مرگ ستارگان

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

دسته بندی : وورد

نوع فایل :  .doc ( قابل ویرایش و آماده پرینت )

تعداد صفحه : 66 صفحه

 قسمتی از متن .doc : 

مرگ ستارگان کوچک : کوتوله سفید

مرز جداسازی بین ستارگان کوچک وبزرگ حدود چهاربرابر جرم خورشید می باشد . ستاره ای با جرم کمتر از Mo4 را در نظر بگیرید که از شاخة غول قرمز در نمودار H-R برای دومین بار بالا می رود . دو حرکت قبلی ستاره به طرف ناحیة غول قرمز ، صعودش با شروع جرقه هلیوم به پایان می رسد . انتظار داریم که دومین صعود نیز به روش مشابهی با شروع جرقه کربن خاتمه یابد، یعنی سوختن انفجارآمیز وسریع کربن پایان این مرحله باشد . به هر صورت ، به علت کافی نبودن جرم جهت نگه داشتن دمای لازم برای سوختن کربن در این ستاره ، جرقه کربن نمی تواند به وقوع به پیوندد . براساس آزمایشات سیکلوترون ، کربن در هسته برای اینکه بتواند به سوزد ، بایستی قبلاً به دمای 600 میلیون درجه کلوین رسیده باشد . محاسبات نشان می دهند که اگر جرم ستاره کمتر از Mo4 باشد ، تراکم گرانی در مرکز جهت بالا بردن دما به 600 میلیون درجه کلوین ، گرمای کافی تولید نمی کند . بنابراین ، کربن نمی تواند بسوزد . در عوض ، ستاره بالا رفتن خود را به قسمت فوقانی شاخه غول قرمز ادامه می دهد ، در نتیجه قطرش زیاد شده ، دمای سطحی آن کاهش یافته ورنگ ستاره به قرمزی می گراید .

سرانجام ، لایه های خارجی ستاره خیلی قرمز – یعنی خیلی سرد – می شوند ، که هسته ها در چنین لایه هائی شروع به جذب الکترون نموده تا به اتمهای خنثی تبدیل شوند . شکل گیری اتمهای خنثی آنقدر ادامه می یابد تا قسمت قابل ملاحظه ای از جرم ستاره عوض الکترونها وهسته های جدا به شکل اتمهای خنثی درآید .

سحابی سیاره ای

هنگامی که یک اتم خنثی با ترکیب مجدد یک الکترون ویک هسته شکل می گیرد ، چه اتفاقی رخ خواهد داد ؟ مهمترین نتیجه این است ، که فوتون منتشره همراه خود انرژی حمل می کند . معمولاً فوتون قبل از فرار از ستاره توسط اتم یا ذره دیگری جذب می شود . با شکل گیری اتمهای خنثی فوتونهای بی شماری تولید می شوند ، که اندکی بعد در راه خروج از ستاره جذب می شوند . جذب آنها سبب گرم شدن لایه خارجی می گردد .

گرمای تولیدی در لایه های خارجی ستاره در اثر جذب فوتونها در مقایسه با گرمای آزاد شده توسط واکنش هسته ای در مرکز ستاره ، بسیار کم می باشد . براساس یک نظریه ، این گرما تغییراتی اساسی در ظاهر ستاره ایجاد می کند . لفاف گرم شده توسط جذب فوتونها منبسط می گردد . انبساط ، دمای لفاف را پائین می آورد . در دمای پائین تر ، اتمهای خنثی بیشتری از الکترونها وهسته های جدا در لفاف شکل می گیرند ، در نتیجه ، انرژی بیشتری به صورت فوتون آزاد می شود . مجدداً ، بیشتر فوتونها توسط اتمهای نزدیک ستاره جذب می گردند . آنها لایة خارجی ستاره را گرم کرده وسبب انبساط بیشتر آن می شوند .

به بیان دیگر ، این نظریه فرایند عقب رانی را طوری پیش بینی می کند که هسته ها با جذب الکترونها لفاف را گرم کرده واین عمل سبب جذب الکترون بیشتر وبالنتیجه انبساط بیشتر می شود. لفاف ستاره به سرعت به طرف خارج منبسط می شود تا اینکه ستاره را کاملاً ترک نماید . در حقیقت ، لفاف ستاره در فضا تخلیه شده وبه یک پوستة تقریباً رقیق وشفاف از اتمها تبدیل می شود ، که سریعاً به حرکت خود ادامه می دهد .

هسته ، که قبلاً توسط لفاف پنهان شده بود ، اکنون قابل رؤیت می گردد . اگر شخصی در طول این فرایند ستاره را مشاهده کند ، تغییر شگف انگیزی در ظاهر آن رؤیت خواهد نمود . درآغاز ، ستاره عادی به نظر می رسد . سپس ، موقعی که لفاف انبساط را شروع می کند ، هنوز برای پنهان کردن هسته به اندازه کافی چگال می باشد ، در نتیجه ناظر سطح لفاف نسبتاً سرد را به صورت یک شیء قرمز بزرگ نورانی می بیند . هنگامی که لفاف به اندازه کافی منبسط وکم وبیش شفاف شود ، هسته نمایان شده وناظر شیء سفید داغ وکوچکی – هسته – را که توسط یک پوستة گاز تخلیه شده در فضا – لفاف تخلیه شده – احاطه شده است ، مشاهده می کند .

چنین اجرام مشاهده شده ای را سحابی های سیاره ای نامیده اند . نام «سحابی سیاره ای » از این رو به کار رفته است که اولین بار ستاره شناسان به هنگام عکسبرداری از این سحابی ها توسط تلسکوپهای کوچک دریافتند که تصاویر شبیه به سیارات می باشند . اکنون می دانیم که سحابیهای سیاره ای ارتباطی با سیارات منظومه شمسی ندارند ، اما نام آنها پابرجا مانده است .

شکل (8-1) ساختار یک سحابی سیاره ای را به طور واضح نشان می دهد . این عکس توسط تلسکوپ 5/2 متری رصدخانة مونت ویلسون برداشته شده است .

بعداز تخلیه لفاف چه اتفاقی برای هسته رخ می دهد ؟ با عزیمت لفاف، هسته کم وبیش بدون تغییر باقی می ماند وبه سوختن هلیوم در پوستة هلیوم سوزی به همان میزان ادامه می دهد . بنابراین ، تابندگی ستاره که کاملاً توسط سوختن هلیوم در پوستة کنترل می شود ، ثابت می ماند .

به هر صورت ، موضع ستاره در نمودار H-R به طور برجسته ای به هنگام تخلیه لفاف تغییر می کند ، زیرا ابتدا موضع لفاف سرد – حدود K◦3500 – وبعد از تخلیه لفاف هستة داغ – حدود K◦50000 – را رسم کرده ایم . بنابراین ، روی محور دما انتقالی از K◦3500 تا K◦50000 صورت می گیرد . به علت عدم تغییر تابندگی در طول افزایش دمای سطحی ، مسیر تحولی ستاره در نمودار H-R به طور افقی وبه طرف چپ ادامه می یابد .

این تغییرات در نمودار H-R در شکل (8-2) رسم شده اند . لفاف ستاره در نقطه (10) شروع به انبساط می کند . در نقطة (11) هستة داغ ستاره کاملاً نمایان می شود . در این نقطه ، اگر عکسی از ستاره گرفته شود ، شبیه سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق دیده خواهد شد .

کوتوله سفید

در شروع نقطه (11) از نمودار H-R عبور ستاره از هستة سحابی سیاره ای به یک کوتوله سفید شروع می شود . اکنون ستاره از یک هستة کربن – اکسیژن با پوشش پوستة هلیوم سوزان تشکیل شده است (شکل8-3) . در این نقطه ، دمای هسته هنوز برای هم جوشی کافی نیست ، بنابراین ، هیچ منبع انرژی هسته ای درمرکز ستاره برای جلوگیری از فروریزش ستاره در اثر جاذبه گرانی وجود ندارد . هسته ستاره به آهستگی به انقباض ادامه می دهد .

تحقیق در مورد ستارگان

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

دسته بندی : وورد

نوع فایل :  .doc ( قابل ویرایش و آماده پرینت )

تعداد صفحه : 10 صفحه

 قسمتی از متن .doc : 

لکه های مروارید گون

علاوه بر نوار لکه دار راه شیری، نقاط لکه مانند دیگری نیز در آسمان شب دیده می شود. این لکه ها، تفاوت زیادی با ستارگان دارند.زیرا با وجودی که می درخشد ولی همانند ستارگان به صورت نقاط نورانی، به نظر نمی رسند. این لکه ها ممکن است مثل سحابی جبار، ابرهای عظیمی از گاز باشند (چپ).ضمنا ممکن است، باقیمانده یک ستاره منفجر شده یا حتی خود کهکشان های کامل باشند، متاسفانه اغلب این نقاط مروارید گون، بدون تلسکوپ به وضوح دیده نمی شوند ولی با این وجود می توانید یکی دو تای آنها را تشخیص دهید.

ابرهای مغناطیسی

در آسمان نیمکره جنوبی رصد کنندگان می توانند می توانند دو لکه را رویت کنند (بالا) این لکه ها دو کهکشان کوچکند که نزدیک کهکشان ما قرار دارند و ابرهای ماژلانی کوچک و بزرگ نامیده می شوند.

لکه های کهکشانی

بعضی از لکه ها در آسمان، در واقع کهکشان های عظمی (راست) مثل راه شیری ما هستند این کهکشان ها خیلی کوچک به نظر می رسند زیرا میلیونها سال نوری از ما فاصله دارند نزدیکترین کهکشان راه شیری را می توان بدون تلسکوپ هم دید. کهکشان امراه السلسله (اندرومدا) لکه کوچکی است که می توان آن را در صورت فلکب به همین نام پیدا کرد. این کهکشان بیش از دو میلیون سال نوری از ما فاصله دارد و دورترین جسمی است که می توان آن را با چشم غیر مسلح دید.

ابرهایی که هرگز نمی بارند

فاصله بین ستارگان کاملا خالی نیست، همیشه آثاری از گاز و غبار وجود دارد. بعضی اوقات این گاز و غبارها می توانند آنقدر فشرده شوند که تشکیل ابرهای عظیمی را دهند. که این ابرها قابل رویت هستند وآنها را سحابی می نامند. این سحابی ها مثل سحابی کهکشان جبار (چپ) با نوری که از ستارگان دریافت می کنند، می درخشند. گاهی نیز مانع نور ستارگان شده و لکه های سیاه عظیمی را بر جای می گذارند. این سحابی ها بسیار عظیم بوده و بعضی از آنها بیش از صدها سال نوری وسعت دارند. سحابی های دیگر کوچکترند، این سحابی ها باقیمانده ستارگانی هستند که منفجر شده و پوسته گسترده ای از گاز درخشان درابر جای گذاشته اند مانند سحابی ساعت شنی (بالا)

فاصله ها در فضا

فاصله ها در فضا بسیار عظیم هستند. گرچه فاصله بین زمین و خورشید زیاد به نظر می رسد، اما درمقایسه با فواصل بین ستارگان فاصله بسیار کوچکی است. وقتی صحبت از فواصل عظیم، بین ستاره ای است واحدهای قراردادی مثل کیلومتر بی معنا میشود. به جای آن ستاره شناسان از فاصله ای که نور در یکسال می پیماید استفاده می کنند یعنی یک سال نوری.

ماه

در فاصله 400/384 کیلومتری ماه نزدیکترین همسایه زمین در فضا است. نور فاصله بین ماه و زمین را دریک و نیم ثانیه طی می کند.

خورشید

هرچند نزدیکترین ستاره به زمین است . حدود 150 میلیون کیلومتر از ما فاصله دارد یعنی حدود 375 برابر فاصله ماه تا زمین نور حاصل از خورشید حدود 8 دقیقه طول می کشد تا به زمین برسد.

پلوتو

پلوتو (پایین) معمولا دورترین سیاره از 9 سیاره تشکیل دهنده منظومه شمسی (به خاطر مدار عجیب پلوتو، گاهی اوقات نپتون دورتر است!) فاصله آن حدود 40 برابر فاصله زمین تا خورشید است حدود 5 ساعت و نیم طول می کشد تا نور فاصله بین پلوتو تا زمین را طی کند.

قنطوروس

قنطوروس نزدیکترین ستاره به خورشید است این ستاره 41 میلیون میلیون کیلومتر از ما فاصله دارد برای ساده کردن این رقم می گوییم. بیش از 4 سال نوری از ما فاصله دارد زیرا بیش از 4 سال طول می کشد تا نور این ستاره به ما برسد.

کهکشان امراه المسلسله (اندرومدا)

نزدیکترین کهکشان به راه شیری کهکشان اندرومدا است. نوری که اکنون از این کهکشان به ما می رسد در واقع از دو میلیون سال پیش به ما می رسد.

تاخیر زمانی ماهواره ها

سرعت نور را می توانید عملا با تماس تلفنی راه دور تجربه کنید شرط برقراری تماس تلفنی در این است که مکالمه تلفنی با علایم رادیویی ارسال می شود که با سرعت نور حرکت می کند این علایم رادیویی به ماهواره هایی ارسال می شوند که در ارتفاع بالایی به دور زمین می چرخند و سپس از ا«جا به زمین مخابره می شوند این کار احتمالا چندین مرتبه تکرار م یشود (چپ).

تولد تا مرگ ستارگان 22ص

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

فرمت فایل word  و قابل ویرایش و پرینت

تعداد صفحات: 22

تولد تا مرگ ستارگان

در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست که آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از 40 تریلیون کیلومتر معادل 2/4 سال نوریست. ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از 100 بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم، البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، تنها 3000 ستاره خواهیم دید. ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از 5 بیلیون سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا اینکه به یک غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده که کوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینکه به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد. ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند کرد. برخی از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند. به جای آن مستقیما وارد مرحله کوتوله سفید و سپس کوتوله سیاه می شوند. درصد کمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یک انفجار مهیب به نام ابر نواختر می شوند. ستارگان در شب اگر شما شبی به آسمان نگاه کنید متوجه خواهید شد که به نظر می رسد درخشش آنها کم و زیاد می شود و اصطلاحا ستاره ها چشمک می زنند. حرکتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مکان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی کنید مشاهده خواهید کرد که همه ستارگان به آرامی به دور یک نقطه کوچک در آسمان در گردشند. چشمک زدن ستارگان و کم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حرکت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند. حرکت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد. درخشش ستارگان میزان درخشندگی ستارگانی که نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یک، درخشش واقعی ستاره که در اصل مقدار انرژی نورانیست که از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یک ستاره نزدیک که کم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یک ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالیست که آلفا سنتوری A تنها 100.000/1 ریگل انرژی نورانی تولید می کند در عوض فاصله آن از زمین تنها 325/1 فاصله ریگل از زمین است. طلوع و غروب ستارگان وقتی از نیمکره شمالی زمین به آسمان نگاه می کنیم، ستارگان به دور نقطه ای که به آن قطب شمال سماوی می گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمکره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای که به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حرکت می کنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان، همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است که حرکتهایی که ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلکه همه آنها به دلیل حرکت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین به نظر می آیند. برای ناظری که بر روی زمین ایستاده، زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حرکت گردشی به نظر می رسند. اسامی ستارگان اجداد ما شاهد بودند که ستارگان مشخصی بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیکر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده، در کنار یکدیگر قرار می گیرند. بعضی از این الگوها، که به آنها صور فلکی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلکی اریون (شکارچی) به یاد یک قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است. امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می کنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی 88 صورت فلکی را شناسایی کرده است. این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلکی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین ستاره در صورت فلکی لیرا، آلفای لیرا است. حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلکی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلکی به کار می رود. به همین شکل در نامگذاری 24 ستاره درخشان در هر صورت فلکی از 24 حرف زبان یونانی استفاده می شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به کار گرفته می شوند. به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نامگذاری ستارگانی که کشف می شوند، استفاده می کند. اغلب اسامی جدید تشکیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می کند. برای مثال، ستاره PSR J1302-6350 یک تپ اختر است، از آنجا که حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بیانگر موقعیت و مکان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرف J مبین آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گیری J2000 اعلام شده است. مشخصات ستارگان هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگی، که ستاره شناسان آن را در واحدی به نام قدر می سنجند. 2) رنگ. 3) دمای سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بیانگر دمای سطح است و درخشندگی آن به دمای سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص می کند که ستاره ای با اندازه مشخص چقدر می تواند انرژی تولید کند بنابراین بر دمای سطح تاثیر گذار است. برای اینکه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداری به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده می کنند. این نمودار به یاد ستاره شناس دانمارکی هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell) از ایالات متحده که به طور جداگانه کار می کردند و در سال 1910 آن را ابداع کردند، نامگذاری شد. این نمودار همچنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان کمک کند. قدر و تابندگی ستاره قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپارکوس، در سال 125 قبل از میلاد ابداع شد. هیپارکوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها که از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری کرد. او شماره 1 را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگی کمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همین ترتیب به قدر 6 رسید که آنها کم نورترین ستارگان آسمان بودند. امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان کنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری که در فاصله 6/32 سال نوری از ستاره قرار دارد.

کهکشان راه شیری10

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

فرمت فایل word  و قابل ویرایش و پرینت

تعداد صفحات: 6

ما در طول تاریخ در مورد طبیعت ستارگان اندیشیده ایم و مطالعه کرده ایم، اما فقط در قرن بیستم توانستیم ساختار و تکامل آنها را و مخصوصاً منبع انرژی عظیمشان را بفهمیم.

ما در علم نجوم نیاز داریم که درباره کمیتهای بزرگ، فواصل بزرگ، زمانهای بلند و جمعیتهای زیاد سخن بگوییم، و این مقادیر را در ابعاد میلیون و میلیارد (میلیون 1000) اندازه بگیریم. فواصل در کهکشانها آنقدر بزرگند که عاقلانه نیست برای اینکه آن را با مقیاس های معمولی، که برای اندازه گیری فواصل در زمین به کار می بریم، مانند مایل یا کیلومتر بیان کنیم. حتی اگر میلیاردها مایل یا کیلومتر حرکت کنیم نیزنخواهیم توانست خیلی از زمین دور شویم. می توانیم فواصل بزرگ را با مدت زمانی که نور با سرعت زیادی آنرا بپیماید، مشخص کنیم، و این به ما اجازه می دهد اعداد کوچکتری به کار ببریم. بدین طریق به جای آنکه بگوییم خورشید 93000000 مایل با ما فاصله دارد می توانیم بگوییم 8 دقیقه نوری فاصله دارد. فاصله زمین تا خورشید 1 واحد نجومی (Astronomical Unit: AU) خوانده می شود. 5 ساعت طول می کشد تا نور، فاصله خورشید تا پلوتو را بپیماید- که {قبلاً} دورترین سیاره در منظومه شمسی {محسوب می شد}- بنابراین می گوییم پلوتو در فاصله حدود 5 ساعت نوری یا 40 AU (واحد نجومی) از خورشید قرار دارد. با نگاهی به آسمان شب می توانید صدها نقطه ی روشن ببینید. بیشتر آنها ستاره هایی هستند در کهکشان ما «راه شیری» که یکی ازشاید میلیاردها کهکشان در جهان باشد. نزدیکترین ستاره به خورشید پروکسیما قنطورس- کوچکترین عضو سیستم سه تایی آلفا قنطورس در فاصله 2/4 سال نوری است. یک سال نوری، مسافتی است که نور در یک سال پیموده است، وبرابر است با 46ر9 میلیون میلیون یا 1012 × 9.46 کیلومتر. پس می بینید که استفاده کردن از واحد کیلومتر برای فواصل نجومی عملی نیست. ما در کهکشان راه شیری زندگی می کنیم. دلیل این نامگذاری این است که از دید ما مانند یک نوار درخشنده ی سفید رنگی در آسمان شب دیده می شود. کهکشان راه شیری یک سیستم عدسی مانند بزرگ، شامل میلیاردها ستاره است. خورشید ما فقط یکی از آنهاست. وقتی این کهکشان با نور دهی طولانی مدت عکس برداری می شود، قسمتهایی از که آن قابل دیدن با چشم غیر مسلح نبود، نمایان می شود. دراین تصویر قسمتی از مرکز کهکشان در صورت فلکی قوس نشان داده شده است. نوارهای تاریکی از غبارمیان ستاره ای در مقابل نور میلیونها ستاره قرار گرفته است. سحابی های تابشی سرخ و سحابی بازتابی آبی نیز قابل رویتند. راه شیری شبیه کهکشان آندرومرا است. توجه کنید که این تصویر شبیه قسمت کوچکی از کهکشان مارپیچی NGC891 است که در تصویر بعد نشان داده شده است. ستاره قلب العقرب یک غول سرخ است، با حجم 300 برابر خورشید، که به صورت یک ستاره روشن در پایین مرکز تصویر دیده می شود. اگر خورشید را در فاصله ی 200 متری از زمین قرار دهیم و زمین به اندازه یک سکه ی 2 ریالی باشد، قنطورس باید در فاصله 56300 کیلومتری قرار گیرد. همانطور که می بینید، بازهم این ستاره در فاصله ای نه چندان نزدیک قرار می گیرد. خورشید ستاره ای است معمولی که نزدیکترین ستاره به زمین محسوب می شود. راه شیری یک منظومه ی عدسی شکل غول آسا است که شامل ستاره ها، گازهای میان ستاره ای، غبار و ماده اسرارآمیز سیاه می باشد. ستاره شناسان تخمین زده اند که راه شیری حدود 200 میلیارد ستاره دارد، بیشتر از تعداد دانه های شن در چندین کیلومتر ساحل شنی! نور 100000 سال طول می کشد تا از یک طرف این عدسی به طرف دیگر آن برود، بنابراین اگر فکر می کنید خورشید به طور غیرقابل تصوری دور است دیگر چطور می خواهید فواصل کیهانی را تصور کنید؟! بقیه کهکشانها میلیونها یا حتی میلیاردها سال نوری از ما دورند. چه می توانم بگویم؟ جهان فضای بزرگ متحیرکننده و بسیار عظیمی است (و پیوسته در حال بزرگتر شدن است!) خورشید ما در جایی قرار گرفته است که می توانیم به آن حومه ی راه شیری بگوییم، در فاصله حدود 30000 سال نوری از مرکز. خورشید، مرکز کهکشان را دور می زند و تحت تاثیر قوه جاذبه مرکزکهکشان در هر 250 میلیون سال، یک «سال کیهانی» را ایجاد می کند. اگر در موقعیتی تاریک و دور از نور چراغهای شهر، با دقت به آسمان بنگرید، خواهید فهمید که بیشتر ستارگان در نوار پهن سفیدرنگی، از یک سو به سوی دیگر آسمان جمع شده اند. این نوار، کهکشان راه شیری ما است که از موقعیت ما، که در درون آن هستیم این طور دیده می شود. وقتی مطالعات خود را با دوربین دو چشمی یا تلسکوپ، حتی با نوع کوچکی از آنها، ادامه می دهیم همانطور که اولین بار گالیله در سال 1609 چنین کرد، میلیونها ستاره دیده می شود که با چشمان غیرمسلح دیده نمی شدند. خوشه های کهکشانی ساختارهای بزرگی در جهان اند. آنها شامل صدها یا هزارها کهکشانند که که توسط نیروی گرانشی بدور مرکز جرم مشترکشان می چرخند. این تصویر با تلکسوپ 5/3 متری WIYN در کیت پیک آریزونا گرفته شده است، که نشان دهنده خوشه کهکشانی Abel 98 می باشد. این خوشه ی کهکشانی در فاصله عظیم 1000 میلیون سال نوری از ما قرار دارد، یعنی اینکه نوری که این تصویر را ساخته 1000 میلیون سال را طی کرده تا از آنجا به اینجا بیاید. همه ی این تکه نورها در این عکس کهکشانند که بعضی از آنها کروی اند و گرد به نظر می رسند، و بقیه عدسی مانند هستند و در بعضی جهات، تخت به نظر می رسند. صدها کهکشانی که قسمتی از این خوشه اند، هر کدام شامل میلیاردها ستاره هستند. سطح گازی خورشید که «نور سپهر» نام دارد 6000 درجه سانتی گراد دما دارد. این دما بسیار بالاست، در حدود 6 برابر گرمتر از دمای گدازه های آتشفشانی. با اینکه ما در فاصله بسیار دوری از خورشید قرار داریم این گرما را حس می کنیم، و این به خاطر بزرگی ابعاد خورشید است. قطر خورشید حدود 110 برابر زمین است. به عبارت دیگر، این کوره نه فقط داغ است بلکه بسیار بزرگ است. از نگاه خورشید، زمین فقط 115 برابر قطر خورشید از آن فاصله دارد. یعنی در مقایسه با فواصل بین ستاره ای که دهها میلیون برابر قطر خورشید است، زمین به خورشید نزدیک محسوب می شود. انرژی خروجی از خورشید و درخشش او، برابر مقدار عظیم 400 تریلون تریلون وات است. (یک تریلون تریلون: یک با 24 تا صفر در جلویش) ولی این عدد برای ما غیر قابل تصور است. مثلا اگر این عدد 23 صفر داشت در ذهن ما تفاوت چندانی نداشت. ولی واقعیت این است که اگر این دما 23 صفر داشت، زندگی روی زمین کاملاً نابود می شد. شاید شما تصور بهتری در مورد مقدار این کمیت بیابید، اگر به شما بگویم که خورشید در هر ثانیه چقدر انرژی تولید می کند: این انرژی بیشتر از مقدار انرژی ای است که انسان در تمام طول تاریخش مصرف کرده است! خورشید انرژی خود را به فضا به طور یکنواخت و در تمام جهات می تاباند و سیاره ما فقط تکه کوچکی از آنرا جذب می کند: حدود یک قسمت از 2 میلیارد قسمت. این همان انرژی ای است که از حیات ما بر روی زمین پشتیبانی می کند. اگر چه خورشید مقداری از انرژی خود را به صورت تابشی غیرقابل رؤیت ساطع می کند- مانند امواج رادیویی، فروسرخ، فرابنفش و تابش پرتو X- بیشتر آنرا امواج قابل رویت

ستارگان

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

فرمت فایل word  و قابل ویرایش و پرینت

تعداد صفحات: 26

ستارگان

زندگی یک ستاره

جالب است بدانید که ستارگان هم مانند موجودات زنده متولد می‌شوند، زندگی می‌کنند و سپس می‌میرند، ولی طول زندگی آنها بسیار طولانی است. متاسفانه عمر کوتاه انسانها کفاف نمی‌دهد تا بتوانند زندگی یک ستاره را در مراحل مختلف شاهد باشند. با این حال اخترشناسان این مراحل را برای ما مشخص می‌کنند.

در طول زندگی انسان ، ستارگان بیشمار راه شیری عملا بدون تغییر به نظر می‌رسند. گاهی یک نواختر (ستاره‌ای که بطور ناگهانی و انفجاری مقادیری عظیم انرژی از خود آزاد می‌کند) ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم نورتر می‌شود. منظره زیبایی که یک ابرنواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. ستارگان نیز در نهایت تغییر می‌کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی‌مانند. ستاره ، هنگامی که انبار عظیم سوخت هسته‌ای آن به پایان برسد، می‌میرد. ستارگان بسیار جوان هنوز در میان گازهایی که از آن شکل می‌گیرند، پنهان هستند.

ستاره بعد از تولد

بعد از آنکه ستاره شکل می‌گیرد (تولد ستاره)، بلافاصله حیاتی پایدار بدست می‌آورد. در همین زمان واکنشهای هسته‌ای در داخلی‌ترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند و انرژی آزاد می‌گردد. سرانجام همه هیدروژن درون آن به مصرف می‌رسد. بعد از این ، 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.

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

ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، قبل از آن که به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می‌آورند. این مرحله سبب پیدایش سحابی‌های سیاره‌ای می‌شود. یک سحابی سیاره‌ای هنگامی تشکیل می‌شود که ستاره مرکزی آن ، لایه‌ای به بیرون پرتاب کند. لایه گاز همانند حلقه‌ای از دود منبسط می‌شود.

تأثیر نیروی گرانش بر زندگی ستارگان

سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است. نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ستاره مواجه می‌گردد. سرانجام ستاره تحلیل می‌رود و گرانش ، کنترل را بدست می‌گیرد. در این حالت ستاره شکل کاملا متفاوت با ستاره‌ای معمولی و سالم به خود می‌گیرد.

مراحل مختلف زندگی ستاره

تشکیل کوتوله سفید

نیروی گرانش یک نیروی جاذبه است، لذا ذرات ماده در اثر این نیرو به هم نزدیکتر می‌شوند. همچنین چون نیروی گرانش با جرم ذرات نسبت مستقیم دارد و نیز چون جرم ستاره فوق‌العاده زیاد است، لذا جاذبه گرانشی درون آن بسیار شدید خواهد بود. به عنوان مثال در اعماق خورشید فشار در فاصله یک دهمی سطح تا هسته ، تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است. در این فاصله فشار تا هزار میلیون بار بیشتر از فشار جو زمین صعود می‌کند. این فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید مواجه می‌شود. این گاز توسط کوره هسته‌ای گرم نگه داشته می‌شود.

هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز داغ درون ستاره سرد می‌شود. بنابراین نیروی گرانش غالب می‌شود. آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد. ستاره‌ای رو به مرگ مانند خورشید ، درهم فرو می‌ریزد تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجه رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل پیدا می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این حالت ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.