ستاره STAR

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

مردم در الگوی ستاره‌ها از زمان‌های قدیم دیده می‌شوند . این صورت فلکی اسد شیر است که در سال 1960 توسط یوهانس هولیوس ترسیم شده‌است.

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 :

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

نوشتار اصلی: تکامل ستارگان

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

نوشتار اصلی: شکل‌گیری ستاره‌ها

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]

تصور هنرمند از تولد یک ستاره در داخل ابر متراکم مولکولی. تصویر ناسا.

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

نوشتار اصلی: 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)

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

نوشتار اصلی: غول سرخ

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

نوشتار اصلی: غول سرخ
یدالجوزا قرمز غول نزدیک شدن پایان از چرخه زندگی خود می‌باشد.


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.

سحابی خرچنگ، بقایای ابرنواختر که اولین بار در حدود 1050 میلادی مشاهده شد.

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

ستاره کوتوله سفید در حال گردش به دور ستاره کاروان کش در شباهنگ (برداشت هنرمند). تصویر ناسا


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]

ستاره&zwn

/ 0 نظر / 31 بازدید