جالب است بدانید که ستاره‌ها هم مانند انواع موجودات زنده متولد می‌شوند، زندگی می‌کنند و می‌میرند. هر کدام از آنها در طول زندگی خود که گاها به میلیاردها سال هم می‌رسد، دچار تغییر و تحولات مختلفی می‌شوند.

همه چیز در مورد اخترشناسی ،افلاک ، کیهان و ستارگان و ستاره شناسی

کتابچه ۳۶ صفحه ای و کامل

موضوعات مقاله همه چیز در مورد اخترشناسی ،افلاک ، کیهان و ستارگان و ستاره شناسی:

تحول یک ستاره ،رده‌بندی ستارگان ،ستاره نوترونی ،مرگ ستاره نوترونی ،منابع انرژی ستارگان ،ابر نواخترها ،قانون جرم – درخشندگی ،عمر ستارگان ،سیاهچاله ،ساختار سیاهچاله‌ها ،انواع سیاهچاله ،مجهولات سیاهچاله‌ها ،نتایج تحقیقات هاوکینگ ،فراوانی میدان ستاره ،ماهیت راه شیری،مراحل مرگ ستاره ،گرانش یک ستاره ،مرگ ستاره ،تغییر صورتهای فلکی ،قسمت نورانی راه شیری ،فیزیک درون ستارگان،مشکل همگنی و رفع آن ،گذر صورتهای فلکی از راه شیری ،رابطه تغییرات دما با حرکت منظومه شمسی ،منشا پرتو کیهانی،تاثیر انبساط جهان بر تابش کیهانی ،تابش میکروموج کیهانی ،ماده بین ستارگان ،تغییرات دما در کره ماه،علت رنگ سحابیها ،سحابی جبار ،انواع نواختر،مواد بین ستاره‌ای ،چگالی و دمای سحابی سیاره‌ای ،نواختران کند ،سحابیهای سیاره‌ای ،تحولات افلاک،مرحله سیلیس سوزی ،مرحله اکسیژن سوزی ،نواختر،Novafaittaril ،تاریخچه تغییرات در افلاک ،کوتوله‌ها ،کوتوله سفید،سحابیها و…..

همه چیز در مورد اخترشناسی،افلاک ،نواختر، کیهان و ستارگان و ستاره شناسی

جالب است بدانید که ستاره‌ها هم مانند انواع موجودات زنده متولد می‌شوند، زندگی می‌کنند و می‌میرند. هر کدام از آنها در طول زندگی خود که گاها به میلیاردها سال هم می‌رسد، دچار تغییر و تحولات مختلفی می‌شوند.

نگاه اجمالی به ستارگان

در طول زندگی انسان ، ستارگان بی‌شمار راه شیری ، عملا بی‌تغییر به نظر می‌رسند. گاهی ، یک نواختر ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم‌نورتر می‌شود. منظره زیبایی که درخشش یک ابرنواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. در سال ۱۰۵۴ میلادی (۴۳۳ شمسی) مردم شاهد چنین منظره‌ای بودند. یک ابر اختر در صورت فلکی ثور منفجر شد که سحابی خرچنگ ، بقایای آن است. ستارگان متغیر با نور ثابتی نمی‌درخشند.

تحول یک ستاره

ستارگان نیز نهایتا تغییر می‌کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی‌مانند. آتش زغال ، با خاکستر شدن آخرین شراره خاموش می‌شود. ستاره هنگامی می‌میرد که انبار عظیم سوخت هسته‌ای آن به پایان رسد. حتی امروزه نیز ستارگان پیری را می‌بینیم که تاریک می‌شوند. در حالی که ستارگان دیگر تولد می‌یابند تا جایگزین آنها شوند.

رده‌بندی ستارگان

ستارگان بسیار جوان ، هنوز در میان گازهایی پنهان هستند که از آن شکل می‌گیرند. درون سحابی جبار ، نخستین سوسوی نور ستارگان نوزاد دیده شده است. خورشید ما ، سنین میانی خود را به آرامی می‌گذاراند. برخی از پیرترین ستارگان شناخته شده در خوشه‌های کروی جای دارند.

عمر ستارگان

شاید بپرسید که محاسبه عمر ستارگان ، چگونه امکانپذیر است. هیچ کس نمی‌تواند رشد یک ستاره منفرد را از تولد تا مرگ آن دنبال کند، ولی خیال کنید که هیچگاه درخت ندیده‌اید و ناگهان شما را به وسط جنگلی برده‌اند، چه پیش می‌آید؟ درختان گوناگونی خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود هستند: از جوانه‌های کوچک تا درختان غول پیکر. اگر اندکی زیست شناسی بدانید، می‌توانید به چرخه حیات یک درخت پی ببرید. اختر شناسان به روشی مشابه ، با استفاده از قوانین فیزیک و رصد گونه‌های مختلف ستارگان ، سلسله حوادث زندگی یک ستاره را نتیجه می‌گیرند.

فیزیک درون ستارگان

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

کوتوله‌ها

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

سحابیها

ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، پیش از آنکه به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می‌آورند. این مرحله ، پیدایش سحابی‌های سیاره‌ای است. شکل منظم و رنگهای زیبا ، سبب جذابیت آنها می‌شود (هیچ رابطه‌ای بین سحابیهای سیاره‌ای و سیارات وجود ندارد. این اصطلاح یادگار رصدهای قدیم تلسکوپی است که شکل دایره آنها با سیاره‌ها اشتباه می‌شد.). یک سحابی سیاره‌ای هنگامی شکل می‌گیرد که ستاره مرکزی آن ، لایه‌ای به بیرون پرتاب می‌کند. لایه گاز همانند حلقه‌ای از دود منبسط می‌شود.

تحولات افلاک

اطلاعات اولیه

جهان ، خواه تکاملی باشد خواه به حالت پایدار ، نکته‌ای است که بر کهکشانهای منفرد یا خوشه‌های کهکشانها مستقیما اثری ندارد. حتی اگر کهکشانهای دور ، آنقدر از ما دور شوند که از میدان بهترین وسایل ممکن خارج شوند، کهکشان ما دست نخورده باقی خواهد ماند ستارگان آن در میدان جاذبه‌اش محکم نگهداشته می‌شوند. کهکشانهای دیگر خوشه محلی نیز ما را ترک نخواهند کرد. اما داخل کهکشان ما به هیچ وجه از تغییر ، که احتمالا منجر به فاجعه‌ای برای سیاره ما و زندگی آن است، مصون نخواهد بود.

نظریات فلاسفه یونان باستان

مفهوم کامل تغییرات در اجرام آسمانی یک مفهوم جدید است. فیلسوفان یونان باستان ، بخصوص ارسطو ، عقیده داشتند که افلاک کامل و تغییر ناپذیرند. هر تغییر یا تباهی و زوال منحصر به نواحی ناقص است که در زیر زیرترین کره ، یعنی کره ماه قرار دارند. این عقیده معقول به نظر می‌رسید ، زیرا مسلما از نسلی به نسل دیگر و از قرنی به قرن دیگر ، تغییر مهمی در افلاک مشاهده نمی‌شد. اما ستارگان دنباله‌دار اسرار آمیز که آمدن و رفتن آنها غیر منتظره بود، هرچند وقت یکبار به طور ناگهانی پدیدار می‌شدند.

ارسطو تلاش می‌کرد که با اعتقاد بر اینکه این ستارگان تعلق به جو متغیر و فسادپذیر زمین هستند، پیدایش آنها را با کامل بودن افلاک تطبیق دهد. این عقیده تا اواخر قرن شانزدهم حکمفرما بود. اما در سال ۱۵۷۷ ، تیکو براهه (Tyche Brahe) اختر شناس دانمارکی به اندازه گیری پارالاکس ستاره دنباله‌دار روشنی پرداخت و کشف کرد که پارالاکس ماه قابل اندازه گیری است. او ناگزیر به این نتیجه رسید که ستاره دنباله‌دار دورتر از ماه است و بنابراین در افلاک تغییر و نقص وجود دارد.

تاریخچه تغییرات در افلاک

در واقع تغییرات ، حتی در ستارگان ، از زمانهای بسیار پیش مورد توجه بوده است. اما ظاهرا هیچگونه شگفتی پدید نیاورده است. به عنوان مثال ستارگان متغیری وجود دارند که روشنایی آنها از یک شب تا شب دیگر تغییر محسوسی می‌کند و حتی با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است. هیچ کدام از اخترشناسان یونانی به تغییرات روشنایی هیچ ستاره‌ای اشاره نکرده‌اند. ممکن است نوشته‌های مربوط به چنین اشاراتی گم شده باشد. همچنین ممکن است اخترشناسان یونانی هرگز به مشاهده این پدیده‌ها نپرداخته‌اند.

یکی از موارد جالب توجه ، ستاره الغول ، دومین ستاره روشن صورت فلکی برساووس است که ناگهان دو سوم روشنایی خود را از دست می‌دهد و سپس آن را باز می‌یابد و این تغییر به طور منظم در هر ۶۹ ساعت پیش می‌آید. نه اخترشناسان یونانی بر کاهش نورالغول اشاره کرده‌اند و نه اختر شناسان عرب قرون وسطی. اما یونانیان این ستاره را در سر وروسا (Nedusa) (در ارسطوهای یونانیان باستان به هر یک از سه خواهری گفته می‌شد که به جای گیسو بر سرشان مار روییده بود و اگر کسی به آنها نگاه می‌کرد ، سنگ می‌شد) و این ممکن است به آن سبب باشد که پیشینیان درباره این ستاره نگران بودند.

مشهورترین پدیده

مشهورترین پدیده ، ظهور ناگهانی ستارگان جدید در آسمان بود. این پدیده را حتی یونانیان نیز نمی‌تواستند نادیده بگیرند. هیپا رکوس در ۱۳۴ قبل از میلاد گفته است که از مشاهده ستاره جدیدی در صورت فلکی عقرب چنان تحت تاثیر قرار گرفته است که به کشیدن نخستین نقشه ستارگان پرداخته است تا در آینده بتوان ستارگان جدید را به آسانی تشخیص داد.

ستارگان نواختر

در سال ۱۵۹۲ ، هنگامی که در صورت فلکی ذات الکرسی ستاره جدیدی با روشنی قابل توجه ، مشاهده شد، نجوم اروپایی از خواب طولانی برخاسته بود. تیکو براهه جوان ستاره جدید را به دقت رصد کرد و کتاب نواختران (Denous Stella) را نوشت. بر اساس نام این کتاب است که هر ستاره جدید را نواختر خوانده‌اند.

نواختر (Novafaittaril)

ریشه لغوی نواختر

نواختر به معنی تازه و نو ، ریشه در زبان لاتین دارد و از آن برای توصیف افزایش نورانیت یک ستاره که برخی اوقات این افزایش چندان زیاد نیست، استفاده می‌شود.

نگاه اجمالی به نواختر

تولد یک ستاره جدید در یک ابر غول آسایی که از گاز و غبار به نام ابر رخ می‌دهد. این ابر با کشش گاز و غبار به داخل توسط نیروی گرانش شروع به فروپاشی می‌کند و صدها ستاره جوان تشکیل می‌گردد. هر ستاره جوان یا پیش ستاره با تولید انرژی هسته‌ای شروع به درخشش می‌کند. نیروی این انرژی بیشتر ، گاز و غبار احاطه کننده ستاره را به اطراف پراکنده می‌کند و یک ستاره نوع تی – شوری را بر جا می‌گذارد. سپس ستاره میلیاردها سال در دوره رشته اصلی می‌ماند و می‌درخشد.

اما سرانجام گازها که به عنوان سوخت واکنش هسته‌ای ستاره عمل می‌کنند، خاتمه می‌یابد. در نتیجه مرکز ستاره داغ تر و داغ تر می‌شود، تا جایی که ستاره منبسط می‌شود تا جائیکه یک غول سرخ را تشکیل می‌دهد. وقتی که تمام سوخت ستاره تمام شد، ستاره منقبض می‌شود و تبدیل به کوتوله سفید می‌شود که کم نور تر و کم نور تر می‌شود. برخی از ستاره‌های بزرگ با چنان سرعتی منقبض می‌شوند که بطور چشمگیری در یک انفجار ابرنواختر منهدم می‌شوند.

تاریخچه نواختر

قدیمی ترین گزارش ثبت یک نواختر به حدود ۱۳۴ سال قبل از میلاد باز می‌گردد و از آن سال تا ۱۹۰۰ میلادی ظهور مرتب ۱۶۰ نواختر گزارش شده بود. با پیشرفتهای بوقوع پیوسته در فناوری اپتیکی و متعاقبا برنامه ریزی منسجم باعث شده است که این تعداد در یک صد سال اخیر به دو برابر افزایش یابد.

سیر تحولی و رشد نواختر

بیشتر ستارگان به خورشید شباهت دارند و از سوزاندن هیدروژن در مرکزشان انرژی می‌گیرند. میلیاردها سال بعد ، وقتی که این ستارگان به غول سرخ تبدیل شدند، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب می‌کنند و هسته سوخته آنها منقبض می‌شود تا به کوتوله سفید تبدیل شوند. جرم این ستارگان به اندازه‌ای نیست که پس از هلیوم سوزی بتوانند واکنشهای گرمایی هسته‌ای دیگری آغاز کنند. پس از آنکه لایه‌های بیرونی این ستارگان به صورت سحابی سیاره‌ نما پرتاب شدند، جرم لاشه‌‌ای که از آنها باقی می‌ماند. بدون تردید کمتر از حد چاندراسکا خواهد بود. ستارگان بسیار درخشان نیز وجود دارند که بیش از خورشید جرم دارند. اما تعداد این ستارگان کمتر است.

ستارگان پر جرم همچون ستارگان کم جرم ، هنگامی که به غول سرخ تبدیل می‌شوند در هسته خود هم هیدروژن و هم هلیوم می‌سوزانند. اما در این ستارگان به سبب جرم بسیار زیاد ، شروع به واکنش گرما – هسته‌ای دیگری نیز می‌کنند. مثلا هسته غنی از اکسیژن و کربن ستاره کم جرم ، غیرفعال است. اما در ستارگان پرجرم ، وزن بی اندازه زیاد ماده ستاره‌ای سبب می‌شود که دمای نواحی مرکزی به ۷۰۰ میلیون درجه سانتیگراد برسد و کربن سوزی آغاز شود.

مرحله اکسیژن سوزی نواختر

حتی پس از آن نیز ، زمانی که دمای نواحی مرکزی به یک میلیارد درجه برسد، اکسیژن سوزی آغاز می‌شود و در هریک از این موارد ، واکنش گرما – هسته‌ای تا زمانی در مرکز ستاره ادامه خواهد داشت که تمامی سوخت به پایان برسد. سپس واکنش گرما – هسته‌ای زمانی کوتاه باز می‌ایستد و هسته ستاره تحت تاثیر نیروی گرانش منقبض می‌شود. بی درنگ دمای بالای هسته در حال انقباض چنان افزایش می‌یابد که واکنش هسته‌ای مشایهی در پوسته نازکی در پیرامون هسته آغاز شود. خاکستر به جا مانده از اکسیژن سوزی ، سیلیس است. هر چه پوسته نازک اکسیژن به طرف بیرون حرکت می‌کند، ذخیره‌ای (فراوان) از سیلیس بر جای می‌ماند.

مرحله سیلیس سوزی نواختر

هنگامی که تراکم بیشتر هسته ستاره ،‌ دمای مرکز را به ۳ میلیارد درجه سانتیگراد می‌رساند، سیلیس سوزی آغاز می‌شود. آهن خاکستر به جا مانده از سیلیس سوزی است. اما هر قدر هم که هسته ستاره داغ شود، آهن نمی‌سوزد. بنابراین ستاره پر جرم در اواخر عمرش ، هسته‌ای غیر فعال و غنی از آهن دارد که چندین پوسته نازک آن را در برگرفته‌اند. در این پوسته‌ها که در آنها واکنش هسته‌ای جریان دارد، نزدیک به هسته ستاره مجتمع شده‌اند. تشکیل هسته غنی از آهن نشانه مرگ زودرس ستاره است. البته اتمهای آهن در هسته سوخته ستاره کاملا جدا از هم و گسسته‌اند و هیچ اتمی در گرما و فشار بی اندازه زیاد موجود در مرکز ستاره سالم باقی نمی‌ماند. در نتیجه هسته ستاره حاوی هسته‌های اتم آهن است که در دریایی از الکترون شناورند.

هرچه پوسته سیلیس سوز به آهستگی از مرکز ستاره دور می‌شود، مقدار بیشتری الکترون و هسته اتم آهن برجا می ماند. سرانجام هسته مرده ستاره دیگر نمی‌تواند وزن سنگین و خرد کننده بقیه ستاره را تحمل کند. زمانی که جرم هسته آهنی به ۱.۵ جرم خورشید می‌رسد، فشار چنان زیاد می‌شود که الکترونها به درون هسته‌های اتم آهن فشرده می‌شوند. در چنین حالتی الکترونهای منفی با پروتونهای مثبت ترکیب می‌شوند و نوترون بوجود می‌آورند. درنتیجه این فرایندها هسته ستاره به شدت درهم می‌ریزد که این فروریزش هسته بطور ناگهانی روی می‌دهد و مقدار بسیار زیادی انرژی آزاد می‌گردد. با هجوم آوردن یک موج شوکی از هسته درحال انفجار بطرف بیرون ، ستاره کاملا ازهم می‌پاشد. در این حالت ستاره به ابر نواختر تبدیل شده است.

مکانیزم نواختر

نواخترها به کمک طیف و افزایش نورانیت ظاهریشان به آسانی شناخته می‌شوند. میزان تغییرات درخشندگی آنها ممکن است بین ۱۵-۸ قدر نوسان داشته باشد. نواخترها متعلق به دسته‌ای از ستارگان متغیر به نام متغیرهای غیرمترقبه یا CV ها می‌باشند. در طی انفجار یک ابر نواختر ، روشنایی ستاره محکوم به فنا ناگهان میلیونها بار افزایش می‌یابد. در مدت چند روز نور ستاره با کل نور کهکشان که ستاره در آن قرار دارد، برابری می‌کند. آخرین ابر نواختر نزدیک به ما درسال ۱۶۰۴ در صورت فلکی مار و پیش از آن درسال ۱۵۷۲ ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی دیده شد. در فورانهای نواختری فقط مقادیر کمی از ماده ستاره به فضا پرتاب می‌شود. برعکس در انفجار ابر نواختر ، مقادیر زیادی از ماده ستاره با سرعتهایی فراتر از سرعت صوت پرتاب می‌شود.

این گازهای پرتاب شده با هجوم سریع به درون مواد میان ستاره‌ای پیرامونشان پرتو افشانی می‌کنند و می‌درخشند. در توفندگان جریان هیدروژن سوزی بسیار کندتر از آن است که بتوان انرژی توفندگان را ناشی از آن دانست. از این رو برخی از اختر فیزیکدانان هلیوم سوزی را فشار انرژی آنها می‌دانند. اما صرفنظر از نوع دقیق سوخت مصرفی شباهت بسیار زیادی میان نمودارهای مربوط به انفجار توفندگان و انفجار نواختران وجود دارد و همان طور که توفندگان می‌توانند بارها زبانه بکشند.

انواع نواختر

نواختران بر حسب رفتاری که از خودشان در طول یک کمینه تا بیشینه نشان می‌دهند به سه دسته عمده تقسیم می‌گردند.

نواختران سریع (NA)

این نواختران صعود تندی را به بیشینه درخشندگی از خود نشان می‌دهند و حداکثر چند روز در این وضعیت باقی می‌ماند. از آن پس درخشندگی آنها شروع به کاهش می‌کند و بتدریج شیب آنها کاهش می‌یابد و ممکن است بسیار هموار گردند.

نواختران کند

نواختران کند افزایش منظم تا بیشینه درخشندگی از خود نشان می‌دهند و از چند هفته تا چندین ماه در آن وضعیت باقی می‌مانند. آنها در آغاز با افت و خیزهای اندکی شروع به کم نور شدن می‌نماید. اما بتدریج این میزان افزایش می‌یابد. همچنانکه شاهد کاهش درخشندگی ستاره هستیم، می‌بینیم که کمی پرنور شده و بیشینه دومی می‌رسد و پس از آن به علت کمینه حرکت می‌کند. طول دوره کاهش ۳ قدر در این هسته ممکن است ۱۵۰ یا بیشتر باشد.

نواختران بسیار کند

دسته کوچکی از نواختران وجود دارند، که دارای منحنی نوری مشابه به حالتهای قبل هستند. با این وجود ممکن است در چند سال تا یک دهه درحالت بیشینه باقی بمانند و کاهش درخشندگی آنها نیز بسیار کندتر خواهد بود.

سحابیهای سیاره‌ای

تحقیق درباره تغییر مکانهای دوپلر که در ضمن تشکیل نواختران رو می‌دهد و از روی بعضی از جزئیات ظریف طیفهای آنها ، آشکار شده است که نواختران ستارگانی در حال انفجارند. در بعضی از موارد ماده ستاره را که به صورت گاز منبسط در فضا می‌وزد و به وسیله باقیمانده ستاره روشن شده است، می‌توان دید. چنین ستارگانی را سحابیهای سیاره‌ای (Planetary nebulae) می نامند.

این نوع تشکیل نواختر لزوما به معنی مرگ یک ستاره نیست. البته این یک فاجعه خطرناک است. زیرا درخشندگی چنین ستاره‌ای ممکن است در کمتر از یک روز یک میلیون برابر شود. اما انفجار ظاهرا یک تا دو درصد از جرم ستاره را از آن جدا می‌کند و دوباره ، پس از آن ، ستاره به زندگی عادی خود برمی‌گردد. اگر خورشید به یک نواختر مبدل می‌شد، هر نوع زندگی در زمین از میان می‌رفت و احتمالا این سیاره تبخیر می‌شد.

سحابی سیاره‌ای

ساختمان سحابی سیاره‌ای

در عکسهایی که توسط دوربین‌های نجومی بزرگ گرفته شده‌اند، ساختمان سحابیهای سیاره‌ای ، حالت متغیری را نشان می‌دهند. بزرگترین و نزدیکترین آنها در صورت فلکی دلو حلقه درخشانی است که تقریبا به بزرگی نصف ماه به نظر می‌رسد. در قسمت تاریک مرکزی این جسم به کمک وجود نوارهای باریک و شعاعی شکل می‌توان حرکتهای شدیدی را حدس زد. چند سحابی سیاره‌ای دیگر چنان کوچک هستند که تقریبا مثل ستاره دیده می‌شوند. ابعاد واقعی سحابیهای سیاره‌ای تقریبا بین ۲۰۰۰۰ و ۲۰۰۰۰۰ واحد نجومی تغییر می‌کند.

تعداد سحابیهای سیاره‌ای

تعداد سحابیهای سیاره‌ای شناخته شده در راه شیری نسبتا کم است. ده سال قبل فقط ۱۰۰ عدد شناخته شده بود. از آن تاریخ به بعد آر. مینکوفسکی (R.Minkowski) چند صد عدد از آنها را در منطقه برآمده مرکزی کهکشان ما پیدا کرده که اغلب آنها خیلی دور می‌باشند. کی . جی . هنیز (K.G. Henize) بیش از ۱۰۰ عدد سحابی سیاره‌ای در آسمان نیمکره جنوبی کشف کرده است. امروزه حدود ۵۰۰ عدد سحابی سیاره‌ای را در فواصل ۱۰۰۰۰ پارسک از خورشید می‌شناسیم. تعداد کل سحابیهای سیاره‌ای در تمامی راه شیری شاید در حدود ۱۰۰۰۰ یا حتی بیشتر باشد.

توزیع سحابی سیاره‌ای

توزیع سحابی سیاره‌ای در آسمان تمرکز مشخصی در جهت هسته کهکشان نشان می‌دهد، ولی چند عدد نیز در فواصلی بیش از ۱۰۰۰۰ پارسک وجود دارند. سحابیهای سیاره‌ای تمرکز زیادی به سمت سطح مرکزی راه شیری نشان نمی‌دهند.

فاصله سحابی سیاره‌ای

فاصله تنها یک سحابی سیاره‌ای ۲۶ پارسک است. فاصله متوسط ۲۱ سحابی سیاره‌ای (۱۴۰۰ پارسک) توسط وان مانن (A.Van Maanen) از روی حرکتهای واقعی و سرعتهای شعاعی آنها حساب شده است.

ستاره درون سحابی

در داخل یک سحابی سیاره‌ای نمونه ، ستاره بسیار گرمی قرار دارد که درجه حرارت سطح آن در حدود ۵۰۰۰۰ تا ۱۰۰۰۰۰ درجه کلوین بوده و با جرم تقریبی مشابه خورشید از آن فوق‌العاده کوچکتر است.

سرعت انبساط سحابی سیاره‌ای

تمام سحابیهای سیاره‌ای با سرعتهایی در حدود ۱۰ تا ۵۰ کیلومتر در ثانیه منبسط می‌شوند. لایه گازی در حال انبساط که نمونه‌ای از یک سحابی سیاره‌ای می‌باشد، احتمالاً زمانی ، جزئی از ستاره مرکزی بوده است.

چگالی و دمای سحابی سیاره‌ای

چگالی سحابی سیاره‌ای کم ، در حدود اتم در هر سانتیمتر مکعب است و درجه حرارت آن که از روی حرکتهای اتفاقی الکترونهای آزاد اندازه گیری می‌شود، تقریبا ۱۰۰۰۰ درجه کلوین است.

چگالی سحابی سیاره‌ای در مراحل اولیه تکامل

سحابیهای سیاره‌ای در مراحل اولیه تکامل خود متراکم بوده و حدود اتم هیدروژن در هر سانتیمتر مکعب دارند.

چرا اکثر سحابیهای سیاره‌ای لبه‌های خارجی مشخصی دارند؟

زمانی که لایه گازی منبسط می‌شود، با مقدار معینی ماده میان ستاره‌ای که می‌توان آن را نسبت به ستاره مرکزی بی‌حرکت فرض نمود، برخورد می‌کند. لایه ، اتمها و ذرات گرد و غبار میان ستاره‌ای را جاروب می‌کند که به نوبه خود باعث کندی انبساط شده و قسمتهای خارجی ابر را متراکم می‌کند. این امر مشخص بودن لبه‌های خارجی سحابیهای سیاره‌ای را توجیه می‌کند.

 ادامه با خرید و دانلود

۳۶ صفحه

۳۵۵ کیلوبایت

مطالعه بیشتر