تاریخچه ی:
ستاره
تفاوت با نگارش: 4
| | + | {DYNAMICMENU()} |
| | + | __واژه‌نامه__ |
| | + | *((واژگان نجوم)) |
| | + | *((واژگان اختر فیزیک)) |
| | + | *((واژگان کیهان شناسی)) |
| | + | *((واژگان فیزیک فضا)) |
| | + | __مقالات مرتبط__ |
| | + | *((نجوم|فهرست مقالات نجوم)) |
| | + | *((اجرام آسمانی)) |
| | + | *((اختر فیزیک)) |
| | + | *((انفجار ستارگان)) |
| | + | *((انواع ستاره شناسی)) |
| | + | *((تحولات ستاره)) |
| | + | *((تولد ستارگان)) |
| | + | *((رشد ستارگان)) |
| | + | *((زندگی ستاره)) |
| | + | *((ستارگان رشته اصلی)) |
| | + | *((ستاره دنبالهدار)) |
| | + | *((ستاره نوترونی)) |
| | + | *((سیاهچاله)) |
| | + | *((طیف ستاره)) |
| | + | *((قدر ستارگان)) |
| | + | *((مرگ ستاره)) |
| | + | *((نقشه ستارگان)) |
| | + | __کتابهای مرتبط__ |
| | + | *((کتابهای نجوم)) |
| | + | *((کتابهای اختر فیزیک)) |
| | + | __[http://217.218.177.31/mavara/mavara-view_forum.php?forumId=54|انجمن نجوم]__ |
| | + | *[http://217.218.177.31/mavara/mavara-view_forum.php?forumId=54|سوالات و نظرات خود را اینجا مطرح کنید.] |
| | + | __سایتهای مرتبط__ |
| | + | *سایتهای داخلی |
| | + | **[http://www.nojum.ir|مجله نجوم] |
| | + | **[http://parssky.com|پارس اسکای] |
| | + | **[http://www.hupaa.com|شبکه فیزیک هوپا] |
| | + | **[http://robot.ir/blog/mollasadra|ملاصدرا] |
| | + | **[http://www.sact.ir/home.htm|مرکز علوم و ستاره شناسی تهران] |
| | + | *سایتهای خارجی |
| | + | **[http://www.astronomy.com/asy/default.aspx|مجله astronomy] |
| | + | **[http://faculty.salisbury.edu/~jwhoward/astro108/home.htm|ستاره شناسی] |
| | + | **[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html|سیاهچاله‌ها] |
| | + | **[http://www.seds.org/MESSIER/cluster.html|خوشه‌های ستاره‌ای] |
| | + | **[http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sowlist.html|ستارگان] |
| | + | **[http://www.astro.wisc.edu/~dolan/constellations|ستارگان و صورتهای فلکی] |
| | + | **[http://www.telescope.org/btl/sg.html|ستارگان و کهکشانها] |
| | + | **[http://www.iau.org/HOME.2.0.html|اتحادیه ستاره شناسی بین المللی] |
| | + | **[http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html|ستاره نوترونی] |
| | + | **[http://www.dibonsmith.com/stars.htm|صورتهای فلکی] |
| | + | **[http://www.astrogb.com/gallery.htm|گالری نجوم] |
| | + | **[http://www.assabfn.co.za/index.htm|جامعه ستاره شناسی آفریقای جنوبی] |
| | + | **[http://www.nightskyobserver.com|رصد آسمان شب] |
| | + | **[http://www.spacetelescope.org|تلسکوپ فضایی هابل NASA/esa] |
| | + | __گالری تصویر__ |
| | + | *[http://217.218.177.31/mavara/mavara-browse_gallery.php?galleryId=12|گالری علوم] |
| | + | **[http://217.218.177.31/mavara/mavara-browse_gallery.php?galleryId=38|گالری نجوم] |
| | + | body= |
| | + | |~| |
| | + | {DYNAMICMENU} |
| | + |
| | + | | |
| | + | | |
| | + | ||ستارگان اجرامی هستند آسمانی که دارای منبع انرژی بوده (به سه صورت ((انرژی گرانشی)) ، حرارتی و ((انرژی هسته‌ای|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 ((هم ارزی جرم و انرژی|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. |
| | + |
|
| | | |
| | | | | | |
| | | | | | |
| - | {picture file=img/daneshnameh_up/6/60//Stars3.jpg} |
+ | {picture=stars2.jpg} |
| | | | |
| | | | |
| | | | | |
|
| - | />__ستارگان__ گویهای بزرگی از گاز بسیار ر هستند که ه واسه نورشان می رخند. در سط دای آن هارا دره ات و در دا مایا بسیار بیشتر اس. در این دما ها ماده نی تاند به ورتهای ((امد)) یا ((می)) وود داشت اشد. گاهایی که ستارگان را تکیل ی ند بسیار ی تر از گازایی ستند که مموا بر سطح ((زمین)) ود دارند. چگالی فوق الاده زیاد نها ر نتیه فارهای عیمی است که در درون آنها ود دارد.
ستارگان ر فا حرکت می نند، اما ر نها به سانی مشهود نیست. در ی سا هی تییری را در یت نسی نها نمی تان ردیابی کرد. حتی در هر سال نی حرکت اب ملاح ای در آنا مشهود نمی افتد.
نش و ای آنها در ال ار کم بی قیقا هما است که در هزار سال یش ود. این ات اری در نتیجه اه عیمی است ه میان ما نا وود دارد. با این فواصل چندین هار سا ول واهد کشید تا تییر قاب لاه ای در نق ستارگان دی آید: این بات اهری ان ستارگان موب شده است که نام متداول (وابت) به آنها ااق شود.
!مچنین ینید:
*((ستارگان ار))
*((ستارگان دور ی ال))
*((ستارگان یر دور ی))
|
+ |
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 ه میان ما و آنها وجود ارد. با این فواصل نین 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 ه ر بعض ((کهکشان|کهکشانها)) از جمله ((کهکشان راه شیری)) ، ستارگان نوزاد بسیاری ر حا تولد هستند، افزون بر آن که پژوهگران اظهار می‌دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ساره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستار که تا ه مرحله‌ای ز پیشرفت خوهد رسید با ((اندازه گیی جرم ستاران|جرم ستاره)) ارتباط متقیم دارد.
!حوه تشکیل ستاره
گوی آتشین ود نظر در ((نظریه نفجار بزرگ)) ، حای ((هیدروژن)) و ((هلیوم)) ود، که در ار انفجار بصورت ((گازها)) و گرد و غباری در فضا صرت پلسمای فایی تشکل از ذرات بسیاری از جمله ((الکترون|الکترونها)) ، ((پروتون|پروتونها)) ، ((نوترون|نوترونها)) و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی ((سابی|سحابیها)) کل می‌یرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنان ~~green:__پیش ستار‌ها__~~ معروفند و با گذشت زمان به تاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر ((نیروی گرانش)) و ((نیوی گریز از مکز|ریز از مرکز)) بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، ((رمش و فرو ریش ستاره)) مطرح می‌شو و ر نیوی ریز از مرکز غالب شود، احتال لاشی ستاره و شکل گیری اقمار و ((سیاره|سیارات)) می‌رود.
!مقیاس قدری
همه ستارگان ه شش طبقه روشنایی که __قدر__ نامیده می‌شود، تقسیم شده‌اند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورتین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح ابل روءیت دند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان اراب درهای ین 16 - 1 هستند. قدر یک ستاره عبارت است از:__ سنجش لگاریتمی از رشنایی ستارگا__ ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:
::~~green:__(قدر ظاهری) 2.5logL + Cte = m-__ ~~::
که مقار ثابت Cte همان __صفر مقیاس قدری__ است.
{picture=C3-21-C043.jpg height=300 width=300}
|
!روشایی ستاره
مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روایی یک ستاره می‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می‌کنند ه قدر ((ستاره α)) __چگ رومی__ (__Vega__) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می‌دهد که قدر روشنایی ستاره بال باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.
!رنگ ستارگان
هر وسیله‌ای که برای آشکارسازی نور بکار می‌رود ارای حساسیت طیی است. مثل شم انسان که اولین ویله‌ای است برای آشکارسازی نور و حساسیت چشم برای نوهای مختلف یکان نیست. هر وسیله دیگری هم که برای اندازه گیری نور بکار می‌رود مثل ((فیلم عکسی|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 ~~green:__ر دیدگانی__~~ و دیگری ~~green:__قدر عکسبرداری__~~ می‌باشد. />!طیف ستارگان
هنگام مطالعه __طیف ستارگان__ (ی همان بررسی کیفی تارگان) مشاهده می‌شود که اختلاف فاحشی بین ستارگان وجود دارد. از آنجایی که وجود هر خط سیاه در طیف ستاره بیانگر وجود یک عنصر شیمیایی ویه در اتمسفر آن ستاره است، شاید به نظر می‌رسد که لت اختلاف در طف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد یمیایی سازنده ستارن اشد. ولی در نهایت چنین نیست، بلکه لت اختلاف طیف ستارگان __دمای ستارگان__ می‌باشد. چون ستارگان دارای دماهای متفاوتی هستند، طیف آنها نیز متفاوت است. />
!اندازه گیری دمای ستاران
در مورد ستارگا امکان اندازه گیری دمای جبشی (دمایی که توط دماسنج اندازه گیری می‌شود) وجود ندارد. زیرا نمی‌توانیم ((انواع دماسنج|ترمومتر)) را در مهای مختلف ستاره قرار داده و این ((دما)) را اندازه گیری کنیم. از طرفی لایه‌های مختلف ساره دارای ماهای مساوی هستند و هر چه از لایه‌های خارجی به طرف لایه‌های داخلی حرکت کنیم دما افزایش می‌یابد. بنابراین تعری 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 نر در طیف یک ستاره دلیل بر وجود آن عنصر در اتمسفر این تاره است و برعکس این ممکن نیست. یعنی عدم حضور خطوط طیفی یک عنصر در طیف یک ستاره دالت بر عد وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زیرا علاوه بر حر یک عنصر لازم است، شرایط فیزیکی (دما و __فشار__) برای تشکیل خطوط طیفی آن عصر 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 ستران تعیین کنیم. />!جرم ستارگان
اطلاعات مربوط به ((جرم ستاره|جرم ستارگان)) از سائل بسیار مهم به شمار می‌رود. تنها رای برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که ر رد ن دوران می‌کند مورد مطالعه قا دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آ است که بتوانیم یارات معلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم. عده زیادی ستار موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا ((ستاره دوتایی|دو ستاره‌ای)) می‌نامند. در چنین حالات بایستی حرکت سبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، ا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان م و نورانیت تارگا ، نخستین بار بوسیله __سرآرتورادینگتون__ اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، این نوایت با زیاد شدن جرم به سرع ترقی می‌کند. />!منابع انرژی ستاران
برای هر ستاره‌ای سه منبع انرژی را می‌توان نام برد که عبارتند از:
!!ارژی پانسی گرانشی />می‌تون فرض کرد که ((خورشید)) ی ستاران در حال تراکم تدریجی هستند و بدین وسیله انرژی پتانسیل گرانشی خود را بصورت ((انرژی الکترومغناطیسی)) به محیط اطراف تابش می‌ند.
!!انرژی حرارتی
می‌توان فرض کرد که تارگان و خورشید اجرام بسیار داغ آریده ده‌اند و با تابش خود به محیط اطراف در حال رد 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 تمین می‌کند، یا می‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سنگینتر از طریق ((واپاشی هسته‌ای|واپاشی)) ب سته‌های سبکتر تبدیل شده و انژی زاد شده از این وپاشیها انرژی ستاران را تأمین می‌کند.
!مرگ ستارگان
سه طریق رای ((مرگ ستاره|مرگ ستارگان)) جود دارد. ستارگانی که رم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به ((کوتوله سفید|کوتوله‌های سفید)) تبدیل می‌شوند. تارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، ر نهایت به ((ستاره نوترونی|ستارگان وترونی)) و به ((سیاه اه|سیاه اله‌ها)) تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خو 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 سفی تبدیل شده است. برخی از ستاران از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌وند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر ا س برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.
!مباحث مرتبط با عنوان
*((اجرا آسمانی)) />*((تر فیزیک))
*((نفجار ستاران))
*((انواع ستاره شناسی))
*((تحولات ستاره))
*((تولد ستارگان)) />*((د ستارن))
*((زندگی ستاره))
*((ستارگان رشت لی)) />*((تار دنبالهدار))
*((ستاره نوترونی))
*((سیااله)) />*((یف ستاره)) />*((قدر ستارگا))
*((مگ تاره))
*((نقشه ستارگان)) |
