حقوق نیوز

ستارگان و چرخه ی زندگی آن ها از جنینی تا پیری

ستارگان اجرامی هستند آسمانی که دارای منبع انرژی بوده و این انرژی را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطیسی خرج می‌کند. بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند.

حقوق نیوز/ علمی تکنولوژی

مراحل زندگی ستارگان

چرخه زندگی ستارگان

بیش از 10 هزار میلیارد میلیارد ستاره در حدود 100 میلیارد کهکشان سراسر عالم وجود دارد. همه ستاره‌ها در «ابرهای مولکولی عظیم» (GMCs) زاده می‌شوند؛ توده‌های غول‌پیکری که از گاز (عمدتا هیدروژن) و گرد و غبار شناور در فضای میان‌ستاره‌ای ساخته شده‌اند.

ستارگان زمانی شکل می‌گیرند که این ابرهای مولکولی که با عنوان «زایشگاه‌های ستاره‌ای» نیز شناخته می‌شوند، دچار فروپاشی گرانشی می‌شوند. فشارهای گرانشی باعث بالا رفتن دمای سحابی می‌شوند و آن را به ابرهای کوچک‌تری تقسیم می‌کند. این ابرها هر کدام یک «پیش‌ستاره» (Protostar) هستند؛ جرمی که نطفه اولیه ستاره را شکل می‌دهد.

پیش‌ستاره جرم توپ‌مانندی است که در مراحل اولیه تبدیل شدن به ستاره قرار دارد. پیش‌ستاره شکلی نامنظم دارد و هم حاوی گاز و هم غبار است. مرحله پیش‌ستاره‌ای در چرخه عمر ستاره می‌تواند چند صد هزار سال طول بکشد. تاثیرات گرانشی باعث می‌شود تا هسته گازی پیش‌ستاره شروع به چرخیدن کند. پیش‌ستاره در تلاش برای رسیدن به تعادل هیدرواستاتیکی منقبض شده، درخشش آن کاهش یافته و دمایش ثابت می‌ماند و در انتهای این مسیر، ستاره زاده می‌شود.

با متولد شدن ستاره، فعالیت‌های هسته‌ای که قلب تپنده آن هستند آغاز می‌شوند. انرژی آزاد شده طی این فرایند است که باعث درخشیدن ستاره می‌شود. در این دوران ستاره به آرامی از هیدروژن خود تغذیه می‌کند و از طریق همجوشی هسته‌ای، هلیم می‌سازد. وقتی هیدروژن رو به اتمام می‌گذارد، داستان حیات ستاره وارد مرحله تازه‌ای می‌شود که به جرم اولیه ستاره بستگی دارد؛ مسیری که ممکن است به انفجاری عظیم منجر شود یا با سرد و محو شدن ستاره به پایان خواهد رسید.

طبقه‌بندی ستارگان

ستارگان طبق «نمودار هرتسپرونگ-راسل» (Hertzsprung-Russell diagram) طبقه‌بندی می‌شوند که رنگ، دما، درخشندگی و جرم آنها را فهرست می‌کند. در آغاز قرن بیستم، این دو دانشمند بر مبنای قدر مطلق ستارگان (حذف کردن عامل فاصله از درخشندگی ستاره)، نموداری از یک گروه از ستارگان تهیه کردند. آنها با تعیین کردن یک محور به عنوان دما و محور دیگر به عنوان قدر مطلق دریافتند بخش اعظم ستارگان در این نمودار در یک نوار باریک جای می‌گیرند. این نوار، «رشته اصلی» (Main Sequence) خوانده می‌شود.

تمام ستارگان تازه متولد شده روی رشته اصلی نمودار قرار هرتسپرونگ-راسل می‌گیرند؛ اما بسته به جرم اولیه ستاره طیف‌های متفاوتی را تشکیل می‌دهند. ستارگان کوچک کم‌جرم و نسبتا سرد موسوم به «کوتوله‌های سرخ» (Red Dwarfs) هیدروژن را به‌کندی می‌سوزانند و صدها میلیارد سال یا بیشتر روی رشته اصلی باقی می‌مانند؛ در حالی‌که ستارگان پرجرم داغ تنها پس از چند میلیون سال رشته اصلی را ترک می‌کنند. ستارگان اندازه متوسط موسوم به «کوتوله زرد» (Yellow Dwarf) مثل خورشید ما حدود 10 میلیارد سال روی رشته اصلی باقی می‌مانند.

با توجه به این نکته می‌توان نتیجه گرفت عاملی که طول عمر ستاره و سرنوشت و مسیر زندگی آن را تعیین می‌کند، در حقیقت «جرم اولیه» ستاره است. از روی اندازه یک ستاره می‌توان عمر آن را به شکل حدودی تخمین زد. ستارگان کوچک‌تر جوان‌تر هستند و ستارگانی که اندازه بزرگ‌تری دارند، به انتهای عمر خود نزدیک شده‌اند. در واقع ستارگان بزرگ‌تر به دلیل فعالیت‌های هسته‌ای بیشتر نسبت به ستارگان کوچک‌تر، به سرعت انرژی خود را از دست می‌دهند و به همین خاطر عمر کوتاه‌تری دارند.

وقتی منبع هیدروژن هسته ستاره رو به پایان می‌رود، ستاره خروج از رشته اصلی را آغاز می‌کند. بدون وجود نیروی فشار رو به خارج ناشی از همجوشی هسته‌ای هیدروژن که بتواند با فشار رو به داخل ناشی از گرانش مقابله کند، ستاره شروع به جمع (منقبض) شدن می‌کند تا اینکه یا «فشار تباهیدگی الکترون» (Electron Degeneracy Pressure) به اندازه‌ای افزایش یابد که برای مقابله با گرانش کفایت کند، یا اینکه هسته به اندازه‌ای داغ شود که فرآیند همجوشی هسته‌های سنگین‌تر از هلیم آغاز شود. اینکه کدام اتفاق سرنوشت ستاره را به‌دست گیرد، به جرم ستاره بستگی دارد.

چرخه حیات ستارگان کم‌جرم

ستارگان کم‌جرم شامل گروهی از ستارگان می‌شود که جرم آنها کمتر از 8 برابر جرم خورشید است و یک ستاره سرخ یا زرد رشته اصلی محسوب می‌شوند. این دسته از ستارگان 95 درصد کل ستاره‌های عالم را شامل می‌شوند. بعد از اینکه ستاره تقریبا تمام هیدروژن خود را سوزاند، هسته آن شروع به جمع شدن و داغ شدن می‌کند که باعث می‌شود هیدروژن با سرعت باز هم بیشتری بسوزد.

این انرژی اضافی ایجاد شده به سمت بیرون تابش می‌کند و سبب می‌شود لایه‌های خارجی ستاره از هسته آن دورتر شوند. همزمان که لایه‌های خارجی ستاره گسترده می‌شوند، سرد شده و در نتیجه رنگشان قرمز و قرمزتر می‌شود و ستاره وارد مرحله «غول سرخ» (Red Giant) می‌شود.

مرحله غول سرخ سومین مرحله حیات ستارگان کم‌جرم است. در این مرحله، هسته ستاره به اندازه کافی داغ شده است که سوزاندن هلیم را آغاز می‌کند؛ نوعی فرآیند همجوشی هسته‌ای که طی آن هسته‌های سنگین‌تر هلیم به هم پیوند خورده و هسته‌های بزرگ‌تر مثل کربن و سپس اکسیژن را شکل می‌دهد.

سوزاندن هلیم به عنوان منبع سوخت جدید ستاره، برای چند هزار تا یک میلیارد سال (بسته به جرم ستاره) طول می‌کشد؛ اما سرانجام هلیم هسته هم تمام می‌شود و پس از اینکه بخش عمده هسته به اتم‌های کربن و اکسیژن تبدیل شد، ستاره دیگر سوختی برای سوزاندن نخواهد داشت.

با سوزاندن آخرین ذره‌های هلیم، لایه‌های خارجی ستاره از آن جدا شده و دوباره در فضای میان ستاره‌ای پخش می‌شوند. پوسته بیرون رانده شده ستاره، جرمی موسوم به «سحابی سیاره‌نما» (Planetary Nebula) را شکل می‌دهد. ماده موجود در این سحابی‌ها دوباره به محیط میان‌ستاره‌ای محلق می‌شوند تا با پیوستن به دیگر ذرات گاز و غبار موجود، شکل‌گیری ستاره‌ای دیگر را کلید بزنند.

با جدا شدن سحابی سیاره‌نما، یک هسته لُخت کوچک بسیار داغ از ستاره باقی می‌ماند؛ جرمی که با نام «کوتوله سفید» (White Dwarf) خوانده می‌شود. کوتوله‌های سفید آخرین مرحله در چرخه عمر ستارگان کم‌جرم محسوب می‌شوند؛ زیرا این ستارگان جرم کافی برای تبدیل شدن به ابرنواختر را ندارند.

کوتوله‌های سفید حجمی در اندازه‌های زمین دارند؛ اما بسیار چگال هستند و جرم آنها حدود جرم خورشید (حداکثر ۱/۴ برابر جرم خورشید) است. با وجود این و در مقایسه با ستارگان بزرگ‌تر، کوتوله سفید به دلیل نداشتن انرژی ستاره‌ای سرد و کم‌نور محسوب می‌شود. با تبدیل شدن ستاره به کوتوله سفید، پایان زندگی ستاره فرا می‌رسد.

در فرآیند انحطاط ستاره، یک مرحله فرضی دیگر پس از مرحله کوتوله سفید وجود دارد که به «کوتوله سیاه» (Black Dwarf) شهرت دارد؛ وقتی ستاره به اندازه کافی سرد شده و دیگر هیچ گرما یا نوری تابش نمی‌کند. از آنجایی‌که زمان لازم برای رسیدن کوتوله سفید به این مرحله بیش از عمر فعلی عالم پنداشته می‌شود، انتظار نمی‌رود هیچ کوتوله سیاهی درحال حاضر در کیهان وجود داشته باشد. حتی اگر کوتوله سیاهی هم وجود داشته باشد، مکان‌یابی آنها به دلیل فقدان تابش بسیار دشوار است.

مراحل زندگی ستارگان

چرخه حیات ستارگان پرجرم

این دسته شامل ستاره‌هایی است که بیش از هشت برابر خورشید جرم دارند. هر چند شکل‌گیری و آغاز حیات این دسته از ستارگان تا مرحله سوزاندن هیدروژن مشابه ستارگان کم‌جرم است، اما در ادامه مسیر زندگی کاملا متفاوتی را بر می‌گزینند که باعث می‌شود مرگ آنها خیلی آرام و بی‌صدا رخ ندهد.

به دلیل جرم اولیه بیشتر، نیروی گرانش و در نتیجه فشار رو به داخل در این ستارگان به‌مراتب قدرتمندتر است و در نتیجه ستاره داغ‌تر است. دمای بالاتر باعث می‌شود فرآیند همجوشی هسته‌ای سریع‌تر رخ دهد که با تولید فشار رو به خارج بیشتر، اثر گرانش بالاتر این ستارگان را خنث

ی می‌کند. در نتیجه هر چند این ستارگان نیز هنگام تولد روی رشته اصلی نمودار هرتسپرونگ-راسل قرار می‌گیرند، اما با ستاره‌ای مواجه هستیم که بزرگ، داغ و آبی است.

تفاوت داستان زندگی ستارگان پرجرم و کم‌جرم از همین نقطه کلید می‌خورد. در حالی‌که میلیاردها سال طول می‌کشد تا ستارگان کم‌جرم سوختشان را مصرف کنند، ستاره‌های پرجرم سوختشان را در مدت زمانی بسیار کمتر می‌سوزانند و تمام هیدروژن خود را تنها طی چند ده تا چند صد میلیون سال مصرف می‌کنند.

همانند ستارگان کم‌جرم و با رو به پایان گذاشتن سوخت هیدروژن، هسته این گروه از ستارگان هم شروع به جمع شدن و داغ شدن می‌کند که باعث تولید انرژی بیشتر و باد کردن (منبسط شدن) ستاره می‌شود. در نتیجه با ستاره‌ای با ابعاد بسیار بزرگ موسوم به «ابرغول» (Supergiant) روبه‌رو می‌شویم؛ کمیاب‌ترین ستارگان عالم که می‌توانند ده‌ها برابر روشن‌تر از خورشید بوده و شعاعی 1000 برابر خورشید داشته باشد.

اما همزمان که هسته ستارگان پرجرم متراکم می‌شود، دمای آن در مقایسه با ستارگان کم‌جرم بسیار بالاتر می‌رود و در نتیجه می‌تواند با همجوشی هسته‌های هلیم، عناصر کربن، اکسیژن، نئون و سیلیسیم را تولید کند. این عناصر به ترتیب سنگینی در نواحی کوچک و کوچک‌تری به سمت مرکز ستاره گرد هم می‌آیند که به اندازه کافی حرارت دارد تا فرآیند همجوشی خاص آنها را کلید بزند.

در نهایت و در مرکز ستاره، با سنگین‌ترین عنصری مواجه می‌شویم که طی واکنش همجوشی درون ستاره می‌تواند شکل گیرد: آهن.

پس از انجام تمام واکنش‌های هسته‌ای در لایه‌های مختلف و اتمام سوخت، ستاره‌ای با هسته تمام آهنی بر جای می‌ماند که به معنای مرگ ستاره ابرغول است. هسته آهنی به اندازه‌ای پایدار است که همجوشی هسته‌ای دیگر قادر به خلق ماده جدید و تولید انرژی نیست و در نتیجه با رسیدن به این مرحله، گرانش پیروز می‌شود و هسته ستاره در کسری از ثانیه فرو می‌پاشد.

طی یک انفجار، انتشار عظیم انرژی صورت می‌گیرد و غبار و گازهای لایه خارجی ستاره با سرعتی معادل 30 هزار کیلومتر در ثانیه به میان فضا پرتاب می‌شود. این رخداد خارق‌العاده که یکی از خشن‌ترین و پرانرژی‌ترین رخدادهای عالم است، «ابرنواختر» (Supernova) نامیده می‌شود.

این انفجارها ضمن آنکه باعث خلق عناصر سنگین‌تر از آهن در جدول تناوبی می‌شوند، چنان درخششی ایجاد می‌کنند که نور آن به تنهایی از نور تمام کهکشانی که ابرنواختر در آن قرار دارد، بیشتر است.

بر خلاف ستارگان کم‌جرم، ابرنواخترها از خود کوتوله سفید بر جای نمی‌گذارند. از آنجایی‌که هسته باقی‌مانده از این ستارگان جرمی بیشتر از ۱/۴ جرم خورشید دارد (مقداری که به «حد چاندراسکار» مشهور است)، نیروی گرانش هسته می‌تواند بر فشار تباهیدگی الکترون غلبه کند. (بنا بر اصل طرد پاولی، الکترون‌ها به عنوان دو ذره یکسان با اسپین نیم‌صحیح نمی‌توانند وضعیت‌های کوانتومی یکسانی را اشغال کنند. در نتیجه، وقتی چگالی ماده به طرز غیرمعمولی زیاد می‌شود، فشاری خلق می‌شود که از متراکم شدن بیشتر ماده جلوگیری کند. این فشار را فشار تباهیدگی الکترون می‌گویند). در این حالت، دو اتفاق رخ می‌دهد:

اگر جرم هسته بین ۱/۴ تا 3 برابر جرم خورشید باشد (که از ستاره اولیه‌ای با جرم 8 تا 40 برابر جرم خورشید بر جای می‌ماند)، هسته نمی‌تواند در برابر گرانش مقاومت کند و با کوبیده شدن الکترون‌ها به پروتون‌ها، تنها نوترون برجای می‌ماند. نتیجه کار «ستاره‌ای نوترونی» بسیار چگالی است که تمام جرم آن در کره‌ای به قطر کمتر از 20 کیلومتر متراکم شده است.

اما اگر جرم هسته بیشتر از 3 برابر جرم خورشید باشد، گرانش حتی قادر است بر فشار تباهیدگی نوترون‌ها غلبه کند. در نتیجه تمام جرم ستاره در نقطه‌ای واحد با چگالی بینهایت متمرکز می‌شود؛ نوعی تکینگی که آن را با نام «سیاه‌چاله» می‌شناسیم. بنابراین هر چند ممکن است غیرممکن به نظر آید؛ اما طبیعت دقیقا به همین صورت کار می‌کند و سیاه‌چاله‌ها در واقع آخرین مرحله زندگی پرجرم‌ترین ستارگان عالم هستند.

درخشش ستارگان

میزان درخشندگی ستارگانی که نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یک، درخشش واقعی ستاره که در اصل مقدار انرژی نورانیست که از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یک ستاره نزدیک که کم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یک ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالیست که آلفا سنتوری A تنها 100.000/1 ریگل انرژی نورانی تولید می کند در عوض فاصله آن از زمین تنها 325/1 فاصله ریگل از زمین است.

طلوع و غروب ستارگان

وقتی از نیمکره شمالی زمین به آسمان نگاه می کنیم، ستارگان به دور نقطه ای که به آن قطب شمال سماوی می گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمکره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای که به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حرکت می کنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان، همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است که حرکتهایی که ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلکه همه آنها به دلیل حرکت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین به نظر می آیند. برای ناظری که بر روی زمین ایستاده، زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حرکت گردشی به نظر می رسند.

اسامی ستارگان

اجداد ما شاهد بودند که ستارگان مشخصی بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیکر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده، در کنار یکدیگر قرار می گیرند. بعضی از این الگوها، که به آنها صور فلکی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلکی اریون (شکارچی) به یاد یک قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است.

امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می کنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی 88 صورت فلکی را شناسایی کرده است. این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلکی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین ستاره در صورت فلکی لیرا، آلفای لیرا است.

حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلکی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلکی به کار می رود. به همین شکل در نامگذاری 24 ستاره درخشان در هر صورت فلکی از 24 حرف زبان یونانی استفاده می شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به کار گرفته می شوند.

به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نامگذاری ستارگانی که کشف می شوند، استفاده می کند. اغلب اسامی جدید تشکیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می کند. برای مثال، ستاره PSR J1302-6350 یک تپ اختر است، از آنجا که حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بیانگر موقعیت و مکان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرف J مبین آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گیری J2000 اعلام شده است.

مراحل زندگی ستارگان

قدر و تابندگی ستاره

قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپارکوس، در سال 125 قبل از میلاد ابداع شد. هیپارکوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها که از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری کرد. او شماره 1 را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگی کمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همین ترتیب به قدر 6 رسید که آنها کم نورترین ستارگان آسمان بودند.

امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان کنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری که در فاصله 6/32 سال نوری از ستاره قرار دارد.

ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گذاری قدر را برای ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان کم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره ای که از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن کمتر از 1 می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسیار نورانیتر، از صفر نیز کمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشانترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ریگل 1/8- است. بر اساس شناختی که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف دیگر، کم نور ترین ستارگانی که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند، قدر ظاهری معادل 28 دارند.

بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند کمتر از 16 باشد.

تابندگی یک ستاره برابر است با مقدار انرژی که ستاره منتشر می کند. اصطلاحا به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می کنند. برای مثال قدرت خورشید 400 تریلیون تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می کنند. برای نمونه آنها می گویند که تابندگی آلفای سنتوری (قنطورس) 3/1 برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدودا 150.000 برابر تابندگی خورشید است.

تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یک فاکتور از 100 در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره ای باقدر مطلق 7، 100 بار تابناکتر است. ستاره ای با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره ای با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره ای با قدر مطلق 7 تابناکتر است.

رنگ و دما

اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنید، حتی بدون تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید که رنگ ستارگان یا تقریبا قرمز، یا تقریبا زرد و یا تقریبا آبیست. برای مثال، ستاره بیتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلکی شکارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد. ستاره پولوکس (Pollux)، مانند خورشید، زرد رنگ است و ستاره ریگل، تقریبا آبی به نظر می آید. رنگ یک ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری کلوین (kelvin) با علامت اختصاری K می سنجند. واحد کلوین از 15/273- درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر کلوین برابر است با 15/273- درجه سانتیگراد و دمای صفر درجه سانتیگراد برابر است با 15/273 کلوین. دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریبا 2500K می باشد. دمای سطحی ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین 10.000K تا 50.000K می باشد.

گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تک رنگ به نظر می آیند اما در واقع آنها طیفی از رنگها را منتشر می نمایند. شما می توانید به کمک یک منشور مشاهده کنید که نور خورشید، به عنوان یک ستاره زرد، از رنگهای بسیاری تشکیل شده است. طیف مرئی شامل همه رنگهای رنگین کمان می باشد. این رنگها از قرمز (که توسط ضعیفترین فوتونها ایجاد می شود) تا بنفش (که توسط قویترین فوتونها ایجاد می شود) هستند.

نور مرئی یکی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الکترومغناطیس است. این پرتوها از کم انرژی ترین آنها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی (مایکروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند اما در این مقاله آنها در گروه امواج رادیویی نام برده می شوند.م.)، پرتوهای فروسرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایکس ری و پرتوی گاما. همه این شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذکور را متساطع نمی نمایند. ترکیبی از همه این شش گروه را طیف الکترومغناطیس می نامند.

ابعاد

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشید می سنجند. آلفا سنتوری A شعاعی معادل 05/1 برابر شعاع خورشید دارد و تقریبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ریگل بیش از 78 برابر شعاع خورشید است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشید می باشد. ابعاد و دمای سطح ستاره، درخشندگی آن را معین می کند. دو ستاره را در نظر بگیرید که دمای سطح یکسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در این شرایط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با دمای سطح یکسان را مقایسه کنید، نخست، باید شعاع ستاره بزرگتر را تقسیم بر شعاع ستاره کوچکتر نمائید و سپس مربع عدد حاصل را به دست آورید (حاصل تقسیم به توان 2).

حال دو ستاره را با شعاع برابر ولی دمای سطح (بر حسب کلوین) متفاوت تجسم کنید. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دمای آن به توان 4 است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را که دمای مختلف دارند مقایسه کنید، دمای ستاره گرمتر را بر دمای ستاره سردتر تقسیم کرده و حاصل این تقسیم را به توان 4 برسانید.

جرم

ستاره شناسان جرم ستارگان را نیز بر اساس جرم خورشید اندازه گیری می کنند. برای مثال آلفا سنتوری A جرمی معادل 08/1 جرم خورشید دارد، جرم ریگل 5/3 برابر جرم خورشید است. جرم خورشید معادل دو میلیون میلیون میلیون میلیون میلیون کیلوگرم یعنی 2 به همراه سی عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما دارای ابعاد برابر نیستند. در واقع چگالی ستارگان نسبت به هم متفاوت است. برای نمونه، میانگین چگالی خورشید 1400 کیلوگرم در هر متر مکعب است، یعنی تقریبا 140 درصد چگالی آب. شباهنگ B جرمی حدودا معادل جرم خورشید دارد اما چگالی آن 90.000 برابر چگالی خورشید است.



+ 0
مخالفم - 0
نظرات : 0
منتشر نشده : 0

شما هم می توانید دیدگاه خود را ثبت کنید



کد امنیتی کد جدید

سرخط خبرها: