همه چیز درباره ی ستاره ها

[Galaxy]

تصور میشود كه ستارگان از ابر هایی از گاز و غبار موجود در فضا شكل گرفته اند.اگر در یك ابر گازی یك منطقه متراكم بوجود آید این امكان وجود دارد كه بر اثر نیروی گرانی كه هر یك از ذرات گازی بر ذره ی دیگر وارد میكند این ابر گازی شكل منقبض گردد.
هر قدر ابر كوچك و كوچك تر گردد تراكم و دمای آن افزایش میابد تا آنكه دمای فشار در مركز آن چنان افزایش میابد كه فعل و انفعالات هسته ای شروع شود و هیدروژن را به هلیوم تبدیل نماید و مقدار معتنابهی انرژی در فضا گسیل دارد .هنگامی كه این امر صورت گرفت (دما در درون این سیاره ی نو پا بیش از 10 میلیون درجه سانتیگراد است ) ستاره از چروك یا منقبض شدن باز می ایستد.درواقع فشار گازهای بسیا داغ اثر جاذبه ای را از حالت موازنه بیرون می آورد و سعی بر منقبض كردن آن دارد .ستاره پس از این مرحله میتواند برای یك دوره ی طولانی ثابت بماند كه در این صورت گفته می شود كه جزو ستارگان رشته ی اصلی در آمده.
خورشید خود یك ستاره از رشته ی اصلی به حساب می آیدو بیش از 5000 میلیون سال موجودیت داشته و در مركز خود به اندازه ی كافی هیدروژن و سوخت جهت درخشان نگه داشتن خود آنهم به گونه ای ثابت و یكنواخت برای 5000 میلیون سال دیگر دارد.
تمام ستارگانی كه ما مشاهده میكنیم بخشی از یك منظومه ی عظیم ستاره ای را تشكیل میدهند كه عبارت است از كهكشانها...

[Galaxy]

اختر شناسان از طریق طیف نگاری اطلاعات زیادی را درباره ی نوع تركیب ستارگان می توانند در اختیا ما قرار دهند .معمولا طیف یك ستاره شبیه به رنگین كمان است .دانشمند آلمانی بنام فران هوفر در سال 1814 م . برای نخستین بار متوجه این خطوط گردید اما نخستین شخصی كه در سال 1859 م. درباره به وجود آ مدن این خطوط توضیح داد كریشهف بود.=d>
كریشهف 3 قانون طیف نگاری مطرح كرد. قانون 1: اجسام یا گازهای داغ و فروزان تحت فشار زیاد طیف پیوسته ای صادر می كنند .قانون 2:یك گاز فروزانتحت فشار اندك طیف گسسته بیرون میدهدكه متشكل از خطوط روشن باطول موج معین است.قانون 3:اگر یك طیف پیوسته را از میان یك گاز نادر عبور دهید خطوطی سیاه رنگ در طیف ظاهر میشود.این خطوط با همان طول موجی ظاهر خواهند شد كه آن گاز كمیاب اگر داغ میشد همان نور را از خود گسیل میداد.
یك ستاره دارای همان تركیبی است كه خورشید از آن ساخته شده است.سطح مریی كه ما مشاهده میكنیم داغ و فروزان است پس طیفی پیوسته بیرون میدهد.در بالای این سطح مریی (شبه سپهر)لایه ای نازكتر و سردتر است بنام رنگین سپهر.نور حاصل از شبه سپهر از میان این لایه عبور می كند .بعضی از این نورها كه دارای طول موج معینی هستند جذب این لایه می گردند.خطوط سیاه رنگ در طیف خورشید نتیجه ی نورهای جذب شده بوسیله ی این لایه است.
به نظر می رسد تمام مواد موجود در جهان از 92 عنصر اصلی درست شده با شند و هر عنصری خطوط جذب خاص خودش را در طیف یك ستاره ارائه میدهد.با مطالعه ی این خطوط میتوان گفت چه عنصری سبب به وجود آمدن آن شده است.همچنین میتوان تركیب لایه ی بیرونی ستاره را معلوم كرد.مطالعه روی ستارگان و ابر های گازی مو جود در فضا نشان میدهد تا حال هیدروژن معمولیترین عنصر موجود در جهان است.اكثر ستارگان همچنین در اصل كره ای از گاز هیدروژن هستند.

[Galaxy]

بسیاری از ستارگان مانند خورشید مقدار ثابتی از نور را به طور یكنواخت منتشر می كنند .اما ستارگانی وجود دارند كه در روشنایی متغیرند. اینها را ستارگان متغیر مینامند.نور بعضی از این ستارگان به طور منظم تغییر می كند در حالی كه بعضی دیگر در رفتار خود غیر منظم اند.یكی از معروفترین ستارگان متغیر ستاره ی میرا در صورت فلكی قیطس است.در روشنترین وضع به یكستاره ی قدر سوم میرسد اما در ضعیف ترین وضعیت تا سر حد قد 5/9 پایین می آید كه از دید چشم غیر مسلح دور است.اختلاف این دو قدر در روشنایی 300 مرتبه است.زمان لازم برای یك چنین دوره ای 47 هفته است.بنابر این میرا را به عنوان یك متغیر طولانی دوره می شناسند.میرا ستاره ای است از نوع غولهای سرخ .
متغیر های غیر منظم در رفتار كاملا غیر قابل پیش بینی هستند .ممكن است كه یكباره شعله ور گردند یا اینكه روشنایی آنها چند قدر بدون دلیل پایین بیاید.ستاره R در صورت فلكی كوچك تاج شمالی گاهی تا حد یك ستاره ی قدر هشت كم نور میشود.
از متغیر های كوتاه دوره و منظم ستاره یrr (اولین ستاره ی متغیر كه به این نام نامیده شد) در چنگ رومی و متغیر های قیفاووس خصوصا جالب توجه اند.آنها به روش بسیار منظم تغییر میكنند.rr چنگ رومی وارد یك چرخه ی تغییر روشنایی در طول روز می شود. قیفاووس ها 50 یا 60 روز چرخه تغییرشان طول می كشد. این ستارگان در واقع تپش می كنندو منبسط و منقبض می شوند.بسیاری از این ستارگان متغیر كاملا پیر هستند ولی گمان می رود كه ستارگان T صورت فلكی ثور بسیار جوان باشند.

[Jalaly]

تاپيك جالبيه
ولي اين تاپيك ها بيشتر مربوط به بخش نجوم ميشه...
بهتره هر تاپيك در تالار مربوط به خودش زده بشه...
موفق باشيد...

[Galaxy]

ستاره دوتائی به مجموعه دو ستاره گفته می‌شود که در آسمان در مجاورت هم قرار داشته باشند و تحت تأثیر نیروی گرانشی به دور مرکز جرم مشترکشان گردش کنند.




نگاه اجمالی
خورشید ما یک ستاره تنها است و با نزدیکترین همسایه خود چهار سال نوری فاصله دارد، ولی بسیاری از ستارگان واقعا دوتایی هستند. کشش گرانشی میان دو ستاره ، آنها را در کنار هم نگه می‌دارد و یک ستاره دوتایی بوجود می‌آید. در منظومه شمسی ، کشش گرانشی خورشید سبب حرکت سیاره‌ها در مدارهای خود می‌شود. در یک ستاره دوتایی هر عضو به دور نقطه تعادل دو ستاره ، گردش می‌کند. اعضای دوتایی‌های نزدیک به هم ممکن است فقط در یک یا دو روز یک دور کامل بزنند، این کار در دوتایی‌های دور از هم صد سال یا بیشتر طول می‌کشد.







حرکت ستارگان دوتایی
برخی از ستارگان دوتایی به راحتی با تلسکوپ قابل تشخیص می‌باشند. با مشاهده اعضای آنها بعد از مدتی بنظر می‌رسد که یکی به دور دیگری حرکت کرده است، ولی فقط دوتایی‌هایی که فاصله اعضای آن بسیار زیاد است، قابل مشاهده‌اند.

حتی بزرگترین تلسکوپها نیز نمی‌توانند زوجهای نزدیک را در تصویر ستاره‌ای ، به دو تصویر ، تجزیه کنند، ولی اخترشناسان با مطالعه طیف می‌توانند زوجهای بسیار نزدیک به هم را پیدا کنند. با گردش ستارگان در مدارهای خود تغییرات منظمی در طیف آنها دیده می‌شود. با مطالعه این طیف می‌توان به چگونگی تک تک ستارگان پی برد.
انواع ستارگان دوتایی
ستارگان دوتایی دیدگانی
این نوع ستارگان دوتایی به علت اینکه دو عضو آنها به خورشید نزدیکتر است و یا به علت فاصله زیاد دو عضو از هم ، بوسیله یک تلسکوپ به صورت دو ستاره مجزا دیده می‌شوند. معمولا فاصله این دو ستاره در یک سیستم دوتائی صدها واحد نجومی است.
ستارگان دوتایی طیفی
ستارگان دوتایی طیفی ، ستارگانی هستند که فاصله‌شان نسبت به هم بسیار کم است و نیز در فاصله بسیار زیادی نسبت به خورشید واقع شده‌اند. به علت فاصله زیاد از خورشید این ستاره‌ها توسط تلسکوپ قابل تجزیه به دو ستاره نیستند.
ستارگان دوتایی گرفتی
مدار برخی از ستاره‌های دوتایی طوری از زمین دیده می‌شود که حین گردش آنها ، یکی در پشت دیگری پنهان می‌شود. در حالت معمولی نور هر دو ستاره را می‌بینیم، ولی وقتی که یکی پنهان می‌شود، ناگهان مقدار روشنایی افت می‌کند. روشنایی ستاره به مدت کوتاهی کمتر می‌شود و سپس به مقدار اولیه می‌رسد. اینها را دوتایی‌های گرفتی می‌نامند.
ستارگان چندتائی
• علاوه بر دوتایی‌ها ، منظومه‌هایی از سه عضو یا حتی بیشتر وجود دارند، ولی تا کنون تعداد کمی از آنها شناخته شده‌اند. مشهورترین نمونه ، ستاره «راس التوام المقدم» در صورت فلکی جوزا است که مجموعا شش ستاره در این منظومه چندتایی وجود دارد. با تلسکوپ سه ستاره آن قابل روئیتند، ولی هر کدام از آنها یک دوتایی نزدیک به هم هستند.
• یکی دیگر از مشهورترین ستارگان دوتایی گرفتی ، در «صورت فلکی پروساس» است که این ستاره «رأس الغول» نام دارد. روشنایی آن هر 69 ساعت به تندی کاهش می‌یابد و چند ساعت در این حالت باقی می‌ماند. در این مدت ستاره قدری هم کم نورتر دیده می‌شود.
متغیرهای قیفاووسی
ستارگان گرفتی تنها گروهی نیستند که روشنایی آنها تغییر می‌کند. انواع بسیاری از ستارگان متغیر وجود دارد. تغییرات روشنایی برخی از آنها بسیار منظم است. متغیرهای قیفاووسی از این گونه هستند. سبب این نامگذاری آن است که اولین نمونه از این ستاره در «صورت فلکی قیفاووس» کشف شد.

متغیرهای قیفاووسی ستاره‌هایی هستند که به راستی انبساط و انقباض می‌کنند و این کار را بطور کاملا منظم انجام می‌دهند. به هنگام دم و بازدم ، روشنایی ستاره نیز زیاد و کم می‌شود. گونه‌های دیگری از متغیرها خوش‌رفتار نیستند. برخی از آنها در حالت معمولی کم نورند، ولی گاه بطور غیر منتظره‌ای زبانه می‌کنند و بعد از فوران تدریجا به روشنایی قبلی می‌رسند.
متغیرها
متغیرها ، ستاره‌های غول‌پیکری هستند که دوران آخر زندگی خود را می‌گذرانند. نیروهایی که ستاره را در حالت معمولی نگه می‌دارد تا مثلا مانند خورشید به آرامی بدرخشند، از تعادل خارج می‌شوند و در نتیجه ، بی‌نظمی روشنایی آغاز می‌گردد

[Galaxy]

خیلی وقت بود در این تایپیك پست نداده بودم اما حالا می خوام یه سری مطلب دیگه بهش اضافه كنم .


اختر شناسان روشنایی ستاره را چگونه اندازه می گیرند؟
اختر شناسان روشنایی ستاره را با قدر ستاره ای اندازه می گیرند . قدر ظاهری ستاره عبارت است از روشنایی ستاره که با چشم غیر مسلح دیده می شود و بر طبق مقیاسی تقریبا شبیه به مقیاس چوگان باز اندازه گیری می شود . ستاره هر چه به چشم روشنتر آید ، دارای قدر روشنایی کمتری است. این سیستم تعریف روشنایی ستاره ، توسط یک اختر شناس از یونان باستان به نام هیپار خوس در قرن دوم پیش از میلاد پایه گذاری شد و پیش از آنکه اختر شناسان جدید آنرا به صورت علمی در آورند ، اختر شناسان عرب آنرا در قرون وسطی گسترش دادند .
ین سیستم با این صورت است که یک ستاره روشن مانند آلدبران در صورت فلکی ثور به عنوان یک ستاره با قدر اول شناخته می شود ،در حالی که ضعیف ترین ستاره قابل رویت با چشم معمولی در یک شب صاف به عنوان قدر ششم در نظر گرفته می شود .
اختلاف واقعی در روشنایی بین ستاره قدر اول و قدر ششم ضریبی از صد است( قدر ششم یک صد بار ضعیف تر از قدر اول است) . واضح است که ضریب صد در روشنایی برابر است با اختلاف 5قدر و در حقیقت اختلاف یک قدر مطابق با اختلاف در روشنایی 512/2 است.
بنابر این قدر دوم 512/2 بار ضعیف تر است از قدر اول و قدر سوم نیز 512/2 بار ضعیف تر از قدر دوم است . در نتیجه ، قدر سوم 3/6 =512/2 . 512/2 بار ضعیف تر از قدر اول است و به همین ترتیب. ستارگانی که ضعیف تر از قدر ششم می باشند ، ممکن است با تلسکوپ دیده شوند .با قویترین تلسکوپها می توان ستارگانی ضعیف چون قدر 23 را تشخیص داد . این نوع ستارگان ششصد میلیون مرتبه از ستارگان قدر اول ضعیف تر هستند.
بعضی از اجرام نجومی ( مانند روشن ترین ستارگان و سیارات ، ماه و خورشید ) روشن تر از قدر اول هستند که در این صورت ، آنها ممکن است دارای قدر صفر (512/2 روشن تر از قدر اول ) یا حتی قدر منفی باشند. از میان این اجرام ، روشن ترینشان زهره است و هنگامی که در بهترین موقعیت خود باشد ، قدر آن می تواند 4/4 – برسد که در این صورت بیش از یکصد بار روشن تر از ستاره قدر اول است و می تواند یک سایه ی نسبتا وسیع به وجود آورد . ماه تمام دارای قدر 6/12 – است و قدر خورشید 26 – است.