ستاره ولف–رایه

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو

ستارگان ولف-رایه (به انگلیسی: Wolf-Rayet stars) ستارگانی بسیار پرجرم یعنی با جرم بالای ۲۰ جرم خورشید هستند. آنان همچنین بسیار روشن وداغند و از این رو توجّه اخترشناسان را جلب کرده‌اند و به دلیل روشنایی زیاد خود یکی از گونه های فراغول‌ها هستند. طیف این ستارگان نیز غیر عادّی است و این خود یکی از عواملی است که آنان را از دیگر ستارگان آسمان جدا می‌سازد.

طیف[ویرایش]

چیزی که در طیف این ستارگان توجه هر فرد آشنا با اخترشناسی را جلب می‌کند این است که به جای خطوط جذبی عادی که در طیف‌های ستارگان معمول هستند، در طیف این ستارگان نه تنها خطوط جذبی دیده نمیشوند بلکه دارای خطوط نشری هستند. نکتهٔ جالب تر این است که پهنای این خطوط هم بسیار است! ویژگی های شگفت آور طیف این ستارگان به قدری فراوان است که اخترشناسانِ پس از پیکرینگ برای آنان رده طیفی دیگری به نام WR ایجاد کرده‌اند.

دلیل های غیر عادی بودن طیف‌های این ستارگان[ویرایش]

یکی از شگفتی‌های موجود در این ستارگان ویژه وجود بادهای ستاره‌ای بسیار نیرومند در این ستارگان است.بادهای ستاره‌ای ستارگان ولف رایه سرعت‌هایی بیش از حدود ۲۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه دارند.علل این سرعت‌های دور از تصوّر این هستند که ستارگان نامبرده شده جوهای ناپایداری دارند و جوهای بیرونی خود را به صورت لایه‌هایی حبابی شکل و سرشار از گاز و غبار به بیرون پرتاب می‌کنند. این ستارگان ترکیبات شیمیایی گوناگونی دارند. در جوهای بیرونی برخی از آنان عنصر کربن به میزان فراوان وجود دارد. برخی دیگر نیز دارای میزان فراوان نیتروژن در جوهای بیرونی خود هستند. همچنین در جوهای بیرونی برخی از آنان هیچ یک از این دو عنصر به صورت فراوان وجود ندارند. ستارگان ولف رایتی که در جوهای بیرونی خود مقدار فراوانی عنصر کربن دارند در طیف خود خطوط نشری کربن را آشکار می‌کنند زیرا این عنصرها هنگامی که به شکل بادهای ستاره‌ای به محیط پیرامونی ستاره پرتاب می‌شوند همهفوتون‌هایی را که به سمتشان می‌آیند را می‌ربایند. سپس به فوتون‌های بخش‌های خاصی از طیف اجازه دوباره گسیل شدن را می‌دهند. این بخش‌های ویژه خطوط نشری نام دارند. در برخی از این ستارگان که در جوهای بیرونی خود به جای کربن فراوان نیتروژن فراوان دارند همین پدیده رخ می‌دهد ولی آن‌ها به جای خطوط نشری کربن نیرومند خطوط نیرومند نیتروژن را می‌نمایانند.در کنار این دو نوع عنصر ملکول‌ها واتم‌های فراوانی در جوهای بیرونی و بادهای ستاره‌ای این ستارگان موجودند. این ذرات هم خطوط نشری مربوط به خود را درست می‌کنند.

علل پهنای زیاد خطوط نشری این ستارگان[ویرایش]

پیش از این اشاره شد که این ستارگان بادهای ستاره‌ای بسیار شدیدی دارند. چون ستارگان اجرامی کروی و یا شبه کروی هستند برخی از این بادها که از بخش پشت ستاره گسیل می‌شوند از ما دور می‌شوند یا به عبارتی دیگر نسبت به ما سرعت شعاعی مثبت دارند و برخی دیگر که از بخش جلوی ستاره گسیل می‌گردند به ما نزدیک می‌شوند یا بر خلاف مورد پیش نسبت به ما سرعت شعاعی منفی دارند. اثر دوپلر باعث می‌شود که پرتوهای گسیل شده از بادهای ستاره‌ای نزدیک شونده به ما دچار انتقال به آبی بشوند. همچنین این پدیده بر روی پرتوهای گسیل شده از بادهای ستاره‌ای دور شونده از ما اثر وارونه می‌گذارد یعنی سبب انتقال به سرخ این پرتوها می‌شود.

تغییر قدر[ویرایش]

ستارگان ولف-رایه به عنوان گروهی از ستارگان متغیّر هم رده بندی می‌شوند.این اختران گروهی از متغیّرهای ذاتی انفجاری هستند که به طور نامنظّم و با دامنه بالای ۰٫۱ تغییر قدر می‌دهند.

تاریخچه اکتشافات درباره ستارگان ولف-رایه[ویرایش]

در سال ۱۸۶۷ میلادی در رصدخانه پاریس دو نفر به نام‌های چارلز ولف و جرج رایه هنگامی که طیف‌های بسیاری از ستارگان صورت فلکی دجاجه را رمز گشایی می‌کردند سه ستاره ناشناس را یافتند. هنگامی که طیف این ستارگان را رمز گشایی کردند برخلاف خطوطی جذبی عادّی و باریک معمولی خطوط غیر عادّی نشری پهنی را در طیف‌های آنان دیدند. در طیف بیشتر ستارگان در پی حضور عنصرها در لایه‌های بالایی که پرتو را در دامنه ی ویژه ای جذب می‌کنند، خطوط جذبی دیده می‌شود. شمار ستارگان با خطوط نشری بسیار کم است. بنابراین این ستارگان آشکارا غیرعادی بودند.

ماهیت خطوط نشری در طیف این ستارگان برای چند دهه ناشناخته ماند. ادوارد سی پیکرینگ نظریه‌ای پیشنهاد داد که مطابق آن این خطوط ناشی از حالت‌هایی غیر عادی از اتم هیدروژن هستند. روشن شد که با جای گذاری اعداد کوانتمی نیم صحیح خطوط «سری پیکرینک» با طرحی مشابه خطوط سری بالمر به دست می‌آیند. سپس نشان داده شد که این خطوط ناشی از حضور عنصر هلیوم هستند. گازی که در سال ۱۹۶۸ کشف شد. [۱]

تا سال ۱۹۲۹ علت پهنای این خطوط نشری ناشی از اثر دوپلر شناخته شد و بنابراین آشکار شد که گازی که این ستارگان را احاطه کرده است با سرعت بین ۲۰۰ تا ۳۴۰۰ کیلومتر بر ثانیه در راستای خط دید به سمت بیرون حرکت می‌کند. پیامد این یافته این است که ستاره‌ای از گونه ولف-رایه همیشه به محیط پیرامونیش گاز پرتاب می‌کند و در نتیجه ناحیه‌ای گسترده شونده از گاز درخشان می‌سازد. نیرویی که گاز را با سرعت‌های بالای دیده شده به فضا پرتاب می‌کنند فشار تابشی است. افزون بر خطوط نشری هلیوم خطوط نشری کربن، نیتروژن و اکسیژن نیست در طیف ستارگان ولف-رایه شناسایی شده‌اند.[۲] در سال ۱۹۳۸ اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی طیف ستارگان ولف-رایه را بر پایه اینکه طیفشان بیشتر شامل خطوط کربن و اکسیژن ( o وc) یا نیتروژن (N) باشد به ترتیب به دو بخش WC و WN دسته‌بندی کردند.[۳]

مدل‌های تحول ستاره‌ای[ویرایش]

امروزه بیشتر ستارگان ولف-رایه به عنوان مرحله‌ای طبیعی در درگرگونی ستارگان پرجرم شناخته شده‌اند. گمان می‌رود که ستارگان ولف-رایه نمی‌توانند از ستارگانی با فلزیگی پایین به وجود بیایند چرا که این ستارگان نمی‌توانند به مقدار کافی جرم از دست بدهند و در عوض یکراست به مرحله‌ی ابرنواختر از نوع pair-instability یا photodisintegration می‌روند.

ستارگان ولف-رایه در کهکشان راه شیری[ویرایش]

این ستارگان بسیار کمیاب هستند‌‌‌‌‌‌‌ولی‌امروزه دانشمندان به کمک پیشرفت‌های شایان اخترشناسی نزیک‌‌ به‌۵۰۰ ستاره ولف رایت را در کهکشان ما شناخته‌اند.[۴][۵] این عدد در چند‌‌سال‌ گذشته به کمک رصدهای پیمایشی (surveys) پرتوسنجی و طیف سنجی در محدوده‌ی فروسرخ، به میزان‌ بسیاری‌افزایش یافته است.

ستاره نمونه[ویرایش]

ستارهٔ نمونه این ستارگان ستاره گاما ۱ بادبان است. این ستاره یک ستاره دوتایی است و دارای همدمی با قدر دیداری حدود ۴٫۲ با نام گاما ۲ بادبان می‌باشد. ستاره گاما ۱ بادبان دارای قدر دیداری حدود ۱٫۷۵ است و درنتیجه درخشان‌ترین ستاره ولف-رایه و درخشان‌ترین ستاره پیکر آسمانی بادبان و یکی از ۴۰ ستاره درخشان آسمان است.

جستارهای وابسته[ویرایش]

پانویس[ویرایش]

  1. Fowler, A. (1912). "Hydrogen, Spectrum of, Observations of the principal and other series of lines in the". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 73: 62–105. Bibcode:1912MNRAS..73...62F. 
  2. Beals, C. S. (1933). "Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars". The Observatory 56: 196–197. Bibcode:1933Obs....56..196B. 
  3. Swings, P. (1942). "The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects". Astrophysical Journal 95: 112–133. Bibcode:1942ApJ....95..112S. doi:10.1086/144379. 
  4. van der Hucht, K. A. (2001). "The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars". New Astronomy Reviews 45 (3): 135–232. Bibcode:2001NewAR..45..135V. doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3. 
  5. خطای اسکریپتی

منابع[ویرایش]

  • شادمهری، محسن. «فراغولها».نجوم، آذر ۱۳۷۳، شماره ۳۹، ص ۱۱،۱۰،۹،۸.
  • صقری، شهاب. «رده‌های طیفی ستارگان».نجوم، آبان۱۳۷۵&شماره۶۲&ص ۲۸، و ۲۹
  • «ستاره‌های ولف-رایه(Wolf-Rayet Stars)».نجوم، آبان و آذر ۱۳۷۸، شماره‌های ۹۸ و ۹۹، ص ۷
  • P ۳۴&۳۵&۳۶&۳۷&۳۸&۳۹<<The life and death of Super Suns>>.Astronomy&July ۲۰۰۸&
  • وبگاه ویکی‌پدیای انگلیسی
  • وبگاه نیوساینتیست
  • وبگاه شبکه فیزیک هوپا
  • وبگاه SAO/NASA ADS
  • وبگاه پایگاه ملّی داده‌های علوم زمین کشور
  • سرمدی&مهرداد.واژه نامه اخترشناسی فارسی-انگلیسی.تهران:نشر فرهنگ معاصر، ۱۳۸۵.ISBN 964-8637-38-5
  • وبگاه GCVS