فضا از کهکشانها ، منظومه‌ها ، ستارگان ، سیارات و بسیاری اجرام آسمانی دیگر انباشته شده است. عجایب و عظمت آنها به مراتب از تمامی دیگر پدیده‌های آفرینش بیشتر است. کهکشانها و ستارگان و بطور کلی پدیده‌های آسمانی انبوهی که عجیب و غریب می‌نماید وجود دارند، که پاره‌ای از آنها بوسیله دانشمندان شناسایی شده‌اند. مانند: کوتوله‌های سفید ، ستارگان نوترونی ، ستارگان هیپرونی ، کوازارها و دنباله دارها و سیاه چاله‌ها و ... .

 همه چیز درباره نجوم و اجرام آسمانی

کتابچه و تحقیق دانشجویی ۸۲ صفحه ای با موضوعات تحقیق آماده درباره نجوم و اجرام آسمانی شامل موضوعات :اجرام آسمانی ،سحابیها،سیارات،کیهان شناسی،شهابواره، شعله‌های خورشیدی، ستاره دنباله‌دار، شهاب سنگ،سنگهای آسمانی،منظومه شمسی،ستاره پروتونی 

  نجوم و اجرام آسمانی

مقدمه

فضا از کهکشانها ، منظومه‌ها ، ستارگان ، سیارات و بسیاری اجرام آسمانی دیگر انباشته شده است. عجایب و عظمت آنها به مراتب از تمامی دیگر پدیده‌های آفرینش بیشتر است. کهکشانها و ستارگان و بطور کلی پدیده‌های آسمانی انبوهی که عجیب و غریب می‌نماید وجود دارند، که پاره‌ای از آنها بوسیله دانشمندان شناسایی شده‌اند. مانند: کوتوله‌های سفید ، ستارگان نوترونی ، ستارگان هیپرونی ، کوازارها و دنباله دارها و سیاه چاله‌ها و … .

در فضای قابل رویت برای ماده میلیاردها کهکشان جداگانه وجود دارد که بزرگترین آنها نظیر راه شیری و نزدیکترین کهکشان به نام اندرومیدا یا به قول عبدالرحمن صوفی امراه المسلسله که فاصله آن از ما تقریبا ۱.۵ میلیون سال نوری و قطر زاویه‌ای ان ۳.۵ درجه و قطر خطی‌اش در حدود ۱۰۰ هزار سال نوری است و دارای تقریبا یکصد میلیارد ستاره است. هر کهکشان مجموعه‌ای از میلیاردها ستاره است که بعضی از آنها از خورشید بزرگتر و بعضی دیگر بطور قابل توجهی کوچکتر.

سحابیها

در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که ما بین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر ۲۰ اتم در هر اینچ مکعب است. سحابیها به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند. به کمک تلسکوپ به ساختمان و ویژگی آنها می‌توان پی برد. بعضی از سحابیها نیز تاریک بوده و مانع عبور نور ستارگانی که در پشت آنها قرار دارند می‌گردند.

سیارات

اجرام تقریبا کروی ، جامد و بزرگی هستند که به دور خورشید می‌گردند. بزرگترین آنها به نام مشتری است که جرمی معادل یک هزارم جرم خورشید را دارد. تا به حال سیستم سیاره‌ای نظیر آن چه به خورشید مربوط است، کشف نگردیده است. سیارات اجرام سماوی نسبتا سرد بوده و انعکاس نور خورشید باعث مرئی شدن آنها می‌گردد.

تشخیص سیارات از ستارگان در آسمان شب

• سیارات با نور ناپایدار می‌درخشند، ولی نور ستارگان هم از لحاظ رنگ و هم از لحاظ روشنایی به سرعت تغییر می‌کند.
• سیارات در آسمان حرکت کرده و محل آنها تغییر می‌کند، ولی ستارگان نسبت به هم دارا ی مکانهای تقریبا ثابتی هستند.
• سیارات هنگام رصد با تلسکوپها بصورت قرص نورانی بزرگ دیده می‌شود، در صورتی که ستارگان بصورت نقاط روشن به نظر می‌رسند.
• سیارات را می‌توان در نواحی باریکی از آسمان مشاهده کرد، ولی ستارگان را می‌توان در هر قسمتی از آسمان یافت.

سیارکها

سیاره‌های خرد ، اجرام جامد کوچکی هستند که به دور خورشید می‌چرخند و تفاوت آنها با سیارات در بزرگی آنها است. بزرگترین این سیارکهای خرد به نام سیرس می‌باشند، که قطرش برابر با ۸۰۰ کیلومتر است. قطر اکثر آنها در حدود ۳ کیلومتر می‌باشد. سیارکها نیز توسط انعکاس نور خورشید قابل رویت می‌باشند و آنها را بدون تلسکوپ نمی‌توان دید.

قمرها

قمرها اغلب از اجتماع و تمرکز دیسکهای غبار و گاز در پیرامون سیاره‌ها درست می‌شوند. شش سیاره از نه سیاره بزرگ هر کدام یک یا چند قمر دارند که به دور آنها می‌چرخند. تا به حال ۴۵ قمر در منظومه شمسی کشف کردیده است.

ستارگان دنباله دار

ستارگان دنباله دار اجرام سماوی هستند که گه گاه ظاهر می‌شوند. هر ستاره دنباله دار از یک مسیر نورانی و دنباله طویلی تشکیل شده است. سر آن ممکن است به بزرگی خود خورشید و دم آن نیز در حدود چندین صد میلیون کیلومتر بوده باشد. هر ستاره دنباله دار با وجود اینکه صدها کیلومتر در ثانیه سرعت دارد برای یک چشم غیر مسطح همچون ما، بی حرکت به نظر می رسد. سرعت آنها را می‌توان از تغییر مکانش نسبت به ستارگان زمینه ثابت آسمان تعین کرد.

تا کنون نزدیک به هشتصد ستاره دنباله دار کشف و نامگذاری گردیده است. اکثر ستاره‌های دنباله دار از یک مدار بسته‌ای در حال حرکت هستند. چنین ستارگان دنباله دار اهمیت زیادی داشته و بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و مشاهده شده‌اند، که مشهورترین آنها ستاره دنباله دار هالی است. مدارهای ستارگان دنباله دار دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یک بار در مجاورت زمین ظاهر و رویت گردیده ، دور می‌زنند و سپس رفته و دیگر به نزدیکی زمین نمی‌گردند.

شهابوارها

اجسام جامد و ریز دیگری به اندازه ته سنجاق هستند، در فضا دیده می‌شوند. اکثرا گروهی از این شهابها به طرف زمین حرکت کرده و در جو آن به دام میدان مغناطیسی حاکم بر کره زمین می‌افتد. در اثر برخوردشان در فاصله ۱۵۰ کیلومتری جو زمین و در اثر اصطکاک آن ، جسم سوخته و غبار آن به طرف زمین سقوط می‌کنند. نور حاصل شده از این برخورد را به نام شخانه می‌نامند. در واقع می‌شود اظهار کرد هر ساله چندین صد تن از غبار شخانه بر سطح زمین می‌نشینند. معمولا شهابها در فاصله ۸۰ کیلومتری سطح زمین کاملا از بین می‌روند، ولی بعضی اوقات احتمال دارد که کاملا تحلیل نگردند و بصورت شهاب سنگ به سطح زمین برسند.

نامگذاری اجرام اعماق فضا

برخی اجرام غیر ستاره ای از جمله کهکشانها و سحابیها با عناوین رایجی نامیده می‌شوند، ولی برخی تنها با یک شماره مشخص می‌شوند. در سال ۱۷۷۴ شارل مسیه (۱۸۱۷ – ۱۷۳۰) فهرستی شامل ۴۵ جرم آسمانی منتشر کرد و طی یک دهه بعد از آن به این تعداد افزود. نام هر یک از اجرام این فهرست متشکل از حرف ام (حرف اول مسیه) و یک عدد بدنبال این حرف است. نام بسیاری دیگر از اجرام آسمانی متشکل از ان. جی.سی و یک عدد است. این طرز نامگذاری در فهرستی که توسط ستاره شناس دانمارکی ، جان لودویک امیل دریر (۱۹۲۶ – ۱۸۵۲) ، منتشر شد، معرفی شده است. این فهرست ، فهرست عمومی نوین نامگذاری شده است.

تاریخچه نجوم

مقدمه

نجوم مطالعه مواد و مقدمه‌ای است درباره فرآیند بوجود آمدن آنچه در آنسوی جو زمین است که این جهان ، آسمان و گوی آسمان را از اتمهای کوچک تا گیتی وسیع شامل می‌شود. منجمان اجرام آسمانی مانند سیارات ، ستاره‌ها ، ستاره‌های دنباله دار ، کهکشانها ، سحابیها و مواد بین کهکشانها را مطالعه می‌کنند. برای اینکه چگونگی تشکیل شدن ، چگونگی بوجود آمدن و منسب هر کدام را مشخص می‌کنند و اینکه چگونه بر یکدیگر تأثیر می‌گذارند و چه اتفاقی ممکن است برای آنها بیفتد.

بخشی از جهان ما ، زمین و آنچه در آن اتفاق می‌افتد اختر شناسی را شامل می‌شود، در واقع زمین آزمایشگاه ماست و هر چه که درباره جهان می‌دانیم از آنچه از زمین می‌توانیم ببینیم و دریابیم و یا تصور کنیم سرچشمه گرفته است.

چگونه علم نجوم بوجود آمد؟

قبل از اختراع تلسکوپ ، در نزدیکی قرن هفدهم ، نجوم بر مبنای مشاهده با چشم غیر مسلح پایه گذاری شده بود. در ابتدا مردم از محل ستاره‌ها و سیارات در آسمان نقشه تهیه می‌کردند. متمدن ترینها برای نقشه برداری آسمان نظام داشتند و می‌دانیم که امروزه نجوم از نظریات یونانیان باستان سرچشمه می‌گیرد. در سال ۱۵۰ میلادی یک منجم و ریاضیدان یونانی به نام کلودیوس بطلمیوس یک رساله درباره علم نجوم نوشت. او در آن ۴۸ گروه ستاره‌ای که صورت فلکی نامیده می‌شدند را فهرست کرد ، مانند جبار ، برساووش و … که بیشتر از اسامی اساطیر گرفته شده‌اند.

همانطور که ما هنگام نگاه کردن به ابرها ، آنها را به اشکالی از اجسام آشنا تصور می‌کنیم، همانگونه بطلمیوس در گروهبندی ستارگان اشکال آشنا را مشاهده کرد. همچنین بطلمیوس متوجه شد که به نظر ستارگان در سرتاسر آسمان حرکت می‌کنند، او گفت که تمام اجرام آسمانی به دور زمین که مرکز جهان بی‌حرکت ایستاده حرکت می‌کنند. این نظریه علمی برای قرنها پذیرفته شده بود. تئوری بطلمیوس راجع به جهان طرح زمین مرکز نامیده شد، زیرا در آن زمین در مرکز عالم قراردارد.

چه موقع کشف شد که زمین بدور خورشید می‌چرخد؟

قبول این واقعیت مدتها طول کشید. در سال ۱۵۴۳ میلادی یک منجم لهستانی به نام نیکلاس کوپرنیک De Revolutionibus را منتشر کرد که مشخص می‌کرد سیارات به دور خورشید گردش می‌کنند، اما نظریه او با تعلیمات کلیسای کاتولیک مغایرت داشت و کلیسا قدرتمندترین سازمان اجتماعی و سیاسی آن زمان بود. عقیده‌هایی مانند طرح خورشید مرکزی که در جهان تفکر بدیع بودند سزاوار کیفر مرگ بودند.

بنابراین اگر هم تعدادی دیگر از منجمان طرح کپرنیک را می‌پذیرفتند از تصدیق کردن آن هراس داشتند. در سال ۱۶۳۲ گالیلئو گالیله ، یکی از برجسته‌ترین منجمان در طول تاریخ ، سرانجام یک کتاب در حمایت از نظریه کپرنیک منتشر کرد. کلیسای کاتولیک روم گالیله را برای محاکمه بخاطر بدعت گذارن احضار کرد و این منجم برای برگشتن از حرفش یا مرگ حق انتخاب داشت. گالیله دست از عقیده خود کشید اما کلیسا از پذیرفته شدن طرح خورشید در عرف نمی‌توانست جلوگیری کند )در سال ۱۹۹۲کلیسای کاتولیک روم رسما با گالیله و کپرنیک موافقت کرد(.

منجمان چگونه سریعا یک ستاره را از دیگران تشخیص می‌دهند؟

منجمان علاوه بر نقشه موقعیت ستارگان در آسمان تعیین کردند که کدام ستاره از دیگر ستارگان پر نورتر است. یک منجم یونانی به نام هیپارکوس جد بطلمیوس ابتدا ستارگان را بر اساس روشنایی‌اشان طبقه بندی کرد. او شش طبقه روشنایی را با قدرشان لیست کرد (قدر یعنی درخشش یک ستاره که بر روی زمین نمایان می‌شود. قدر یک ستاره تا حد زیادی در تعیین اینکه چقدر از زمین فاصله دارد موثر است)، هیپارکوس ۲۰ ستاره از قدر اول را طبقه بندی کرد و ستارگان ضعیف یعنی آنهایی که با چشم غیر مسلح دیده می‌شوند را در شش قدر طبقه بندی کرد.

نقش گالیلئو گالیله

گالیله در پیزای ایتالیا در ۱۵۶۴ در اواسط دوره رنسانس متولد شد. گالیله فقط اولین کسی که تلسکوپ را روی ستارگان متمرکز کرد نبود، او همچنین دیدگاه متفاوتی نسبت به جهان ایجاد کرد. گالیله استاد نجوم ، ریاضی ، فیزیک ، فلسفه و تبلیغات بود . تصور او (و احتمالا واقعیت) از یک نبوغ ذاتی بود: زیرک ، شوخ و اما زننده بود. مردم مهم انجمن او را جستجو می‌کردند، تا وقتی که کار منفور و خطرناک حمایت از دیدگاه خورشید مرکزی کپرنیک راجع به منظومه شمسی را در کارهایش انتشار داد:

ما این حقیقت را پذیرفتیم که خورشید در مرکز منظومه شمسی است و ما ممکن است گفته باشیم (هرکس می‌داند که خورشید به دور زمین می چرخد و فقط تعداد کمی دانشمند دیوانه فکر می‌کنند غیر از این است). در سال ۱۵۴۳ نیکولاس کوپرنیکوس رساله به دور خورشید می‌چرخند منتشر کرد.

گالیله بطور آشکارا از دیدگاه جهانی کپرنیک در مقابل روش رهبر کلیسا با دیگر بدعت گذاران نادیده گرفتن آنها یا آسیب رساندن به آنها با برخی شرایط بود. اما کلیسا نمی‌توانست گالیله را نادیده بگیرد. در سال ۱۶۳۴ گالیله به دادگاه کلیسا آورده شد و ادعا کرد که دست از عقاید بدعت گذارانه‌اش درباره منظومه شمسی برداشته است. روبرو شدن با شکنجه و مرگ ، گالیه را وادار به تسلیم شدن کرد. او هنگامی که اتاق محاکمه را ترک کرد زیر لب گفت بی اعتنا به آنچه مجبور به گفتن شده بود ادعا کرد که زمین هنوز به دور خورشید می‌چرخد. گالیله بقیه عمر خود را در زیر شیروانی خانه‌ای تا سال ۱۶۴۲ گذراند ۳۵۵ سال بعد در سال۱۹۹۲ کلیسا رسما طرح کپرنیک را در مورد منظومه شمسی پذیرفت

با توجه به این که استاتیک و تحرک شاره‌ها در طبیعت ، صنعت و زندگی روزمره انسان کاربرد فراوان دارد، لذا دانشمندان آزمایشهای گسترده و اغلب مبتکرانه را در این زمینه ترتیب می‌‌دهند. این آزمایشها بیشتر کاربرد صنعتی دارند و همین امر سبب ایجاد علمی ‌به نام مکانیک سیالات شده است. لازم به ذکر است که مکانیک سیالات محاسباتی ، در صنایع هوایی و ساخت سفینه‌های فضایی کاربرد دارد، به همین دلیل نیاز به تحقیقات و پژوهشهای علمی ‌و عملی در مکانیک سیالات وجود دارد.

تا اوایل قرن بیستم مطالعه سیالات را اساسا دو گروه هیدرولیک‌دانان و ریاضیدانان، انجام می‌‌دادند. هیدرولیک‌دانان به صورت تجربی کار می‌‌کردند، در حالی که ریاضیدانان توجه خود را بر روشهای تحلیلی متمرکز کرده بودند. آزمایشهای وسیع و اغلب مبتکرانه گروه اول اطلاعات زیاد و ارزشمندی را در اختیار مهندس کاربردی آن روز قرار می‌‌داد. البته به علت عدم تعمیم یک نظریه کارآمد این نتایج دارای ارزش محدودی بودند. ریاضیدانان نیز با غفلت از اطلاعات تجربی مفروضات آن چنان ساده‌ای را در نظر می‌‌گرفتند که نتایج آنها گاه بطور کامل با واقعیت مغایرت داشت.

محققان برجسته‌ای مانند رینولدز ، فرود ، پرانتل و فن کارمان پی بردند که مطالعه سیالات باید آمیزه‌ای از نظریه و آزمایش باشد. این مطالعات سرآغازی برای رسیدن علم مکانیک سیالات به مرحله کنونی آن بوده است. تسهیلات جدید پژوهش و آزمون که ریاضیدانان و فیزیکدانان ، مهندسان و تکنیسین‌های ماهر در کار جمعی از آن استفاده می‌‌کنند، هر دو دیدگاه را به هم نزدیک می‌‌کند.

سیالات

سیال را ماده‌ای تعریف می‌کنند که وقتی تنش برشی هر چند کوچکی وجود داشته باشد، شکل آن بطور پیوسته تغییر کند. جسم جامد وقتی تحت تاثیر تنش برشی قرار بگیرد، تغییر مکان معینی می‌‌دهد، یا کاملا می‌‌شکند. مثلا قطعه جامد وقتی تحت تاثیر تنش برشی τ قرار بگیرد، تغییر شکلی می‌‌دهد که آن را با زاویه Δα مشخص کرده‌ایم. اگر به جای آن یک ذره سیال قرار داشت، Δα ثابتی وجود نداشت، حتی اگر تنش بینهایت کوچک می‌‌بود. در عوض تا وقتی که تنش برشی τ اعمال شود، یک تعییر شکل پیوسته ادامه دارد.

در موادی مانند پارافین که گاهی آنها را پلاستیک می‌‌نامیم، هر دو نوع تغییر شکل برشی را می‌‌توان یافت که اگر به مقدار معینی کمتر باشد، تغییر مکانهایی مشابه تغییر مکان جسم جامد بوجود می‌‌آید و اگر مقدار تنش برشی بیش از این مقدار باشد، به تغییر شکل پیوسته‌ای مشابه تغییر شکل سیال می‌‌انجامد. مقدار این تنش برشی حد فاصل ، به نوع و حالت ماده بستگی دارد.

استاتیک سیالات

اگر تمام ذرات یک سیال یا بی حرکت باشند، یا نسبت به یک دستگاه مختصات لخت بطور همسان سرعت ثابت داشته باشند، آن سیال را استاتیک در نظر می‌‌گیرند. در سیال ساکن یا سیال در حال حرکت یکنواخت ، از آنجا که سیال نمی‌‌تواند بدون حرکت در برابر تنش برشی مقاومت کند، سیال ساکن لزوما باید بطور کامل از تنش برشی فارغ باشد. سیالی که حرکت یکنواخت دارد، یعنی جریانی که در آن سرعت تمام اجزا یکسان است، نیز فارغ از تنش برشی است، زیرا تغییرات سرعت در تمام جهتها در جریان یکنواخت باید صفر باشد.

جریان با سطح آزاد

جریان با سطح آزاد معمولا به جریانی از مایع گفته می‌‌شود که در آن قسمتی از مرز جریان که سطح آزاد نامیده می‌‌شود، فقط تحت تاثیر شرایط معینی از فشار قرار داشته باشد. حرکت آب در اقیانوسها ، در رودخانه‌ها و همچنین جریان مایعات در لوله‌های نیمه پر ، جریانهایی با سطح آزاد به شمار می‌‌آیند که در آنها فشار جو روی سطح مرز اعمال می‌‌شود. در تحلیل جریان با سطح آزاد ، وضعیت هندسی سطح آزاد از قبل معلوم نیست.

تعیین شکل هندسی مربوطه یک قسمت از جواب است، یعنی با یک شرط مرزی بسیار دشوار مواجهیم. به همین دلیل تحلیلهایی کلی بسیار پیچیده هستند و خارج حوزه این مقاله قرار می‌‌گیرند. اگرچه قسمت اعظم مبحثی که باید بررسی شود، در آغاز فقط برای متخصصان هیدرولیک و مهندسان ساختمان جالب به نظر می‌‌رسد، ولی بعدا خواهید دید که امواج آب و پرش هیدرولیکی ، به ترتیب با موج فشاری و موج شوکی که در جریان تراکم پذیر بررسی می‌‌شوند، قابل قیاس‌اند.

مکانیک سیالات محاسباتی

با ورود کامپیوتر به صحنه ، روش سومی ‌به نام مکانیک سیالات محاسباتی پدید آ‌مده است. وقتی با استفاده از کامپیوتر پارامترهای مختلف مورد نظر را که در برنامه هستند، به اختیار تغییر می‌‌دهیم، با شبیه سازی عددی دینامیک سیالات سر و کار پیدا می‌‌کنیم. به کمک این شیوه پدیده‌های جدید کشف شده‌اند، قبل از آن که به کمک آزمایش و در عمل یافت شده باشند. به این ترتیب می‌‌توان مکانیک سیالات محاسباتی را به عنوان رشته علمی ‌جداگانه‌ای تلقی کرد که مکمل دینامیک سیالات نظری و آزمایشی به شمار می‌‌آید.

صنایع بطور روزمره از کامپیوتر بهره می‌‌گیرند تا از آن برای حل کردن مسائلی مربوط به جریان سیال که برای طراحی وسیله‌هایی چون پمپها ،‍ کمپرسورها و موتورها مورد نیازند، کمک بگیرند. مهندسان هواپیما جریان سه بعدی پیرامون کل هواپیما را در کامپیوتر شبیه سازی می‌‌کنند تا مشخصه‌های پرواز را پیش بینی کنند. در حقیقت قسمت قابل توجهی از بودجه طرح و توسعه غالبا به بررسیهای مبحث دینامیک سیالات محاسباتی اختصاص داده می‌‌شود.

تکامل ستاره‌ای

مقدمه

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.

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.

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.

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.

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.

نسل سوم ستارگان

نسل سوم ستارگان به نام جمعیت I دارای ۵ – ۲ درصد عناصر سنگینتر از He و H هستند. خورشید ، مثالی از یک ستاره جمعیت I است.

تکامل یک ستاره

گفتیم که تکامل تدریجی یک ستاره بستگی به ترکیب اولیه آن ستاره و جرم مواد آن دارد. خورشید ما ، ستاره‌ای زرد و نسبتا با جرم کم ، به عنوان مرجع است. یک ستاره ، در طی مدت زیادی از عمر خود در ترتیب اصلی قرار می‌گیرد. برای یک ستاره با جرم خورشید ، این مدت تقریبا ۱۰ میلیارد سال است. ستاره‌های با جرم کمتر مدت زیادتری در آن قرار می‌گیرند، چرا که آنها سوخت هسته‌ای خود را با میزان و سرعت کمتری می‌سوزانند. ستارگان با جرم بسیار بالا سریعتر تکامل پیدا می‌کنند. ستاره ای با جرم تقریبا ۲۰ برابر جرم خورشید ، تنها به مدت چند میلیون سال در ترتیب اصلی قرار می‌گیرد.

کوتوله‌های سفید ستاره‌هایی هستند که تدریجا خنک شده ، روشنایی آنها کمتر شده و به آرامی می‌میرند. ستاره‌هایی سفید که به آخر عمر خود نزدیک می‌شوند، از ترتیب اصلی به سمت ناحیه غولهای سرخ حرکت می‌کنند و پس از این فاز ، سرنوشت ستاره بستگی به جرم اولیه آن دارد. ستاره‌های با جرمهای پایینتر (کمتر از ۴/۱ برابر جرم خورشیدی) کوتوله‌های سفید (White dwarfs) را تشکیل می‌دهند. ستاره‌های سنگینتر سرنوشتی متفاوت و تماشایی‌تر دارند. بجای سرد شدن آرام ، آنها به صورت یک نواختر یا ابر نواختر منفجر می‌شوند. قلب ستاره که پس از انفجار باقی می‌ماند یا به صورت یک ستاره نوترونی (برای ستارگان با اجرام ۳ – ۱.۴ برابر جرم خورشید یا بیشتر) ظاهر می‌گردد.

مرگ ستارگان

سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از ۱.۴ برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از ۱.۴ برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته‌ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابر نواختری در ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از ۱.۴ و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد

 ادامه همه چیز درباره نجوم و اجرام آسمانی با خرید و دانلود

۸۲ صفحه

۹۸۰ کیلوبایت

مطالعه بیشتر