فرمت فایل : power point (قابل ویرایش) تعداد اسلاید : 29 اسلاید
فهرست
فرمت:word(قابل ویرایش)
تعداد صفحات:26
تولد تا مرگ ستارگان. ۱
ستارگان در شب… ۲
درخشش ستارگان. ۲
طلوع و غروب ستارگان. ۲
اسامی ستارگان. ۳
مشخصات ستارگان. ۴
قدر و تابندگی ستاره ۴
رنگ و دما ۶
ابعاد. ۷
جرم. ۷
طبقه بندی درخشندگی.. ۸
رده های طیفی.. ۸
گدازش ستارگان. ۹
ترکیب هسته ای.. ۹
تبدیل جرم به انرژی.. ۱۰
نابودی هسته های سبک…. ۱۱
گدازش هیدروژن. ۱۱
گدازش دیگر عناصر. ۱۲
تکامل ستارگان. ۱۳
ستارگان با جرم متوسط.. ۱۴
مرحله غول سرخ.. ۱۴
مرحله شاخه افقی.. ۱۶
مرحله غول جانبی.. ۱۶
مرحله کوتوله سفید. ۱۷
مرحله کوتوله سیاه ۱۷
ابر نواختر. ۱۸
ستارگان نوترونی.. ۲۰
سیاهچاله ها ۲۰
منبع: ۲۳
در حدود ۷۵ درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست که آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از ۴۰ تریلیون کیلومتر معادل ۲/۴ سال نوریست.
ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله ۱۲ بیلیون تا ۱۶ بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از ۱۰۰ بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از ۱۰۰ بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط ۱۰۰ بیلیون می باشد. بنابراین بیش از ۱۰ بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم، البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، تنها ۳۰۰۰ ستاره خواهیم دید.
ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود ۶/۴ بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از ۵ بیلیون سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا اینکه به یک غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده که کوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینکه به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد.
ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند کرد. برخی از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند. به جای آن مستقیما وارد مرحله کوتوله سفید و سپس کوتوله سیاه می شوند. درصد کمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یک انفجار مهیب به نام ابر نواختر می شوند.
اگر شما شبی به آسمان نگاه کنید متوجه خواهید شد که به نظر می رسد درخشش آنها کم و زیاد می شود و اصطلاحا ستاره ها چشمک می زنند. حرکتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مکان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی کنید مشاهده خواهید کرد که همه ستارگان به آرامی به دور یک نقطه کوچک در آسمان در گردشند.
چشمک زدن ستارگان و کم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حرکت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند. حرکت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد.
میزان درخشندگی ستارگانی که نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یک، درخشش واقعی ستاره که در اصل مقدار انرژی نورانیست که از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یک ستاره نزدیک که کم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یک ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالیست که آلفا سنتوری A تنها ۱۰۰٫۰۰۰/۱ ریگل انرژی نورانی تولید می کند در عوض فاصله آن از زمین تنها ۳۲۵/۱ فاصله ریگل از زمین است.
وقتی از نیمکره شمالی زمین به آسمان نگاه می کنیم، ستارگان به دور نقطه ای که به آن قطب شمال سماوی می گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمکره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای که به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حرکت می کنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان، همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است که حرکتهایی که ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلکه همه آنها به دلیل حرکت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین به نظر می آیند. برای ناظری که بر روی زمین ایستاده، زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حرکت گردشی به نظر می رسند.
اجداد ما شاهد بودند که ستارگان مشخصی بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیکر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده، در کنار یکدیگر قرار می گیرند. بعضی از این الگوها، که به آنها صور فلکی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلکی اریون (شکارچی) به یاد یک قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است.
امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می کنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی ۸۸ صورت فلکی را شناسایی کرده است. این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلکی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین ستاره در صورت فلکی لیرا، آلفای لیرا است.
حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلکی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلکی به کار می رود. به همین شکل در نامگذاری ۲۴ ستاره درخشان در هر صورت فلکی از ۲۴ حرف زبان یونانی استفاده می شود. با تمام شدن ۲۴ حرف، اعداد به کار گرفته می شوند.
به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نامگذاری ستارگانی که کشف می شوند، استفاده می کند. اغلب اسامی جدید تشکیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می کند. برای مثال، ستاره PSR J1302-6350 یک تپ اختر است، از آنجا که حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد ۱۳۰۲ و ۶۳۵۰ بیانگر موقعیت و مکان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرف J مبین آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گیری J2000 اعلام شده است.
هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است. ۱) درخشندگی، که ستاره شناسان آن را در واحدی به نام قدر می سنجند. ۲) رنگ. ۳) دمای سطح. ۴) اندازه ستاره. ۵) جرم. همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بیانگر دمای سطح است و درخشندگی آن به دمای سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص می کند که ستاره ای با اندازه مشخص چقدر می تواند انرژی تولید کند بنابراین بر دمای سطح تاثیر گذار است. برای اینکه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداری به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده می کنند. این نمودار به یاد ستاره شناس دانمارکی هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell) از ایالات متحده که به طور جداگانه کار می کردند و در سال ۱۹۱۰ آن را ابداع کردند، نامگذاری شد. این نمودار همچنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان کمک کند.
قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپارکوس، در سال ۱۲۵ قبل از میلاد ابداع شد. هیپارکوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها که از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری کرد. او شماره ۱ را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره ۲ از آن ستارگان با درخشندگی کمتر از ستارگان قدر ۱ شد. و به همین ترتیب به قدر ۶ رسید که آنها کم نورترین ستارگان آسمان بودند.
امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان کنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری که در فاصله ۶/۳۲ سال نوری از ستاره قرار دارد.
ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گذاری قدر را برای ستارگان پرنورتر از قدر ۱ و ستارگان کم نورتر از قدر ۶، توسعه دادند. ستاره ای که از ستارگان قدر ۱ پرنورتر است، قدر آن کمتر از ۱ می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) ۱۲/۰ است. قدر ستارگان بسیار نورانیتر، از صفر نیز کمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشانترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن ۴۶/۱- است. قدر مطلق ستاره ریگل ۱/۸- است. بر اساس شناختی که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشانتر از ۸- باشد. از طرف دیگر، کم نور ترین ستارگانی که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند، قدر ظاهری معادل ۲۸ دارند.
بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند کمتر از ۱۶ باشد.
تابندگی یک ستاره برابر است با مقدار انرژی که ستاره منتشر می کند. اصطلاحا به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می کنند. برای مثال قدرت خورشید ۴۰۰ تریلیون تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می کنند. برای نمونه آنها می گویند که تابندگی آلفای سنتوری (قنطورس) ۳/۱ برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدودا ۱۵۰٫۰۰۰ برابر تابندگی خورشید است.
تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. ۵ واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یک فاکتور از ۱۰۰ در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق ۲، نسبت به ستاره ای باقدر مطلق ۷، ۱۰۰ بار تابناکتر است. ستاره ای با قدر مطلق ۳- ، ۱۰۰ بار از ستاره ای با قدر مطلق ۲ و ۱۰٫۰۰۰ بار از ستاره ای با قدر مطلق ۷ تابناکتر است.
