علمی که جهان را فرا گرفته...

(نجوم)

سیاهچاله ها

تعریف های کلی از یک سیاهچاله و موارد مربوط به آن:

 

سیاهچاله:ستاره ای رمبیده که گرانش سطحی آن به قدری شدید است که حتی نور هم نمی تواند از چنگ آن بگریزد. این دیگر ستاره به شمار نمی رود . آن را نه از روی زمین می توان مشاهده کرد و نه از هیچ سکوی دیگری . باز هم تنها اثر خارجی آن توانای اش به اعمال جاذبه گرانشی بر ماده است.(سیاهچاله یک جرم کاملا تاریک است.اما این که چگونه اختر شناسان چنین اجرامی را می یا بند راه های ساده ای دارد که در ادامه توضیح خواهم داد.)

 

افق رویداد:مرز یک سیاهچاله . در یک سیاهچاله غیر دوار افق رویداد (سطحی) کروی است که شعاع آن برابر با شعاع شوارتز شیلد سیاهچاله است. این سطح حدی را مشخص می کند که در آن سرعت گریز یک جرم رمبنده برابر با سرعت نور می شود و در نتیجه هیچ اطلاعاتی از آن نمی تواند به بیرون برسد.

 

   تگینگی:براساس نسبیت عام جرم یک سیاهچاله به طور کامل در داخل ناحیه‌ای با حجم صفر فشرده شده‌است. این ادعا بدین معناست که چگالی و گرانش این نقطه بی نهایت است.علاوه بر این خمیدگی فضا-زمان در این نقطه بی نهایت خواهد بود. این مقادیر بی نهایت باعث می‌شوند که بیشتر معادلات فیزیکی از جمله معادلات نسبیت کارایی خود را در مرکز سیاهچاله از دست بدهند. از اینرو فیزیک دانان این ناحیه بی نهایت چگال با حجم صفر در مرکز سیاهچاله را تکینگی می‌نامند.

تکینگی در یک سیاهچاله غیرباردار غیرچرخشی یک نقطه‌است به عبارت دیگر ناحیه‌ای است که طول عرض و ارتفاع آن صفر است.امادر مورد این تعریف تردیدهایی وجود دارد.براساس مکانیک کوانتومی هیچ جسمی نمی‌تواند دارای اندازه صفر باشد.بنابر تعریف مکانیک  بلکه ناحیه‌ای است که در آن مقادیر زیادی,کوانتومی مرکز یک سیاهچاله تکینگی نیست ماده در کوچک ترین حجم ممکن فشرده شده‌است.

 

 

 برای این که بتوانم اتفاقاتی را که برای یک ستاره٬ از لحظه مرگ تا تبدیل شدن به یک سیاهچاله می افتد را توضیح دهم باید ابتدا اطلاعاتی درباره ابر نواختر ها را برایتان شرح دهم:

 

مدارک موجود از چندین مورد انفجار ستاره ای با روشنی زیاد حکایت می کند. افزایش درخشندگی در این موارد بیش از 10000مرتبه بیشتر از افزایش نور در نواختران معمولی است. اینها را ابر نواختران مینامند.(نواختر:گهگاه ستاره ای به ناگهان از تاریکی نسبی در می آید و روشنی بسیار می یابد و سپس اندک اندک به تاریکی باز میگردد. چنین ستاره ای نو اختر نامیده می شود. مطالعه طیف این ستارگان نشان می دهد که این ستاره پوسته بیرونی اش را می ترکاند.)

 

 

برگردیم سر اصل مطلب ٬ این افزایش فوق العاده روشنی ٬ که گاهی باعث می شود قدر ظاهری ابر نواختر به 19- نیز برسد٬در نتیجه انفجار فاجعه آمیزی در ستاره است که ضمن آن بخش بیرونی ستاره به فضا پرتاب می شود و باقی یا به یک ستاره نوترونی و یا به یک سیاهچاله تحول پیدا می کند.

پیش از آن که به بحث در این زنجیره رویداد ها بپردازیم لازم است به قضیه ای در باره حد ماکزیموم جرم اشاره شود که از مطالعات نظری ساختمان ستاره ها به دست آمده است.

 

قضیه:ستاره ای که به پایان عمر گرما-هسته ای خود نزدیک می شود اگر جرمش بیش از 2/1 برابر جرم خورشید باشد نمی تواند به کوتوله سفید (که سرنوشت معمول پایان عمر ستارگان عادی است) تحول یابد به بیان دیگر ستاره ای که جرمش بیش از2/1 برابر جرم خورشید باشد نمی تواند به شرایط تعادلی که در یک کوتوله ی سفید برقرار است دست یابد. این حد2/ 1 برابر جرم خورشید به حد چاندراشیکار موسوم است.به همین نحو حد مربوط به یک ستاره ی نوترونی 2/3 برابر جرم خورشید است.

 

 

اگر جرم هسته ی به جا مانده از انفجار ابر نواختری از حد 2/3 برابر جرم خورشید بیشتر باشد(که در مراجع مختلف این عدد متفاوت است) سر نوشت آن به صورت ستاره نوترونی رقم نمی خورد بلکه گرانش بر همه فشار های دیگر فائق می آید. رمبش کامل گرانشی تحقق می یابد و ستاره از افق رویداد خود فرا تر میرود و سیاهچاله می شود. دیگر هیچ چیز حتی تابش هم نمی تواند از چنگ آن بگریزد. برای هسته ای با جرم 3 برابر خورشید(در برخی مراجع 10 برابر جرم خورشید ذکر شده است) شعاع افق رویداد(شعاع شوارتز شیلد)9 کیلو متر است.

 

 

درک این مطلب که چگونه نور هم نمی تواند از چنگ سیاهچاله بگریزد کمی سخت است. در پایین این موضوع را به طور کامل شرح می دهم:

 

پیش از جواب دادن به این سوال ابتدا نظریه های نسبیت انیشتین – فیزیکدان معروف آلمانی – را به اختصار مرور می کنیم . انیشتین دو نظریه در نسبیت داشت که اولی را نسبیت خاص ودومی را نسبیت عام نامیده اند. نسبیت خاص مخصوص اجرامی است که در خلال حرکت سرعت آن ها ثابت می ماند. انیشتین با نظریه نسبیت خاص خود نشان داد که قوانین فیزیک نیوتن فقط در شرایط خاصی آن هم به طور تقریبی صحت دارند اما اگر اجسام با سرعتی نزدیک به سرعت نور حرکت کنند دیگر نمی توان قوانین را در مورد آن ها به کاربرد.

جهان ما طوری طرح ریزی شده است که در سرعت های بالا از قوانین خاصی پیروی می کند که در زندگی روز مره قابل مشاهده نیستند. مثلا وقتی جسمی با سرعتی نزدیک به سرعت نور حرکت می کند زمان برای آن بسیار کند می گذرد و ابعاد جسم هم کوچک تر می شود . جرم جسمی که با سرعت بسیار زیادی حرکت میکند دیگر ثابت نیست بلکه افزایش می یابد اگر جسمی بتواند با سرعت نور حرکت کند زمان برایش متوقف می شود –طولش به صفر می رسد و جرمش بی نهایت می شود. انیشتین تقریبا 10سال پس از نسبیت خاص تئوری دوم خود را به نام نسبیت عام ارائه کرد. نسبیت عام برای حرکت هایی با سرعت متغیر یا به اصطلاح حرکت شتابدار ساخته شده است . نیوتن نیروی گرانش را نیرویی بین جرمی می دانست و معتقد بود که اجسام یکدیگر را با نیرویی به نام گرانش جذب می کنند اما انیشتین گرانش را خاصیتی از فضا می دانست.

طبق تئوری نسبیت عام انیشتین اجرام بر فضا و زمان اطراف خود تاثیر میگذارند . البته اجرام کوچک تاثیر بسیار بسیار اندکی بر فضای اطراف خود دارند ولی اجرام بسیار چگال مانند ستاره های بزرگ ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها فضا و زمان اطراف خود را خم میکنند. طبق این نظریه هرچه فرد از مرکز جرم چگال دور تر شود زمان برایش آهسته تر خواهد گذشت.به عبارت ساده تر ٬ فرض کنید  4 نفر تکه پارچه ای را از چهار گوشه ی آن گرفته و میکشند. اگر ما فندق کوچکی را روی آن تکه پارچه بگذاریم هیچ اتفاقی برای پارچه نخواهد افتاد اما اگر یک وزنه پنج کیلویی را بر روی آن قرار دهیم چطور؟ مسلما پارچه شدیدا خم می شود. در فضا نیز چنین تکه هایی به شکل موزاییک وجود دارد(وجود فرضی نه مادی). اگر جسمی مثل زمین را برروی آن قرار دهیم هیچ اتفاقی برایش نمی افتد اما اگر جسمی فوق العاده پرجرم مثل سیاهچاله روی آن قرار بگیرد به ناگهانی خم می شود . به عبارت دیگر فضای اطراف سیاهچاله خم می شود .این موزاییک هایی که در باره آن ها صحبت میکردم  هستند که مسیر مستقیم نور را تشکیل می دهند. یعنی مانند ریلی عمل می کنند که نور بر روی آن ها به حرکت در می آید. حال اگر این موزاییک ها خم شوند نور هم خم می شود. در سیاهچاله هم دقیقا همین اتفاق می افتد و نور مسیر خود را تغییر می دهد و به داخل سیاهچاله می رود(چون سیاهچاله فضای اطراف خود را خم کرده و به شکل قیف در آمده است.)

 NASA artist concept of Black Hole Accretion Disk and Torus

 

عکس یک سیاهچاله فرضی و موزاییک ها یی که راجع به آن صحبت کردیم.

این عکس به وضوح چگونگی خم شدن فضای اطراف یک سیاهچاله را نشان می دهد.

 

روش‌های شناسایی سیاهچاله‌ها

در بعد تئوری هیچ چیز نمی‌تواند از درون افق رویداد یک سیاهچاله به بیرون آن راه یابد. با این وجود سیاهچاله‌ها را می‌توان با مشاهده پدیده‌های نزدیک آنها یا حلقهٔ تجمعی وعدسی گرانشی و فوران‌های کهکشانی شناسایی کرد.

1.حلقه‌های تجمعی و فوران‌های پر انرژی

حلقهٔ تجمعی بسیار داغ و چرخان پیرامون سیاهچاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون سیاهچاله‌است آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاهچاله‌ها است. غلظت داخلی حلقه باعث می‌شود حلقه داغ شده و مقادیر زیادی پرتوی ایکس و تابش فرابنفش از خود ساطع کند. با این همه حلقه‌های تجمعی و فوران‌های پرانرژی تنها به سیاهچاله‌ها اختصاص ندارند بلکه در اطراف اجسام دیگری از قبیل ستارگان نوترونی نیز یافت می‌شوند.

2.عدسی گرانشی

جزو آن پدیده‌هایی است که پیدایش آن می‌تواند دلایل دیگری به جز وجود سیاهچاله‌ها داشته باشد. یک عدسی گرانشی می‌تواند با خمیده کردن پرتوهای نور که در عدم حضور آن هرکدام به سویی می‌رفتند به سمت تلسکوپ‌های ما تصاویر چندگانه‌ای از اجرام بسیار دور به ارمغان آورد.

3.آشکارسازی سیاهچاله‌ها

یکی از راههای کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از حیث شکل نامتقارن تششع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیش کسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده‌است که حاکی از ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیمهایی در داخل اتاقهای حفاظ داری آویزانند. این کار افزار او قادر به کشف سیاهچاله است، اما متاسفانه این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.

+ نوشته شده در  یکشنبه بیست و یکم شهریور 1389ساعت 17:58  توسط سنامی  | 

سوالات رایج شما

اختلاف میان ابر نو اختر های نوع I و نوع II در چیست؟
 
 

نوع I

نوعII

1.در منظومه های دوتایی تشکیل می شوند که در آن ها یک ستاره همه ی مواد خود را بر روی همتای کوتوله اش می ریزد.

 

2.در همه ی کهکشان ها به وجود می آیند.

 

3.درخشندگی آن ها به سرعت زیاد و سپس به سرعت کم می شود.(قدر ظاهری20-)

 

4.آهنگ انبساط آن ها سریع می باشد.(20000 کیلومتر بر ثانیه)

 

5.در ستارگان نسبتا کم جرم و با عناصر سبک تشکیل می شود.

1.در تک ستاره های پرجرم که مراحل آخر تکامل خود را طی می کنند به وجود می آیند.

 

 

2.در کهکشان هایی که ستاره زایی زیادی دارند به وجود می آید.

 

3.این ستارگان ابتدا درخشندگی شان به آرامی زیاد می شود.سپس مدتی در درخشندگی بالا میمانند و سپس به آرامی درخشندگی شان کم می شود.(قدر ظاهری17-)

 

4.آهنگ انبساط کندی دارند.(5000 کیلومتر بر ثانیه)

 

5.در ستارگان پر جرم وبا عناصر سنگین تشکیل می شود.

 animation of supernova explosion

 انیمیشن از یک انفجار ابرنواختری

+ نوشته شده در  دوشنبه پانزدهم شهریور 1389ساعت 21:56  توسط سنامی  | 

سر گذشت یک ستاره از تولد تا مرگ

تولد:

ستارگان جوان معمولا به صورت گروهی به وجود می آیند همه ی ستارگان عالم توسط سحابی ها به وجود میآیند به طور کلی سحابی ها از دو بخش گاز و گردو غبار تشکیل می شوند. گازهای یک سحابی متشکل است از:1 . هیدروژن 2. هلیوم 3. اکسیژن4. کربن و.. البته در یک سحابی معمولا فلزاتی نیز یافت می شوند مانند:آهن پتاسیم کلسیوم و..گردو غبار موجود در سحابی ها کمی نا شناخته ترند. اما گفته می شود که در آن ها کربن (به شکل گرافیت)وجود دارد . به عقیده ی برخی در این مواد ذرات منجمد گاز متان و نیتروژن نیز یافت می شود .

وقتی جرم یک سحابی از یک حد معینی بالاتر رود فرآیند تشکیل ستاره آغاز می شود. عواملی که در افزایش جرم سحابی موثرند عبا رتند از:تراکم دما و وزن مولکولی. یکی از عللی که موجب افزایش تراکم و فشار می شود فشار بازو های کهکشانی است.

وقتی جرم از حد معینی بالاتر رفت نیروی جاذبه میان مولکول ها به وجود می آید. نیروی جاذبه ذرات گردو غبار را به هم نزدیک می   کند. در نتیجه انرژی جنبشی آزاد می شود. بنا براین دما بالا تر می رود. در این حالت دما در داخل ستاره محبوس نمی شود زیرا هنوز لایه های مختلف ستاره تشکیل نشده است و همه حرارت از سطح خارج می شود. در این حالت ستاره از خود قرمز شفاف گسیل می کند.ابر به یک پیش ستاره تبدیل شده است. در این مرحله قطر پیش ستاره به شرح زیر است:

قطر پیش ستاره:1000 واحد نجومی

قطر هسته ی پیش ستاره :5 واحد نجومی

  در ستاره های جوان و پرجرم پیش ستاره معمولا قطعه قطعه شده و چند ستاره را به وجود می آورد.

 

پس از گذشت چندین هزار سال ذرات به هم برخورد می کنند .و دما را بالا می برند . در این حالت هسته قرمزکدر و سطح قرمز کدر  گسیل می کند.

دما بالا می رود اما در ستاره محبوس نمی شود . بنا بر این فشار گاز ها بالا نمی رود. در نتیجه فرو ریزش ادامه می یابد.

دما و فشار پیوسته بالا رفته و فرو ریزش شدت بسیار بسیار زیادی پیدا می کند. وقتی فشار به حدی رسید که بتواند وزن لایه های بالایی را تحمل کند تعادل ئیدرو استاتیکی به وجود می آید. دراین حالت اگرچه دما بالا می رود اما درخشندگی کم می شود. زیرا ستاره در حال انقباض است و مساحت سطح آن کم می شود.

در خارج مغز پیش ستاره دما و فشار بالا تر می رود و به داخل مغز فرو ریزش می کند. در نتیجه شرایط تشکیل هیدروژن اتمی از هیدروژن مولکولی مهیا می شود.(چون دما به 2000 درجه کلوین رسیده است. )

برای تبدیل هیروژن مولکولی به هیدروژن اتمی به انرژی نیاز استو جذب انرژی باعث می شود تعادل دوباره به بخورد. بنا براین فرو ریزش شدیدا زیاد شده و دما به آهستگی بالا رفته تا به 100000 درجه ی کلوین برسد. کم کم فرو ریزش متوقف می شود . در این حالت ستاره ای کوچکتر با چگالی زیاد داریم .انقباض به کندی ادامه می یابد تا دما به میلیون درجه برسد.

اکنون پیش ستاره پس از سال ها تلاش توانسته شرایط لازم را برای شروع واکنش گداخت هسته ای به دست آورد. پیش ستاره ی ما اکنون یک ستاره است و وارد رشته ی اصلی(در نمودار HR) شده است. 

 

 

دوران بلوغ و جوانی ستاره:

اکنون در ستاره ی جوان ما واکنش هسته ای اتفاق می افتد و این ستاره نیز مانند میلیون ها ستاره ی دیگر در هسته ی خود انرژی تولید می کند.به طور کل اختر شناسان انرژی زایی در هسته ی ستارگان را به دو شکل ودر دو چرخه ی مختلف می شناسند. یکی چرخه ی پروتون پروتون که در آن 4 پروتون با یک دیگر ترکیب می شوند و یک هسته هلیوم را به وجود می آورند.دومین سیکل چرخه ی کربن است که در آن کربن به عنوان یک کاتالیزور عمل می کند.(کاتالیزور ماده ای است که در ابتدای واکنش وارد می شود و فقط به آن سرعت می بخشد. لازم به ذکر است که این گونه مواد هیچ تا ثیری در نتیجه واکنش نمی گذارند.)

در ستاره ای مانند خورشید بیشتر چرخه ی پروتون پروتون حائز اهمیت است و چرخه ی کربن فقط به مقدار ناچیزی آن هم در مرکزی ترین نقاط خورشید در انرژی زایی نقش دارد.ولی هرچه دما و فشار در یک ستاره بیشتر باشد چرخه کربن نیز بیشتر وارد عمل می شود.

 

 

مرگ:

 

برای ستاره ای مثل خورشید وقتی 7 درصد از هیدروژن خود را سوزاند انباشته شدن هلیوم در مغز شروع می شود. این تغییر نور و درخشندگی خورشید را عوض می کند و آن ها را بالا می برد.

 

درخشندگی = دما به توان 4

درخشندگی = شعاع به توان 2

 

لایه های مختلف ستارگان از مرکز به سطح معمولا از این عناصر تشکیل شده اند: اگر ستاره را از مرکز به سطح به 8 لایه تقسیم کنیم:

 

1:هسته ی عمدتا آهن

2:لایه عمدتا سیلیسیوم

3:لایه عمدتا منیزیوم و سیلیسیوم

4:لایه عمتدتا منیزیوم و سیلیسیوم و گوگرد

5:لایه عمدتا اکسیژن و منیزیوم

6:لایه عمدتا هلیوم

7:لایه عمدتاهیدروژن و هلیوم

8:لایه عمدتا هیدروژن

 

سوختن هلیوم در دمای 100 میلیون درجه ی کلوین

سوختن کربن در دمای500 میلیون درجه ی کلوین

سوختن آهن در دمای بالا تر از میلیارد درجه ی کلوین

 

کوتوله سفید

ستاره نوترونی

سیاهچاله

جرم در رشته اصلی

(8-1)برابر جرم خورشید

(10-8)برابر جرم خورشید

بیشتر از 10 برابر جرم خورشید

جرم در لحظه ی مرگ

(4/1-6/0) برابر جرم خورشید

(8/1-4/1) برابر جرم خورشید

بیشتر از 8/1برابر جرم خورشید

قطر متوسط

اندازه زمین

32km

10km

چگالی

10 به توان 9

10به توان 17

بی نهایت

 

وقتی که هیدروژن کاملا از قسمت مرکزی ستاره تخلیه شد مغز ستاره با هلیوم و در صد کمی از عناصر سنگین توسعه می یابد. در مغز هلیومی اثری از هیدروژن نیست و هیچ چیز دیگری هم گرما تهیه نمی کند. ستاره دوباره شروع به انقباض جاذبه ای می کند به طوری که قسمتی از انرژی ستاره از انرژی پتانسیل حاصل از انقباض مغز و ما بقی انرژی از سوزاندن هیدروژن ناحیه ی احاطه کننده مغز تهیه می شود. در اثر این تغییر ستلره رشته ی اصلی را ترک می گوید . برای این که ستاره ای از رشته ی اصلی خارج شود باید حدود ده درصد از جرم ستاره از هیدروژن تهی شود.این که ستلره ی ما در پایان مرگش به یک سیاهچاله تبدیل می شود یا یک ستاره نوترونی یا شاید هم یک کوتوله به عوامل و مشخصات زیر بستگی دارد .برای این که ستاره ای به هریک از این اجرام تبدیل شود باید مشخصات ذیل را دارا باشد:

 

 

 

تکامل ستارگان خیلی بزرگ

مراحل اولیه تکامل ستارگان بزرگ کاملا شبیه به ستارگان کوچک است اما در رشته ی اصلی اختلافاتی  وجود دارد:1. ستارگان بزرگ خیلی سریع تکامل می یابند در حالی که یک ستاره مثل خورشید ممکن است حدود ده میلیارد در رشته اصلی بماند 2. در مرحله تکامل یک ستاره بزرگ میتواند ذخیره انرزپژی اش را در چند میلیون سال تخلیه کند.3. دیگر این که وقتی هنوز مغز یک ستاره بزرگ از هیدروژن تخلیه نشده است احتراق هلیوم شروع می شود.

 

 

+ نوشته شده در  یکشنبه هفدهم مرداد 1389ساعت 16:33  توسط سنامی  | 

جا به جایی خطوط طیفی به سمت رنگ سرخ(ثابت هابل)

کیفیت شایان توجهی که به انتقال به سرخ موسوم است در همه ی کهکشان ها دیده می شود. یاد آور شوم که منظور از انتقال به سرخ این است که همه ی خطوط طیفی از مکان های عادی خود به مواضع جدیدی که به انتهای سرخ طیف نزدیک تر است انتقال یافته اند. این جا به جایی به انتقال دوپلری تعبیر می شود که حاکی از دور شدن کهکشان ها از زمین است.

مطالعات بعدی انتقال به سرخ این واقعیت را روشن ساخت که میان سرعت دور شدن و فاصله ی کهکشان نسبتی وجود دارد. هرچه کهکشان از زمین دور تر باشد با سرعت بیشتری دور می شود(قانون هابل).نسبت سرعت به فاصله به ثابت هابل موسوم است ومقدار آن 100 کیلومتر بر ثانیه برای هر مگا پارسک است (یک مگا پارسک یک میلیون پارسک یا تقریبا 25/3 میلیون سال نوری است).بنا براین کهکشانی که به فاصله ی 20 مگا پارسکی از کهکشان ما است با سرعت 2000 کیلومتر بر ثانیه از ما دور می شود.تصحیح مربوط به حرکات تصادفی کهکشان ها باید دراین رقم منظور گردد.این تصحیح به ویژه در مورد کهکشان های نزدیک دارای اهمیت است. در مورد بعضی از کهکشان های نزدیک حرکت تصادفی به سمت ما از سرعت دور شدن پیشی می گیرد و حرکت منتجه به سمت کهکشان ما است. توضیح این نکته که چرا همه ی کهکشان ها از زمین یا از کهکشان بی اهمیت ما دور می شوند دشوار بوده است. توضیحی که امروزه مورد قبول است به مفهوم جهان در حال انبساط مربوط می شود.
+ نوشته شده در  شنبه شانزدهم مرداد 1389ساعت 23:15  توسط سنامی  | 

ستارگان متغیر

تعداد نسبتا زیادی ستاره وجود دارد که روشنی ذاتی و مشخصات طیفی آن ها با زمان تغییر می کند.

تغییرات روشنی ذاتی در بعضی موارد معلول تپش ستاره(ستاره متناوبا باد می کند و سپس کوچک می شود) ودر موارد دیگر بر اثر وقوع انفجار است (ستاره بخشی از جرم خود را به فضا پرتاب می کند.)

ستاره های تپنده بر چندین گروه مشتمل می شوند:قیفاووسی هایI

قیفاووسی های II  متغیر های RR-شلیاقی و متغیر های دراز دوره.

در پایین درباره ی هریک از این متغیرها توضیح داده خواهد شد.

+ نوشته شده در  شنبه شانزدهم مرداد 1389ساعت 15:13  توسط سنامی  | 

قیفاووسی ها

قیفاووسی ها نوعی ستاره هستند که روشنی آن ها به طور متناوب تغییر می کند. در یک قیفاووسی نمونه روشنی در آغاز دوره تناوب به سرعت بسیار به مدت چند ساعت زیاد می شود. سپس تا چندین روز به تدریج کم فروغ تر می شود. سپس همین سیکل تکرار می گردد. قیفاووسی ها در تغییرات خود بسیار وقت شناس و منظم اند. تغییر روشنی این ستارگان معادل یک قدر مثلا از3/5 به 3/4 می باشد. نخستین قیفاووسی شناخته شده ستاره δ در صورت فلکی قیفاووس است و وجه تسمیه این ستارگان نیز همین است. این ستاره ها ابر غول هایی از گونه های طیفی  F  و G می باشند. نامگذاری ستارگان قیفاووسی طبق قاعده ی خاصی انجام می گیرد. به نخستین ستاره ی متغیر هر صورت فلکی پیشوند R داده می شود و به دومین ستاره پیشوند S. پس ازZ پیشوند های RT  RS  RR الی آخر می آید و پس از  ST  SS RZ الی آخر. در این دستور   پس از ZZ پیشوندهای AAتا QZ بر نام صورت فلکی افزوده می شود. ستارگان متغیر اضافی با دستور با دستور بسیار ساده تری مشخص می شوند: V335 V336  والی آخر مانند V337 دجاجه .

همان طور که گفتیم ستارگان متغیر سه دسته اند. ستارگان قیفاووسی I  به طور متوسط 5/1 قدر روشن تر از قیفاووسی های II  اند. دوره ی تناوب آن ها بین 5/1 تا 100 روز ودر بیش تر مواقع 5 روز است. در منحنی های مربوط به قیفاووسی های II  مشخصا نواحی مسطحی هم در بخش افزایش نور و هم در بخش کاهش نور وجود دارد. دوره ی تناوب آن ها از 10تا 25 روز است.

٭قیفا ووسی های II  که در خوشه های کروی هاله ی کهکشان و در مرکز کهکشان دیده می شوند ستاره های غول یا ابر غول اند.٭

+ نوشته شده در  شنبه شانزدهم مرداد 1389ساعت 13:7  توسط سنامی  | 

ستاره های متغیر RR شلیاقی

این ستاره ها قیفاووسی هایی اند با دوره ی تناوب بسیار کوتاه. طولانی ترین دوره ی تناوب شناخته شده در میان آن ها 29 ساعت و کوتاهترین دوره کمتر از یک ساعت و نیم است. نخستین ستاره ای که از این نوع کشف شد ستاره ی قدر هفتمی بود در صورت فلکی شلیاق که وجه تسمیه این ستارگان از آن است. قبلا این قیفاووسی ها به قیفاووسی های نوع خوشه ای موسوم بودند زیرا نخستین بار در خوشه های ستاره ای کروی کشف شدند. امروزه این نام مهجور استزیرا معلوم شده است که در همه جای آسمان وجود دارند. در حدود 3000ستاره از این نوع شناخته شده است. این ستاره ها پنجاه بار درخشنده تر از خورشید و از گونه های طیفی A یا F اند.

+ نوشته شده در  چهارشنبه سیزدهم مرداد 1389ساعت 16:28  توسط سنامی  | 

ماده ی تاریک در عالم

آیا عالم الی ابد انبساط خواهد یافت ؟ یا در آینده این انبساط کند و سرانجام متوقف خواهد شد و آنگاه جهان به انقباض روی خواهد آورد؟ پاسخ این سوال بستگی دارد به نسبت چگالی عالم به چگالی بحرانی . اگر ماده عالم به قدری باشد که چگالی آن از چگالی بحرانی بیشتر شود گرانش بالا خره انبساط کنونی را متوقف خواهد کرد . سپس انقباض عالم آغاز خواهد شد.  محاسبات مفصل نجومی حاکی از آن است که چگالی واقعی کمتر از چگالی بحرانی است . اما همین محاسبات نشان میدهند که ماده ی عالم ظاهرا بیش ازآن است که به صورت متعارف در ستاره ها و کهکشان ها و ماده ی میان کهکشانی مشاهده شود. یعنی عالم باید حاوی ماده ای باشد که مرئی نیستو یا دست کم نمی درخشد. چگونه اختر شناسان به این نتیجه رسیده اند؟

 

٭میان نوری که از هر ستاره ساطع میشود و جرم آن رابطه وجود دارد. بنا براین میتوان مقدار ماده ی موجود در یک کهکشان را با اندازه گیری نوری که از آن گسیل میشود سنجید. حرکت کهکشان ها در مجموعه های کهکشانی با مقدار ماده ای که از این طریق به دست می آید نمی خواند. این حرکت حاکی از آن است که کهکشان ها در مجموعه های کهکشانی تحت سیطره ی یک نیروی گرانشی بسیار قوی قرار دارند. پس در مجموعه های کهکشانی جرم پنهانی وجود دارد که ربطی به نور و پرتو های گسیل شده از کهکشان های مجموعه ندارد.

٭از اندازه گیری نسبت های فراوانی عناصر سبک مثلا نسبت فراوانی دوتریوم به ئیدروژن لیتیوم به هلیوم و هلیوم به ئیدروژن میتوان چگالی عالم را بر آورد کرد. برای سازگاری این محاسبات نظری به چگالی ای ده برابر چگالی مشهود نیاز است . همه ی این برآورد ها ظاهرا به این نتیجه می انجامد که بیش از 90 در صد جرم عالم ماده ی تاریک یا جرم پنهان است. سرشت این ماده ی تاریک چیست؟ برخی حدس میزنند که این ماده از جنس همان مواد متعارف اختر فیزیکی یعنی به صورت کهکشان های بی فروغ – کوتوله های قهوه ای – غبار و مواد سیاره ای و احیانا ستاره های نوترونی مرده و سیاهچاله های منفرد است که به دلیل بی فروغی از قلم افتاده اند. این قبیل اجرام را اجرام هاله ی فشرده اختر فیزیکی نام نهاده اند. عده ای هم بر این باورند که ماده ی تاریک عمدتا متشکل از ذرات عجیب و غریب شناخته (چون نوترینو)و نا شناخته (چون آکسیون) است که برای پی بردن به ویژگی هایشان باید به سراغ فیزیک ذرات بنیادی رفت. این قبیل ذرات را ذرات پر جرم با بر هم کنش ضعیف می نامند. مسئله ی ماده ی تاریک در واقع دو مسئله است . یکی این که سرشت و ماهیت ماده تاریک چیست و دیگری این که چه میزان از ماده عالم ماده ی تاریک است.
+ نوشته شده در  یکشنبه دهم مرداد 1389ساعت 15:29  توسط سنامی  | 

عکس فرا ژرف هابل

پرونده:HUDF.jpg 

 

این دور دست ترین تصویری است که تا کنون در نور مرئی از عالم گرفته شده است و میدان بسیار دور دست هابل نام گرفته است . در این تصویر برخی از کهنسال ترین کهکشان ها که سنی در حدود 13 بیلیون سال دارند دیده می شود.این عکس با دوربین هایACS وNICMOS  تلسکوپ هابل گرفته شده است که تقریبا به مدت سه ماه به قسمت خاصی از آسمان خیره شدند. هابل چندین عکس دیگر نیز مانند این عکس از قسمت های مختلف آسمان و در سال های گوناگون تهیه کرده است اما اولین عکس فرا ژرف آن از صورت فلکی دب اکبر و از ناحیه ی میان دبه و مراق گرفته شده است. 

 

 

 

+ نوشته شده در  چهارشنبه ششم مرداد 1389ساعت 22:45  توسط سنامی  | 

محاسبه فاصله ی ستارگان از زمین به شکل غیر مستقیم

برا ی اندازه گیری فاصله ستارگان از زمین دو روش مستقیم و غیر مستقیم وجود دارد:

 

روش مستقیم: از آن جایی که در بسیاری از وبلاگ ها درباره ی این روش توضیح داده شده است از این بخش میگذرم و به بخش تخصصی تر می پردازم. فقط بگویم که در این روش از مثلث بندی استفاده می شود.البته این روش به دلیل ناقص بودن کاربرد چندانی ندارد واکثر منجمان از روش غیر مستقیم استفاده می کنند.

 

روش غیر مستقیم:

یکی از فرمول های اساسی نجوم قدر ظاهری     قدر مطلق   و فاصله را به یکدیگر مربوط می سازد. هرگاه دو تا از این سه کمیت معلوم باشد سومی را میتوان معین کرد. این فرمول عبارت است از:

 

 

M=m+5-5log Dps

 

 

در مورد قیفا ووسی ها ما قدرظاهری و قدر مطلق را می دانیم. اولی با میانگین گرفتن از قدر ظاهری ستاره و دومی از روی دوره ی تناوب مشاهده شده و استفاده از منحنی دوره ی تناوب –قدر مطلق مربوطه به دست می آید.بنا بر این می توان فاصله یک قیفاووسی یا گرو هی از ستارگان را که بر حسب اتفاق این قیفاووسی همراه آن ها است به دست آورد.

 

 

 

روش غیر مستقیم دیگری برای اندازه گیری فواصل:مطالعات متغیر های شلیاقی         حاکی از آن است که این ستاره ها جملگی قدر مطلقی نزدیک به 6ر0+ دارند.

با بررسی استفاده از این مقدار و قدر ظاهری متوسط مشاهده شده می توان فاصله را بر حسب پارسک از را بطه ی زیربه دست آورد.

 

logDps=     (m-M)+1

 

 

با عر ض معذرت در مکان خالی در فرمول بالا یک پنجم بنویسید تا فرمول کامل شود.

این فاصله ی ستاره یا گروهی از ستاره ها است که بر حسب اتفاق ستاره شلیاقی  در آن قرار دارد.

+ نوشته شده در  سه شنبه بیست و دوم تیر 1389ساعت 16:1  توسط سنامی  |