تبلیغات



ستاره شناسی دانش یگانگی كیهان

در بقایای تمدن سومری كتیبه هایی مربوط به ستاره شناسی یافت شده است كه قدمت آنها به 25000 سال قبل از میلاد مسیح می رسد . در بقایای سنگی كتیبه های یافت شده ، تصاویری از گردش ماه به دور زمین وجود دارد . استادان ماوراءالطبیعه سومری خیلی زود دریافتند هر اتفاقی كه برای انسان رخ می دهد یه نوعی به به ستارگان ارتباط دارد و در و.اقع ستارگان منشاء همه اتفاقات هستند . در سال 1920 یك دانشمند روسی بنام چیجفسكی مطالعات كاملی در این خصوص انجام داد و متوجه شد هر یازده سال یكبار انفجارهای عظیمی در خورشید رخ می دهد .



ادامه مطلب

طبقه بندی: مقالات جالب نجومی،  ستارگان، 
شنبه 21 شهریور 1388 توسط محسن | نظرات ()
كشف ستارگان نوترونی سنگین وزن

ما می دانیم كه انسانها چگونه چاق می شوند: با خوردن زیاد و ورزش كم. اما هیچ كس نمی داند كه چگونه تعدادی از ستارگان نوترونی نسبت به بقیه سنگین تر می شوند. چرا كه ستاره شناسان از كشف دو نمونه ستاره نوترونی انگشت به دهان مانده اند.ستاره نوترونی باقیمانده یك ستاره میان وزن است كه زندگی خودش را باجرمی حدود 8 تا 20 یا 30 برابر جرم خورشید اغاز كرده است.



ادامه مطلب

طبقه بندی: مقالات جالب نجومی،  ستارگان، 
شنبه 21 شهریور 1388 توسط محسن | نظرات ()
همه چیز درباره کوتوله سفید یا White dwarf

ستاره ای تکامل یافته با جرم مشابه جرم خورشید ولی با ابعاد مشابه زمین(چگالی در حد تن در سانتی مترمکعب).کوتوله های سفید از مواد تبهگن(دژنره )تشکیل شده  وتوسط فشار تبهگنی الکترون شکل خود را حفظ می کنند.چگالی مواد تشکیل دهنده آن از چگالی هر جسم زمینی بیشتر است بطوریکه هر یک سانتی مترمکعب از مواد آن حدود یک تن وزن دارد.اولین کوتوله سفید کشف شده ستاره همدم ستاره شعرای یمانی است که اکنون با نام ستاره  شعرای بی (sirius b) شناخته می شود.در سال 1844 فرید ریچ بسل متوجه بی نظمی هایی در حرکت ستاره شعرای یمانی شد ونتیجه گیری کرد که باید ناشی از وجود یک همدم باشد.دوستاره تشکیل یک زوج دوتایی می دادند که با دوره 50 ساله گرد همدیگر می چرخیدند.با توجه به حرکت سیستم٬ جرم همدم باید قابل مقایسه با ستاره اصلی باشد(با کمک قانون سوم کپلر جرم بین 0.75 تا 0.95برابر  جرم خورشید برای آن محاسبه شده بود.) وباید نور آن آنقدر کم باشد که تا آن زمان بطور مستقیم مشاهده  نشده بود.در سال 1862 آلوان کلارک وپسرش آلوان گراهام کلارک ستاره کم نوری در فاصله بسیار نزدیکی از ستاره شعرای یمانی کشف کردند. بعد از مدتی آشکار شد که این ستاره همان ستاره همدم گیج کننده است.بعد از مشخص شدن فاصله سیستم آشکار شد که درخشندگی ستاره همدم تنها 360/1 درخشندگی خورشید است.در سال 1914 W.S.adamsبه این نکته عجیب پی برد که طیف ستاره همدم از نوع ستاره های سفید بوده ودمای سطحی آن بین 2.5 تا3 برابر خورشید می باشد.مقدار تابش کلی انرژی  از سطح یک ستاره متناسب با توان چهارم دمای آن زیاد می شود و هر سانتی مترمربع از سطح ستاره همدم بین 30 تا 80 برابر خورشید تابش می کند.تنها راه تطابق این مقدار تابش ودرخشندگی کم را می توان به قطر کم ستاره همدم نسبت داد .این ستاره از هر ستاره شناخته شده ای کوچکتر می نمود.این نتیجه رضایت بخش نبود تا اینکه در سال 1925 W.S.adams موفق به کشف انتقال به قرمز گرانشی در چند عدداز خطوط جذبی آن شد.این اثر نسبیتی عام٬ به نسبت جرم ستاره به قطر آن بستگی دارد..از آنجاییکه با توجه به حرکت مداری جرم آن مشخص شده بود adams موفق به اندازه گیری قطر ستاره با روشی جدای از روشهای قبلی شد ونتیجه همان مقادیر قبلی رانشان می داد یعنی قطر ستاره بسیار کم بود.چگالی زیاد این ستاره ها آنها را از تمام انواع ستاره های شناخته شده معمولی متمایز می نمود.

در یک ستاره عادی مانند خورشید فشار گرمایی گاز وتابش ستاره موجب پایداری ستاره در مقابل رمبش گرانشی می شود.در سال 1926 ستاره شناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه ستاره های از نوع کوتوله سفید اعتبار ندارد.بجای آن٬ فشار لازم برای مقابله با فشار گرانشی توسط پدیده ای در مکانیک کوانتمی قابل توجیه است.این پدیده کوانتمی تنها یک ماه قبل توسط فیزیکدان ایتالیایی الاصل آمریکا بانام انریکو فرمی ودانشمند انگلیسی پاول دیراک کشف شده بود.مانند بیشتر ستاره ها مواددرون ستاره های کوتوله سفید بصورت یونی می باشد که در آن الکترونها از اتم مادر جدا شده اند(بخاطر تصادم بین اتمها) وچیزی که می بینیم دنیایی از الکترون ها وهسته ها می باشد.آن چیزی که فرمی ودیراک کشف کردند این بود که تا چه اندازه الکترونها می توانند تحت فشار بهم نزدیک شوند.الکترونها تمایلی ندارندکه با الکترون دیگر در یک مکان ویک سرعت مساوی قرار بگیرند هرچه آنها را بیشتر به سمت هم فشار دهیم سریعتر حرکت کرده وفرار می کنند.این حرکات منجر به فشاری می شود که فشار تبهگنی نامیده می شود.این فشار با فشار گرمایی معمولی که تنها به چگالی مواد تشکیل دهنده بستگی دارد متفاوت است وبجای آن به حاصل ضرب چگالی ودمای گاز بستگی دارد.هرچه جرم ستاره ای که با داشتن فشار تبهگنی به حالت پایداری رسیده است بیشتر باشدحرکت الکترونهای درون آن سریع تر است تااینکه برای ستاره های با جرم مانند خورشید سرعت الکترونها به سرعت نور نزدیک می شود.تئوری نسبیت حرکت سریعتر از نور را ممنوع می کند بنابراین تصحیحاتی نسبیتی را باید برای محاسبه فشار تبهگنی درمورد چنین ستارگانی در نظر گرفت.بنابراین مشخص می شود که فشار با آهنگ کندتری نسبت به چگالی افزایش پیدا می کند.در سال 1931 چاندرا سخار ستاره شناس آمریکایی هندی الاصل با در نظر گرفتن روابط نسبیتی به بررسی ساختمان درونی کوتوله های سفید پرداخت.او نشان دادکه جرم یک کوتوله سفید نمی تواند از 1.4 برابر جرم خورشید بیشتر باشد(حد چاندراسخار). اگر جرم بیشتر از این باشد گرانش بر این فشار غلبه کرده وموجب رمبیدن ستاره در خود خواهد شد.ستارگان با جرم های اولیه بین 0.08 تا حدود 8 برابر جرم خورشید (که حدود 95 در صد از ستارگان کهکشان راه شیری را شامل می شود.)در نهایت به کوتوله سفید تبدیل خواهند شد.

تمام ستارگان با تابش کردن در فضا انرژی خودرا ازدست می دهند بنابراین با گذشت زمان گرانش که تمایل به چگالتر کردن ستاره دارد خود را بیشتر نشان می دهد.اگر ستاره در حالت عادی با کمک فشار گرمایی به حالت پایدار رسیده است برای پاسخ دادن به گرانش قویتر باید گرمتر بشود.یعنی بعد از کاهش انرژی بدلیل تابش٬ ستاره باید گرمتر شودواین خود به معنای ادامه  کاهش انرژی ٬ از طریق تابش است وهمچنان طی تکامل ستاره گرمتر وفشرده تر می شود وسرد شدن ورسیدن به انتهای مسیر تکامل  به آسانی رخ نمی دهد.اما در مورد کوتوله های سفید می دانیم که بر اثر پدیدارشدن فشار دژنره که مستقل از دمای ستاره هم می باشد٬ ستاره می تواند تمام انرژی درونی خود را به فضا بفرستد بدون اینکه ساختمان درونی اش تغییرکند(وگرانش بیشترموجب تکرار مراحل مانند آن چیزی که قبل از این اشاره شده است بشود)  وبدین ترتیب مراحل تکامل ستاره به انتهای خود نزدیک می شود ومی تواند به یک ستاره سرد و تاریک بانام کوتوله سیاه تبدیل شود.

عملا" شاهد هستیم ستاره بدنبال این مراحل شامل  هلیم وعناصر سنگین تر خواهد شدچراکه موجودی هیدروژن طی مراحل قبلی مصرف شده است.با توجه به حد چاندراسخار می دانیم که همه ستارگان در مراحل آخر تکامل  به چنین وضعیتی نمی رسند فقط ستاره هایی که جرم آنها زمان رسیدن به مرحله کوتوله سفید شدن کمتر از حد تعریف شده باشد به چنین وضعیتی می رسند.

در حال حاضر می دانیم که ستاره های سنگینتر به ستاره نوترونی یا سیاه چاله تبدیل می شوند.ستاره های نوترونی با فشار تبهگنی به پایداری نسبی می رسند البته نه با فشار تبهگنی الکترون بلکه با فشار تبهگنی نوترون.برای ستاره های نوترونی نیز حد جرم تعریف شده است ولی دقت آن به اندازه دقت تعریف حد جرم کوتوله های سفید نیست.

تاکنون کوتوله های سفید زیادی شناسایی شده اند که با ویژگیهای تئوری کوتوله های سفید همخوانی دارند.در حال حاضر بیشتر توجه به کوتوله های سفید در مجموعه ستاره های دوتایی بویژه زوجهایی که به دلیل پف کردن از ستاره همدم انتقال جرم از آن به سوی کوتوله سفید  وجود داشته باشد مورد توجه هستند.چنین سیتمهایی ستارگان متغییر انفجاری (CATACLYSMIC variable) نامیده می شوند وشامل نواختر ها و نواخترهای کوتوله میشوند.نشانه هایی نیز وجود دارد مبنی بر اینکه جمعیت زیادی از کوتوله های سفید کم فروغ در هاله کهکشان راه شیری وجود دارند.کوتوله های سفید در نمودار هرتسپرونگ راسل در پایین رشته اصلی ودر سمت چپ قرار دارند.

تلسکوپ فضایی هابل با آینه 2.4 متری و اپتیک پیشرفته اش رصدهای موفقیت آمیزی از کوتوله های سفید با دوربین میدان دید باز و سیاره ای خود انجام داده است. در اوت سال 1995، این دوربین بیش از 75 کوتوله سفید را در خوشه کروی M4 در صورت فلکی عقرب مشاهده کرد. این کوتوله های سفید چنان کم نور بودند که پرنورترین آنها از یک لامپ 100 واتی، که از فاصله ای معادل فاصله کره ماه مشاهده شود، درخشانتر نبود. M4 در فاصله 7000 سال نوری از ما واقع شده، اما نزدیکترین خوشه کروی به زمین است. همچنین این خوشه 14 میلیارد سال سن دارد، به همین دلیل است که بسیاری از ستارگانش به انتهای عمرشان نزدیک شده اند.

تلسکوپ های نور مرئی تنها وسیله رصد کوتوله های سفید نیستند. کوتوله سفید HZ 43 با استفاده از ماهواره پرتو ایکس  ROSAT مشاهده شد. تابش پرتو X از داخل سطح مرئی کوتوله سفید می آید. این ناحیه بسیار چگال است و دمای آن می تواند در یک کوتوله سفید خیلی جوان تا 100000 درجه باشد. لایه های بیرونی کوتوله سفید فقط شامل هلیوم و هیدروژن هستند و بنابراین نسبت به تابش پرتو ایکسی که از لایه های داخلی بسیار داغ تر گسیل شده است شفاف اند.(منبع:www.nojoum.com)





طبقه بندی: اصطلاحات نجومی،  ستارگان،  اجرام آسمانی، 
یکشنبه 11 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
رنگ کوتوله های سفید

رنگ تقریبا" 1000 کوتوله ی سفید اندازه گیری شده است. این رنگها گستره ای از آبی سیر تا زرد را نشان می دهند. گستره ی دما های مربوط به این رنگها از حدود 100000 درجه کلوین تا 5000 درجه کلوین است که آبی ترین تا سرخترین اجسامی را که گمان می رود کوتوله سفید باشند در بر می گیرد.

طیف کوتوله های سفید بسیار متفاوت از ستاره های معمولی است. در بیشتر طیف ها خطوط طیفی اندکی وجود دارد. تنها خطوطی که به صورت برجسته و واضح دیده می شوند خطوط هیدروژن است.





طبقه بندی: اصطلاحات نجومی،  ستارگان،  اجرام آسمانی، 
یکشنبه 11 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
طیف کوتوله های سفید

در طیف بعضی از کوتوله های سفید، نمود های غیر عادی به چشم می خورد. به طور مثال، کوتوله های سفیدی وجود دارند که در طیف آنها اثری از خطوط مربوط به هیچ عنصری دیده نمی شود.!!! طیف برخی از کوتوله های سفید فقط خطوط هلیوم را نشان می دهد، بی آنکه خطوط هیدروژن در آن قابل مشاهده باشد. در طیف برخی دیگر خطوط عناصر سنگین مانند کلسیوم و آهن وجود دارد. آن دسته از کوتوله های سفید که در طیفشان اثری از هیدروژن نیست؛ احتمالا" ستاره هایی هستند که هیدروژن پوش بیرونی آنها، هنگامی مه ستاره غول بوده است، تماما" از دست رفته و تمام هیدروژن مغزی آن نیز به سبب واکنشهای هسته ای، سوخته است.





طبقه بندی: اصطلاحات نجومی،  اجرام آسمانی،  ستارگان، 
یکشنبه 11 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
جو کوتوله های سفید

طیف های رصد شده نشان می دهد که جو کوتوله های سفید به طور قابل توجهی با هم متفاوتند. مسلما" به خاطر ثقل سطحی بسیار زیاد این ستاره های سرد ساختار جو آن نیز کاملا" غیر عادی است. جو آن باید فشار زیاد و اندازه ای کوچک (به ضخامت تنها 100 متر) داشته باشد. این ضخامت در مقایسه با شعاع آن که در حدود 100000 کیلومتر (100 میلیون متر) بسیار کم است.(منبع:www.hupaa.com

 

در زیراین جو پوسته ای با ضخامت تقریبی 50 کیلومتر وجود دارد ودر نواحی پایینی این پوسته نیز حالتی از اتمهای کربن واکسیژن به شکل کریستالی وجود دارد. از آنجاییکه الماس خود حالتی کریستالی از کربن می باشد کوتوله های سفید را می توان با الماس مقایسه کرد.





طبقه بندی: اجرام آسمانی،  ستارگان،  اصطلاحات نجومی، 
یکشنبه 11 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
نحوه تشكیل منظومه شمسی

خورشید ما كمی بیش از چهار و نیم میلیارد سال پیش تشكیل شده است. خورشید ما نیز مثل هر ستاره دیگری در جهان به شكل توده در هم پیچیده ای از ابرهای گازی كه عمدتا از هیدروژن و هلیم تشكیل شده بود به وجود آمده اما خرده ریزه هایی كه از انفجار سایر ستاره ها باقی مانده بودند، غبارهای بسیار ریز كیهانی كه از عناصر سنگین تر همانند كربن، اكسیژن، آلومینیوم، كلسیم و آهن تشكیل شده بودند، نیز در سرتاسر این ابرها پراكنده بودند. این ذرات گرد و غبار كه حتی از ذرات غباری كه لبه پنجره می نشیند، كوچك تر است، به عنوان نقاط تجمع در سحابی خورشیدی عمل می كند. سایر موارد از جمله یخ، دی اكسید كربن منجمد، دور این نقاط گردهم می آیند و بدین ترتیب این ذرات كم كم بزرگ و بزرگ تر شده و به اجرامی به اندازه یك دانه شن، یك صخره و نهایتا یك تخته سنگ تبدیل می شوند. طی چند میلیون سال، تریلیون ها تریلیون قطعه یخی، سنگ ریزه و اجرام فلزی در اطراف خورشید جوان گردهم می آیند. طی ربع میلیارد سال بعد بسیاری از این اجسام در یكدیگر ادغام شده و بدین شكل سیارات بزرگ ، اقمار، سیارك ها و اجرام موجود در كمربند كوئیپر به وجود می آیند. (برای كسب اطلاعات بیشتر می توانید به مقاله tightening our kuiperbelt كه در شمار فوریه 2003 نشریه Natural History به چاپ رسیده است مراجعه كنید.) اجرام كوچكتری كه حول خورشید در حال چرخشند، طی مدت های طولانی كه از تشكیل آنها گذشته است، چندان تغییر نكرده اند.

بعضی وقت ها یكی از این قطعات سرگردان كه باقیمانده های تشكیل سیارات محسوب می شوند با سطح زمین برخورد می كنند. هنگامی كه قطعات با زمین برخورد كنند، شهاب سنگ نامیده می شوند. مجموعه داران شهاب سنگ ها را برحسب میزان جلب توجهشان قیمت گذاری می كنند، اما اخترشناسان این اجرام را با توجه به تاریخ شان ارزش گذاری می كنند. همانطور كه سنگواره های گیاهان و جانوران، داستان حیات در زمین را ثبت می كنند، این اجرام نیز داستان منظومه شمسی را در سال های اولیه آن ثبت كرده اند. بعضی اوقات نیز این امكان وجود دارد كه از آنها برای بررسی تاریخ شكل گیری منظومه شمسی استفاده كنیم. در تحقیقات جدید كه توسط شوگوتاچیبانا (Shogo Tachibana) و گری هاس (gary Houss) در دانشگاه ایالتی آریزونا انجام شده است نیز دقیقا همین كار صورت گرفته است؛ یعنی آنها با بررسی آهن رادیواكتیو - یا به عبارت بهتر - تحقیق روی دوتا از قدیمی ترین شهاب سنگ های شناخته شده، توانستند گام دیگری به شناخت حوادثی كه به تولد خورشید منجر شد، بردارند. آهن موجود در زمین رادیواكتیو نیست، یا حداقل در حال حاضر رادیواكتیو نیست. بیش از 90 درصد آهنی كه در زندگی روزمره با آنها سروكار داریم، از جمله آهنی كه در ساختمان ها به كار می رود یا آهن موجود در كلم بروكسل و خون، حاوی 26 پروتون و 30 نوترون است. سایر اتم های آهن نیز حاوی 28، 31 یا 32 نوترون است. انواع مختلف یك عنصر كه ایزوتوپ نامیده می شوند، توسط اختلافی كه در تعداد نوترون های هسته آنها وجود دارد، از یكدیگر متمایز می شوند، اما برای نامگذاری آنها مجموع تعداد نوترون ها و پروتون های هسته ذكر می شود؛ بنابراین انواع مختلف آهن به صورت آهن 56 یا آهن 58 و غیره نامگذاری می شود.

تمام این ایزوتوپ های آهن از لحاظ رادیواكتیوی پایدارند. ایزوتوپ های دیگری نیز از آهن وجود دارند اما پایدار نیستند. طی زمان اتم های سازنده ایزوتوپ های ناپایدار به طور خودبه خود ذرات زیر اتمی را از هسته خود منتشر می كنند. این فرآیند (كه تلاشی هسته ای نامیده می شود) باعث تغییر در تعداد پروتون ها و نوترون های موجود در هسته می شود و بدین ترتیب یك ایزوتوپ به ایزوتوپ دیگر یا حتی به عنصر متفاوت دیگری تبدیل می شود. در نهایت نیز ایزوتوپ ناپایدار مورد نظر از بین می رود. از سرعت تلاشی رادیواكتیو می توان به عنوان ساعتی برای تعیین زمان حوادث مهمی كه در تاریخ زمین یا منظومه شمسی روی داده است، استفاده كرد. حداقل به طور نظری، می توان به اندازه گیری نسبت ایزوتوپ های رادیواكتیو ویژه به محصولات پایداری كه طی تلاشی بعضی عناصر به وجود می آید، دریافت كه از زمانی كه جسم آخرین بار از گونه های رادیو اكتیو غنی شده است، چه مدت زمانی می گذرد با توجه به این نكته كه هركدام از ایزوتوپ های رادیواكتیو با سرعت ثابتی كه ویژه آن ایزوتوپ است، تجزیه می شود، سرعت تجزیه را می توان بر حسب مفهوم «نیمه عمر بیان كرد. نیمه عمر نشان دهنده مدت زمانی است كه طول می كشد یك ایزوتوپ ویژه تجزیه شده و به ایزوتوپ پایدارتر خود تبدیل شود. اندازه گیری هایی كه با استفاده از ایزوتوپ های با عمر كوتاه همانند كربن 14 كه دارای نیمه عمر حدود 700/5 سال است، می تواند تاریخ آثار تمدن های اولیه بشری را كه در تحقیقات باستانشناسی به دست می آید، نشان دهد.

اما اندازه گیری های صورت گرفته توسط ایزوتوپ های با نیمه عمر طولانی تر، همانند اورانیم 238 كه نیمه عمری حدود 5/4 میلیارد سال دارد می توانند تاریخ تشكیل صخره ها، سیارات و ستارگان را بیان كنند. آهن 60 كه ایزوتوپ رادیواكتیو با نیمه عمر حدودا 5/1 میلیون سال است طی انفجارهایی كه در ستارگان بسیار سنگین یا ابر نواختر (Supernova) روی می دهد، به وجود می آید. از آنجایی كه منشا این ایزوتوپ منحصر به فرد است، می توان از این خاصیت مفید برای درك رویدادهای كیهانی استفاده كرد. تاجیبانا و هاس نسبت ایزوتوپی حدود ده نمونه كوچك كه از دو شهاب سنگ قدیمی تهیه شده بود را اندازه گیری كردند. این دو جرم كه به خاطر مكانی كه در آن یافت شده اند، بیشانبور و كریمكا نامیده می شوند (اولی در هند و دومی در اوكراین به دست آمده اند) به دسته ای از اجرام تعلق دارند كه طی چند میلیون سال تولد خورشید تشكیل شده اند. تمام آهن 60 موجود در دو نمونه شهاب سنگ مدت ها پیش از بین رفته و به كبالت 60 رادیواكتیو تبدیل شده است. كبالت 60 رادیواكتیو هم به نوبه خود به اتم پایدار نیكل 60 تبدیل شده است.

تاجیبانا و هاس با آزمایشاتی كه روی ذرات مواد معدنی موجود در شهاب سنگ ها انجام دادند، دریافتند مقدار اضافی قابل توجهی از نیكل 60 در نمونه موجود است كه این نكته نشان دهنده آن است كه آهن 60 زمانی در این نمونه ها وجود داشته است. این محققین با استفاده از سایر عناصر و ایزوتوپ ها، به عنوان ساعت مرجع تاریخ آهن 60 را ردیابی كرده و دریافتند كه در سحابی خورشیدی اولیه به ازای هر یك میلیارد (109) اتم پایدار آهن 56 حدود 300 اتم آهن 60 داشت. شاید این عدد بسیار كوچك به نظر برسد اما باید گفت این عدد ده برابر نسبت ایزوتوپ هایی است كه فعلا در گازهای بین ستاره ای كهكشان راه شیری وجود دارد. این مقدار اضافی از آهن 60 درابتدای تشكیل منظومه شمسی رازهای زیادی در مورد منشا كهكشان ما بیان می دارد.

اخترشناسان می دانند كه خورشید از ابرگازی شكلی حاصل شده است. علاوه بر آن می دانیم كه عاملی باعث شده است تا این توده ابر به چنان چگالی برانی برسد كه به تشكیل خورشید منجر شده است. اما پرسش این است كه آن حادثه اولیه چه بوده است؟ طبق مدلی كه پیش از این ارائه شده است، امواج انفجار ناشی از ابر نواخترها مظنون اصلی این رویداد است. میزان آهن 60 موجود در این دو شهاب سنگ قدیمی دلایل جدیدی در تأیید این نظر فراهم می كند. احتمالا لایه های در حال انبساط مواد ستاره ای كه حاوی اتم های آهن 60 حاصل از انفجار ابر نواخترها بودند، هسته های اولیه ابرهای خورشیدی را تشكیل دادند و به همین دلیل حاوی این ساعت های آهن رادیواكتیو هستند. در همان زمان، نیروی اولیه لازم برای تشكیل خورشید منظومه شمسی و نهایتا زمین فراهم شده است.





طبقه بندی: ستارگان،  اجرام آسمانی،  آموزش، 
پنجشنبه 8 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
ستارگان

ستارگان متولد می‌شوند، میلیونها یا میلیاردها سال می‌درخشند و سپس می‌میرند. هر ستاره چرخه حیات چند مرحله‌ای دارد که در خلال آنها اندازه و دمایش شدیدا تغییر می‌کند. جرم هر ستاره (میزان ماده موجود در ستاره) تعیین کننده اصلی درازای عمر ستاره و نحوه تکامل آن می‌باشد. هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، در واکنشهای هسته‌ای گازهایش را سریعتر می‌سوزاند و زودتر می‌میرد. پر جرمترین ستارگان برای چند میلیون سال دوام می‌آورند. آنهایی که جرم کمتری دارند، می‌توانند تا دهها میلیارد سال بدرخشند.

بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف ، جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف 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. اختر فیزیکدانان بر این باورند، که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که ، پژوهشگران اظهار می‌دارند که تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.





طبقه بندی: ستارگان،  اجرام آسمانی،  آموزش، 
پنجشنبه 8 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
نحوه تشکیل ستاره

گوی آتشین موردنظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.





طبقه بندی: ستارگان،  اجرام آسمانی،  آموزش، 
پنجشنبه 8 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
جمعیت ستارگان

پس از مهبانگ ، ماده جهان از نقطه انفجار در تمام جهات به خارج پاشیده شد. ناپایداریهای مختلف باعث ناهمگنی در مواد اولیه شده و نیروی سخت ثقل ، سطوح چگالتر را به شروعهای کهکشانها کشاند. در میان کهکشانها ، ناپایداریهای دیگری موجب بوجود آمدن ابرهای بزرگی از H و He برای شروع انعقاد در ستارگان گردید. با نزدیکتر شدن ماده به طرف مرکز ثقل ستاره پروتونی (Proton Star) گرما حاصل شده است. سرانجام ، دانسیته ماده به اندازه کافی بالا رفته و دماهای بسیار زیاد برای شروع گداخت جهت تولید انرژی ستارگان بدست آمده است.





طبقه بندی: ستارگان،  اجرام آسمانی،  آموزش، 
پنجشنبه 8 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
نسل اول ستارگان

اولین نسل ستارگان تشکیل شده به نام ستارگان جمعیت III خوانده می‌شوند. آنها بسیار سنگین و اساسا حاوی He ، H و دارای عمرهای نسبتا کوتاه هستند. واکنشهای هسته‌ای که در این ستارگان انجام گرفت، عناصر جدیدی را بوجود می‌آورد که در نتیجه سوخت لازم برای سنتز هسته‌ای در نسلهای بعدی ستارگان تأمین گردد. در حال حاضر از ستارگان جمعیت III در کهکشان ما ، وجود ندارد.





طبقه بندی: ستارگان،  اجرام آسمانی،  آموزش، 
پنجشنبه 8 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
نسل دوم ستارگان

نسل بعدی ستارگان تشکیل شده تحت عنوان ستارگان جمعیت II ، مشابه حالت ستارگان جمعیت III ولی به مواد متفاوت حیات خود را شروع کردند. بجای فقط He و H ، ستارگان جمعیت II همچنین دارای تقریبا یک درصد عناصر سنگینتر مانند کربن و اکسیژن بودند.





طبقه بندی: ستارگان،  اجرام آسمانی،  آموزش، 
پنجشنبه 8 مرداد 1388 توسط محسن | نظرات ()
(تعداد کل صفحات:3)      1   2   3  


این وبلاگ با هدف افزایش اطلاعات نجومی شما تاسیس شده است امیدواریم که اطلاعات ما مورد استفاده و رضایت شما قرار گیرد . ما را از انتقادات و پیشنهادات خود بهره مند سازید . به دلیل نتایج حاصل شده از نظر سنجی سعی می کنیم تا پست ها را به گونه ای بنویسیم تا بیشتر مورد استفاده دانش آموزان عزیز قرار بگیرد .متشکریم
پست الکترونیک
تماس با مدیر
RSS
ATOM
آتشفشان ها در فضا (9)
تلسکوپ ها (20)
اسطرلاب (12)
ماده تاریک (15)
کتب نجومی (42)
کهکشان ها (32)
تاریخچه نجوم (11)
کسوف و خسوف (33)
مقالات جالب نجومی (44)
وسایل و ابزار نجومی (50)
دانشمندان علم نجوم (64)
اصطلاحات نجومی (130)
منظومه شمسی (41)
درباره علم نجوم (20)
نجوم در اسلام (43)
اجرام آسمانی (120)
دنباله دار ها (18)
سحابی ها (15)
ماهواره ها (39)
سیارک ها (15)
سیاه چاله (17)
ستارگان (31)
آموزش (115)
احسان
محسن
مهر 1391
شهریور 1391
فروردین 1389
بهمن 1388
آذر 1388
مهر 1388
شهریور 1388
مرداد 1388
تیر 1388
خرداد 1388
اندازه گیری فاصله ی زمین تا خورشید با استفاده از روش Huddle
اندازه گیری فاصله ی زمین تا خورشید با استفاده از روش Halley
کهکشان کارت ویل
نکات جالب در مورد فضا
هاله تاریک (Dark halo)
نوار راه شیری
کهکشان راه شیری
کهکشان اندروما
ناحیه ساختار مارپیچ
شبه کره بسیار عظیم
برامدگی های کهکشانی
بازو های مارپیچی
کهکشان مار پیچی ( قسمت دوم )
کهکشان های نامنظم(قسمت دوم)
ویژگی کهکشان ها
لیست آخرین مطالب