فضا
این وبلاگ درباره ی فضا اطلاعات می دهد .
ابن سینا ستاره را چنین تعریف میکند: جسمی است بسیط، کروی که جایگاه طبیعی آن در فلک است. روشنی میبخشدو قابل کون و فساد نیست. بر فراز مرکز، بیآنکه بر آن احاطه داشته باشد در حرکت است.[۱] ستارهٔ عظیم توپ درخشانی از پلاسما است که توسط گرانش نزدیک به هم قرار گرفتهاست.نزدیکترین ستاره به زمین خورشید است که منبع انرژی زیادی در زمین است.ستارههای دیگر که خورشید را تحت الشعاع خود قرار نمیدهند در آسمان شب قابل رویت هستند.از نظر تاریخی برجسته ترین ستارهها در حوزه آسمانی با هم بطور صورتهای فلکی گروه بندی شدند و نام مناسبی برای درخشانترین ستارهها بدست آوردند. کاتالوگ گستردهای از ستارهها توسط ستاره شناسان مونتاژ شده که ارایه دهندهٔ نامگذاری استاندارد ستارهها است . هر ستارهای که میدرخشد در طول مدت عمرش به دلیل فرآیند همجوشی وابسته به درجه حرارت هستهٔ اتمی از هسته اش انرژی آزاد میکند که از مسیر داخلی ستاره عبور کرده وسپس به فضای بیرون تابش میکند.تقریبا تمامی عناصر سنگینتر از هیدروژن و هلیم توسط فرآیندهای همجوشی در ستارگان بوجود آمدهاند. ستاره شناسان میتوانند جرم سن ترکیب شیمیایی و دیگر خواص زیادی را با مشاهدهٔ طیف ستاره درخشندگی آن و حرکت در فضا مشخص کنند. جرم کل ستاره تعیین کنندهٔ اصلی درتکامل و سرنوشت نهایی آن است و ویژگیهای دیگر ستاره از تاریخ تکاملش از جمله قطر چرخش حرکت و دما تعیین میشود.طرح درجه حرارت بسیاری از ستارهها در مقابل درخشش خود را با نمودار هر تسپرونگ راسل (ح تحقیق نمودار )نشان و این نمودار اجازه میدهد تا سن و وضعیت تکاملی ستاره تعیین شود.
ستاره از ابرهای متلاشی از مواد که عمدتا هیدروژن به همراه هلیم و مقادیر کمی از عناصر سنگینتر است تشکیل شدهاست.هنگامی که هستهٔ ستاره به اندازهٔ کافی متراکم شود از طریق فرایند همجوشی هستهای بطور پیوسته برخی از هیدروژنها به هلیم تبدیل میشوند.باقیماندهٔ داخلی ستاره انرژی هسته را از طریق ترکیبی از فرآیندهای تابشی و همرفتی حمل و فشار داخلی ستاره مانع از سقوط بیشتر تحت گرانش خود میشود.هنگاهی که سوخت هیدروژن در هستهاست خسته شده وان ستاره با داشتن حداقل ۴/۰ برابر جرم خورشید گسترش یافته و به غول قرمز تبدیل شده و در برخی از موارد با عناصر سنگین تر در هسته و یا پیوسته در اطراف هسته آمیخته میشود. سپس ستاره به فرم رو به انحطاطی تکامل مییابد و بخشی از ماده در محیط میان ستارهای باز یافت میشود یعنی در جایی که نسل جدیدی از ستارهها به نسبت بالایی از عناصر سنگین تشکیل میشوند.
سیستمهای دو یا چند ستارهای از دو یا چند ستاره تشکیل شدهاند که دارای جاذبهٔ محدود و بطور کلی در مدار ثابتی بدور یکدیگر میچرخند. وقتی که دو ستاره از چنین مدار نسبتا نزدیکی در تعامل گرانشی خود میتوانند تاثیر قابل توجهی در تکامل خود داشته باشند ستارهها میتوانند بخشی از ساختار بسیار بزرگتر جاذبه محدود مانند خوشهای یا کهکشان را تشکیل دهند.
تاریخچه رصد
از لحاظ تاریخی ستارهها در سراسر جهان برای تمدنها مهم بودند و آنها بخشی از اعمال مذهبی و ناوبری آسمانی و جهت گیری شده بودند.بسیاری از ستاره شناسان باستان معتقد بودند که ستارهها برای همیشه به قلمرو آسمانی پیوستند و تغییر ناپذیرند.طبق قراردادی ستاره شناسان ستارهها را بصورتهای فلکی و از آنها برای ردیابی حرکت سیارات و پی بردن از موقعیت خورشید استفاده میکردند. حدرکت خورشید در برابر زمینهای از ستارهها (وافق ) باعث خلق تقویم شدهاست که میتواند برای تنظیم اقدامات کشاورزی مورد استفاده قرار بگیرد.تقویم گرگوری که در حال حاضر تقریبا در همه جای جهان استفاده میشود که یک تقویم خورشیدی است که بر اساس زاویهٔ محور چرخش زمین نسبت به نزدیکترین ستاره که خورشید است میباشد.
با دقت مورخ قدیمی ترین نمودار ستاره در ۱۵۳۴ سال قبل از میلاد در ستاره شناشی مصر باستان ظاهر شد. اولین کاتالوگ ستارههای شناخته شده در اواخر ۲۰۰۰ سال پیش هز میلاد توسط ستاره شناسان بابلی کهن بین النهرین وارد شدهاست یعنی در طول کسیته (حوالی ۱۱۵۵-۱۵۳۱ پیش از میلاد)در ستاره شناسی یونانی نخستین فهرست ستارهها در حدود ۳۰۰ سال قبل از میلاد توسط آریس تیلیوس و با کمک تیمو چریس ساخته شد. کاتالوگ ستارهای هیپارچیوس (۲ قرن پیش از میلاد )شامل ۱۰۲۰ ستاره بود و کاتالوگ ستارهی بطلیموس برای استفاده فراهم کرد.هیپارچیوس به خاطر کشف و ثبت نو اختر (ستارهای که نور آن چند روزی زیاد شده و دوباره کم میشود)(ستارهٔ جدید )شناخته شد.بسیاری از صورتهای فلکی و نامهای ستارهها در استفادههای امروزی از نجوم یونانی گرفته شدهاست به رغم ثبات ظاهری آسمان ، ستاره شناسان چینی آگاه بودند که ستاره جدید میتواند بوجود آید.[۱۳] در سال ۱۸۵ میلادی ، آنها برای اولین بار مشاهده شد و نوشتن در مورد ابرنواختر ، در حال حاضر به عنوان قلع ۱۸۵ شناخته شده است[۱۴] ستارهای درخشان رویداد در تاریخ ثبت شده قلع ۱۰۰۶ سوپرنوا ، که در ۱۰۰۶ مشاهده شد و در مورد نوشته شده توسط ستاره شناس مصری علی بن ریدوان و چند اخترشناسان چینی بود. [۱۵] قلع ابرنواختر ۱۰۵۴ که تازه نوزادش رو به سحابی خرچنگ ، همچنین مشاهده توسط اخترشناسان چینی و اسلامی است. [۱۶] [۱۷] [۱۸] اخترشناسان قرون وسطی اسلامی داد اسامی عربی به ستارههای بسیاری که هنوز هم مورد استفاده قرار امروز ، و آنها را اختراع ابزار متعدد نجومی است که میتواند موقعیت ستاره محاسبه. آنها ساخته شدهاست موسسات اولین رصدخانه بزرگ پژوهش ، عمدتا در مورد هدف از تولید کاتالوگ ستاره زیج [۱۹] در میان این تعداد ، کتاب ثابت ستارگان (۹۶۴) بود نوشته شده توسط ستاره شناس فارسی عبدالرحمان بن صوفی ، که به کشف تعداد ستارهها ، خوشههای ستارهای (از جمله ولوروم امیکرون و خوشههای بروکچی و کهکشانها (شامل کهکشان آندرومدا) [۲۰] در قرن ۱۱ام ، فارسی بحر العلوم ، محقق ابوریحان بیرونی کهکشان راه شیری به عنوان بسیاری از قطعات توصیف کرد خواص ستارگان تیره و همچنین عرض از ستارههای مختلف در طول ماه گرفتگی در ۱۰۱۹ داد. [۲۱]
منجم اندولسی ابن بیجاه پیشنهاد کرد که کهکشان راه شیری تا ستاره که تقریبا بسیاری از لمس یکدیگر و ظاهر میشود در تصویر مستمر به علت اثر انکسار از مواد این جهانی ساخته شده بود ، با استناد به مشاهدات خود را همراه مشتری و مریخ در ۵۰۰ ق (۱۱۰۶/۱۱۰۷ م) به عنوان مدرک [۲۲]
زود ستاره شناسان اروپایی از قبیل تایچو براهه شناسایی ستاره جدید در آسمان شب (که بعدها نواختر نامیده) ، نشان میدهد که آسمانها بودند تغییر ناپذیر نیست. در سال ۱۵۸۴ برونو جردنو پیشنهاد کرد که ستاره شد در واقع خورشید دیگر ، و ممکن است سیارات دیگر ، و احتمالا حتی مشابه زمین در حال گردش به دور آنها را ، [۲۳] پیشنهاد شدهاست این ایده که قبلا توسط فلاسفه یونان باستان ، دموکریوس و اپیکروس ، [۲۴] و توسط کومولوجیتس قرون وسطی اسلامی [۲۵] مانند فخر الدین رازی. [۲۶] در قرن بعد ، این ایده از ستارهها به دور خورشید بود رسیدن به اجماع در میان ستاره شناسان. برای توضیح بدهید که چرا این ستاره هیچ کشش گرانشی خالص در منظومه شمسی اعمال ، اسحاق نیوتن پیشنهاد کرد که ستاره به طور مساوی در هر جهت توزیع شد ، این ایده را برانگیخت توسط متخصص الهیات ریچارد بنتلی. [۲۷]
ستاره شناس ایتالیایی جمینینو مونتاناری ثبت مشاهده تغییرات در درخشندگی ستاره از الگول در ۱۶۶۷. ادموند هالی منتشر شده اندازه گیری اولین حرکت مناسب از یک جفت از این نزدیکی "ثابت" ستاره ، نشان میدهد که مواضع آنها را از زمان یونان باستان ستاره شناسان بطلمیوس و هیپارچیوس تغییر کردهاست. اندازه گیری مستقیم اولین فاصله تا ستاره (۶۱ ماکیان در ۱۱٫۴ سال نوری) در سال ۱۸۳۸ توسط فردریش بسل ساخته شده با استفاده از روش اختلاف منظر. اندازه گیری اختلاف منظر نشان جدایی گستردهای از ستارهها در آسمان [۲۳]
ویلیام هرشل ستاره شناس اولین تلاش توزیع ستارگان در آسمان تعیین شد. در طول دهه ۱۷۸۰ ، او انجام مجموعهای از ابزار اندازه گیری در جهت ۶۰۰ و شمارش ستاره مشاهده در امتداد هر خط دید. از این که او نتیجه گرفت که تعداد ستارهها پیوسته به سمت یک طرف از آسمان ، افزایش در جهت هسته راه شیری. پسرش جان هرشل تکرار این مطالعه در نیمکره جنوبی یافت و افزایش مشابه در همان جهت. [۲۸] علاوه بر دستاوردهای دیگر او ، ویلیام هرشل نیز برای کشف خود را که برخی از ستاره را در امتداد همان خط نه تنها دروغ اشاره کرد دید ، اما همچنین اصحاب فیزیکی است که به صورت سیستمهای ستارهای دوتایی. . علم طیف ستارهای بود پیشگام توسط ژوزف فون فرانهوفر و آنجلو سکچی. با مقایسه طیف ستارگان مانند شباهنگ به خورشید ، که آنها پیدا کردند تفاوت در قدرت و تعداد خطوط جذب آنها ، خطوط تاریک در طیف به دلیل جذب فرکانسهای خاص ستاره توسط جو است. در سال ۱۸۶۵ آغاز شدسکچی طبقه بندی ستاره به انواع طیفی [۲۹] با این حال ، نسخه مدرن از طرح طبقه بندی ستاره توسط آنی ج. کانن در طول دهه ۱۹۰۰ توسعه داد.
رصد ستاره دوتایی اهمیت افزایش طول قرن ۱۹ به دست آورد. در سال ۱۸۳۴ ، فریدریش بسل مشاهده تغییر در حرکت مناسب از ستاره شباهنگ ، و استنباط همراه پنهان شدهاست. ادوارد پیکرینگ دوتایی اول اسپکتروسکپیک در سال ۱۸۹۹ کشف کرد هنگامی که تقسیم دورهای از خطوط طیفی ستاره میزار در ۱۰۴ روز دوره مشاهده شدهاست. مشاهدات تفسیر بسیاری از سیستمهای ستارهای دوتایی بودند توسط ستاره شناسان مانند ویلیام استرو و ش.و.برن هام جمع آوری شده ، اجازه دادن به تودهها از ستاره میشود از محاسبه عناصر مداری تعیین میشود. راه حل اول به مشکل استخراج مدار ستاره دوتایی از مشاهدات تلسکوپ توسط فلیکس ساواری در سال ۱۸۲۷ ساخته شدهاست. [۳۰]
قرن بیستم شاهد پیشرفتهای فزآیندهٔ سریع در مطالعهٔ علمی ستاره بودیم.عکس ابزار نجومی ارزشمندی شد.کارل شوارتز شیلد کشف کرد که رنگ ستاره و از این رو درجه حرارت آن را میتوان با مقایسهٔ بصری قدر در برابر عظمت عکاسی تعیین کرد.در توسعهی فوتوالکتریک نور سنج اندازه گیری بسیار دقیق قدر در فاصلهٔ چند طول موج مجاز میباشند.در سال ۱۹۲۱ آلبرت مایکلسون اولین اندازه گیریهای قطر ستاره با استفاده از تلسکوپ هوکر را انجام داد. کار مفهومی مهم روی اساس فیزیکی ستارهها در طول دههٔ اول قرن بیستم رخ دادهاست.در سال ۱۹۱۳ نمودار هرتسپرونگ راسل یا پیش برندهٔ بردلی اختر فیزیک ستارهها توسعه داده شد .مدلهای فوق برای توضیح فضای داخلی ستارگان و تکامل تدریجی ستارهای گسترش یافت.طیف ستارهها نیز با موفقیت از طریق پیشرفت در فیزیک کوانتومی توضیح داده شد.این اجازهٔ ترکیب شیمیایی ستارگان جو را تعیین خواهد کرد. به استثنای ابر نو اختر ستارههای انفرادی که درجه اول بودند در گروه محلی کهکشان ما و بخصوص در بخش قابل مشاهدهٔ راه شیری(که توسط کاتالوگ ستارهها جز ییات موجود برای کهکشان ما نشان داده شدهاست)مشاهده شدهاند. اما بعضی از ستارهها در کهکشان ام ۱۰۰ خوشهٔ دوشیزه در حدود ۱۰۰ میلیون سال نوری دور هستند از زمین مشاهده شدند.در ابر خوشهٔ محلی ممکن است خوشههای ستارهای دیده شوند و در اصل تلسکوپهای کنونی میتوانند ستارههای کم نور انفرادی در خوشهٔ محلی را نشان دهند(ستارگان راه دور که تا ۱۰۰ میلیون سال نوری دور هستند را حل کردند(نگاه کنید به قیقاووسیها) با این حال در خارج از ابر خوشه محلی کهکشانها نه ستاره انفرادی و نه وشههایی از ستاره مشاهده شدهاست. تنها استثنا زمانی است که تصویر کم نوری از خوشه ستارهای بزرگ که شامل صدها هزار ستاره در یک میلیارد سال نوری دور واقع شدهاست) که ده برابر فاصله از دورترین خوشه ستارهای قبلی مشاهده میشود. .
نامگذاریهای
مفهوم صورت فلکی که در طول دوره بابلی وجود داشت شناخته شد. مراقبهای باستانی اسمان تصور میکردند که نظمهای برجسته ستارگان از الگوهایی تشکیل شده که همراه بااین جنبههای خاص از طبیعت و اسطورههاشان است. دوازده تا از این تشکلهای غیر روحانی در کنار باند مربوط به خسوف وکسوف بودند که این اساس طالع بینی شد. بسیاری از ستارههای انفرادی بزجسته تر نیز نام داده شدند به خصوص نام گذاریهایی به زبان عربی یا لاتین. علاوه بر صورتهای فلکی خاص و خورشید به خودی خود ستارگان را به عنوان اسطوره کامل خود داشتند. برای یونانیان باستان برخی از ستارهها معروف به سیارات شدند (در زبان یونانی به معنی سرگردان ) که نماینده خدایان مهم مختلف شدند که از انها نامهای سیارات عطارد زهره مریخ مشتری و زحل به عمل امدند.(اورانوس و نپتون نیز به خدایان یونانی و رومی اما نه به عنوان سیاره در باستان بلکه به دلیل درخشندگی کم خود شناخته شدند نامهای آنها توسط ستاره شناسان بعدی مورد استفاده قرار گرفت). در حدود سال ۱۶۰۰ اسامی صورتها ی فلکی به اسم ستارهها در مناطق مشابه از آسمان مورد استفاده قرار گرفت.منجم آلمانی یوهان بایر مجموعهای از نقشههای ستاره و کاربرد حروف یونانی به عنوان نام گذاری ستارهها در هر صورت فلکی ایجاد کرد.بعدها سیستم شماره گذاری بر اساس صعود واقعی ستاره اختراع شد و اضافه شد به کاتالوگ ستاره جان فلام استید در کتابش بنام هیستوری آکوالستیس بریتانیکا (چاپ سال ۱۷۱۲ )بموجب این سیستم شماره گذاری به اسم فلام استید و یا شماره گذاری فلام استید نامیده شد.
تنها بدن است که توسط جامعه علمی به عنوان داشتن قدرت به نام ستاره و یا دیگر اجرام آسمانی به رسمیت شناخته شده بین المللی اتحادیه نجوم . [۴۱] تعدادی از شرکتهای خصوصی (به عنوان مثال است ، " ستاره رجیستری بین المللی" )مفهوم فروش به نام ستاره ، اما این اسامی نه توسط جامعه علمی به رسمیت شناخته شده و نه استفاده از آنها ، [۴۱] و بسیاری از مشاهده ستاره شناسی جامعه این سازمانها با فریب مردم با استفاده از روش نامگذاری ستاره تسلط داشته باشند. [۴۲]
واحدهای اندازه گیری
اکثر ستاره پارامترها در واحد نقص بودن سیگنال توسط کنوانسیون بیان شدهاست ، اما واحد سی.جی.اس نیز استفاده میشود (به عنوان مثال ، ابراز درخشندگی ارگ در ثانیه).جرم ، درخشندگی ، و شعاع معمولا در واحدهای خورشیدی ، داده را بر اساس ویژگیهای خورشید :
- جرم خورشید : کیلو گرم [۴۳]
- درخشندگی خورشید : وات [۴۳]
- شعاع خورشید : متر [۴۴]
طول ، بزرگ مانند شعاع ستاره غول یا نیمه محور اصلی سیستم ستاره دوتایی ، اغلب در شرایط واحد نجومی (نجومی) ، در حدود متوسط فاصله بین زمین و خورشید ۱۵۰ میلیون کیلومتر بیان یا ۹۳ میلیون مایل.
تشکیل و تکامل
ستارهها در داخل مناطق طولانی تراکم بالاتر در محیط میان ستارهای تشکیل شده، اگر چه تراکم هنوز پایین تر از داخل محفظه خلاء دنیوی. این مناطق ابر مولکولی نامیده میشوند و عمدتاً شامل هیدروژن، هلیم با حدود ۲۳-۲۸ درصد و درصد کمی از عناصر سنگین تر. یک نمونه از چنین منطقه ستاره تشکیل شدهاست سحابی جبار. [۴۵] همانطور که ستارهها از ابرهای عظیم مولکولی شکل گرفته، آنها را قدرتمندتر روشن آن ابرها.
تشکیل پیشستاره
شکل گیری ستاره آغاز میشود با بی ثباتی گرانشی در داخل ابر مولکولی، اغلب توسط امواج ضربهای از ابرنواختر (انفجار عظیم ستاره باعث) و یا از برخورد دو کهکشان (همانطور که در کهکشان استار بردس) پس از منطقه میرسد کافی چگالی ماده را ارضا معیار برای بی ثباتی شلوار جین از آن آغاز میشود به آن تحت نیروی خود گرانشی سقوط [۴۶]
به عنوان ابر فرو میریزد، فرد انباشتگی گرد و غبار غلیظ و به شکل گاز چه به عنوان گلوبلس بک شناخته شدهاست. همانطور که فرو میریزد و جسم کوچک کروی را افزایش میدهد چگالی، انرژی گرانشی به گرما تبدیل شدهاست و با افزایش درجه حرارت. وقتی که ابر پروتستلار حدود رسیده وضعیت تعادل پایدار هیدرواستاتیک، اشکال در پروتستر هسته [۴۷] این پیش ستارگان رشته اصلی اغلب توسط یک دیسک گازی احاطه شدهاست. مدت انقباض گرانشی طول میکشد حدود ۱۰-۱۵ میلیون سال.
در اوایل ستاره کمتر از ۲ برابر جرم خورشید نامیده میشوند ستارههای تی.تاوری، در حالی که کسانی که با جرم بزرگتر هستندهربیگ آا / ستاره باشد. این ستاره تازه متولد شده منتشر میکنند جت گاز در امتداد محور چرخش آنها، تولید تکههای کوچکی از حالت گازی به نام هربیگ-هارو اشیاء. [۴۸]
رشته اصلی
ستاره صرف در حدود ۹۰ ٪ از هیدروژن طول عمر خود را در آمیخته شدن هلیوم برای تولید در دمای بالا و عکس العملهای فشار قوی در نزدیکی هسته. ستاره چنین گفته میشود در رشته اصلی هستند و به نام ستاره کوتوله. شروع صفر در سن رشته اصلی، سهم زیادی از هلیم در هسته ستاره پیوسته افزایش خواهد یافت. در نتیجه، به منظور حفظ سرعت لازم همجوشی هستهای در هسته ستاره به آرامی در دما و درخشندگی ]۴۹] - خورشید، به عنوان مثال افزایش، تخمین زده میشود که در درخشندگی در حدود ۴۰ ٪ از آن را افزایش رسیده رشته اصلی ۴٫۶ میلیارد سال پیش. [۵۰]
هر ستاره تولید ذرات بادهای ستارهای است که باعث جریان مستمر گاز به فضا. برای بسیاری از ستاره، مقدار جرم از دست رفته نیز قابل اغماض است. خورشید از دست میدهد ۱۰-۱۴ برابر جرم خورشید در هر سال، [۵۱] یا در حدود ۰٫۰۱ ٪ از جرم در کل طول عمر خود بیش از کل آن است. با این حال بسیار عظیم ستاره میتواند ۱۰-۷ تا ۱۰-۵ جرم خورشید در هر سال از دست بدهد، تحول قابل توجهی مؤثر بر آنها. [۵۲] ستارهها که با بیش از ۵۰ برابر جرم خورشید آغاز میتواند بیش از نیمی از کل جرم خود را از دست در حالی که آنها در رشته اصلی باقی میماند. [۵۳]
نمونهای از نمودار هرتسپرونگ راسل برای مجموعهای از ستارهاست که شامل خورشید (مرکز). (رجوع کنید به «طبقه بندی» زیر وارد نمایید)
مدت زمان که ستاره صرف در رشته اصلی بستگی دارد عمدتا در میزان سوخت آن را به فیوز است و نرخ آن فیوزهای که سوخت، یعنی جرم و درخشندگی اولیه آن است. برای خورشید، این است که برآورد میشود حدود ۱۰۱۰ سال است. ستارههای بزرگ مصرف سوخت خود را بسیار سریع و کوتاه مدت زندگی کردهاست. ستارههای کوچک (موسوم به کوتولههای قرمز) مصرف سوخت خود را بسیار به آرامی و دهها آخرین به صدها میلیارد سال است. در پایان زندگی خود، آنها به سادگی تبدیل به تیره و تیره کننده [۲] با این حال، از طول عمر از ستاره مانند است بزرگتر از سن کنونی جهان (۱۳٫۷ میلیارد سال)، هیچ کوتوله قرمز انتظار میرود که هنوز این رسید دولت است.
علاوه بر توده، بخشی از عناصر سنگین تر از هلیم میتواند نقش مهمی در تکامل ستاره بازی کند. در اخترشناسی همه عناصر سنگین تر از هلیوم در نظر گرفته «فلزی»، و غلظت این عناصر شیمیایی نامیده میشود متالی سیتی. متالی سیتی میتواند مدت زمان که ستاره خواهد سوخت آن، سوزاندن شاهد شکل گیری میدانهای مغناطیسی نفوذ [۵۴] و تغییر قدرت باد ستارهای است. [۵۵] قدیمی تر، جمعیت ستاره دوم را متالی سیتی قابل ملاحظهای کمتر از جوان، جمعیت من ستاره به خاطر ترکیب ابرهای مولکولی که از آنها تشکیل شدهاست. با گذشت زمان این ابرها را به طور روز افزونی در عناصر سنگین تر به عنوان مسن ستاره جان و میریزند بخش از اتمسفر خود غنی شده.
پس از رشتهٔ اصلی
به عنوان ستاره حداقل ۰٫۴ برابر جرم خورشید [۲] اگزوز عرضه خود را از هیدروژن در هسته خود، لایههای بیرونی خود را گسترش بسیار خنک و غول قرمز را تشکیل میدهد. برای مثال، در حدود ۵ میلیارد سال، زمانی که خورشید غول قرمز، آن را گسترش داده به خارج از شعاع حداکثر حدود ۱۵۰ میلیون کیلومتر، ۲۵۰ برابر اندازه کنونی است ؛ به عنوان غول، خورشید تقریبا ۳۰ ٪ از جرم جاری خود را از دست بدهید [۵۰] [۵۶[ در غول قرمز تا ۲٫۲۵ برابر جرم خورشید، هیدروژن به درآمد حاصل از همجوشی در لایه پوسته اطراف هسته [۵۷] در نهایت هسته به اندازه کافی برای شروع همجوشی هلیم فشرده شده، و در حال حاضر ستاره منقبض در شعاع و دمای سطح آن را افزایش میدهد. برای ستاره بزرگتر، انتقال قدرت منطقه به طور مستقیم از هسته هیدروژن به هلیم آمیخته شدن آمیخته شدن. [۵۸] بعد از ستارهاست هلیم در هسته مصرف میشود، همجوشی ادامه مییابد در پوسته اطراف هسته گرم از کربن و اکسیژن است. ستاره و سپس زیر مسیر تکاملی است که تشابه اصلی فاز غول قرمز است، اما در درجه حرارت سطح بالاتر است.
ستاره عظیم
آنها در طول مرحله هلیوم سوز، بسیار بالا ستاره تودهای با بیش از نه برابر جرم خورشید گسترش به فرم ابرغول قرمز است. هنگامی که این سوخت در هسته خسته، آنها میتوانند به عناصر سنگین تر از هلیم فیوز ادامه خواهد داد.
قرارداد هسته تا زمانی که دما و فشار کافی برای کربن فیوز (نگاه کنید به فرآیند سوختن کربن). این روند ادامه دارد، با مراحل پی در پی که توسط نئون سوخت (نگاه کنید به فرایند سوزاندن نئون)، اکسیژن (نگاه کنید به فرآیند سوختن اکسیژن، سیلیکون) و (نگاه کنید به فرآیند سوختن سیلیکون). در پایان زندگی ستارهاست، همجوشی میتواند رخ دهد در کنار مجموعهای از پیاز لایه لایه در درون ستارهاست. هر پوسته فیوزهای عنصر مختلف، با آمیخته شدن هیدروژن پوسته خارجی ترین ؛ بعدی پوسته هلیم آمیخته شدن، و غیره. [۵۹]
مرحله نهایی رسیدهاست که ستاره شروع به تولید آهن است. از آنجا که هسته بیشتر از آهن هستند شدیدا محدود از هر هسته سنگین تر، اگر با آنها ذوب شده آنها انرژی آزاد نمیروند، در مقابل، مصرف انرژی است. به همین ترتیب، از آنجایی که آنها بیشتر شدیدا محدود از تمام هستههای سبک تر، انرژی میتواند با شکافت نمیشود منتشر شد. [۵۷] در نسبتا قدیمی، بسیار عظیم ستارگان، هسته زیاد از آهن را بی اثر خواهد شد در مرکز ستاره جمع میشوند. عناصر سنگین تر در این ستاره میتواند راه خود را تا کار را به سطح، شکل تکامل اشیاء به نام ولف رایت ستاره که باد متراکم ستارهای را به فضای بیرونی میفرستد.
سقوط
تکامل یافته، به طور متوسط اندازه ستاره اکنون لایههای بیرونی خود را به عنوان یک سحابی سیارهنما اطلاق میشود. اگر آنچه باقی میماند بعد از جو بیرونی ریخته شدهاست کمتر از ۱٫۴ برابر جرم خورشید، آن را به شی (نسبتا کوچک در مورد اندازه زمین شرینکس) است که به اندازه کافی بزرگ نیست برای فشرده سازی بیشتر رخ دهد، به نام کوتوله سفید. [۶۰] الکترون در داخل ماده کوتوله سفید است دیگر نمیپلاسما، حتی اگر ستارهها عموماً به عنوان حوزههای که از پلاسما میگویند. کوتولههای سفید خواهد شد در نهایت به کوتولههای سیاه و سفید کم رنگ شدن بیش از کشش بسیار طولانی از زمان.
در ستارههای بزرگتر، همجوشی ادامه مییابد تا زمانی که هسته آهن رشد کردهاست تا بزرگ (بیش از ۱٫۴ برابر جرم خورشید) که دیگر نمیتواند حمایت جمعی خود را دارد. این هسته به طور ناگهانی به عنوان الکترونهای آن را به پروتون خود رانده میشود، تشکیل نوترون پایدار است و نوترینوها در پشت سر هم از فروپاشی بتا معکوس، و یا جذب الکترون فروپاشی. شوک متشکل از این فروپاشی ناگهانی سبب میشود که بقیه ستاره به ابرنواختر منفجر شود. کهکشان آنقدر روشن است که آنها به طور خلاصه ممکن است تحت الشعاع قرار دادن ستاره کهکشان منزل به کار برد. هنگامی که آنها در داخل کهکشان راه شیری رخ دهد، ابرنواختر تاریخی توسط چشم برهنه از ناظران به عنوان «ستاره جدید» که در آن هیچ وجود قبل از مشاهده شدهاست. [۶۱]
بسیاری از ماده در ستاره دور شده توسط انفجار ابرنواختر (مانند شکل سحابی خرچنگ سحابی دمیده [۶۱]) و آنچه باقی میماند خواهد شد ستاره نوترونی (که گاهی خود را آشکار و یا به عنوان یک تپ اختر اشعه ایکس برستر) و یا، در مورد بزرگ ترین ستاره (به اندازه کافی بزرگ را ترک باقی مانده ستارهای بیشتر از حدود ۴ برابر جرم خورشید)، سیاه چاله. [۶۲] در ستاره نوترونی مادهاست در دولت موسوم به نوترون - تکمقدار ماده، بیشتر با فرمهای عجیب و غریب از فاسد شدن ماده، ماده کیو.سی.دی، احتمالا موجود در هسته. در درون سیاهچاله مادهاست در کشوری که در حال حاضر شناخته نشدهاست.
لایههای بیرونی دمیده - خاموش از ستاره در حال مرگ از جمله عناصر سنگین است که ممکن است در شکل گیری ستارگان جدید بازیافت. این عناصر سنگین اجازه شکل گیری سیارههای صخرهای. جریان از ابرنواخترها و بادهای ستارهای از ستارگان بزرگ بازی بخش مهمی در شکل دادن به محیط میان ستارهای. [۶۱]
توزیع
علاوه بر ستاره جدا شده ، سیستمهای چند ستاره ، میتونه از دو یا بیشتر از جاذبه ستاره متصل است که در مدار به دور یکدیگر تشکیل شدهاست. رایج ترین سیستم ستاره چند ستاره دوتایی است ، اما سیستم سه بار یا بیشتر ستارگان نیز یافت میشود. بنا به دلایل ثبات مداری ، مانند چند ستاره سیستمها اغلب به مجموعه سلسله مراتبی از همکاری در مدار ستاره دوتایی سازمان یافتهاست. [۶۳] از گروههای بزرگتر به نام خوشههای ستارهای نیز وجود داشته باشد. این محدوده از انجمنهای گشاد ستارهای تنها با چند ستاره ، تا خوشه کروی عظیم با صدها هزار ستاره.
شدهاست فرض بلند برگزار شد که اکثر ستاره در جاذبه محدود ، سیستمهای چند ستارهای رخ میدهد. این مخصوصا برای بسیار گستردهای و ستارههای بی کلاس ، جایی که ۸۰ ٪ از سیستمها تصور میشود چند. با این حال بخشی از سیستمهای ستارهای را افزایش میدهد تنها برای ستارههای کوچکتر ، به طوری که تنها ۲۵ درصد از کوتولههای قرمز در دست که اصحاب ستارهای است. همانطور که ۸۵ ٪ از تمام ستارگان کوتوله قرمز ، بیشتر ستارهها در کهکشان راه شیری احتمالا تنها از زمان تولد. [۶۴]
ستارهها نمیگسترش یکنواخت در سراسر جهان است ، اما به طور معمول به کهکشان به همراه گاز و غبار میان ستارهای گروه خواهد بود. کهکشان معمولی دارای صدها میلیارد ستاره ، و در آنجا بیش از ۱۰۰ بیلیون کهکشانها در جهان قابل مشاهده. [۶۵] در حالی که آن را اغلب معتقد بودند که ستارهها فقط در درون کهکشانها وجود دارد ، ستارگان بین کهکشانی کشف شدهاست. [۶۶]ستاره شناسان تخمین میزنند که حداقل ۷۰ شش تیلیون وجود دارد ستاره قابل مشاهده در جهان [۶۷]
نزدیکترین ستاره به زمین ، به غیر از خورشید ، پروکسیما قنطورس است که ۳۹٫۹ تریلیون (۱۰۱۲) کیلومتر یا ۴٫۲ سال نوری فاصله دارد. نور از پروکسیما قنطورس ۴٫۲ سال طول میکشد برای رسیدن به زمین است. سفر در سرعت مداری شاتل فضایی (۵ مایل در ثانیه ، حدود ۳۰،۰۰۰ کیلومتر در ساعت) ، این امر میکنند در مورد ۱۵۰،۰۰۰ سال برای گرفتن وجود دارد. [۶۸] فواصل همچون این نمونه در داخل دیسکهای کهکشانی ، از جمله در مجاورت منظومه شمسی میباشد. [۶۹] ستاره میتواند خیلی نزدیکتر به یکدیگر در مرکز کهکشانها و خوشههای کروی در ، یا خیلی دورتر از هم جدا در کهکشانی هالوس .
با توجه به فاصله نسبتا عظیم بین ستاره در خارج از هسته کهکشانی برخورد میان ستاره تصور میشود نادر است. در مناطق متراکم تر مانند هسته خوشههای ستارهای کروی یا مرکز کهکشان ، برخورد را میتوان بیشتر رایج است. [۷۰] چنین میتوانید از طریق برخورد با تولید آنچه که به عنوان استراگس آبی شناخته شدهاست. این ستاره غیر طبیعی که سطح درجه حرارت بالاتر از دیگر ستارگان رشته اصلی با همان درخشندگی در خوشه. [۷۱]
مشخصات
تقریبا همه چیز در مورد ستاره بر اساس جرم اولیه آن ، از جمله ویژگیهای ضروری مانند درخشندگی و اندازه ، و همچنین تکامل ستاره ، طول عمر ، و سرنوشت نهایی تعیین میشود.
سن
اکثر ستارهها بین ۱ میلیارد و ۱۰ میلیارد سال سن دارد. بعضی از ستارگان حتی ممکن است نزدیک به ۱۳٫۷ میلیارد سال باشد قدیمی سن مشاهده از عالم هستی است. رتبهدهی نشدهاست قدیمی ترین ستاره را کشف کرد ، او ۱۵۲۳-۰۹۰۱ اچ.ای است ۱۳٫۲ میلیارد سال برآورد شده قدیمی است. [۷۲] [۷۳]
جرم ستاره ، طول عمر کوتاه خود ، در درجه اول به خاطر ستارگان سنگین فشار بیشتر بر هستههای خود ، آنها را به سبب سوختن هیدروژن با سرعت بیشتر. ستارگان عظیم آخرین به طور متوسط در حدود یک میلیون سال ، در حالی که ستاره از توده حداقل (قرمز کوتوله) سوزاندن سوخت خود را بسیار به آرامی و دهها آخرین به صدها میلیارد سال است. [۷۴] [۷۵]
ترکیب شیمیایی
هنگامی که ستاره در حال شکل کهکشان راه شیری هستند از هیدروژن در مورد ۷۱ ٪ و ۲۷ ٪ هلیوم تشکیل شده [۷۶] که توسط جرم ، اندازه گیری با بخش کوچکی از عناصر سنگین تر است. به طور معمول بخشی از عناصر سنگین است از لحاظ محتوا آهن از جو ستاره اندازه گیری آهن به عنوان عنصر مشترک جذب و خطوط آن نسبتا آسان برای اندازه گیری. از آنجا که ابرهای مولکولی که در آن به صورت ستاره هستند پیوسته توسط عناصر سنگین تر از انفجار ابرنواختر ، غنی اندازه گیری ترکیبات شیمیایی یک ستاره میتواند برای پی بردن به سن است. [۷۷] بخشی از عناصر سنگین تر نیز میتواند نشان دهنده احتمال که ستاره دارای یک سیستم سیارهای. [۷۸] ستاره با کمترین محتوای آهن هر اندازه کوتوله ۱۳۲۷-۲۳۲۶ اچ.ای است ، تنها با ۱/۲۰۰٬۰۰۰ محتوای آهن از خورشید است. [۷۹] در مقابل ، سوپر فلزی غنی از ستاره مو ل.انیس تا حدود دو برابر فراوان آهن به عنوان خورشید ، در حالیکه ستاره سیاره تحمل ۱۴ هرکولیس تقریبا سه برابر آهن. [۸۰] همچنین ، وجود ستاره شیمیایی خاص که نشان دهنده فراوانی غیر معمول از عناصر خاص در طیف آنها ؛ به ویژه کروم و عناصر خاکی نادر است. [۸۱]
قطر
با توجه به فاصله بزرگ خود را از زمین ، همه ستاره به جز خورشید ظاهر میشود به چشم انسان به عنوان نقطه درخشان در آسمان شب که به خاطر اثر جو زمین درخشند. خورشید نیز یک ستارهاست ، اما به اندازه کافی نزدیک به زمین به عنوان یک دیسک به جای آن ظاهر میشود ، و ارائه نور روز. به غیر از خورشید ، ستارهای با بزرگترین اندازه آشکار است که تحقیق آر.دورادیوس ، با قطر زاویهای فقط ۰٫۰۵۷ آرک سکند. دیسکهای بیشتر ستاره خیلی خیلی کوچک در اندازه زاویهای که با تلسکوپهای فعلی زمینی نوری مشاهده میشود ، و تا تلسکوپ انتر فرومتر مورد نیاز به منظور تولید تصاویری از این اشیاء. روش دیگر برای اندازه گیری اندازه زاویهای از ستارهاست را از طریق غیبت. با دقت اندازه گیری کاهش روشنایی یک ستاره در آن است توسط ماه یا افزایش روشنایی هنگامی که آن را دوباره ظاهر شد ، قطر زاویهای ستاره را میتوان محاسبه شدهاست. طیف ستارگان در اندازه از ستارههای نوترونی ، متفاوت است که در هر نقطه ۲۰ تا ۴۰ کیلومتری به قطر ، به ابرغول مانند بته جیوس در صورت فلکی شکارچی است که با قطر حدود ۶۵۰ برابر بزرگتر از خورشید در حدود ۰٫۹ میلیارد کیلومتر. با این حال ، بته جیوس تا چگالی بسیار پایین تر از خورشید است.
علم اجسام متحرک
حرکت ستاره نسبت به خورشید میتواند اطلاعات مفیدی در مورد منشاء و سن ستاره و همچنین ساختار و تکامل کهکشان و اطراف آن را نشان دهد.اجزای متحرک ستاره از سرعتی شعاعی نسبت به دور شدن از خورشید تشکیل شده و نوع جنبش آن در زاویهای به نام حرکت مناسب است. سرعت شعاعی از خطوط طیفی ستاره با شیفت داپلر در واحد کیلومتر بر ثانیه اندازه گیری میشود.دادههای حرکت مناسب هر ستاره بر اساس اندازه گیریهای دقیق واحد نجوم یک واحد میلی ثانیه در سال است. با تعیین اختلاف سرعت حرکت هر ستاره میتوان آنرا به واحد تبدیل کرد. ستارهها با ضریب بالای سرعت این حرکت نسبتا به خورشید نزدیک میشوند.
هنگامی که اختلاف سرعت این دو محاسبه شود سرعت ستاره در فضا نسبت به خورشید و یا کهکشان را میتوان محاسبه کرد. در میان ستارههای شناسایی شده ستارههای سطح پایین تر از سرعت بالاتر و ستارههای نوع دوم دارای مدار بیضوی هستند.شناسایی نوع حرکت این ستارهها به شناسایی انجمن ستارهای منجر شدهاست.این گروه به احتمال زیاد قسمت وسیعی از فضا را اشغال کردهاند که نقطه مبداشان در ابرهای عظیم ملکولی است.
میدان مغناطیسی
شروع میدان مغناطیسی از یک ستارهاست که در داخل مناطق کشور اتفاق میافتد و در آن گردش همرفت تولید میشود. این جنبش از توابع پلاسمای رساناهایی مثل دینام ، میدان مغناطیسی را که در طول گسترش ستارهاست تولید میکند.قدرت میدان مغناطیسی متغیر با جرم و ترکیب ستارهاست و بستگی به میزان فعالیتهای سطح مغناطیسی و سرعت چرخش ستاره دارد. این فعالیت سطح تولید لکههای ستارهای ، که مناطق از میدانهای مغناطیسی قوی و درجه حرارت پایین تر از سطح طبیعی است را شامل میشود. این حلقهها ، حلقه هاله خورشید و غیره هستند که از رسیدن میدانهای مغناطیسی به تاج مناطق دیگر فعال هستند و به دلیل همین فعالیت میدان مغناطیسی در هنگام ترکیدن عود ستارهها ذراتی پر از انرژی از آنها ساطع میگردد. ستارگان جوان در سطوح بالایی به دلیل فعالیتهای میدان مغناطیسی به سرعت در حال چرخش هستند.میدان مغناطیسی میتواند مانند باد در مسیر حرکت ستارگان عمل کند با این حال عملکرد ان مانند ترمز در مقابل حرکت ستارههای مسن تر است. بنابراین میتوان گفت ستارگان مسن تر مانند خورشید دارای سرعت بسیار آهسته و سطحی پایین تر از سطح معمول هستند. سطح فعالیت ستارگان به صورت ادواری و متفاوت است مثلا در دورههای تعطیل حرکت حداقل و به صورت خواب الود و سرگردان است ، به عنوان مثال ، خورشید به مدت ۷۰ سال با فعالیت لکههای خورشیدی مواجه بود.
توده
یکی از عظیم ترین ستاره شناخته شده به نام اتا کارینا[۹۱] با جرم بسیار بالا در سطح خورشید دارای طول عمر بسیار کوتاه (فقط چند میلیون سال نوری) میباشد. مطالعات اخیر در خوشه قوسها نشان میدهد که جرم برخی از ستارگان ۱۵۰ برابر جرم خورشید است ولی تعداد آنها دقیقا مشخص نیست و تا حدی به دلیل درخشندگی میتوانند از طریق جو ستاره بدون بیرون آوردن گاز به فضا منتقل شوند.[۹۲]
ستارگان نوع اول پس ازانفجار ممکن است ۳۰۰ برابر جرم خورشید و یا حتی بزرگتر از آن شوند[۹۳] و این به دلیل وجود عنصر سنگین لیتیم در ترکیب ساختار آنهاست.این نسل فوق العاده عظیم ستارگان تا حدودی منقرض شدهاست ولی با این حال هنوز گروه کمی از آنها باقی هستند. کوچکترین ستاره شناخته شده با جرم فقط ۹۳ برابر مشتری دارای ساختاری از آب میباشد که همجوشی هستهای در هسته آن است. [۹۴]ستاره فلزی شبیه به خورشید میتواند جرمی حدود ۷۵ برابر جرم مشتری داشته باشد ولی این تنها زمانی است که فلز موجود در ان کم است. [۹۶][۹۵]با این حال ، یک مطالعه اخیر در مورد ستارهها نشان داد که حداقل اندازه ستاره در حدود ۸٫۳ درصد از جرم خورشید و یا در حدود ۸۷ برابر جرم مشتری به نظر میرسد. [۹۸][۹۷]بین ستارهها و غولهای گازی منطقه خاکستری ضعیفی به نام کوتولههای قهوهای تعریف شده که از بدنه کوچکتر هستند. گرانش ستارههای غول پیکر بسیار بیشتر است یعنی دقیقا مخالف ستارههای کوتولهای هستند. گرانش سطحی نیز میتواند ظاهر طیف ستاره را نمایان سازد.[۳۲]سرعت چرخش ستارهها میتواند از طریق اندازه گیری تقریبی تعیین شود.ستارههای جوان نرخ رشد سریعتری دارند.
چرخش
اندازه تقریبی چرخش ستارگان بیشتر از ۱۰۰ کیلومتر بر ثانیه در خط استوا است به عنوان مثال ، چرخش تقریبی دو ستاره نسبت به سرعت چرخش استوایی در حدود ۲۲۵ کیلومتر بر ثانیه و یا بیشتراست که قطر استوایی ان بیشتر از ۵۰ درصد اندازه فاصله دو قطب است. در سرعتی حدود ۳۰۰ کیلومتر بر ثانیه دو ستاره میشکنند و از هم جدا میگردند. [۹۸]در مقابل ، خورشید هر ۳۵ - ۲۵روز، با سرعت استوایی از ۱٫۹۹۴ کیلومتر بر ثانیه میچرخد. ستارهها در نتیجه سرعت بیش از حد معمول رو به انحطاط میگذارند با این حال آنها نرخ نسبتا پایینی از چرخش نسبت به دیگر اجزای منظومه دارند. بخش بسیار بزرگی از زاویههای ستارهای از طریق بادهای تودهای و پراکنده از بین رفتهاند. به رغم اینکه سرعت چرخش آن در دب اختر میتواند بسیار سریع صورت گیرد به عنوان مثال ۳۰ بار در ثانیه ولی اکنون سرعت چرخش آن به دلیل انتشار تشعشعات به حداقل رسیدهاست.
درجه حرارت
هسته اصلی ستاره منطقهای است که میزان تولید انرژی در آن مشخص و شعاع ستاره در آن معین میگردد و اغلب از شاخصهای رنگی ستاره برآورد میشود. توجه داشته باشید که حرارت یک ستاره مانند یک نماینده موثر در درخشندگی ستارهاست. از مرکز ستاره هر میلی متر یک گرادیان دما کاهش مییابد و با افزایش فاصله از هسته دما در پوسته ستاره در حدود چند میلیون کلوین میشود. دمای ستارهها منجر به تعیین طیف آنها میگردد از دمای سطح ستاره برای طبقه بندی آنها از نظر ویژگیهای بصری استفاده میگردد.( به جدول زیر نگاه کنید) تابش انرژی تولید شده توسط ستاره به عنوان یک محصول جانبی از همجوشی هستهای مورد استفاده قرار میگیرد. تابش ذرات ساطع شده توسط ستارهها به عنوان بادهای تجلی ستارهها مورد استفاده هستند(که به عنوان یک جریان ثابت از ذرات باردار الکتریکی مانند پروتون آزاد،ذرات آلفا و ذرات بتا نشات گرفتهاست) به دلیل تولید انرژی در هسته ستاره،ستارهها میدرخشند.هرگاه دو یا چند اتم یک عنصر به صورت هسته یک اتم درآیند اشعه گاما از واکنش همجوشی هستهای آزاد میگردد این انرژی به شکل دیگری از انرژی یعنی نور مرئی تبدیل میشود و به لایههای بیرونی ستاره میرسد. رنگ ستاره که توسط فرکانس نور مرئی تغییر میکند بستگی به دمای بیرونی لایههای ستاره دارد.علاوه بر نور مرئی ستارگان نیز اشکال تابش الکترومغناطیس را که چشم انسان قادر به رویت آن نیست از خودشان منتشر میکنند. در واقع ستارگان تمام امواج الکترومغناطیس از طولانی ترین طول موج امواج رادیویی و مادون قرمز تا کوتاه ترین طول موج مانند اشعه ماورای بنفش ، اشعه ایکس و اشعه گاما و همچنین هر دو نور مرئی و نامرئی را شامل میشود. با استفاده از طیف ستارهها ستاره شناسان میتوانند دمای سطحی ، گرانش سطحی و سرعت چرخش یک ستاره را اندازه گیری نمایند. جرم ، گرانش سطحی ، شعاع و درخشندگی ستارگان میتواند بر اساس مدلهای آنها برآورد شود(جرم را میتوان مستقیما برای ستاره در سیستمهای دوگانه اندازه گیری کرد. روش میکرولنزیک گرانش نیز در مورد عملکرد جرم ستارهاست) همچنین با این پارامترها ستاره شناسان عمر ستاره را نیز بررسی و برآورد میکنند. درخشش در علم نجوم، درخشندگی میزان نور و اشکال دیگر انرژی تابشی در واحد زمان است. با درخشندگی یک ستارهاست که شعاع و دمای سطحی آن تعیین میگردد. تکههای سطحی با دمای پایین و درخشندگی حد متوسط به عنوان نقاط ستاره شناخته شدهاست. در ستارههای بزرگ و بسیار عظیم لکههای ستارهای بیشتر آشکار است . ستاره کوتولهای مانند شعله ور سرخ مانند و اشعه ماورای بنفش نیز ممکن است دارای ویژگیهای برجسته ستارهای باشد. قدر مقاله اصلی : قدر ظاهری و قدر مطلق درخشندگی ظاهری ستاره قدر ظاهری آن است روشنایی یک ستاره با توجه به درخشندگی ستاره، فاصله از زمین ، و تغییر نور متفاوت است . قدر مطلق ذاتی به طور مستقیم مرتبط با درخشندگی ستارهاست و یا آن چیزی است که قدر ظاهری یک ستاره خواهد بود.
تعدادستارههای روشن تر از قدر ظاهرقدر شماره ستارگان ۰ ۴ ۱ ۱۵ ۲ ۴۸ ۳ ۱۷۱ ۴ ۵۱۳ ۵ ۱٬۶۰۲ ۶ ۴٬۸۰۰ ۷ ۱۴٬۰۰۰
هر دو مقیاس قدر ظاهری و قدر مطلق واحدهای لگاریتمی هستند یکی از تفاوتهای ان مقدار تغییرات در روشنایی است. این به این معنی است که قدر اول ستاره د رحدود ۲٫۵ برابر روشن تر از قدر دوم است. و تقریبا ۱۰۰ برابر درخشان تر از قدر ششم است. هردو قدر ظاهری و مطلق بزرگ و کوچک مقیاس هستند. درخشانترین ستارگان ، در هر مقیاس ، به تعداد قدر مطلق منفی هستند. تنوع در روشنایی در بین دو ستاره با تفاضل تعداد قدرهای روشن تر از ستاره در میدان مغناطیسی محاسبه شدهاست سپس با استفاده از اختلاف به عنوان توان برای تعداد پایه درست این است که بگوییم : Δm = mf − mb ۲٫۵۱۲Δm = ΔL
نسبت درخشندگی هر ستاره در قدر مطلق و قدر ظاهری یکسان نیست به عنوان مثال روشن ترین ستاره شباهنگ است قدر ظاهری آن ۱٫۴۴ اما قدر مطلق آن ۱٫۴۱ است. قدر ظاهری خورشید۲۶٫۷ ولی قدر مطلق آن تنها ۴٫۸۳ است. شباهنگ در آسمان شب از زمین به عنوان درخشانترین ستاره دیده میشود، در حالی که ستاره سهیل در آسمان شب با قدر مطلق۵٫۵۳، در حدود ۱۴،۰۰۰ برابر نورانی تر از خورشید است. با وجود درخشانتر بودن سهیل از شباهنگ ، باز هم شباهنگ روشن تر به نظر میرسد. دلیل این است که شباهنگ فقط ۸٫۶ سال نوری از زمین فاصله دارد ، در حالی که سهیل بسیار دورتر و در فاصله ۳۱۰ کیلومتری از زمین است. ستارهای با بالاترین قدر مطلق ۱۸۰۶-۲۰ ال.بی.وی شناخته شدهاست ، با شدت -۱۴٫۲. این ستاره حداقل ۵،۰۰۰،۰۰۰ بار درخشانتر از خورشید است که در حال حاضر در خوشه ۶۳۹۷ قرار گرفتهاست. همچنین یک کوتوله سفید با قدر ۲۸ نیز کشف شدهاست این ستارهها کم نور هستند و که نور خود را به صورت روشن به عنوان شمع تولد در ماه میریزند.
طبقه بندی
دمای سطح مراتع برای کلاسهای مختلف ستارگان کلاس دما ستاره نمونه O ۳۳٬۰۰۰ K or more زتا اوفیوچی
B ۱۰٬۵۰۰–۳۰٬۰۰۰ K ریگل A ۷٬۵۰۰–۱۰٬۰۰۰ K کرکس پرنده F ۶٬۰۰۰–۷٬۲۰۰ K پروسیون آ
G ۵٬۵۰۰–۶٬۰۰۰ K خورشبد K ۴٬۰۰۰–۵٬۲۵۰ K اپسیلون ایندا
M ۲٬۶۰۰–۳٬۸۵۰ K پروکسیما قنطورس
منشا سیستم رده بندی ستارگان در اوایل قرن ۲۰ یعنی زمانی که اولین ستاره بر اساس خط قدرت هیدروژن دسته بندی شد شناخته شد. خط قدرت هیدروژن در اوج به بیش از ۹۰۰۰ کلوین میرسد و در هر دو درجه حرارت داغ و خنک است. طبقه بندی اصلی به منظور کاهش دمای سطح عبارتند از : ای ، ب ، ، ف ، گ ، ک ، م و انواع مختلف طبقه بندیهای طیفی خاص است. رایج ترین این نوع طبقه بندیها طبقه بندی سردترین و کم جرم ستارهها و کوتولههای قهوهای به منظور کاهش دما است با این حال ، این سیستم موجب شکسته شدن در دماهای بسیار بالا میشود.علاوه بر این ، ممکن است ستاره توسط اثر درخشندگی در خطوط طیفی خود متناظر با اندازه فضایی اش طبقه بندی شود. این دامنه از ۰ اغاز میگردد و تا پایان ادامه مییابد. دنبالههای زرد رنگ خورشید یعنی همان کوتولههای جی.۲ وی دارای درجه حرارت ملایم و عادی هستند. فهرست واژهها و اصطلاحات یک علم یا یک فن به صورت حروف کوچک میتواند در طبقه بندی طیفی بسیار کمک نماید. به عنوان مثال "ه" به معنی حضور خطوط انتشار، "متر" به معنی تغییرات در نوع طیف متوسط باشد.
ستاره متغیر
ستاره متغیری است که تغییرات دورهای یا تصادفی را در درخشندگی به دلیل خواص ذاتی یا بیرونی اش شامل میشود. ستارههای ذاتا متغیر را میتوان به سه گروه اصلی تقسیم نمود: در طی تکامل ستارها ، برخی از ستاره از طریق فاز به جایی که میتوانند متغیرهای ضربان دار شوند منتقل میشوند. ستاره متغیر ضربان دار در شعاع و درخشندگی در طول زمان متفاوت است. متغیرهای میرا متغیرهای فورانی هستند که با افزایش ناگهانی در درخشندگی یک باره طرد میشوند.این گروه شامل ستاره پروتستر ، ستاره ولف رایت و همچنین ستاره غول پیکر میباشد. تحولات عظیم یا متغیرهای انفجاری در متغیرهای میرا تغییرات قابل توجهی در خواص آنها میگذارد، این گروه شامل نواختر و ابرنواخترها میباشد. سیستم ستاره دوتایی که شامل یک کوتوله سفید و ابرنواختر نوع آ.یک است میتواند منجر به انفجارات تماشایی درمیان ستارگان شود. انفجار ایجاد شده توسط ایندو منجر به طغیانهای دورهای در دامنهها میشود. عوامل بیرونی ستارهها مانند درخشندگی نیز چرخش ستاره که تولید کننده لکههای ستارهای شدید است در هر ستاره متفاوت است.
ساختار
نوشته اصلی : ساختار ستارگان در حالت تعادل هیدرواستاتیک داخلی ستاره پایدار است توازن نیروها در درون نیروی گرانشی و نیروی بیرونی به دلیل گرادیان فشار درون ستارهاست. بخش بیرونی ستاره خنک تر از هستهاست . دمای هسته ستارگان رشته اصلی یا غول حداقل ۱۰۷ است و فشار حاصل در هسته هیدروژن سوز از یک ستاره برای همجوشی هستهای رخ میدهد از درجه حرارت رشته اصلی انرژی کافی برای تولید میشود که برای جلوگیری از سقوط بیشتر ستارهاست. انرژی در آنها به صورت اشعه گاما به عنوان هسته اتم در هسته ذوب شده ، منتشر میشود . این فوتونها در ارتباط برقرار کردن با پلاسما و اطراف آن، اضافه کردن به انرژی حرارتی در هسته موثرند. ستارگان در توالی اصلی تبدیل هیدروژن به هلیم آهسته ایجاد میشوند و در نهایت محتوای غالب هلیم میشوند و تولید انرژی در هسته متوقف میگردد. . در عوض ، برای ستارهای بیش از ۴ برابر جرم خورشید در پوسته به آرامی همجوشی رخ میدهد . علاوه بر تعادل هیدرواستاتیک، درون ستاره پایدار نیز تعادل انرژی و تعادل حرارتی حفظ میگردد.گرادیان دمایی است شعاعی که در سراسر کشور وجود دارد که منجر به تقسیم جریان انرژی به سمت بیرون میشود.
منطقه تابش داخلی ستارهایی که در آن انتقال رادیواکتیو است به اندازه کافی کارآمد برای حفظ شار از انرژی هستند. ، برای مثال ، در مناطقی که انرژی بسیار بالا رخ میدهد مثلا در نزدیکی هسته و یا در مناطق با کدورت بالا همانطور که در پاکت بیرونی پلاسما ناپایدار و همرفت رخ خواهد داد. وقوع همرفت در پاکتهای بیرونی رشته اصلی یک ستاره بستگی به توده دارد .ستاره کوچکتر مانند خورشید با منطقه همرفت واقع در لایههای بیرونی مخالف است. ستارههای کوتوله قرمز با کمتر از ۴ برابر جرم خورشید در سراسر همرفت هستند که مانع از انباشت هسته هلیوم میشوند.برای اکثر ستارهها مناطق همرفت نیز متفاوت است مثلا نسبت به سن و طول عمر ستاره بخشی از ستاره که قابل مشاهدهاست ناظر افتاب نامیده میشود این لایه که در آن پلاسما از ستاره تقویت میشود شفاف به فوتونهای نور است از اینجا ، انرژی آزاد از انتشار به فضا در هسته ایجاد میشود این مورد در افتاب که لکههای خورشید، یا مناطق پایین تر ازحد متوسط درجه حرارت است ، ظاهر میشود. بالاتر از سطح افتاب اتمسفر ستاره میباشد . در یک رشته اصلی ستاره مانند خورشید، پایین ترین سطح از جو نازک کروموسپهر منطقه ظاهر میشود این منطقه انتقال است، جایی که درجه حرارت را به سرعت در فاصله تنها ۱۰۰ کیلومتر افزایش میدهد. فراتر از این تاج ، حجم پلاسما فوق العاده گرم است و میتواند گسترش ظواهر را به چندین میلیون کیلومتر برساند. در لایههای بیرونی ستارهبا وجود درجه حرارت بالا هاله نوری که منتشر میشود بسیار کم است. منطقه تاج خورشید به طور معمول تنها در طول خورشید گرفتگی جزئی قابل مشاهدهاست. برای خورشید ، تاثیر بادهای خورشیدی در سراسر منطقه گسترش حباب شکل خود را از نیمکره منتشر میکند
همجوشی هستهای واکنش مسیر
انواع مختلف واکنشهای همجوشی هستهای بسته به جرم و ترکیب آنها داخل هسته ستاره برگزار میشود و به عنوان بخشی از نوکلئوسنتز ستارهای است. فرآیند همجوشی هیدروژن درجه حرارت حساسی است ، بنابراین افزایش درجه حرارت متوسط در هسته افزایش قابل توجهی در نرخ همجوشی دارد. در نتیجه دمای هسته ستارگان رشته اصلی متفاوت است. در خورشید ، با ۱۰ میلیون کلوین هسته، هیدروژن و هلیم به فرم فیوزهای در واکنش زنجیرهای پروتون میباشند : ۴۱H → ۲۲H + ۲e+ + ۲νe (۴٫۰ MeV + ۱٫۰ MeV) ۲۱H + ۲۲H → ۲۳He + ۲γ (۵٫۵ MeV) ۲۳He → ۴He + ۲۱H (۱۲٫۹ MeV)
این واکنش منجر به واکنش کلی میشود. ۴۱H → ۴He + ۲e+ + ۲γ + ۲νe (۲۶٫۷ MeV)
انرژی آزاد شده توسط این واکنش در میلیون الکترون ولت است که در واقع تنها مقدار بسیار کمی از انرژی است. با این حال تعداد زیادی از این واکنش برای حفظ خروجی تابش ستاره وتولید تمام انرژی لازم رخ میدهد. جرم کمینه برای همجوشی ستارهای مورد نیاز عنصر جرم خورشیدی
هیدروژن ۰٫۰۱ هلیوم ۰٫۴ کربن ۵[۱۳۲]
نئون ۸
در بیشتر ستارههای عظیم هلیم در چرخه واکنشهای کاتالیز توسط کربن و نیتروژن و اکسیژن تولید میشود. در هسته ستاره با ۱۰۰ میلیون کلوین و توده بین ۵ و جرمی ۱۰برابر جرم خورشید ، هلیم را میتوان به کربن در فرایند سه گانه آلفا که با استفاده از بریلیم عنصر میانی تبدیل کرد : ۴He + ۴He + ۹۲ keV → ۸*Be 4He + ۸*Be + ۶۷ keV → ۱۲*C ۱۲*C → ۱۲C + γ + ۷٫۴ MeV
برای واکنش کلی: ۳۴He → ۱۲C + γ + ۷٫۲ MeV
در ستارگان سنگین ، عناصر سنگین تر میتوانند از طریق فرایند سوزاندن نئون و اکسیژن در هسته منقبض شوند.مرحله نهایی در فرایند نوکلئوسنتز ستارههای سیلیکون فرایند سوزاندن است که منجر به تولید ایزوتوپ پایدار میشود و بنابراین انرژی میتواند از طریق فرو پاشی گرانشی تولید شود. مثال زیر نشان میدهد میزان زمان مورد نیاز برای ستاره ۲۰ برابر خورشید است. به عنوان طبقهای از ستارهٔ رشته اصلی ، این امر میتواند ۸ برابر شعاع خورشید و درخشندگی ۶۲،۰۰۰ برابر خورشید باشد.
سوخت مواد دما(میلیون کلوین) چگالی (کیلو گرم / ³ سانتی متر) طول مدت سوختگی (دوره تناوب در سال) H ۳۷ ۰٫۰۰۴۵ ۸٫۱ million He ۱۸۸ ۰٫۹۷ ۱٫۲ million C 870 170 976 Ne ۱٬۵۷۰ ۳٬۱۰۰ ۰٫۶ O ۱٬۹۸۰ ۵٬۵۵۰ ۱٫۲۵ S/Si ۳٬۳۴۰ ۳۳٬۴۰۰ ۰٫۰۳۱۵[۱۳۴
نظرات ()
كاربر گرامي
با سلام و احترام
پيوستن شما را به خانواده بزرگ وبلاگنويسان فارسي خوش آمد ميگوييم.
شما ميتوانيد براي آشنايي بيشتر با خدمات سايت به آدرس هاي زير مراجعه كنيد:
http://help.persianblog.ir براي راهنمايي و آموزش
http://news.persianblog.ir اخبار سايت براي اطلاع از
http://fans.persianblog.ir براي همكاري داوطلبانه در وبلاگستان
http://persianblog.ir/ourteam.aspx اسامي و لينك وبلاگ هاي تيم مديران سايت
در صورت بروز هر گونه مشكل در استفاده از خدمات سايت ميتوانيد با پست الكترونيكي :
support[at]persianblog.ir
و در صورت مشاهده تخلف با آدرس الكترونيكي
abuse[at]persianblog.ir
تماس حاصل فرماييد.
همچنين پيشنهاد ميكنيم با عضويت در جامعه مجازي ماي پرديس از خدمات اين سايت ارزشمند استفاده كنيد:
http://mypardis.com
با تشكر
مدير گروه سايتهاي پرشين بلاگ
مهدي بوترابي
http://ariagostar.com
آرشیو وبلاگ
صفحات وبلاگ
مطالب اخیر
موضوعات وبلاگ
نویسندگان همکار
امکانات جانبی