نیز انرژی بیشتری خواهندداشت.
مباحث مرتبط با عنوان:
  • انرژی بستگی
  • مفهوم الکترون آزاد
  • تابع کار
  • مفهوم الکترون مقید
  • پرتو ایکس
  • قوانین بقای جرم و اندازه حرکت خطی
  • طول موج کامپتون
  • انرژی آستانه


طیف ستاره

نگاه اجمالی

در سیاهی شب، نور ستارگان چقدر بی ارزش به نظر می رسند! ولی هر کدام از این پرتوهای ضعیف اطلاعات زیادی در مورد خاستگاه خود دارند. اخترشناسان روش خواندن پیامهای نور ستارگان را فراگرفته اند آنها به ما می گویند که ستارگان از چه درست شده اند، به چه بزرگی هستند، چه گرمایی دارند و چگونه حرکت می کنند.

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 می رسد به وسیله تلسکوپ جمع آوری و متمرکز می شود بعد دستگاه ویژه ای که به تلسکوپ نصب شده است نور را تجزیه می کند این دستگاه طیف نگار نام دارد. سرانجام نتیجه های حاصل به صورت عکس یا نوار کامپیوتری ثبت می شود.

امواج نور

غالبا نور را در قالب امواج تعریف می کنند. نور واقعا به شکل موج حرکت می کند و امواج آن به قدری کوچک هستند که هزاران عدد در یک میلیمتر جا می گیرند. امواج نور، امواج انرژی هستند و قادرند در خلا حرکت کنند. جانوران برای آشکار سازی آن از چشم خود استفاده می کنند. ما
می توانیم چیزهایی مانند خورشید، ستارگان و لامپ الکتریکی را ببینیمکه از خود انرژی منتشر
می کنند و نیز قادریم اجسامی را ببینیم که مانند سیاره ها و بدن خودمان، نور را منعکس می کنند. امواج نور اندازه های گوناگونی دارند برخی بلندتر و برخی کوتاهتر، ما اختلاف اندازه امواج نور را از روی رنگهای مختلف تشخیص می دهیم.

شیوه های مختلف بدست آوردن طیف ستارگان

آمیزه های مختلفی از امواج نور، رنگهای مختلفی را بوجود می آورند. در رنگین کمان می توان دید که چگونه امواج مختلف رنگهای متفاوت دارند. نور سرخ طولانی ترین و نور بنفش کوتاه ترین موجها دارند. درخشش نور خورشید از میان قطره های باران سبب رنگین کمان می شود. قطره های آب نور خورشید را به گستره ای از رنگها به نام طیف تجزیه می کند.
بدون باران هم می توان طیف هر دسته نور را به دست آورد منشور شیشه ای نور را به رنگهای رنگین کمان تجزیه می کند.
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 می نامند.

طیف جذبی

درون طیف نگار یک منشور یا یک توری پراش نور ستاره را به گستره ای از رنگها تجزیه می کند. این رنگها ویژگیهای متغیری در ستارگان گوناگون دارند. مثلا: ستارگان سرد نور سرخ بیشتری نسبت به آبی یا بنفش گسیل می کنند به همین دلیل سرخ دیده می شوند.ستارگان داغ تقریبا تمام رنگهای طیف را منتشر می کنند ترکیبی از تمام رنگها سفید یا آبی دیده می شود. در رنگهای ویژه ای از طیف ستارگان شکافهای باریکی به چشم می خورد که نور بسیار کمی دارند انگار در زمینه پیوسته رنگین کمان، خطوط سیاهی به وجود آمده است که آنها را خطوط جذبی می نامند.

دلایل اهمیت خطوط طیفی

اهمیت خطوط طیفی بسیار زیاد است زیرا از تعداد و مکان آنها می توان فهمید که چه گازهایی در ستارگان وجود دارند. هنگامی که نور از ستاره گسیل می شوند گازهای مختلف، رنگهای مختلفی را جذب می کنند.هر نوع گاز اثر» انگشت«خود را به صورت خطهای باریکی در طیف نقش می زند و در نتیجه تشخیص نوع گاز میسر می شود.از مطالعه خطوط جذبی معلوم شده است که ستارگان اساسا از ئیدروژن تشکیل یافته اند. عناصر دیگری مانند اکسیژن، سیلیسیوم، آهن و نیکل تنها یک درصد از ماده ستاره های معمولی را تشکیل می دهند.

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 می شود بسیار حساس است ولی گونه های دیگری از» نور« وجود دارد که با چشم نمی توان آشکار کرد. هر نوع تابش به نام مخصوصی خوانده می شود، اما همه شبیه نور هستند و فقط موجهایی با اندازه های مختلف دارند همه پرتوهای گاما، فرابنفش، فروسرخ، میکروموج و امواج رادیویی، بخشی از خانواده تابش الکترومغناطیسی را تشکیل می دهند تمام این پرتوها از اجسام گوناگونی در فضا می توانند گسیل شوند ولی برای آشکار سازی آنها تلسکوپهای مخصوص باید به کار برد.


پیدایش منظومه شمسی:

نگاه اجمالی

تا کنون نظریات زیادی در مورد منشا منظومه شمسی و زمین ارائه شده است در میان آنها ، دو نظر اساسی وجود دارد. اولی فرضیه برخورد نزدیک نام گرفته است. بر این پایه است که سیاره ها ، از مواد جدا شده از خورشید ، تشکیل شده اند. بر طبق آن ، کشش
گرانشی یک ستاره یا دنباله دار به حدی بوده است که هنگام عبور از کنار خورشید مقداری از ماده آن را بیرون کشیده است. زمین ما عضوی از خانواده خورشید است. منظومه شمسی نه سیاره اصلی تعداد زیادی قمر طبیعی (اقمار) تعداد زیادی سیارکها ، تعداد نامعلومی ستاره های دنباله دار به همراه شهابها ، شهاب سنگها به دور خورشید در حال گسترش هستند.

محتویات منظومه شمسی

تمامی اجرامی که تحت نیروهای گرانشی خورشید در مدارها در گردشند ، منظومه شمسی را تشکیل می دهند. این اجرام بر اساس جرمشان در سلسله مراتب مشخص قرار دارند در راس آنها خورشید واقع است ، سپس سیارات ، اقمار و حلقه های آنها ، خرده های بین سیاره ای (ستاره های دنباله دار ، سیارکها ، شهابها) و در آخرین مرتبه گازها و گرد وغبار بین سیاره ای قرار دارند.

نظریه برخورد نزدیک

در اوایل قرن بیستم میلادی دو اخترشناس امریکایی فرضیه برخورد نزدیک را ارائه دادند که بنابه عقیده آنها ، ذراتی از ماده خورشید ، در اثر برخورد یک ستاره دیگر بیرون ریخته است. بعدا این ذرات به همدیگر بپیوندند و اجرام بزرگی را تشکیل دهند. از این اجرام بزرگ سیاره ها به وجود آمده اند.

فرضیه کانت – لاپلاس

نظر مهم دیگر در سال 1755 میلادی (1134 شمسی) به وسیله فیلسوف آلمانی امانوئل کانت مطرح شد. نظر کانت به عقیده قابل قبول امروزی شبیه است. برطبق آن ، منظومه شمسی از یک ابر گاز و غبار در حال چرخش ، شکل گرفته است. نظر کانت بوسیله ریاضیدان فرانسوی به نام پیر دو لاپلاس بسط داده شد. فرضیه کانت – لاپلاس ، یک ابر بسیار بزرگ از گازهای داغ را ترسیم می کند که به دور محور خود می چرخد. کانت و لاپلاس ، این ابر بزرگ را سحابی نامیده اند. سرد شدن گاز سحابی ، باعث انقباض آن می شود. در این ضمن ، با انقباض جرم اصلی ، حلقه هایی از گاز در اطراف آن باقی مانند. این جرم اصلی همان خورشید است. حلقه ها ، در اثر نیروی گریز از مرکز ف نیرویی است که اجسام در حال چرخش را به طرف بیرون از مرکز چرخش می راند. بنابراین فرضیه ، حلقه های جدا از هم ، منقبض شده و سیاره ها را به وجود آورده اند. دانشمندان در درستی این نظر تردید دارند ، چرا که گازهای داغ گرایشی به انقباض ندارند. بلکه در فضا گسترش می یابند.

نظریه جدید ابرغبار

فیزیکدان آلمانی کارل فون وایتسزیکر بنیاد اصلی تئوری جدید ابر غبار را پیشنهاد کرد. بعد از آن اخترشناس امریکایی به نام جوارد کویپر نظر وایتسزیگر را به صورت تئوری جدید منشا منظومه شمسی تکمیل کرد. از همان گاز و غباری شکل گرفته اند که خورشید ازآن پدید آمده است. ابر بزرگ با گردش خود در فضا به بخشهای کوچکتری تقسیم شده است. ذرات موجود در این بخشها ، همدیگر را جذب کرده اند و سرانجام سیاره ها را بوجود آورده اند. بیشتر مواد ابر اصلی در اثر تابش خورشید از آن دور شده اند. ولی پیش از آنکه خورشید ، حالت ستاره به خود گیرد ، اندازه سیاره ها به حدی رسیده بود که می توانستند در مداری به دور آن باقی بمانند یا گردش کنند.

شکل گیری منظومه شمسی

  1. دینامیک:
منظومه شمسی یک ساختار منظم را برحسب خواص فیزیکی اش نشان می دهد ، به طوری که اگر بالای قطب شمال خورشید دیده شود ، منظومه شمسی قواعد زیر را پیدا می کند.
  • سیارات در خلاف جهت عقربه های ساعت در اطراف خورشید می گردند ، خورشید نیز در همان جهت به دور خود می چرخد.
  • با استثنای عطارد و پلوتو ، اکثر سیارات دارای صفحات مداری هستند که فقط به طور جزئی با صفحه دایره البروج شیب دارند ، مدارها تقریبا هم صفحه هستند.
  • به استثنای زهره و اورانوس ، سیارات در خلاف جهت عقربه های ساعت (یعنی در همان جهت حرکت مداری شان) به دور خود می چرخند.
  • اکثر قمرها در همان جهتی که سیارات مادرشان به دور خود می چرخند و در نزدیکی صفحات استوایی سیارات قرار دارند.
  • ستاره های دنباله دار با دوره تناوب طولانی مدارهایی دارند که از همه جهات و زوایا می آیند ، برخلاف مدارهای هم صفحه سیارات ، اقمار ، سیارکها و ستاره های دنباله دار با دوره تناوب کوتاه
  • سه عدد از سیارات مشتری گون شناخته شده اند که دارای حلقه هستند.
  1. شیمی
تشکیل یک سیاره مستلزم یک فرآیند چند مرحله ای است ، اولا دانه های جامد متعلق به سحابی خورشید متراکم می شوند. ثانیا این ذرات با هم یکی شده و اجرام سماوی بزرگ به نام ریز سیارات را شکل می دهند که سپس تصادم کرده و برای تشکیل پیش سیارات با هم یکی می شوند و به سیارات امروزی متحول می گردند. ترکیبات شیمیایی سیارات به وسیله فرآیندی به نام تسلسل تراکم از روی تراکم دانه ها تعیین می شوند. ایده اولیه تسلسل تراکم این است: مرکز سحابی باید در دمایی برابر چندین هزار درجه کلوین بوده باشد. در اینجا دانه های جامد ، حتی ترکیبات آهن و سیلیکات ها نمی توانستند متراکم شوند. در جای دیگر که مواد می توانستند به عنوان دانه های جدید متراکم شوند به دما بستگی داشت. پایین تر از 2000k ، دانه های ساخته شده از مواد خاکی متراکم شدند ، زیر 273 k دانه های مواد خاکی و یخی هر دو می توانستند شکل بگیرند. در دمای متفاوت گازهای موجود و جامدات حاضر به طور شیمیایی بر هم کنش کرده و ترکیبات متنوعی را تولید می کنند. اگر دمای سحابی به سرعت از مرکز به طرف بیرون کاهش یابد چگالیها و ترکیبات سیارات می توانند با تسلسل تراکم توضیح داده شوند.


تحولات ستاره

نگاه اجمالی

در طول زندگی انسان، ستارگان بیشمار راه شیری، عملا بی تغییر به نظر می رسند. گاهی، یک نو اختر، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می کند و دوباره کم نورتر می شود. منظره زیبایی که درخشش یک ابراختر در آسمان پدید می آورد، بسیار نادر است. در سال 1054 میلادی (433 شمسی) مردم شاهد چنین منظره ای بودند. یک ابر اختر در صورت فلکی نور منفجر شد که سحابی خرچنگ، بقایای آن است. ستارگان با نور متغیری نمی چرخند.

تحول یک ستاره

ستارگان تیز نهایتا تغییر می کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی مانند. آتش زغال، با خاکستر شدن آخرین شراره خاموش می شود. ستاره هنگامی می میرد که انبار عظیم سوخت هسته ای آن به پایان رسد. حتی امروزه نیز ستارگان پیری را می بینیم که تاریک می شوند. در حالی که ستارگان دیگر تولد می یابند تا جایگزین آنها شوند.

رده بندی ستارگان

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

عمر ستارگان

شاید بپرسید که محاسبه عمر ستارگان، چگونه امکان پذیر است. هیچ کس نمی تواند رشد یک ستاره منفرد را از تولد تا مرگ آن دنبال کند. ولی خیال کنید که هیچ گاه درخت ندیده اید و ناگهان شما را به وسط جنگلی برده اند، چه پیش می آید؟ درختان گوناگونی خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود هستند: از جوانه های کوچک تا درختان غول پیکر. اگر اندکی زیست شناسی بدانید، می توانید به چرخه حیات یک درخت پی ببرید. اختر شناسان به روشی مشابه، با استفاده از قوانین فیزیک و رصد گونه های مختلف ستارگان، سلسله حوادث زندگی یک ستاره را نتیجه می گیرند.

فیزیک وزنی ستارگان

بعد از آنکه ستاره شکل می گیرد، بلافاصله حیاتی پایدار به دست می آورد. در همین زمان به واکنشهای هسته ای در داخلی ترین هسته ستاره، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کند و انرژی آزاد می شود. سرانجام، هم هیدروژن درون آن به مصرف می رسد از این به بعد، تغییراتی در لایه های درونی ستاره آغاز می شود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع می شوند. لایه های بیرونی باد می کنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.

کوتوله ها

در اثر تغییرات زیاد، ستاره به مرحله متغیر بودن می رسد. نهایتا هیچ منبع ممکن برای آزاد سازی انرژی باقی نمی ماند. ستارگان کوچکتر، در اثر انقباض کوتوله های سفید می شوند. ستارگان سنگینتر به صورت ابر اختر منفجر می شوند. ماده بیرون ریخته از یک نواختر، بخشی از گاز بین ستارهای را تشکیل می دهد که زادگاه ستارگان جدید است.

سحابی ها

ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود، چیش از آنکه به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان به وجود می آورند. این مرحله، پیدایش سحابی های سیاره ای است. شکل منظم و رنگهای زیبا، سبب جذابیت آنها می شوند (هیچ رابطه ای بین سحابیهای سیاره ای و سیارات وجود ندارد. این اصطلاح یادگار رصدهای قدیم تلسکوبی است که شکل دایره آنها با سیاره ها اشتباه می شد). یک سحابی سیاره ای هنگامی شکل می گیرد که ستاره مرکزی آن، لایه ای به بیرون پرتاب می کند. لایه گاز همانند حلقه ای از دود منبسط می شود.


تداخل سنج فاربی- پرو
دید کلی: این دستگاه علی الاصول از دو سطح موازی با بازتابیدگی بالا، که با فاصله d از یکدیگر قرار گرفته اند، تشکیل شده است در عمل دو شیشه نیمه اندود یا آلومینیوم اندود که از نظر نوری تخت اند، سطوح بازتابیده مرزی را تشکیل می دهند در مواقعی که این دستگاه به عنوان تداخل سنج به کار می رود، طول هوای مسدود از چندین میلی متر تا چندین سانتی متر تغییر می کند اگر بتوان این طول را با حرکت دادن یکی از آینه ها بطور مکانیکی تغییر داد آن را تداخل سنج می نامند. وقتی که این آینه ها ثابت شوند و با پیچ کردن آنها به نوعی پایه برای موازی بودن تنظیم شده باشند نسجه نامیده می شود.
تاریخچه: این تداخل سنج نخستین بار در اواخر قرن نوزدهم توسط چارلز فابری و آلفردپرو ساخته شده . در نور شناخت جدید از اهمیت قابل ملاحظه ای برخوردار است.
اساس کار: نسجه از جانب چشمه پهنی روشن می شود که ممکن است یک قوس جیوه یا باریکه لیزر He- Ne باشد فقط یک پرتو که از نقطه ای مانند S1 به چشمه گسیل یافته است در داخل سنجه رد گیری می شود این پرتو که از طریق تیغه ای که بطور جزئی نقره اندود شده است وارد می شود و در فاصله بین دو تیغه چندین بار باز تابیده می شود. پرتوهای تراگسیلیده بوسیله یک عدسی جمع شده و به کانونی روی یک پرده هدایت می شوند که در آنجا با هم تداخل کرده و لکه های روشن یا تاریک را تشکیل می دهند هر پرتو دیگری که از نقطه دیگر S2، موازی با پرتو اصلی و در همان صفحه ورود گسیل یابد لکه ای در همان نقطه بر پرده تشکیل خواهد داد. کلیه پرتوهایی که زاویه معینی بر فاصله دو سطح فرود می آیند یک فریز دایره ای ساده با تابیدگی یکنواخت بوجود می آورند با یک چشمه پخشیده پهن نوارهای تداخلی حلقه های باریک هم مرکزی خواهند بود که با نقش تراگسلین چندین باریکه ای متناظر است.
طیف فابری- پرو: تداخل سنج فابری- پرو در بررسی مزئیات ساختار خطوط طیفی کاربرد وسیعی دارد، چنان که دیده ایم یک موج نوری فرضی کاملا تکفام یک سیستم فریز دایره ای ویژه ایجاد می کند. بطوریکه اگر چشمه از دو مولفه تکفام تشکیل یافته بود. دو سیتم حلقه برهم نهاده نتیجه می شد وقتی که فریزهای منفرد بطور جزیی همدیگر را بپوشانند، در تصمیم گیری مربوط به اینکه دو سیستم چه وقت بطور انفرادی قابل تشخیص اند مقداری تردید وابهام بوجود می آید. مهیار ریلی برای تفکیک تصاویر دو شکاف با تابیدگی برابر که روی هم می افتد بخوبی پذیرفته شده است. خصیصه اساسی این معیار آن است که باید یک فریز پهن روشن با ناحیه مرکزی خاکستری دیده شود و توان تفکیک طیف نما به صورت نسبت طول موج متوسط دو موج به طول موج قابل تفکیک بیان می شود.
کاربردها: براستی که کاربردها و پیکربندیهای تداخل سنج فابری پرو بی شمارند. سنجه ها با سنجه های دیگر بطور متوالی و همچنین با طیف نماهای منشوری و توری آرایش یافته اند و همچنین با پوسه های دی الکتریک چند لایه ای که به منظورجای گزینی با اندوده فلزی آینه ها به کار رفته اند.
هم اکنون روشهای روبش را به طور گسترده به کار می گیرند. این روشها از خطی بودن برتر آشکار سازهای فوتوالکتریک نسبت به تیغه های عکاسی سود می برند.
چشم انداز: امروزه سیستم های با آینه ها ی منحنی شکل به عنوان کاواکهای لیزری مقام ممتازی را دارا هستند وبه عنوان تحلیل گر طیفی کاربرد وسیعی دارند و ساخت یک چنین سیستمهایی الهام گرفته از تداخل سنج فاربی- پرو با آینه کروی هستند که در سال 1956 توسط پیرکونز ساخته شد.