ستاره ولف–رایه

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
(تغییرمسیر از ستاره ولف-رایه)
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 نظر توجّه اخترشناسان را جلب کرده‌اند و به دلیل روشنایی زیاد خود یکی از انواع فراغول‌ها هستند. طیف این ستارگان نیز غیر عادّی است و این خود یکی از عواملی است که آنان را از دیگر ستارگان آسمان متمایز می‌کند.

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 مشهود نیستند بلکه دارای خطوط نشری هستند. نکتهٔ جالب تر این است که پهنای این خطوط هم زیاد است! خواص عجیب طیف این ستارگان به قدری زیادند که اخترشناسانِ پس از پیکرینگ برای آنان رده طیفی دیگری به نام WR ایجاد کرده‌اند.

دلایل غیر عادی بودن طیف‌های این ستارگان[ویرایش]

یکی از شگفتی‌های موجود در این ستارگان خاص 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 مزبور 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 در مقادیر فراوان وجود دارد. برخی دیگر نیز دارای مقادیر فراوان نیتروژن در جوهای بیرونی خود می‌باشند. 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 بروز می‌دهند زیرا این عناصر هنگامی که به شکل بادهای ستاره‌ای به محیط اطراف ستاره پرتاب می‌شوند تمام فوتون‌هایی را که به طرفشان می‌آیند را جذب می‌کنند. سپس به فوتون‌های بخش‌های خاصی از طیف اجازه دوباره گسیل شدن را می‌دهند. این بخش‌های خاص 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 قوی خطوط قوی 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 انوار گسیل شده از بادهای ستاره‌ای نزدیک شونده به ما دچار انتقال به آبی بشوند. همچنین این پدیده بر روی نورهای گسیل شده از بادهای ستاره‌ای دور شونده از ما اثر عکس می‌گذارد یعنی موجب انتقال به سرخ این انوار 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 مشاهده کردند. در طیف بیشتر ستارگان در نتیجه‌ی حضور عناصر در لایه‌های بالایی که نور را در فرکانس‌های خاصی جذب می‌کنند، خطوط جذبی دیده می‌شود. تعداد ستارگان با خطوط نشری بسیار کم است. بنابراین این ستارگان به وضوح غیرعادی بودند.

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

تا سال ۱۹۲۹ علت پنهای این خطوط نشری ناشی از اثر دوپلر شناخته شد و بنابراین معلوم شد که گازی که این ستارگان را احاطه کرده است با سرعت بین ۲۰۰ تا ۳۴۰۰ کیلومتر بر ثانیه در راستای خط دید به طرف بیرون حرکت می‌کند. نتیجه این بود که ستاره‌ای از نوع ولف-رایه دایماً به محیط اطرافش گاز پرتاب می‌کند و در نتیجه ناحیه‌ای گسترده شونده از گاز درخشان تولید می‌کند. نیرویی که گاز را با سرعت‌های بالای مشاهده شده به فضا پرتاب می‌کنند فشار تابشی است. علاوه 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 اساس اینکه طیفشان بیشتر شامل خطوط کربن و اکسیژن ( o وc) یا نیتروژن (N) باشد به ترتیب به دو بخش WC و WN طبقه بندی کردند.[۳]

مدل‌های تحول ستاره‌ای[ویرایش]

امروزه بیشتر ستارگان ولف-رایه به عنوان مرحله‌ای طبیعی در تحول 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 به طور مستقیم وارد مرحله‌ی ابرنواختر از نوع pair-instability یا photodisintegration می‌شوند.

ستارگان ولف-رایه در کهکشان راه شیری[ویرایش]

این ستارگان بسیار نادر هستند امّا امروزه دانشمندان به کمک پیش رفت‌های شایان اخترشناسی حدود ۵۰۰ ستاره ولف رایت را در کهکشان ما شناخته‌اند.[۴][۵] این عدد در سال‌ها اخیر به کمک رصدهای پیمایشی (surveys) نورسنجی و طیف سنجی در محدوده‌ی فروسرخ، به مقدار قابل توجهی افزایش 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 پرنورترین ستاره ولف-رایه و پرنورترین ستاره پیکر آسمانی بادبان و یکی از ۴۰ ستاره پرنور 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. van der Hucht, K. A. (2006). "New Galactic Wolf-Rayet stars, and candidates". Astronomy and Astrophysics 458 (2): 453–459. arXiv:astro-ph/0609008. Bibcode 2006A&A...458..453V. DOI:10.1051/0004-6361:20065819. 

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