ستاره

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو
یک ناحیه تولید ستارگان در ابر ماژلانی بزرگ، تصویر از اسا و ناسا

سِتاره گوی پرنور و بسیار داغی از پلاسماست که انسجام خود را توسط نیروی گرانش حفظ می‌کند. نزدیکترین ستاره به زمین خورشید است.سایر ستارگان که در شب از روی زمین قابل دیدن هستند، به دلیل فاصله‌ بسیار دورشان به شکل نقاطی ثابت و روشن دیده می‌شوند. در طول تاریخ، ستاره‌های برجسته‌تر، تحت گروههایی به نام صورت‌ها و صورت‌واره‌های فلکی، گروه‌بندی شده‌اند و روشن‌ترین ستارگان نیز نام‌‌گذاری شده‌اند. کاتالوگ گسترده‌ای از ستارگان توسط اخترشناسان گردآوری شده‌است.

یک ستاره حداقل در بخشی از عمر خود، به دلیل همجوشی گرما‌هسته‌ای هیدروژن به هلیم در مرکز آن، می‌درخشد. انرژی ایجاد شده از بخش درونی ستاره می‌گذرد و به فضای بیرونی اطراف تابیده می‌شود. وقتی ذخیره هیدروژن در هسته یک ستاره رو به اتمام می‌رود، تقریبا تمام عناصر طبیعی سنگینتر از هلیم از طریق سنتز هسته‌ای , یا در برخی از ستارگان از طریق سنتز هسته‌ای ابرنواختری در هنگام انفجار آنها پدید می‌آیند. ستاره در اواخر دوران عمر خود ممکن است شامل ماده تباهیده نیز باشد. اخترشناسان با بررسی حرکت ستاره‌ها در فضا، درخشندگی آنها و طیف‌سنجی نجومی می‌توانند جرم، سن، فلزیگی (ترکیب شیمیایی ستاره) و سایر ویژگیهای ستاره‌ها را به‌دست‌آورند. جرم کلی یک ستاره تعیین‌کننده مراحل تکامل و سرنوشت نهایی آن است. سایر مشخصات یک ستاره مانند قطر و دما در طول عمر ستاره متغیر هستند. با استفاده از نموداری به نام نمودار هرتسپرونگ-راسل دمای بسیاری از ستارگان را نسبت به روشنایی آنها نمایش می‌دهد که از طریق آن مي‌توان وضعیت تکامل و سن ستاره را تعیین نمود.

زندگی یک ستاره از رمبش گرانشی یک سحابی گازی آغاز می‌شود که عمدتا شامل هیدروژن به همراه هلیم و کمی از عناصر دیگر است. وقتی که چگالی هسته ستاره به اندازه کافی می‌رسد، هیدروژن در فرایندی پایدار توسط همجوشی هسته‌ای به هلیم تبدیل شده و انرژی فراوانی آزاد می‌شود. [۱] سایر قسمتهای داخلی ستاره این انرژی را از طریق فرایندهای تابش و همرفت به بیرون انتقال می‌دهند. فشار داخلی ستاره از فروریختن آن براثر نیروی گرانشی خودش جلوگیری می‌کند. وقتی که سوخت هیدروژن ستاره به پایان می‌رسد، اگر جرم ستاره حداقل ۰.۴ بار از خورشید بزرگتر باشد، منبسط شده و تبدیل به غول سرخ می‌گردد. [۲] پس از آن ستاره به مرحله تباهیدگی رسیده و بخشی از جرم خود را در فضا دفع می‌کند که بعدها در تشکیل ستارگان نسل جدیدتر با عناصر سنگین‌تر به کار می‌رود [۳] و هسته ستاره هم به بقایای ستاره‌ای تبدیل می‌شود که ممکن است کوتوله سفید، ستاره نوترونی و یا در صورت کافی بودن جرم سیاهچاله باشد.

ستارگان دوتایی یا چندتایی شامل دو یا چند ستاره می‌شود که در میدان گرانش یکدیگر اسیر هستند و معمولا در مدارهای پایداری به دور یکدیگر می‌گردند. وقتی دو ستاره خیلی به هم نزدیک باشند، برهمکنش گرانشی میان آنها بر تکامل آنها تاثیر می‌گذارد. [۴] ستارگان می‌توانند بخشی از ساختارهای بزرگ مثل خوشه‌های ستاره‌ای و یا کهکشانها باشند.

نام‌گذاری[ویرایش]

بر اساس سنت باستانی ستارگان هر کدام در یک صورت فلکی که مجموعه‌ای بصری از ستارگان است قرار می‌گیرند و ستارگان پرنورتر و یا ویژه، نام یا عنوان خاصی داشتند که گاه نسبت آنها را با صورت فلکی‌اشان معین می کند (مانند ستاره عقرب در صورت فلکی عقرب).

در سال ۱۶۰۳ میلادی ستاره‌شناس آلمانی یوهان بایر ۱۶ نقشهٔ صورت‌های فلکی را ترسیم کرد و به هریک از ستارگان یکی از حروف الفبای یونانی را اختصاص داد، به این ترتیب که نخستین حرف الفبا ویژه روشن‌ترین ستاره آن صورت باشد و به همین ترتیب از حرفی به حرف دیگر برسد و اگر شمارهٔ ستارگان صورتی از عدد ۲۴ شمارهٔ حروف الفبای یونانی تجاوز کرده، باقی ستارگان را با حروف الفبای لاتینی نمایانده‌است.[۵]

پس از آن‌که با اکتشاف دوربین‌های بزرگ شمارهٔ ستارگان هر صورت فلکی رو به فزونی گذاشته، اخترشناسان از نشانه‌های دیگری، ازجمله اعداد، برای شناساندن بازماندهٔ ستارگان هر صورت استفاده کردند. نخستین کسی که چنین کرد ستاره‌شناس انگلیسی جان فلمستید در جدول مشهور ستارگان خویش بود که چاپ آن در ۱۷۲۵ م پایان پذیرفت، که در آن نزدیک به سه هزار ستاره با تعیین طول و عرض آنها آمده‌است. امروزه هر زمان از جدول او انتخابی شود، ستاره مورد نظر را با عدد آن جدول می‌نمایند و پیش از آن حرف Fl را که اشاره به نام فلمستید است قرار می‌دهند.[۶]

درخشندگی[ویرایش]

بیست ستاره روشن قدر اول
ترتیب
روشنایی
ستاره قدر
ظاهری
درجه
قدر
۱ شباهنگ ۱٫۴۵- I
۲ سهیل ۰٫۶۵- I
۳ کرکس نشسته ۰٫۰۰ I
۴ عیوق ۰٫۰۵ I
۵ آلفا قنطورس ۰٫۱۰ I
۶ نگهبان شمال ۰٫۱۵ I
۷ رجل الجبار ۰٫۱۵ I
۸ شعرای شامی ۰٫۴۰ I
۹ ابط الجوزا ۰٫۴۵ I
۱۰ آخرالنهر ۰٫۴۵ I
۱۱ بتا قنطورس ۰٫۵۵ I
۱۲ کرکس پرنده ۰٫۷۵ I
۱۳ بزبان ۰٫۸۵ I
۱۴ قلب العقرب ۱٫۰۵ I
۱۵ بتا جوزا ۱٫۱۵ I
۱۶ فم الحوت ۱٫۱۵ I
۱۷ ذنب ۱٫۲۵ I
۱۸ آلفا صلیب ۱٫۲۵ I
۱۹ بتا صلیب ۱٫۲۵ I
۲۰ قلب الاسد ۱٫۳۵ I
نوشتار اصلی: قدر

از زمان باستان ستارگان بر اساس درخشندگی ظاهری تقسیم می‌شده‌اند. چشم ظاهری حدود ۶۰۰۰ ستاره را می‌تواند مشاهده کند. از نظر روشنایی [قدر] ظاهری رتبه بندی [قدر] ستارگان چنین است[۷]:

  • قدر اول: ۲۰ ستاره روشنتر
  • قدر دوم: حدود ۵۰ ستاره
  • قدر سوم: حدود ۲۰۰ ستاره معرفی شده اند
  • قدر چهارم: تنها حدود ۴۷۰ ستاره بطور ویژه معرفی شده اند
  • قدر پنجم: تنها حدود ۲۲۰ ستاره بطور ویژه معرفی شده اند
  • قدر ششم: تنها حدود ۵۰ ستاره بطور ویژه معرفی شده اند

اندازه‌گیری[ویرایش]

به علت بزرگ بودن ستارگان بیان ابعاد آنها در واحدهای اس‌آی کار دشواری است و به همین دلیل اندازه دیگر ستارگان را بر اساس اندازه خورشید بیان می‌کنند:

جرم خورشید: \begin{smallmatrix}M_\odot = 1.9891 \times 10^{30}\end{smallmatrix} kg[۸]
درخشندگی خورشید: \begin{smallmatrix}L_\odot = 3.827 \times 10^{26}\end{smallmatrix} وات[۸]
شعاع خورشید: \begin{smallmatrix}R_\odot = 6.960 \times 10^{8}\end{smallmatrix} متر[۹]

انرژی[ویرایش]

انرژی ستارگان ناشی از واکنش‌های هسته‌ای است. ماده اصلی تشکیل دهنده ستارگان رشته اصلی، هیدروژن است. هیدروژن موجود در ستارگان طی فرآیند همجوشی هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌شود و در حین این واکنش گرما و نور بسیار زیادی تابش می‌یابد.

سرگذشت[ویرایش]

نوشتار اصلی: تکامل ستارگان

به طور کلی چرخهٔ تبدیل مواد بین‌ِستاره‌ای به ستاره‌ها که در نتیجهٔ این چرخه واکنش‌های هسته‌ای با عناصر سنگین غنی می‌شود و سپس به‌صورت باد ستاره‌ای یا سحابی سیاره‌ای یا اَبَرنواختر به فضای میان‌ستاره‌ای بازمی‌گردد را اخترش astration می‌گویند.[۱۰]

زایش[ویرایش]

نوشتار اصلی: زایش ستارگان

تولد ستارگان در ناحیه‌هایی از فضا که نام سحابی دارند صورت می‌گیرد بدین صورت که ملکول‌های هیدروژن که در ناحیه‌های بزرگی از فضا پراکنده هستند آرام آرام به هم نزدیک می‌شوند و زمانی که ستاره به تعادل هیدرودینامیکی برسد پیش‌ستاره و زمانی که بتواند همجوشی هسته‌ای انجام دهد تا انرژی خود را آزاد کند یک ستاره رشته اصلی به‌شمار می‌آید. حداقل جرم ستاره برای سوزاندن هیدروژن ۰٫۱ جرم خورشید، سوزاندن هلیوم ۰٫۴ جرم خورشید، سوزاندن کربن ۵ برابر جرم خورشید و سوزاندن نئون نیاز به جرمی برابر ۸ جرم خورشید دارد.

عمر[ویرایش]

نوشتار اصلی: عمر ستارگان

هر ستاره دارای دوره عمر می‌باشد که بسته به نوع ستاره متفاوت است. ستارگان حجیم با نور بیشتر و حرارت زیاد عمر کوتاهتری نسبت به ستارگان کم نور و کوچک دارند. پایان عمر هر ستاره بستگی به میزان ذخیره هیدروژن در آن دارد. زمانی که هیدروژن درون ستاره‌ای پایان یابد هلیوم تبدیل به سوخت اصلی می‌شود و می‌سوزد. سوختن هلیوم سبب ایجاد گرمای بسیار زیادی می‌شود که تا آن زمان در ستاره پیش نیامده بوده‌است (این مراحل تا سوزاندن سیلیسیم پیش می‌رود زیرا تولید آهن که از همجوشی سیلیسیم به وجود می‌آید فرایندی گرماگیر و نه گرماده‌است) این گرمای زیاد سبب انبساط ستاره می‌شود و حجم آن را چند برابر می‌کند. مثلاً اگر زمانی خورشید شروع به سوزاندن هلیوم کند آنقدر انبساط می‌یابد که زمین در حجم زیاد آن محو می‌شود. این انبساط تا سر حد مریخ ادامه پیدا کرده و سپس متوقف می‌شود. مرحلهٔ بعدی بستگی به نوع ستاره دارد. ستارگان عظیم پس از این مرحله آنقدر انبساط یافته‌اند که دیگر نمی‌تواند جاذبه‌ای روی سطوح بیرونی خود داشته باشند. پس از آن این ستارگان منفجر شده و تبدیل به نواختر می‌گردند. هرچه ستاره بزرگ‌تر باشد میزان نواختر بزرگ‌تر خواهد بود. غولها تبدیل به ابرنواختر می‌گردند. پس از آن این ستاره‌ها بسته به نوع نواختر ادامه عمر می‌دهند. نواختران معمولی تبدیل به کوتوله شده و عمری طولانی را آغاز می‌کنند. اما ابر نواختران در خود فرو می‌ریزند و بسته به جرم هسته آنها ستارگان بسیار کوچکی و چگالی به نام ستارگان نوترونی بوجود می‌آورند. این ستارگان عمر طولانی دیگری در پیش خواهند داشت. بعد از آن کوتوله‌ها یا کوتوله‌های سفید تبدیل به کوتوله سیاه شده و تا آخر جهان زندگی خواهند کرد. اگر جرم آن بسیار زیادتر از این موارد باشد تبدیل به سیاهچاله می‌شود.

نوع
سوخت
دمای سطح
(میلیون کلوین)
چگالی
(kg/cm۳)
مدت زمان سوزاندن
(سال)
H ۳۷ ۰٫۰۰۴۵ ۸٫۱ میلیون
He ۱۸۸ ۰٫۹۷ ۱٫۲ میلیون
C ۸۷۰ ۱۷۰ ۹۷۶
Ne ۱٬۵۷۰ ۳٬۱۰۰ ۰٫۶
O ۱٬۹۸۰ ۵٬۵۵۰ ۱٫۲۵
S/Si ۳٬۳۴۰ ۳۳٬۴۰۰ ۰٫۰۳۱۵[۱۱]

ستاره متغیر[ویرایش]

نوشتار اصلی: ستاره متغیر

تعادل ستاره زمانی بدست می‌آید که دو نیروی همجوشی (رو به بیرون) و گرانش (رو به درون) با هم برابر باشند اما هنگامی که یک ستاره به اواخر عمر خود می‌رسد و همجوشی آن دچار تغییراتی می‌شود روندی پیش می‌آید که گاهی همجوشی نیروی بیشتری وارد می‌کند و ستاره بزرگ و پرنور می‌شود و گاهی گرانش غلبه کرده و ستاره کوچک و کمنور می‌شود به این ستارگان ستارگان متغیر می‌گویند که آنها دارای انواع زیادی هستند مانند متغیر دلتا قیفاووسی، متغیر دلتا سپری، متغیر آرآر شلیاقی، متغیر میرا و متغیر نامنظم

رده‌بندی ستارگان[ویرایش]

دمای سطحی برای
کلاس‌های مختلفی از ستارگان
[۱۲]
کلاس دما ستاره نمونه
O ۳۳٬۰۰۰ K یا بیشتر زتا مارافسای
B ۱۰٬۵۰۰–۳۰٬۰۰۰ K پای شکارچی
A ۷٬۵۰۰–۱۰٬۰۰۰ K کرکس پرنده
F ۶٬۰۰۰–۷٬۲۰۰ K شعرای شامی
G ۵٬۵۰۰–۶٬۰۰۰ K خورشید
K ۴٬۰۰۰–۵٬۲۵۰ K اپسیلون هندی
M ۲٬۶۰۰–۳٬۸۵۰ K پروکسیما قنطورس
نوشتار اصلی: رده‌بندی ستارگان

ستارگان بر اساس رنگ (که ناشی از دمای سطحی است.) به دسته‌های O, B, A, F, G, K, M تقسیم می‌شوند.

تجمع ستارگان[ویرایش]

به گروهی از ستارگان که با نیروی گرانش به هم پیوستگی داشته باشند خوشه ستاره‌ای می‌گویند که در دو دسته خوشه ستاره‌ای باز و خوشه ستاره‌ای کروی تقسیم می‌شوند. خوشه‌های ستاره‌ای کروی در مرکز کهکشان‌ها یافت می‌شوند و معمولا عمر بسیار بیشتری دارند. اما اگر فقط دو ستاره در کنار هم باشند به آن ستاره دوتایی گفته می‌شود.

نظر پیشنیان[ویرایش]

ابن سینا ستاره را چنین تعریف می‌کند: جسمی است بسیط، کروی که جایگاه طبیعی آن در فلک است. روشنی می‌بخشدو قابل کون و فساد نیست. بر فراز مرکز، بی‌آنکه بر آن احاطه داشته باشد در حرکت است.[۱۳]

ستاره‌ها و سوخت جریان در مرکز کهکشان راه شیری[ویرایش]

یک جریان خروجی بسیار بزرگ از ذرات شارژ شده که به شکل یک آبفشان است، در مرکز کهکشان راه شیری کشف گردید. این جریان خروجی به کشیدگی و درازای ۵۰٬۰۰۰ سال نوری از صفحه کهکشانی است. محققین بر این باورند که سوخت و انرژِی این جریان شدید ذرات، از شکل‌گیری ستاره‌ها تأمین می‌شود.[۱۴][۱۵]

منابع[ویرایش]

  1. Bahcall, John N. (June 29, 2000). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. Retrieved 2006-08-30. 
  2. Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2006-08-04. 
  3. "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. Archived from the original on 2008-02-10. Retrieved 2006-06-08. 
  4. Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565. 
  5. آرام، احمد: اطلاعاتی درباره قسمتی از علم نجوم عربی و اسلامی (بروج - منازل قمر - انواء به دو مفهوم عربی و یونانی آن. در: مجله «معارف اسلامی» (سازمان اوقاف). اسفند ۱۳۴۵ - شماره ۲. (از صفحه ۶۶ تا ۸۴).
  6. آرام، احمد: اطلاعاتی درباره قسمتی از علم نجوم عربی و اسلامی (بروج - منازل قمر - انواء به دو مفهوم عربی و یونانی آن. در: مجله «معارف اسلامی» (سازمان اوقاف). اسفند ۱۳۴۵ - شماره ۲. (از صفحه ۶۶ تا ۸۴).
  7. جهان دانش، ابن المسعودی، موسسه فرهنگی اهل قلم، ۱۳۸۱، ص ۸۸.
  8. ۸٫۰ ۸٫۱ Sackmann, I. -J. ; Boothroyd, A. I. (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024–1039. arXiv:astro-ph/0210128 Check |arxiv= value (help). Bibcode:2003ApJ...583.1024S. doi:10.1086/345408 Check |doi= value (help). 
  9. Tripathy, S. C. ; Antia, H. M. (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics 186 (1/2): 1–11. Bibcode:1999SoPh..186....1T. doi:10.1023/A:1005116830445 Check |doi= value (help). 
  10. واژه‌های مصوّب فرهنگستان تا پایان سال ۱۳۸۹ (مجموع هشت دفتر فرهنگ واژه‌های مصوّب فرهنگستان)
  11. ۱۱٫۵ روز یا ۰٫۰۳۱۵ سال.
  12. Smith, Gene (1999-04-16). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. Retrieved 2006-10-12. 
  13. ابن سینا، حدود یا تعریفات با مقدمه و تعلیقات مترجم همراه با متن عربی، ترجمهٔ محمد مهدی فولادوند، دوم. تهران: انتشارات سروش ۱۳۶۶
  14. "Galactic Geysers Fueled by Star Stuff". (دانش روزانه)Science Daily. ۲ ژانویه ۲۰۱۳. Retrieved ۵ فوریه ۲۰۱۳.  Check date values in: |date=, |accessdate= (help)
  15. "Giant magnetized outflows from the centre of the Milky Way". Nature. 3 January 2013. Retrieved 5 February 2013. 

پیوند به بیرون[ویرایش]

جستارهای وابسته[ویرایش]