سحابی ها و انواع آن

نگاه کردن به سحابی‌ها براستی با احساس شگرفی همراه است. نام “nebulae” از لاتین کلمه‌ی ابر آمده اما سحابی‌ها صرفاً ابرهای حجیمی از غبار، گاز هلیوم و هیدروژن، و پلاسما نیستند. آنها بیشتر خانه‌ی دوران کودکی ستارگان‌اند – منظور محل تولد ستارگان است. برای قرن‌ها، کهکشهان‌های دور با این ابرهای حجیم اشتباه گرفته می شد. متأسفانه این تعریف و توضیح از سحابی‌ها، نیز بسیار سطحی است و ماهیت اصلیشان را بیان نمی کند. از پروسه‌ی ایجاد شدنشان گرفته تا نقششان در تولد ستاره‌ها و سیارات، و تنوعشان، سحابی‌ها همیشه برای بشر رمزآلود و کشف‌ نشده بوده‌اند.

 

نمایی از گرد و غبار سحابی عقاب

مدتی است که دانشمندان و ستاره‌شناسان دریافته‌اند که فضای دوردست، خلأ مطلق هم نیست. در حقیقت این فضاها از گاز و غباری تشکیل شده‌اند که تحت عنوان محیط میان‌ستاره‌ای(ISM) شناخته می شوند. حدودا ۹۹ درصد این محیط از گاز ساخته‌شده، که ۷۵ درصد این گاز هیدروژن و ۲۵ درصد دیگر از گاز هلیوم میباشد.

بخشی از این گازهای میان‌ستاره‌ای از اتم‌ها و مولکول‌های خنثی ساخته‌شده، درحالی که بخش‌های باردار (پلاسما)، مثل یون و الکترون‌ها نیز در این گاز وجود دارند. این گاز بشدت رقیق است و غلظتی حدود یک اتم در هر سانتی‌متر‌مکعب دارد. درمقابل، چگالی اتمسفر زمین حدوداً ۳۰ کوینتیلیون (ده به توان ۱۸) مولکول در هر سانتی‌مترمکعب در سطح دریا میباشد. اگرچه گاز میان‌ستاره‌ای بسیار پراکنده است، ولی در فواصل طولانی میان ستاره‌ها، جرمش افزایش می‌یابد. و گاهی نیروی گرانشی بین اجرام این ابرها به قدری میرسد که ذرات را جمع کند و ستاره‌ها و سیارات را شکل دهد.

شکل‌گیری سحابی‌ها

اساساً سحابی‌ها با رمبش گرانشی بخش‌های مختلف مواد میان‌ستاره‌ای شکل میگیرند. گرانش متقابل باعث ایجاد توده‌ای از مواد شده که به مرور زمان سنگین و سنگین‌تر میشود. براساس این گفته‌ها، ستاره‌ها احتمالاً در دل مواد درهم‌رونده شکل میگیرند که تشعشعات فرابنفش حاصل از یونش باعث شفاف شدن گاز محیط اطراف با طول‌موج قابل رؤیت میشود.

اکثر سحابی‌ها اندازه‌ی بزرگی دارند و قطرشان به صدها سال نوری هم میرسد. اگرچه تراکم سحابی‌ها از محیط‌های اطرافشان کمتر است، با این‌ وجود محیط‌های خلأ روی زمین از سحابی‌ها متراکم‌ترند. در حقیقت، یک ابرسحابی که از نظر اندازه با زمین یکی است، به اندازه تنها چند کیلوگرم جرم خواهد داشت.

طبقه‌‌بندی سحابی‌ها

اجرام آسمانی‌ای که سحابی نامیده‌ شده‌اند، در چهار دسته‌ی اصلی جای‌ میگیرند. اکثر آنها در رده‌ی سحابی‌های نشری قرار میگیرند، بدین معنی که مرزهای مشخصی ندارند. میتوان ‌آن‌ها را براساس رفتارشان با نورمرئی به دو دسته‌ی دیگر تقسیم‌بندی کرد- “سحابی نشری” و “سحابی بازتابی”. سحابی‌های نشری آنهایی هستند که از گازهای یونیزه شده، تشعشعات طیفی خطی منتشر میکنند و اکثر اوقات تحت عنوان منطقه اچ ۲ از آنها یاد میشود چرا که بخش‌های زیادی از آنها از هیدروژن یونیزه‌شده ساخته‌ شده است. در مقابل، سحابی بازتابی نور چشمگیری از خود منعکس نمیکند اما با این‌ وجود بخاطر نزدیکی با ستاره‌ها همچنان پرنور است.

تصویری از انواع سحابی های سیاره نما، تاریک، نشری، بازتابی و ابر نواختری.

 

همچنین دسته‌ای تحت عنوان سحابی تاریک وجود دارد. ابرهای کدر و ماتی‌ که تشعشعات قابل رؤیت ندارند و نه‌ تنها توسط ستاره‌ها هم روشن نمیگردند بلکه مانع رسیدن نور اجرام درخشنده‌ی پشتشان به ما نیز می شوند. مشابه سحابی‌های نشری و بازتابی، سحابی‌های تاریک هم منبع تشعشعات مادون قرمز میباشند که بطور عمده این تشعشعات به‌دلیل حضور گرد و خاک درونشان میباشد.

برخی سحابی‌ها بدلیل انفجار ابرنواخترها پدید می‌آیند، و از این‌ رو دسته‌ی آنها سحابی‌های بازمانده‌ ابر نواختر نامگذاری شده است. در این موارد ستاره‌های کوتاه‌ عمر دچار یک انفجار داخلی در هسته‌هایشان شده و لایه‌های بیرونی خود را پوست‌اندازی میکنند. انفجار مذکور، باقی‌مانده‌ای به شکل جسمی متراکم، یعنی ستاره‌ی نوترونی به‌جای میگذارد – همچنین ابری از گاز و گرد و غبار که توسط انرژی انفجار یونیزه میشود.

شکلی دیگر از سحابی‌ها تحت عنوان سحابی سیاره‌نما شناخته میشود که از ورود یک ستاره کم‌جرم به مراحل آخر عمرش حاصل میگردد. در این سناریو، ستاره‌ها به غول سرخ تبدیل شده و لایه‌های بیرونی خود را به‌سبب تشعشعات هلیومی داخلشان از دست میدهند. زمانی که ستاره بقدر کافی جرم از دست داد، دمایش افزایش یافته و نور اشعه‌ی فرابنفشی ساطع میکند که باعث یونش تمام مواد اطرافش، که خودش کمی قبل‌تر از دست داده بود میشود. این شاخه که خود شامل زیرشاخه‌ای دیگر به اسم سحابی پیش-سیاره‌نما(PPN) میشود، شامل جرمی نجومیست که بخشی کوتاه از عمرش را در ستاره‌ای در حال شکل‌گیری میگذراند. این یک فاز سریع و زودگذر است که شامل اواخر شاخه‌ی عظیم مجانبی(LAGB) و بدنبالش سحابی سیاره‌نماست.

چهار دستۀ مختلف از سحابی‌ سیاره نما

در بازه‌ی شاخه‌ عظیم مجانبی، ستاره بخشی از جرم خود را به‌صورت پوسته‌ی قرص پیرا-ستاره‌ای از گاز هیدروژن از دست میدهد. وقتی این مرحله به پایان رسید، ستاره وارد فاز سحابی پیش-سیاره‌نما شده، که در این مرحله توسط یک ستاره‌ی مرکزی انرژی یافته و در نتیجه شروع به تشعشع مادون قرمز می کند و تبدیل به یک سحابی بازتابی می شود. مرحله‌ی سحابی پیش-سیاره‌نما تاجایی ادامه می‌یابد که دمای ستاره به ۳۰۰۰۰ کلوین برسد، که در این مرحله به اندازه‌ی کافی برای یونیزه کردن گازهای اطرافش گرم شده است.

تاریخ مشاهدات سحابی‌ها

بسیاری از اجرام سحابی‌شکل توسط ستاره‌‌شناسان در عهد گذشته و قرون وسطی مشاهده شده بودند. اولین مشاهده‌ی مکتوب در سال ۱۵۰ میلادی توسط بطلمیوس صورت گرفت که او در کتابش “المجسطی” آورده که متوجه حضور ۵ ستاره شده که شبیه به سحابی هستند. او همچنین متوجه‌ ناحیه‌ای پرنور میان صور فلکی خرس بزرگ (دُبّ اکبر) و برج اسد شد که با هیچ‌ یک از ستاره‌های دیگر مرتبط نبود.

در کتاب صورالکواکب، نوشته شده در سال ۹۶۴ میلادی، ستاره‌شناس ایرانی عبدالرحمان صوفی رازی اولین مشاهده از یک سحابی واقعی را انجام می دهد. عبدالرحمان صوفی، “ابری کوچک” در بخشی از آسمان شب که امروزه میدانیم محل قرارگیری کهکشان آندرومدا است، مشاهده نمود. او همچنین اجرام سحابی دیگری مثل امیکرون بادبان و کولیندر ۳۹۹ را دسته‌بندی و مکتوب کرد.

عبدالرحمان صوفی رازی منجم ایرانی اولین مشاهده از یک سحابی واقعی را به ثبت رساند

در ۴ جولای سال ۱۰۵۴، ابرنواختری که سحابی خرچنگ را پدید آورد، برای ستاره‌شناسان روی زمین قابل مشاهده بود و مشاهداتی مکتوب از سوی منجمان چینی و عرب نیز یافت شده است. البته براساس نقل قول‌هایی، تمدن‌های دیگر موفق به مشاهده‌ی این ابرنواختر شده بودند، اما سند مکتوبی از این مشاهدات در دست نیست.

در قرن ۱۷ پیشرفت تلسکوپ‌ها منجر به مشاهده‌ی اولین سحابی شد. داستان از ۱۶۱۰ شروع می شود جایی که نیکولاس کلود فابری دی پیرسک، ستاره‌شناس فرانسوی مشاهدات خود از سحابی شکارچی را ثبت و ضبط نمود. در ۱۶۱۸ نیز ستاره‌شناس سوئیسی، یوهان باپتیست کایسات نیز موفق به مشاهده‌ی این سحابی گردید. و در سال ۱۶۵۹، کریستیان هویگنس اولین مطالعات دقیق را روی این سحابی انجام داد.

با رسیدن قرن ۱۸، شمار سحابی‌های کشف شده شروع به افزایش کرد و ستاره‌شناسان شروع به تنظیم لیستی از آنها نمودند. در سال ۱۷۱۵، “ادموند هالی” لیستی از ۶ سحابی منتشر نمود – M11, M13, M22, M31, M42 و خوشه کروی امگا قنطورس (NGC 5139) – او نام این سحابی‌ها را در کتابش “گزارشی از چند سحابی و نقاطی شفاف مثل ابرها در میان ستاره‌ها که اخیراً به کمک تلسکوپ کشف گردید” آورده است.

در سال ۱۷۴۶ ژان فلیپ دو شزو لیستی از ۲۰ سحابی ثبت نمود که ۸ تا از آنها تا پیش از آن زمان هنوز کشف نشده بودند. بین سال‌های ۱۷۵۱ و ۱۷۵۳ نیکولاس-لوئی دو لاکای فهرستی از ۴۲ سحابی را منتشر نمود که از روی دماغه امید نیک مشاهده کرده بود. اکثر این سحابی‌ها نیز جدید بودند. در ۱۷۸۱ شارل مسیه فهرستی شامل ۱۰۳ سحابی ارائه کرد (که امروزه تحت عنوان اجرام مسیه شناخته میشوند) اگرچه بعد مشخص شد برخی از آن‌ها کهکشان و دنباله‌دارها بودند.

تصویری از سحابی مسیه ۲۰

شمار سحابی‌های مشاهده و فهرست شده به لطف تلاش‌های ویلیام هرشل و خواهرش کارولاین بسیار گسترش یافت. در سال ۱۷۸۶ آن دو “فهرست ۱۰۰۰ سحابی و خوشه‌های ستاره‌ای جدید”شان را منتشر نمودند، آنها در سال‌های ۱۷۸۶ و ۱۸۰۲ ادامه‌‌ی فهرست را نیز منتشر نمودند. در آن زمان، هرشل معتقد بود که این سحابی‌ها خوشه‌های ستاره‌ای حل‌ نشده‌ای بودند، دیدگاهی که البته او در سال ۱۷۹۰ پس از مشاهده‌ی احاطه‌ی یک ستاره بدست سحابی اصلاح کرد.

در سال ۱۸۶۴ ویلیام هاگینز ستاره‌شناس انگلیسی شروع به دسته‌بندی سحابی‌ها براساس طیف آنها نمود. تقریباً یک‌سوم آن‌ها طیف تشعشعات یک گاز خاص را داشتند (سحابی‌های نشری)، در حالی که دیگر سحابی‌ها از جمله سحابی سیاره نما طیفی پیوسته، مرتبط و وابسته به جرم ستاره‌ها نمایش میدادند. در سال ۱۹۱۲ ستاره‌شناس امریکایی وستو اسلیفر زیر رده‌ی اصلی سحابی بازتابی را پس از مشاهده‌ی یکی بودن طیف سحابی محیط خوشه‌ی پروین با طیف خود خوشه‌ی پروین، به رده‌های سحابی‌ها اضافه نمود. در سال ۱۹۲۲ و در میان مباحثات میان دانشمندان درباره‌ی طبیعت سحابی مارپیچی و اندازه‌ی کیهان، آشکار شده بود که بسیاری از سحابی‌های مشاهده شده در اصل کهکشان‌های مارپیچی بسیار دور بوده‌اند.

در همان سال، ادوین هابل اعلام کرد که تمام سحابی‌ها به‌ نوعی با ستاره‌ها در ارتباطند و روشنایی آنها از نور ستاره‌ها تأمین می شود. از آن پس، تعداد سحابی‌های حقیقی (نه آنهایی که دراصل خوشه‌های ستاره‌ای و کهکشان‌های دور بودند) رشد چشمگیری داشته، و طبقه‌بندی سحابی‌ها به لطف پیشرفت تجهیزات مشاهده‌ای و طیف‌بینی تا حد زیادی اصلاح گردیده است. بطور خلاصه، سحابی‌ها نه تنها نقاط شروع تکامل ستاره‌ها هستند بلکه نقطه‌ی اتمامش نیز میباشند. و از بین تمام اجرام فضایی که کهکشان و کیهان ما را پر کرده‌اند، ابرها و اجرام سحابی های فراوانی یافت خواهند شد که منتظر است تا نسل جدیدی از ستاره‌ها را متولد کنند!

 

منبع : سایت علمی بیگ بنگ

قسمت هفتم آموزش نجوم - تکامل ستارگان

تکامل ستاره، مراحل تحولاتى است که ستاره در طول حیات خود پشت سر مى‌گذارد. در این مسیر طى میلیون‌ها سال

ستاره دچار تحولات اساسى مى‌شود.

مطالعه تکامل ستاره‌ها یا رصد حیات یک ستاره، در حال حاضر غیرممکن است. اغلب تحولات یک ستاره آنقدر کند اتفاق می‌افتند

که قرنها طول می‌کشد به آنها پى ببریم. بنابراین اخترفیزیکدانان تعداد زیادى ستاره (که هر کدام در مرحله خاصى از چرخه حیات

خود هستند) را رصد و به کمک مدلهاى کامپیوترى، ساختار تکامل آنها را شبیه‌سازى مى‌کنند.

 

زندگى ستاره به طور خلاصه به شش دوره تقسیم می‌گردد:

۱- تولد (تراکم موضعی سحابی اولیه)

۲- پیش از بلوغ (مرحله انقباض)

۳- بلوغ (رشته اصلی)

۴- سنین بالا که شامل غول قرمز یا ابرغول است (جرم ستاره تعیین‌کننده است)

۵- مرحله دوران تغییرات

۶- مرحله نهایی که شامل کوتوله سفید – ستاره نوترونی و سیاهچاله است (جرم ستاره تعیین‌کننده است)

تولد یک ستاره

ستارگان  در درون سحابی‌هایی که در اصطلاح به آنها ابر مولکولی می‌گویند متولد می‌شوند. بیشر جرم این ابرها را هیدروژن

تشکیل می‌دهد.

پیش‌ستاره

ساخت یک ستاره با یک ناپایداری گرانشی درون یک سحابی آغاز می‌شود . برای مثال، خورشید از ابری مولکولی که احتمالا

ابعاد آن کمتر از  ۵۰ سال نوری بوده، بوجود آمده است. برخی از منجمان نیز اعتقاد دارند ابعاد این ابر ۳ سال نوری بوده است.

زمانی که چگالی یک ناحیه از ابر به مقدار لازم برسد، به دلیل نیروی گرانشی آغاز به فروپاشی می‌کند. در آغاز، دمای ابر

حدود ۱۰ درجه کلوین است ولی بعد از آن به دلیل انقباض ابر، دمای آن به سرعت افزایش می‌یابد و اگر توده ابر به اندازه‌ای

باشد که دمای مرکزی را همواره افزایش دهد تا به دمای لازم برای آغاز فرآیندهای گرما هسته‌ای برساند، ابر مورد نظر یک ستاره

خواهد شد (حداقل دما برای شروع واکنشهای هسته‌ای، حدود ده میلیون درجه است). اگر جرم توده ابر بین ۰٫۰۰۵ تا ۰٫۰۵ جرم

خورشید باشد دمای هسته مرکزی به دمای لازم برای آغاز واکنشهای هسته‌ای نمی‌رسد وجسم همچنان به انقباض خود ادامه

می‌دهد و چگالی آن زیاد می‌شود. سپس حرارت خود را به فضا  می‌دهد وبالاخره یک جسم سرد‌ِ سرد خواهد شد و به کوتوله

سیاه تبدیل می‌شود. اجسامی که کمتر از ۵ هزارم توده خورشید وزن داشته باشند پس از دادن حرارت خود، مانند یک سیاره

وجسم غیر تابنده و سرد در فضا سرگردان خواهند شد.

پیش‌ستاره از این به بعد به انقباض گرانشی ادامه می‌دهد تا دما و چگالی هسته مرکزی آن به حدی برسد که آغازگر واکنشهای

هسته‌ای پایدار باشد. پیش‌ستاره در این مرحله به حالت کمابیش پایدار ”تعادل هیدرواستاتیکی“رسیده (زمانی که دیگر پیش‌ستاره

منقبض نمی‌شود) و در واقع در این مرحله است که پیش‌ستاره به ستاره تبدیل می‌شود. اگر ابر مولکولی ابتدایی بزرگ باشد، چند

ستاره یا خوشه‌هایی ستاره‌ای بوجود خواهند آمد.

با انقباض بیشتر، دمای سطحی ثابت می‌ماند اما درخشندگی به دلیل کاهش سطح روشنایی کاهش می‌یابد (چون توده کوچک

می شود).

طول زمانی که ستاره برای گذراندن مراحل بالا لازم دارد، بستگی به توده ابر اولیه داشته و هرچه توده ابر بیشتر باشد، پیش‌

ستاره زود تر این مراحل را طی خواهد کرد (این زمان در حد چند ده میلیون سال است).

ایفوگرافیک چرخه عمر خورشید. تولد، بلوغ و مرگ خورشید.

رشته اصلی

ستارگان، حدود۹۰ درصد از زندگیشان را صرف آمیختن هیدروژن می‌کنند تا هلیوم را در واکنشهایی با دما و فشار بالا

در نزدیکی هسته تولید کنند. به این مرحله از زندگی ستارگان که صرف هیدروژن‌سوزی می‌شود رشته اصلی

می‌گویند. چنین ستاره‌هایی را که در رشته اصلی جای دارند، ستارگان رشته اصلی می‌نامیم.

با آغاز هیدروژن‌سوزی ستاره، مقدار هیدروژن کاهش می‌یابد و نسبت هلیوم در هسته ستاره همواره افزایش می‌یابد.

به عنوان یک پیامد، برای پشتیبانی از آهنگ همجوشی هسته‌ای مورد نیاز در هسته، دما و درخشندگی ستاره

به آرامی افزایش می‌یابد.

برای نمونه، برآورد شده است که درخشندگی خورشید ازحدود ۵ میلیارد سال پیش، که به رشته اصلی رسید،

تا کنون ۴۰ درصد افزایش یافته است.

هر ستاره، بادی از ذرات (باد ستاره‌ای) را تولید می‌کند که موجب پرتاب پیوسته گاز به سوی بیرون می‌شود. برای

بیشتر ستارگان، اندازه جرمی که بدین‌گونه از دست می‌رود بسیار ناچیز است. برای نمونه، خورشید ما در همه ی

زندگی خود حدود 0.1 درصد از همه جرمش را از دست می‌دهد.

مدت زمانی را که یک ستاره در رشته اصلی می‌گذراند، در اصل، به مقدار سو خت آن و سرعت سوزاندن سوخت

(و به عبارت دیگر،  به مقدار جرم آغازین و درخشندگی آن) بستگی دارد (بر این اساس، برای خورشید، عمر ۱۰

به توان ۱۰ سال را پیش‌بینی می‌کنیم).

ستارگان بزرگ سوختشان را به تندی می‌سوزانند و زندگی کوتاهی دارند. ستارگان کوچک، سوختشان را به آهستگی

می‌سوزانند و چند صد میلیارد سال عمر می‌پایند. در پایان زندگیشان تاریک و تاریک‌تر می‌شوند و در پایان به کوتوله سیاه

بی‌فروغی تبدیل می‌شوند.

به هر روی، اکنون از آنجا که طول عمر چنین ستارگانی بزرگتر از عمر جهان است (۱۳٫۷ میلیارد سال) انتظار وجود چنین

ستاره‌هایی را نداریم.گذشته از جرم، سهم عنصرهای سنگین‌تر از هلیم می‌تواند نقش زیادی در تکامل ستارگان داشته باشد.

نمودار هرتسپرونگ راسل

نمودار هرتسپرونگ راسل  یا نمودار H-R نموداری است که رابطه‌ای بین قدر مطلق, درخشندگی, رده‌بندی, و دمای

موثر ستارگان را به دست می‌دهد. این نمودار در سال ۱۹۱۰ و توسط اینار هرتس‌اشپرونگ و هنری نوریس راسل ایجاد

شده است.

نمودار هرتسپرونگ راسل

مرگ ستارگان

مرگ ستارگان با جرم کمتر از خورشید (ستارگان با جرم حداقل ۸۰ برابرجرم سیاره مشتری)

یک ستاره با جرم قابل مقایسه با خورشید، بعد از طی نمودن مراحل قبلی، زمانی که دمای هسته هلیومی

به ۱۰۰ میلیون درجه

رسید، واکنشهای هلیم‌سوز آغاز شده و عناصر کربن و اکسیژن تولید می‌شوند. این مرحله بسیار کوتاه‌مدت و

ناگهانی رخ می‌دهد

(این مرحله با نام جرقه هلیومی شناخته می‌شود). بعد از این مرحله دوباره برون‌داد انرژی ستاره کم شده و

لایه‌های بیرونی شروع

به انقباض به سمت هسته می‌کنند. ستاره کوچکتر، داغتر و تیره‌تر شده و از رشته اصلی فاصله می‌گیرد.

 

مرگ ستارگان با جرم کمتر از ۱٫۴ جرم خورشید

اما ستارگانی مانند خورشید ما (یا هر ستاره دیگر با جرمی تقریبا برابر خورشید) پس از جرقه هلیومی و بنا

به دلایل دیگر، لایه‌های

بالایی خود را منبسط می‌کنند و ستاره وارد فاز غول سرخی می‌شود. خورشید خودمان حدود ۵ میلیارد سال دیگر

زمانی که غولی

سرخ می‌شود چنان بزرگ می‌شود که سیاره  تیر و شاید سیاره ناهید را در بر می‌گیرد! و از این روی زمین از خطر

خواهد جست.

 اما زمین تهی از اقیانوس‌ها و جو خواهد شد چرا که درخشندگی و حرارت خورشید چندین هزار برابر افزایش یافته

است.

بعد از مدتی حجم لایه‌های پف کرده زیاد شده، از ستاره فرار کرده و خود عامل بازتابش نور ستاره می‌شوند. چیزی

که در این مرحله بوجود آمده سحابی سیاره‌ای نام دارد (در حدود ۲۰ درصد جرم ستاره می‌تواند در این مرحله از ستاره

فرار کند). این سحابیِ ایجاد شده حول ستاره، با سرعت زیادی گسترش می‌یابد و دارای عمری در حدود ۱۰۰ هزار سال

خواهد بود. با گذشت زمان اجزاء

تشکیل‌دهنده سحابی در میان ابرهای متفرقه آسمان محو می‌شود. اما درون هسته دیگر دما به حد مناسب برای

واکنشهای کربن‌سوز واکسیژن‌سوز نمی‌رسد وستاره منبع اصلی انرژی خود را ازدست می‌دهد..

سحابی حلقه M57 ملقب به “چشم خدا (EYE OF GOD)”. این نمونه ای از یک سحابی سیاره ای (یا همان سحابی سیاره نما)

است.

در صورتی که جرم هسته باقیمانده کمتر از ۱٫۴ جرم خورشید باشد، با افزایش فشار درون هسته (فشار تبهگنی الکترونی)

هسته به یک ستاره از نوع کوتوله سفید تبدیل خواهد شد. کوتوله‌های سفید، سرانجام، پس از گذشت زمانی طولانی به ”کوتوله‌های

سیاه“بی‌نور وکم فروغی تبدیل می‌شوند.

 

مرگ ستارگان با جرمی بیشتر از ۱٫۴ جرم خورشید

در هنگام مرحله هلیوم‌سوزی، ستارگان بسیار پرجرم با جرمی بیشتر از ۹ برابر جرم خورشیدی، به شکل ابَرغول‌های سرخ ظاهر

می‌شوند. یک بار که این سوخت در هسته به پایان رسید، آنها می‌توانند به گداختن عنصرهای سنگین‌تر از هلیوم بپردازند. تا

زمانی که فشار و دما برای گداخت کربن کافی باشد، هسته منقبض می‌شود. این  روند با سوزاندن اکسیژن، نئون، سیلیکون، و

سولفور و….. ادامه می‌یابد. نزدیک به پایان زندگی ستاره، گداخت می‌تواند در طی یک دنباله از پوسته‌های اطراف هسته درون ستاره

رخ دهد.

هر پوسته عنصری متفاوت را می‌گدازد، به این ترتیب که در پوسته‌ی بیرونی ”هیدروژن“، در پوسته ی درونی‌تر ”هلیوم“ و در

پوسته‌های درونی‌تر از آن عنصرهای دیگر در واکنشهای هسته‌ای شرکت کرده وانرژی تولید می‌کنند.

گام پایانی واکنشهای هسته‌ای زمانی فرا می‌رسد که ستاره تولید آهن را آغاز می‌کند. از آنجا که اتم‌های آهن بسیار

مقیدتر از اتم‌های هر عنصر سنگین‌تر دیگر هستند، اگر هم‌جوشی کنند هیچ انرژی‌ای را آزاد نخواهند کرد و این روند، به

طور وارون، مصرف‌کننده  انرژی خواهد بود. همچنین از آنجا که آنها بسیار مقیدتر از همه‌ی اتم‌های سبک‌تر هستند، نمی‌توانند

توسط شکافت هسته‌ای انرژی آزاد کنند. ستارگان بسیار پر جرم و به نسبت پیر، هسته‌ای از آهن راکد را در مرکزشان انباشته

می‌کنند. عنصرهای سنگین‌تر

در این ستاره‌ها می‌توانند راهشان را تا سطح فراهم آورند و چنان باد ستاره ای متراکمی دارند که جو بیرونی را می‌افشاند.

در این ستاره‌های بزرگ، تا زمانی که هسته آهنی بسیار بزرگ شود (بیش از ۱٫۴ جرم خورشیدی) و نتواند جرم بیشتری را

نگهداری کند،

همجوشی ادامه می‌یابد. در این زمان ناگهان هسته فرو می‌ریزد، به گونه ای که الکترون‌های آن با پروتون‌ها ترکیب شده و

نوترون‌ها و نوترینوها شکل می‌گیرند. ضربه موج به وجود آمده از این رُمبش ناگهانی، موجب انبساط بقیه ستاره به شکل یک

انفجار  ابَرنواختری می‌شود.

ابرنواخترها آنچنان

درخشان هستند که شاید از کهکشانی که در آن هستند درخشش بیشتری را به نمایش بگذارند. در گذشته، هنگامی که ظهور

ابرنواخترها در راه شیری رخ می‌داده است مشاهده‌گرها نام ”ستارگان نو“ را به آنها می‌دادند، چرا که پیش از آن در این نقاط نبودند.

بیشتر ماده درون ستاره با انبساط ابرنواختری به بیرون پرتاب می‌شود (و سحابی‌هایی مانند سحابی خرچنگ را شکل می‌دهد)

و آنچه می‌ماند یک ستاره نوترونی است.

سحابی خرچنگ باقیمانده یک واقعه ابر نو اختری است. برای مشاهده تصویر در ابعاد بزرگتر، بر روی آن کلیک کنید.

مرگ ستارگان بسیار سنگین (بیشتز از ۴۰ برابر جرم خورشید)

ترکیب مواد تشکیل دهنده یک ستاره با جرم زیاد. هسته مرکزی آهن(Fe) لایه های بعدی به ترتیب سلیکون(Si)،

اکسیژن(O)، نئون(Ne)، کربن(C) ، هلیوم(He) و لایه بیرونی هیدروژن(H).

در مورد بزرگترین ستاره‌ها اگر بعد از انفجار ابرنواختری جرم ستاره باقیمانده، بیشتر از ۴۰ برابر جرم خورشید باشد،

حتی فشار تبهگنی نوترونی هم نمی‌تواند موجب توقف انقباض گرانشی شده، ستاره در هم فرو می‌ریزد و یک

سیاهچاله بوجود خواهد آمد.

تفسیر سیاهچاله‌ها در فیزیک نیوتنی امکان‌پذیر نیست بلکه باید از روابط فیزیک کوانتومی به همراه قوانین نسبیت استفاده

کرد.

لایه‌های بیرونی پرتاب شده ستاره‌های در حال مرگ، دربردارنده عنصرهای سنگینی هستند که می‌توانند در طی تشکیل

ستارگان نو بازیابی شوند. این عنصرهای سنگین اجازه تشکیل سیاره‌های سنگی را می‌دهند. برون‌ریزی مواد از

ابرنواخترها

و بادهای خورشیدی ناشی از ستاره‌های بزرگ، نقشی بنیادین در شکل‌دهی محیط میان ستاره‌ای و ایجاد منظومه‌های

سیاره‌ای بازی می‌کنند. گفتنی است عناصر سنگین‌تر از آهنی که در زمین و اطراف خود می‌بینیم تنها به دنبال انفجارهای

پرانرژی ابرنواختری شکل گرفته‌اند.

 

برگزاری دوره آموزش رایگان نجوم در مرودشت

با آغاز فصل تحصیل و ماه مهر من هم تصمیم گرفتم توی شهر مرودشت علاقمندان به نجوم رو جمع کنم

و یک کلاس آموزشی برای این علاقمندان به صورت رایگان برگزار کنم

این کلاس ها با همکاری بسیج دانشجویی و آموزشگاه دخترانه سما مرودشت در حال برگزاری هست
در این کلاس ها مطالب مرتبط با نجوم پایه و مفاهیم ساده رو تدریس میکنم

جا داره تشکر کنم از  آقای خالقی عزیز و امید منوچهری دوست خوبم که در برگزاری این کلاس زحمت کشیدند
همچنین از مجموعه بسیج دانشجویی و مجموعه آموزشی دخترانه سما

قسمت ششم آموزش نجوم - قدر ستاره ها

قدر ستاره ها – قدر ظاهری

اولین بار «ابرخس» منجم یونانی ستارگان آسمان را به ۶ دسته از لحاظ روشنایی تقسیم کرد. پرنورترین‌ها قدر یک

و کم‌نورترها قدر بزرگ‌تر داشتند. قدر ششمی‌ها کم نورترین اشیا قابل مشاهده توسط بشر با چشم غیر مسلح بودند.

این رده‌بندی را بطلمیوس در کتاب «المجسطی» آورده و به طور گسترده پذیرفته شد.

«ویلیام هرشل» متوجه شد که ستاره قدر یک بطلمیوس ۱۰۰ برابر از ستاره قدر شش پرنورتر است. همچنین او متوجه

شد که تفاوت روشنایی ستاره قدر یک تا دو و ستاره قدر دو تا سه مثل هم می‌باشند و همچنین برای بقیه. پس هر قدر

با قدر دیگر حدود ۲٫۵۱۱۸۸۶ مرتبه در درخشندگی تفاوت دارد.

قدر ظاهری (Apparent magnitude) یا قدر دیدگانی، مقیاسی عددی از درخشنده دیده شدن ستارگان بر روی زمین است.

هرچه عدد آن کمتر باشد روشنایی ستاره بیشتر است. قدر ظاهری بطور لگاریتمی با درخشندگی ستاره ارتباط دارد.

قدر ظاهری را با m نشان می‌دهند.

قسمت ششم دوره ابتدای نجوم | قدر

قدر سماک رامح یعنی پرنورترین ستاره صورت فلکی عوا تقریبا برابر صفر است. سیاره زهره قدری در حدود ۴- است در اینصورت

روشنایی سیاره زهره ۲٫۵۴ است.

یک ستاره از قدر ۱-  به ترتیب زیر  نسبت به قدرهای دیگر روشنای‌اش بیشتر است:

بیایید کمی فرمولی صحبت کنیم، اگر بخواهیم روشنایی دو ستاره را باهم مقایسه کنیم، در حالی که قدر آنها را

داشته باشیم کار خیلی راحتی را درپیش خواهیم داشت. در این مثال روشنایی ظاهر خورشید را با ماه مقایسه

می‌کنیم. قدر ظاهری خورشید ۲۶٫۷۴- و قدر ظاهری ماه ۱۲٫۷۴- است:

 

 

 

پس روشنایی ظاهری خورشید ۳۹۸۰۴۸ برابر ماه است.

 

قدر ستاره ها – قدر مطلق

قدر ظاهری به فاصله ناظر تا جسم وابسته‌است برای این که مقیاسی داشته باشیم که از فاصله مستقل باشد

قدر مطلق را تعریف می‌کنیم. قدر مطلق مقیاسی از درخشندگی ستاره می‌باشد.

قدر مطلق به صورت قدر ظاهری جسمی در فاصله ۱۰ پارسکی ناظر تعریف می‌شود. یعنی جرم آسمانی را

به فاصله ۱۰ پارسکی می‌بریم و از آنجا به آن نگاه می‌کنیم. قدر ظاهری خورشید برابر ۲۷- است در حالی که

قدر مطلق آن ۴٫۳+ است. قدر ظاهری را با M نشان می‌دهند.

بیایید چند مثال را بررسی کنیم تا مفهوم قدر مطلق را بیشتر متوجه شویم:

به جدول زیر نگاه کنید و گزینه درست را انتخاب کنید.

قدر مطلق شعرای یمانی برابر  ۲-  است یا ۱٫۴۵+؟

با توجه به جدول چون فاصله این ستاره برابر ۹ سال نوری است لذا برای بدست آوردن قدر مطلق باید ستاره را

به فاصله ۱۰ پارسکی برد و فاصله آن دورتر از الان خواهد شد. پس روشنایی آن کمتر خواهد شد و ۱٫۴۵+ درست است.

…قدر مطلق سهیل برابر  ۰٫۵-  است یا ۳٫۱-؟

چون فاصله‌اش تا ما برابر ۳۰ پارسک است وقتی به ۱۰ پارسکی آورده شود پرنورتر دیده خواهد شد. لذا ۳٫۱- درست است.

…قدر ظاهری سماک رامح برابر  ۰٫۰۶-  است یا ۰٫۴؟

چون قدر مطلق سماک رامح در فاصله ۱۰ پارسکی برابر ۰٫۳- است و فاصله آن ۳۶ سال نوری یعنی حدود ۱۱ پارسک است،

لذا قدر ظاهری آن کمتر خواهد بود. یعنی قدر ظاهری این ستاره برابر ۰٫۰۶- است.

 

با داشتن فاصله و یکی از دو قدر (قدر مطلق یا ظاهری) میتوان قدر مجهول دوم را به راحتی با استفاده از فرمول زیر بدست آورد:

 

در این فرمول M قدر مطلق، m قدر ظاهری و P فاصله بر حسب پارسک است.

مثلا قدر ظاهری سهیل برابر ۰٫۷۲- و فاصله ی آن برابر ۳۰ پارسک است پس:

 

 

 

لذا قدر مطلق سهیل برابر  -۳٫۰۷ است.

در پایان می‌توانید در تصویر زیر، قدر مجموعه‌ای از مهمترین اجرام آسمانی را مشاهده کنید.

قدر مجموعه ای از مهمترین و معروفترین اجرام آسمانی

 

منابع:

منبع عکس، منبع عکس

عکاسی از سیاره زحل و مشتری

قسمت پنجم آموزش نجوم - فواصل نجومی

فواصل نجومی

مسلما ما در  روی زمین برای اندازه گیری مسافت ها، از  سانتی متر، متر و کیلومتر استفاده می کنیم 

اما به دلیل طو لانی بودن مسافت ها در  دنیای نجوم بکار بردن این یکاها کمی مشکل است. منجمان

برای رفع این مشکل سه یکای جدید معرفی نموده اند تا فواصل نجومی را بر اساس آنها اندازه‌گیری کنند.

واحد نجومی

به فاصله ی متوسط زمین تا خورشید، یک واحد نجومی گفته می شود. این فاصله تقریبا برابر ۱۴۹٫۶ میلیون کیلومتر

است و آن را با Au نشان می دهند.

۱Au=149،۵۹۷،۸۷۰،۶۹۱ m

معمولا فواصل سیارات و در کل فاصله ها در منظومه شمسی را برحسب واحد نجومی بیان می کنند مانند:

فاصله زحل تا خورشید ۹٫۵۴ واحد نجومی است. یعنی فاصله زحل تا خورشید برابر :

نحوه بدست آوردن فاصله زحل تا خورشید با یکای واحد نجومی

 

 

 

 

 

 

 

فاصله سیارات از خورشید بر حسب واحد نجومی (AU)

 

سال نوری

می دانیم که سرعت نور در خلا تقریبا برابر ۳۰۰ هزار کیلوتر بر ثانیه است یعنی در یک چشم زدن ما و در یک ثانیه نور می تواند

حدود هشت دور زمین بچرخد. شاید کمی عجیب به نظر برسد اما نور در یک چشم بر هم زدن ما فاصله زمین تا ماه را طی

می کند یعنی در مدت ۱٫۳ ثانیه اگر سرعت نور داشتید می توانستید به ماه سفر کنید، به عبارت بهتر در کمتر از سه سوت

(سه ثانبه) از زمین به ماه می رفتید و بر می گشتید!

به مسافتی که نور می تواند در یک سال طی کنند یک سال نوری می گویند و یکی از مهمترین فواصل نجومی محسوب می‌شود.

سال نوری را با Ly نشان می دهند و یک سال نوری برابر است با:

۱Ly = 63240Au

۱Ly = 9460000000000000km

فاصله نزدیکترین ستاره به ما یعنی آلفای قنطورس برابر ۴٫۳ سال نوری است یعنی:

۴٫۳Ly = 40670000000000000km

می توانید بینید که حتی بیان کردن فاصله نزدیکترین ستاره به ما با  یکای کیلومتر چقدر دشوار است. من به نوبه خودم از دانشمندان

متشکرم تا یکای سال نوری را معرفی کردند چون واقعا نوشتن و بخصوص خواندن فواصل بین ستاره به کیلومتر بسیار مشکل

است و فکر می کنم برای خواندنش نیاز داشتیم چند واحد اضافه تر در دانشگاه پاس کنیم! شما سعی کنید این عدد را بخوانید: ۴۰۶۷۰۰۰۰۰۰۰۰۰۰۰۰۰

 

صرفا جهت اطلاع

در این تعریف سال نوری ، دو عامل سرعت نور در خلاء و مدت زمان یک سال دخالت دارند. در حال حاضر، مدت زمان دقیق

سال که باید برای محاسبه مقدار سال نوری استفاده شود، به صورت بین‌المللی تعریف نشده است و تنها توصیه‌نامه‌ای مبتنی

بر استفاده از سال رومی (یولیانی) توسط اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی ارائه شده است.

بر مبنای این توصیه‌نامه، یک سال برابر است با ۳۶۵.۲۵ روز که هر روز معادل ۸۶،۴۰۰ ثانیه می‌باشد، که با احتساب

تعریف سرعت نور به مقدار ۲۹۹،۷۹۲،۴۵۸ متر بر ثانیه، مقدار مسافت سال نوری معادل ۹،۴۶۰،۷۳۰،۴۷۲،۵۸۰،۸۰۰ متر خواهد بود.

به دلیل استاندارد نبودن تعریف سال، در کارهای دقیق و تخصصی نجومی، کمتر از این واحد استفاده می‌شود و واحد پارسک

ترجیح داده می‌شود. اما در کاربردهای عمومی، سال نوری بیشتر به کار می‌رود که گاهی با فرض هر سال معادل ۳۶۵ روز

و سرعت نور معادل ۳۰۰،۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه، مقدار سال نوری را تقریباً برابر با ۱۰^۱۵ × ۹.۴۶۱ متر می‌گیرند.

 

پارسک

اگر یک مثلث داشته باشیم که قاعده آن برابر ۱Au، یعنی برابر ۱۵۰ میلیون کیلومتر باشد، و اینقدر مثلث را بزرگ

اختیار کنیم تا زاویه راس آن برابر یک ثانیه قوسی باشد آنگاه طول ارتفاع مثلث برابر یک پارسک است.

تعریف پارسک

به عبارت دیگر پارسک فاصله‌ای است که اختلاف منظر خورشید مرکزی یک جسم آسمانی مانند ستاره، برابر

یک ثانیه قوسی دیده شود. در واقع فاصله‌ای که از آن فاصله، شعاع مدار زمین که برابر یک واحد نجومی است،

برابر یک ثانیه قوس دیده شود.

یک پارسک برابر ۳٫۲۶ سال نو.ری است با این حساب فاصله نزدیک ترین ستاره به ما برابر: Ly4.3، یا Pc1.31 است.

پارسک را به اختصار با Pc نمایش می دهند.

معادله بدست آوردن پارسک

نام پارسک از هم‌آمیزی بخش‌هایی از دو واژه Parallax (اختلاف منظر) و Arc Second (ثانیه قوسی) درست شده است.

قسمت چهارم آموزش نجوم | صورت های فلکی

صورت های فلکی

صورت‌فلکی (پیکر آسمانی) مجموعه‌ای از ستاره‌ها است که از دیدگاه زمینی به شکل خاصی تشبیه و نام‌گذاری شده‌ است. در واقعیت سه‌بعدی، ستارگان یک صورت فلکی لزوماً به هم نزدیک نیستند و ربطی به هم ندارند. قرار دادن آنها در یک مجموعه صرفاً به خاطر نزدیکی ظاهری از دیدگاه زمینی است. دسته‌بندی ظاهری ستارگان به صورت پیکرهای آسمانی از نظر نشانی‌دهی و تهیه نقشه‌های آسمان مفید است.

در اینفوگرافیک فوق می‌توانید نمایی از کلیه صورت فلکی‌های موجود در آسمان نیمکره شمالی و جنوبی در زمان‌های مختلف سال را مشاهده کنید. چنانچه بتوانیم نسخه‌های با کیفیت‌تر از این اینفوگرافیک را پیدا کنیم، شاید در آینده آن را ترجمه کرده و در بلاگ بگذاریم. اینفوگرافیک‌ها، کاتالوگ‌ها، دستگاه‌ها، نرم‌افزارها و کتابچه‌های متفاوتی برای آشنایی و کار راحت‌تر با صورت فلکی‌های آسمان ایجاد شده‌اند

 

ستاره قطبی

ساکنان نیمکره شمالی از دیرباز ستاره‌ای را می‌شناسند که تشخیص حرکت آن بسیار دشوار است. این ستاره که به نام «جَدی» شناخته میشود، تقریبا در راستای قطب شمال زمین واقع است. امتداد محور چرخش زمین به طرف قطب شمال آسمان، بسیار نزدیک این ستاره است. راستای محور چرخش زمین همواره ثابت نیست، بلکه مانند راستای محور یک فرفره، به آرامی تغییر می‌کند و بنابراین مکان ستاره قطبی نیز در آسمان تغییر می‌کند. ۱۳۰۰۰ سال بعد راستای محور زمین در تمامی آسمان از ستاره نسر واقع می‌گذرد. ۲۵۸۰۰ سال بعد باز هم راستای محور زمین از ستاره جدی می‌گذرد.

راهنمای پیدا کردن ستاره قطبی در آسمان

ستارگان دور قطبی

عده‌ای از ستارگان نزدیک به قطب آسمان ، هیچگاه طلوع و غروب نمی‌کنند، بلکه همواره در بالای افق دیده می‌شوند.

اینها را ستارگان دور قطبی می‌نامند. با چرخش زمین به دور محور خود ، ستارگان دایره‌هایی به مرکز قطبهای آسمان

رسم می‌کنند. یکی از راههای جالب توجه برای نشان دادن این دایره‌ها ، عکسبرداری با زمان نوردهی بیشتر است.

اگر دوربین عکاسی را متوجه آسمان کنیم و دهانه نورگیر آن را مدت زمان بیشتری باز نگه داریم، مسیر دایرهای شکل

ستارگان را برعکس خواهیم دید.

 

مسیر حرکت ستارگان قطبی

عده ستارگان دور قطبی در هر حال ، به عرض جغرافیایی بستگی دارد. از آنجا که ستارهی قطبی همواره در بالای

قطب شمال زمین است، ناظر ساکن قطب، همواره این ستاره را در بالای سر خود خواهد دید. در نظر او همه ستارگان

در مسیرهای دایره‌ای به دور ستاره قطبی می‌گردند و هیچ یک طلوع و غروب ندارند! برعکس، ناظری که در استوا است،

ستارهی  قطبی را در افق شمالی خود می‌بیند. در نظر او هیچ ستاره‌ای دور قطبی نیست و همه آنها طلوع و غروب

می‌کنند. اگر این ناظر به طرف شمال حرکت کند، هر چه از استوا دورتر شود، ستاره قطبی را از افق بالاتر خواهد دید.

عکس رد ستاره از عکاسی به نام جاستین نگ

منبع : سایت علم بازار