درباره ستارگان چه می دانیم؟ حقایق جالب در مورد ستارگان - اجرام آسمانی

پلشاکف ایده خوبی داشت - ایجاد اطلس برای کودکان ، که بوسیله آن تعیین ستاره ها و صورت های فلکی آسان است. معلمان ما این ایده را انتخاب کردند و اطلس تعیین کننده خود را ایجاد کردند ، که حتی آموزنده تر و بصری تر است.

صورت فلکی چیست؟

اگر در یک شب روشن چشم خود را به سمت آسمان بلند کنید ، می توانید بسیاری از چراغهای درخشان در اندازه های مختلف را مشاهده کنید که مانند پراکندگی الماس ، آسمان را آراسته است. به این نورها ستاره می گویند. به نظر می رسد برخی از آنها به صورت خوشه ای جمع آوری شده و با بررسی طولانی مدت می توان آنها را به گروه های خاصی تقسیم کرد. چنین گروه هایی را انسان "صورت فلکی" می نامد. برخی از آنها ممکن است به شکل سطل یا طرح های پیچیده حیوانات شباهت داشته باشند ، با این حال ، از جهات مختلف ، این فقط حاصل تخیل است.

برای قرن های متمادی ، ستاره شناسان سعی کرده اند چنین خوشه هایی از ستارگان را مطالعه کرده و به آنها خواص عرفانی بدهند. مردم سعی کردند آنها را منظم کنند و یک الگوی کلی پیدا کنند ، و بنابراین صورت فلکی ظاهر شد. برای مدت طولانی ، صورت های فلکی با دقت مورد مطالعه قرار گرفت ، برخی از آنها به صورت کوچکتر شکسته شدند ، و وجود آنها متوقف شد ، و برخی ، پس از روشن شدن ، به سادگی اصلاح شدند. به عنوان مثال ، صورت فلکی Argo به صورت فلکی کوچکتر تقسیم شد: قطب نما ، کارینا ، بادبان ، کورما.

تاریخچه پیدایش اسامی صورت های فلکی نیز بسیار جالب است. برای تسهیل حفظ ، به آنها اسامی داده شد که با یک عنصر یا کار ادبی... به عنوان مثال ، متوجه شدیم که در دوره باران های شدید ، خورشید از کنار صورت فلکی خاصی طلوع می کند ، که نام های زیر بر آنها گذاشته شده است: برج برج ، نهنگ ، دلو ، صورت فلکی ماهی.

به منظور رساندن همه صورت های فلکی به یک طبقه بندی خاص ، در سال 1930 ، در جلسه اتحادیه بین المللی نجوم ، تصمیم گرفته شد تا 88 صورت فلکی را به طور رسمی ثبت کند. بر اساس این تصمیم ، صورت های فلکی از گروه های ستاره ای تشکیل نشده اند ، اما نشان دهنده مناطق آسمان پرستاره هستند.

صورت های فلکی چیست؟

صور فلکی از نظر تعداد و روشنایی ستارگان تشکیل دهنده آن متفاوت است. 30 گروه برجسته ستاره وجود دارد. طولانی ترین صورت فلکی در ناحیه در نظر گرفته می شود ملاقه بزرگ... این شامل 7 درخشان و 118 ستاره قابل مشاهده با چشم غیر مسلح است.

کوچکترین صورت فلکی واقع در نیمکره جنوبی صلیب جنوبی نام دارد و مشاهده آن با چشم غیر مسلح غیرممکن است. از 5 ستاره درخشان تر و 25 ستاره کمتر قابل مشاهده تشکیل شده است.

اسب کوچک کوچکترین صورت فلکی در نیمکره شمالی است و از 10 ستاره کم رنگ تشکیل شده است که با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند.

صورت فلکی شکارچی زیباترین و درخشان ترین در نظر گرفته می شود. این شامل 120 ستاره قابل مشاهده با چشم غیر مسلح است و 7 ستاره از آنها بسیار درخشان هستند.

همه صورت های فلکی به طور معمول به آنهایی که در نیمکره جنوبی یا شمالی واقع شده اند تقسیم می شوند. برای کسانی که در نیمکره جنوبی زمین زندگی می کنند ، خوشه های ستارگان واقع در نیمکره شمالی و بالعکس قابل مشاهده نیستند. از 88 صورت فلکی ، 48 در نیمکره جنوبی و 31 در شمال است. 9 گروه باقی مانده از ستارگان در هر دو نیمکره قرار دارند. نیمکره شمالی را می توان به راحتی توسط ستاره شمالی ، که همیشه در آسمان بسیار درخشان است ، شناسایی کرد. او ستاره افراطی روی دسته سطل Ursa Minor است.

با توجه به اینکه زمین به دور خورشید می چرخد ​​، که اجازه نمی دهد فلکی را ببیند ، فصل ها تغییر می کنند و موقعیت این ستاره در آسمان تغییر می کند. به عنوان مثال ، در زمستان ، موقعیت سیاره ما در مدار دور خورشید برعکس آن در تابستان است. بنابراین ، در هر زمان از سال ، فقط صورت فلکی خاصی قابل مشاهده است. به عنوان مثال ، در تابستان ، مثلثی که توسط ستارگان Altair ، Vega و Deneb تشکیل شده است در آسمان شب دیده می شود. که در زمان زمستانفرصتی برای تحسین صورت فلکی بی نهایت زیبا شکارچی وجود دارد. بنابراین ، گاهی اوقات آنها می گویند: صورت فلکی پاییز ، صورت فلکی زمستان ، تابستان یا بهار.

صورت های فلکی به بهترین وجه در تابستان دیده می شوند و ترجیحاً باید در فضایی باز ، خارج از شهر مشاهده شوند. برخی از ستارگان را می توان با چشم غیر مسلح مشاهده کرد و برخی از آنها ممکن است به تلسکوپ نیاز داشته باشند. صورت های فلکی Ursa Major و Ursa صغیر و Cassiopeia بیشتر دیده می شوند. در پاییز و زمستان ، صورت فلکی برج ثور و شکارچی به وضوح قابل مشاهده است.

صورت های فلکی درخشان در روسیه دیده می شود

زیباترین صورت های فلکی نیمکره شمالی قابل مشاهده در روسیه عبارتند از: Orion ، Big Dipper ، Taurus ، Big Dog ، Small Dog.

اگر به مکان آنها دقت کنید و به تخیل خود اختیار دهید ، می توانید یک صحنه شکار را مشاهده کنید ، که گویی در نقاشی دیواری باستانی ، بیش از دو هزار سال است که در آسمان ثبت شده است. شکارچی شجاع شکارچی همیشه در محاصره حیوانات به تصویر کشیده شده است. برج ثور به سمت راست وی می دوید و شکارچی چوبکی به طرف او تکان می دهد. در پای اوریون سگهای بزرگ و کوچک وفادار قرار دارند.

صورت فلکی شکارچی

این بزرگترین و رنگارنگ صورت فلکی است. در پاییز و زمستان به وضوح قابل مشاهده است. Orion را می توان در سراسر قلمرو روسیه مشاهده کرد. ترتیب ستارگان آن شبیه طرح کلی یک شخص است.

تاریخچه شکل گیری این صورت فلکی از اسطوره های یونان باستان سرچشمه می گیرد. به گفته آنها ، جبار شکارچی شجاع و قوی بود ، پسر پوزیدون و پوره Emvriala. او غالباً همراه آرتمیس شکار می کرد ، اما یک روز ، به دلیل شکست دادن او در طول شکار ، با تیری از الهه برخورد کرد و مرد. پس از مرگ ، او به صورت فلکی تبدیل شد.

درخشان ترین ستاره Orion ریگل است. 25 هزار برابر نور خورشید و 33 برابر اندازه آن درخشان تر است. این ستاره دارای درخشندگی مایل به سفید مایل به آبی است و فوق غول پیکر محسوب می شود. با این حال ، با وجود چنین اندازه چشمگیر ، بسیار کوچکتر از Betelgeuse است.

Betelgeuse شانه راست Orion را تزئین می کند. این قطر 450 برابر بزرگتر از قطر خورشید است و اگر آن را به جای ستاره ما قرار دهید ، این ستاره جای چهار سیاره را به مریخ می گیرد. بتلژوز 14000 بار بیشتر از خورشید می درخشد.

صورت فلکی شکار نیز شامل سحابی و ستاره ها می شود.

صورت فلکی برج ثور

برج ثور یکی دیگر از صورت فلکی بزرگ و فوق العاده زیبا در نیمکره شمالی است. در شمال غربی شکارچی واقع شده است و بین صورت فلکی برج حمل و جوزا واقع شده است. در فاصله چندانی از برج ثور صورت های فلکی مانند: ارابه ران ، Cetus ، Perseus ، Eridanus قرار دارند.

این صورت فلکی در عرض جغرافیایی میانی تقریباً در تمام طول سال قابل مشاهده است ، به استثنای نیمه دوم بهار و اوایل تابستان.

تاریخچه صورت فلکی به اساطیر باستانی برمی گردد. آنها درباره تبدیل شدن زئوس به گوساله به منظور ربودن الهه اروپا و آوردن او به جزیره کرت صحبت می کنند. برای اولین بار این صورت فلکی توسط Eudoxus - ریاضیدانی که مدتها قبل از عصر ما زندگی می کرد ، توصیف شد.

درخشان ترین ستاره نه تنها در این صورت فلکی ، بلکه در 12 گروه دیگر ستاره نیز آلدباران است. این سر در سر برج ثور قرار دارد و در گذشته "چشم" نامیده می شد. آلدباران 38 برابر قطر خورشید و 150 برابر درخشان تر است. این ستاره در فاصله 62 سال نوری از ما قرار دارد.

دومین ستاره درخشان صورت فلکی Nat یا El-Nat (شاخ گاو) است. در نزدیکی ارابه ران قرار دارد. 700 برابر نور خورشید و 4.5 برابر بزرگتر از آن است.

در صورت فلکی دو خوشه باز فوق العاده زیبا از ستارگان ، Hyades و Pleiades وجود دارد.

سن هایادس 650 میلیون سال است. به لطف آلدباران ، که در بین آنها کاملاً قابل مشاهده است ، می توان آنها را به آسانی در آسمان پر ستاره یافت. آنها شامل حدود 200 ستاره هستند.

Pleiades نام خود را از نه قسمت گرفته است. هفت مورد از آنها به نام هفت خواهر یونان باستان (پلیاد) و دو خواهر دیگر به نام والدین آنها نامگذاری شده است. Pleiades در زمستان بسیار قابل مشاهده است. آنها شامل حدود 1000 جسم ستاره ای هستند.

یک شکل گیری جالب در صورت فلکی برج ثور ، سحابی خرچنگ است. این سحابی پس از انفجار ابرنواختر در 1054 شکل گرفت و در 1731 کشف شد. این سحابی 6500 سال نوری از زمین فاصله دارد و قطر آن حدود 11 سال نوری است. ساله.

این صورت فلکی متعلق به خانواده شکارچی است و با صورت فلکی شکارچی ، تک شاخ ، سگ کوچک ، خرگوش هم مرز است.

صورت فلکی سگ بزرگاولین بار توسط بطلمیوس در قرن دوم کشف شد.

این افسانه وجود دارد که سگ بزرگ قبلا للاپ بوده است. این سگ بسیار سریع بود که می توانست با هر طعمه ای برخورد کند. یک بار او روباهی را تعقیب کرد ، که از نظر سرعت از او پست تر نبود. نتیجه مسابقه یک نتیجه قطعی بود و زئوس هر دو حیوان را به سنگ تبدیل کرد. او سگ را در بهشت ​​گذاشت.

صورت فلکی Canis Major در زمستان به وضوح قابل مشاهده است. درخشان ترین ستاره نه تنها این ، بلکه همه صورت های فلکی دیگر سیریوس است. دارای درخشندگی مایل به آبی است و تقریباً نزدیک زمین ، 8.6 سال نوری از ما فاصله دارد. از نظر روشنایی در منظومه شمسی ، مشتری ، ناهید و ماه از آن پیشی گرفته اند. نور سیریوس در 9 سال به زمین می رسد و 24 برابر قوی تر از خورشید است. این ستاره همراهی دارد به نام توله سگ.

آموزش مفهومی مانند "تعطیلات" با سیریوس همراه است. واقعیت این است که این ستاره در گرمای تابستان در آسمان ظاهر شد. از آنجا که سیریوس در یونانی "canis" نامیده می شود ، یونانیان این دوره را تعطیلات نامیدند.

صورت فلکی Canis Minor

سگ کوچکتر با صورت فلکی مانند: تک شاخ ، هیدرا ، سرطان ، جوزا هم مرز است. این صورت فلکی یک حیوان را نشان می دهد که همراه با آن سگ بزرگشکارچی جبار را دنبال می کند.

تاریخچه شکل گیری این صورت فلکی ، اگر به افسانه ها تکیه کنیم ، بسیار جالب است. به گفته آنها ، سگ کوچولو مرا ، سگ ایکاریا است. این مرد شراب را توسط دیونیسوس آموخت و این نوشیدنی بسیار قوی بود. یک روز مهمانانش تصمیم گرفتند که ایکاریا تصمیم گرفت آنها را مسموم کند و او را کشت. مایرا برای صاحبخانه بسیار ناراحت بود و به زودی درگذشت. زئوس آن را به صورت صورت فلکی در آسمان پرستاره قرار داد.

این صورت فلکی در ژانویه و فوریه بهتر مشاهده می شود.

درخشان ترین ستاره های این صورت فلکی قسمت و گومیسا هستند. فاصله این قسمت 11.4 سال نوری از زمین است. تا حدودی روشن تر و گرمتر از خورشید است ، اما از نظر فیزیکی تفاوت کمی با آن دارد.

گومیسا با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است و با نور آبی-سفید می درخشد.

صورت فلکی Ursa Major

Ursa Major ، که شبیه غواص است ، یکی از سه صورت فلکی بزرگ است. در نوشته های هومر و در انجیل ذکر شده است. این صورت فلکی بسیار خوب مطالعه شده است و دارد پراهمیتدر بسیاری از ادیان

این با صورت فلکی مانند: Waterhew ، Leo ، Hounds ، Dogs ، Dragon ، Lynx همسایه است.

بر اساس افسانه های یونان باستان ، دب اکبر با کالیستو ، پوره زیبا و عاشق زئوس در ارتباط است. همسرش هرا به عنوان تنبیه ، کالستو را به خرس تبدیل کرد. یکبار ، این خرس در جنگل هرا و پسرشان ، زئوس ، آرکاس ، در سراسر جنگل تصادف کرد. برای جلوگیری از فاجعه ، زئوس پسر و حوری خود را به صورت فلکی تبدیل کرد.

سطل بزرگ از هفت ستاره تشکیل شده است. برجسته ترین آنها سه مورد است: Dubhe ، Alkaid ، Aliot.

دوبه یک غول سرخ است و به ستاره شمالی اشاره می کند. در فاصله 120 سال نوری از زمین واقع شده است.

Alkaid ، سومین ستاره درخشان صورت فلکی ، انتهای دم اورسا بزرگ را بیان می کند. در فاصله 100 سال نوری از زمین واقع شده است.

Aliot درخشان ترین ستاره در صورت فلکی است. او دم را شخصیت می کند به دلیل روشنایی ، در ناوبری استفاده می شود. آلیوت 108 بار بیشتر از خورشید می درخشد.

این صورت های فلکی درخشان ترین و زیباترین نیمکره شمالی هستند. آنها را می توان در شب پاییزی یا یخبندان زمستانی کاملاً با چشم غیر مسلح مشاهده کرد. افسانه های شکل گیری آنها به تخیلات اجازه می دهد تا پرسه بزنند و تصور کنند که چگونه شکارچی قدرتمند Orion به همراه سگ های وفادارش به دنبال طعمه می دوند و برج ثور و غول بزرگ او را از نزدیک تماشا می کنند.

روسیه در نیمکره شمالی واقع شده است و در این قسمت از آسمان تنها تعدادی از صورت فلکی موجود در آسمان را می بینیم. بسته به فصل ، فقط موقعیت آنها در آسمان تغییر می کند.

ستارگان نه تنها یک درخشش زیبا و نقطه عطفی در آسمان شب هستند ، بلکه اساس هر زندگی هستند. این امر تا کنون تنها توسط یک بدن آسمانی - خورشید ما تأیید شده است ، اما این کار را با اطمینان انجام می دهد ، میلیون ها سال هر روز نور و گرمای ما را به ارمغان می آورد. اما چی حقایق جالب در مورد ستاره هاآیا هنوز می دانیم؟

1. همه ستارگان ، هر چقدر هم که متفاوت باشند ، همیشه از یک ماده تشکیل شده اند. در حالت اولیه ، 74 by توسط هیدروژن اشغال شده است ، 25 under تحت هلیوم قرار دارد و 1 of از ناخالصی های گازی از انواع مختلف تشکیل شده است. در طول وجود خود ، ستارگان به تدریج هیدروژن را پردازش می کنند و با استفاده از مثال خورشید ، که در آن این نسبت در حال حاضر 70 تا 29 درصد است ، مشاهده این روند راحت تر است.

2. از جمله حقایق جالب در مورد ستارگان در فضا ، تعادل فرآیندهای آنهاست. در واقع ، گرانش باعث می شود که یک جرم آسمانی به درون خود بکشد و اندازه آن به میزان قابل توجهی کاهش می یابد و این می تواند میلیون ها سال طول بکشد ، تا زمانی که از نظر حجم ، اگر نور نباشد ، همه آنها شبیه ستاره های نوترونی خواهند بود. به لطف یک واکنش حرارتی هسته ای ثابت ، آن تولید می شود و از مرکز ستاره خارج می شود و هزاران سال از آن عبور می کند و به عنوان مقاومت در برابر گرانش عمل می کند.

3. بیشترین تعداددر میان ستارگان کوتوله های قرمز وجود دارد. آنها به طور معمول نیمی از اندازه خورشید ما هستند و مقدار کمی انرژی تولید می کنند - حدود 0.00001 از قابلیت های ستاره ما. آنها ناموفق ، پست تر نامیده می شوند و تنها دارای ذخایر هیدروژن داخلی کافی برای 10 تریلیون سال هستند.

4. یک حقیقت جالب در مورد ستارگان آسمان. ما تصور می کردیم که نور آبی سرد است و نور نارنجی و قرمز نیز به نوبه خود بیشتر شبیه منابع گرما هستند. اما در حقیقت ، این نورهای قرمز آتشین هستند که دارای حداقل دما - بیش از 3600 کلوین و حداکثر آبی - تا 12000 کلوین هستند.

5. در نگاه اول به نظر می رسد که هر ستاره مختص به خود است. اما مواردی نیز وجود دارند که در عین داشتن یک مرکز گرانشی مشترک ، جفت می شوند. اما این محدودیت نیست ، دانشمندان هر سه و چهار جرم آسمانی را در یک سیستم ترکیب کرده اند. فقط باید تصور کرد که به جای یک خورشید ، ما می توانیم چهار خورشید داشته باشیم.

6. بیشترین سیاره بزرگدر منظومه ما زحل وجود دارد ، واقعاً عظیم است ، اما نورانی هستند که می توانند آن را جذب کنند. به آنها ابر غول می گویند و یکی از معروف ترین آنها بتلژوز است که 1000 برابر خورشید ما بزرگتر است. با این حال ، این محدودیت نیست ، زیرا بزرگترین آنها VY Big Dog است که دو برابر اندازه خود Betelgeuse است.

7. یک حقیقت جالب در مورد سیارات و ستارگان ، اگر به جای خورشید ما چیزی کمی گرمتر بود ، در چند میلیون سال عطارد به سادگی به بخار تبدیل می شد.

8. اجرام آسمانی کوچک به وجود خود پایان می دهند و کوتوله های سفید را تشکیل می دهند و غول ها نیز به نوبه خود سیاهچاله ها را پشت سر می گذارند.

9. با وجود تعداد باورنکردنی غول های گازی که ما را احاطه کرده اند ، همه آنها بسیار بسیار دور هستند. نزدیکترین به ما پروکسیما قنطورس نام دارد و از زمین تا آن چهار سال و نیم نوری فاصله دارد. به این معنی که یک پرتو نور قادر خواهد بود در چنین زمانی ، مانند یک فرد ، و سپس در فوق العاده سریع ، بر این فاصله غلبه کند سفینه فضاییحداقل 70 هزار سال طول می کشد ، که در حال حاضر سفر بین نورافکنان را غیرممکن می کند.

10. در کل چند ستاره وجود دارد؟ محاسبه آن بسیار دشوار و حتی ممکن است غیر ممکن باشد ، زیرا تعداد آنها در کهکشان ما به طور متوسط ​​300 میلیارد است. و در مجموع می تواند 500 میلیارد کهکشان وجود داشته باشد ، و هر یک تقریباً به همان تعداد غول های گازی دارند ، که تعداد کل را بسیار ترسناک می کند.

به سختی می توان کسی را دید که هرگز ستاره ها را تحسین نکند و به آسمان چشمک زن شب نگاه کند. شما می توانید آنها را برای همیشه تحسین کنید ، آنها مرموز و جذاب هستند. در این تاپیک ، شما با حقایق غیر معمول در مورد ستاره ها آشنا می شوید و چیزهای جدید زیادی یاد می گیرید.

آیا می دانستید بیشتر ستارگانی که در شب مشاهده می کنید دو ستاره هستند؟ دو ستاره دور یکدیگر می چرخند و یک نقطه جاذبه ایجاد می کنند یا یک ستاره کوچکتر به دور یک "ستاره اصلی" بزرگ می چرخد. گاهی اوقات این ستارگان عمده با نزدیک شدن به یکدیگر ، ماده را از ستارگان کوچکتر می گیرند. محدودیتی برای جرم وجود دارد که یک سیاره می تواند بدون ایجاد واکنش هسته ای از عهده آن برآید. اگر مشتری بزرگ باشد ، ممکن است بسیاری از قمرها به کوتوله قهوه ای تبدیل شود ، نوعی نیم ستاره.

چنین فرآیندهایی اغلب در سایر منظومه های شمسی اتفاق می افتد ، که فقدان سیاره در آنها نشان می دهد. بیشتر ماده ای که در میدان گرانشی ستاره اصلی قرار دارد در یک مکان جمع می شود و در نهایت یک ستاره جدید و یک سیستم دوتایی را تشکیل می دهد. ممکن است بیش از دو ستاره در یک سیستم وجود داشته باشد ، اما هنوز سیستم های عددی دوتایی گسترده تر هستند.

کوتوله های سفید ، به اصطلاح "ستارگان مرده". پس از یک مرحله قرمز غول پیکر ، ستاره خود ما ، خورشید نیز به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. کوتوله های سفید شعاع یک سیاره (مانند زمین ، نه مانند مشتری) ، اما چگالی یک ستاره دارند. چنین وزن مخصوصی به دلیل جدا شدن الکترون ها از هسته های اتمی که آنها را احاطه کرده اند امکان پذیر است. در نتیجه میزان فضایی که این اتم ها اشغال می کنند و ایجاد می شود افزایش می یابد. جرم بزرگدر شعاع کوچک

اگر بتوانید هسته یک اتم را در دست خود داشته باشید ، آنگاه الکترون در فاصله 100 متری یا بیشتر به دور شما می چرخد. در مورد انحطاط الکترون ، این فضا آزاد می ماند. در نتیجه ، کوتوله سفید سرد می شود و از تابش نور جلوگیری می کند. این اجسام عظیم را نمی توان دید و هیچ کس نمی داند که تعداد آنها در جهان چقدر است.

اگر این ستاره به اندازه ای بزرگ باشد که از آخرین مرحله کوتوله سفید جلوگیری کند ، اما بسیار کوچک باشد تا از تبدیل شدن به یک سیاهچاله جلوگیری شود ، یک نوع عجیب و غریب از ستاره معروف به ستاره نوترونی شکل می گیرد. فرایند تشکیل ستارگان نوترونی تا حدودی شبیه کوتوله های سفید است ، که در آنها نیز به تدریج تنزل می کنند - اما به شیوه ای متفاوت. ستاره های نوترونی از ماده تنزل دهنده به اصطلاح نوترون شکل می گیرند ، زمانی که همه الکترون ها و پروتون های دارای بار مثبت حذف می شوند و فقط نوترون ها پایه ستاره را تشکیل می دهند. چگالی یک ستاره نوترونی با هسته یک اتم قابل مقایسه است.

ستاره های نوترونی می توانند جرمی مشابه خورشید ما یا کمی بیشتر داشته باشند ، اما شعاع آنها کمتر از 50 کیلومتر است: معمولاً 10-20. یک قاشق چایخوری از این نوترون 900 برابر جرم هرم بزرگ در جیزه است. اگر مستقیماً یک ستاره نوترونی را مشاهده می کردید ، هر دو قطب را می دیدید ، زیرا یک ستاره نوترونی مانند یک عدسی گرانشی عمل می کند و به دلیل گرانش قوی ، نور را به دور خود خم می کند. یک مورد خاصیک ستاره نوترونی - یک تپ اختر تپ اخترها می توانند با 700 دور در ثانیه بچرخند و تابش چشمک زن ساطع کنند - از این رو نام آنها نامیده می شود

اتا کارینا یکی از آنهاست ستاره های بزرگتا کنون پیدا شده است 100 برابر سنگین تر از خورشید ما است و تقریباً شعاع آن یکسان است. اتا کارینه می تواند یک میلیون بار درخشان تر از خورشید بدرخشد. به طور معمول ، این ستاره های فوق سنگین بسیار کوتاه مدت هستند زیرا به معنای واقعی کلمه خود را می سوزانند ، به همین دلیل آنها را ابرنواختر می نامند. دانشمندان معتقدند این محدوده 120 برابر جرم خورشید است - هیچ ستاره ای دیگر نمی تواند وزن داشته باشد.

ستاره Pistol یک غول غول مانند Eta Carinae است که هیچ راهی برای خنک کردن خود ندارد. این ستاره آنقدر داغ است که به سختی توسط گرانش به هم متصل می شود.

در نتیجه ، ستاره تپانچه به اصطلاح "باد خورشیدی" (ذرات با انرژی بالا ، که به عنوان مثال ، ایجاد می کند شفق شمالی) 10 میلیارد بار قوی تر از خورشید ما می درخشد. به دلیل سطوح عظیم تابش ، حتی نمی توان تصور کرد که زندگی در این منظومه ستاره ای وجود داشته باشد.

در این تاپیک ، من جالب ترین حقایق در مورد ستارگان را که می توانم پیدا کنم ، بیان کرده ام. امیدوارم مورد توجه شما واقع شده باشد

نزدیکترین ستاره به ما این است خورشید... در صفحه جداگانه به تفصیل شرح داده شده است. در اینجا ما به طور کلی در مورد ستاره ها ، یعنی از جمله ستاره هایی که در شب دیده می شوند ، صحبت خواهیم کرد.

ما خورشید را نیز از داستان حذف نمی کنیم ، برعکس ، ما همیشه ستارگان دیگر را با آن مقایسه می کنیم. خورشید در فاصله 150،000،000 کیلومتر قرار دارد. این فاصله 270 هزار بار بیشتر از نزدیکترین ستاره به استثنای خود خورشید است. واضح است که چرا اینقدر درباره ستارگانی که از روز روشن می شناسیم ، اطلاعات زیادی وجود دارد.

حتی نور نزدیکترین ستارگان چندین سال دوام می آورد و خود ستارگان به عنوان نقطه در قوی ترین تلسکوپ ها قابل مشاهده هستند. با این حال ، این کاملاً درست نیست: ستارگان به شکل دیسک های کوچکی قابل مشاهده هستند ، اما این به دلیل تحریف در تلسکوپ ها است و نه بزرگنمایی. ستارگان بی شمارند. هیچ کس نمی تواند به طور قطعی بگوید چند ستاره وجود دارد ، بیشتر ستاره ها متولد می شوند و می میرند. فقط می توان به طور تقریبی بیان کرد که حدود 150،000،000،000 ستاره در کهکشان ما وجود دارد و تعداد ناشناخته ای از میلیاردها کهکشان در جهان وجود دارد ... اما اینکه چند ستاره را می توان با چشم غیر مسلح در آسمان مشاهده کرد ، دقیق تر مشخص شده است : حدود 4.5 هزار علاوه بر این ، با تعیین محدودیت خاصی برای روشنایی ستارگان ، نزدیک به چشم ، این عدد را می توان دقیق تر ، تقریباً به واحدها ، نامید. ستارگان روشن مدتهاست که شمارش شده و در کاتالوگ ها فهرست شده اند. روشنایی یک ستاره (یا همانطور که می گویند درخشش آن) با اندازه ستاره ای مشخص می شود ، که ستاره شناسان مدتهاست قادر به تعیین آن هستند. بنابراین ستاره ها چیست؟

ستاره ها توپ های گاز داغ هستند... دمای سطحی ستارگان متفاوت است. در برخی از ستارگان می تواند به 30،000 K برسد ، در حالی که در برخی دیگر تنها می تواند 3000 K باشد. خورشید ما دارای سطحی با دمای حدود 6000 درجه سانتیگراد است. لازم به ذکر است که منظور ما از یک سطح ، فقط سطح قابل مشاهده است ، زیرا یک گوی گاز نمی تواند هیچ سطح جامد داشته باشد.

ستارگان معمولی بسیار بزرگتر از سیارات هستند ، اما نکته اصلی بسیار بزرگتر است... خواهیم دید که ستارگان عجیبی در جهان وجود دارند که دارای اندازه های معمولی برای سیارات هستند ، اما جرم آنها به مراتب بیشتر از دومی است. جرم خورشید 750 برابر جرم های دیگر است منظومه شمسی... شما می توانید در مورد اندازه سیارات ، سیارک ها و دنباله دارها و صفحات مربوط به منظومه شمسی بیشتر بدانید. در این شاخص ستارگان صدها برابر بزرگتر از خورشید و چند برابر پایین تر از آن هستند. با این حال ، جرم ستارگان در محدوده بسیار کمتری متفاوت است - از یک دوازدهم جرم خورشید تا 100 جرم آن. ممکن است ستاره های سنگین تری وجود داشته باشد ، اما چنین ستاره های عظیم بسیار نادر هستند. پس از خواندن آخرین سطرها نمی توان حدس زد که چگالی ستارگان بسیار متفاوت است. در میان آنها مواردی وجود دارد که سانتیمتر مکعب ماده آنها بیشتر از یک کشتی بزرگ اقیانوسی است. موضوع سایر ستارگان به حدی نادر است که چگالی آن کمتر از چگالی بهترین خلاء است که در شرایط آزمایشگاهی زمینی قابل دستیابی است. بعداً به بحث در مورد اندازه ، جرم و چگالی ستارگان برمی گردیم.

به نظر می رسد که I. نیوتن آنها را کاملاً قبل از ظهور اولین نشانه های مشاهده ای ناپایداری گرانشی محیط بین ستاره ای فرموله کرده است. 5 سال پس از انتشار نیوتن قانون گرانش ، دوستش ، ریچارد بنتلی ، که در آن زمان رئیس کالج ترینیتی در کمبریج بود ، در نامه ای به نیوتن پرسید که آیا نیروی گرانش توصیف شده توسط او می تواند علت باشد؟ ستاره های سازنده (به نظر ما چنین فرمول بندی دقیقی از مسئله R. Bentley را نویسنده اصلی اصل بی ثباتی گرانشی بیان شده توسط نیوتن می کند).

اجازه دهید با استفاده از یک مثال ساده ، نحوه اندازه گیری ستارگان هم دما ، برای مثال خورشید و کاپلا را در نظر بگیریم. این ستارگان طیف ، رنگ و درجه حرارت یکسانی دارند و درخشندگی Capella 120 برابر خورشید است. از آنجایی که در یک درجه حرارت ، میزان روشنایی واحد سطح ستارگان نیز یکسان است ، بدین معنی است که سطح Capella 120 برابر بزرگتر از سطح خورشید است و قطر و شعاع آن از خورشید در ریشه مربع 120 ، که تقریبا 11 برابر است. دانستن قوانین تابش به شما امکان می دهد اندازه سایر ستارگان را تعیین کنید.

Object Hubble-X یک ابر گازی درخشان است-یکی از فعال ترین مناطق تشکیل ستاره در کهکشان NGC 6822. نام این منطقه از فهرست اجسام این کهکشان خاص گرفته شده است (X عدد رومی برای این شی است ) کهکشان NGC 6822 در صورت فلکی قوس قرار دارد و در فاصله 1،630،000 سال نوری از زمین قرار دارد و یکی از نزدیکترین همسایگان راه شیری است. شکل گیری شدید ستاره هابل ایکس تنها حدود 4 میلیون سال پیش آغاز شد.

از زمانهای قدیم ، انسان سعی کرده است به اشیا و پدیده هایی که او را احاطه کرده اند ، نامی بدهد. این امر در مورد اجرام آسمانی نیز صدق می کند. اول ، نامها به درخشان ترین و به وضوح قابل مشاهده ستاره ها ، در طول زمان - و دیگران داده شد.

نام برخی از ستارگان بر اساس موقعیت آنها در صورت فلکی است. به عنوان مثال ، ستاره دنب (این کلمه به عنوان "دم" ترجمه می شود) واقع در صورت فلکی Cygnus در واقع در این قسمت از بدن یک قو خیالی مستقر شده است. یک مثال دیگر. ستاره Omicron ، معروف به Mira ، که از لاتین به عنوان "شگفت انگیز" ترجمه می شود ، در صورت فلکی Cetus واقع شده است. میرا توانایی تغییر روشنایی خود را دارد. برای مدت طولانی ، به طور کامل از میدان دید ناپدید می شود ، به این معنی که مشاهدات با چشم غیر مسلح است. نام این ستاره با ویژگی های آن توضیح داده شده است. اساساً ، ستارگان نام خود را در دوران باستان دریافت کردند ، بنابراین تعجب آور نیست که اکثر نام ها ریشه های لاتین ، یونانی و بعداً عربی دارند.

کشف ستارگانی ، که روشنایی ظاهری آنها در طول زمان تغییر می کند ، به تعیین های خاصی منجر شد. آنها با حروف بزرگ لاتین و پس از آن نام صورت فلکی در مورد جنسیت مشخص شده اند. اما اولین ستاره متغیر یافت شده در صورت فلکی با حرف A مشخص نشده است. شمارش از حرف R. است ستاره بعدی با حرف S و غیره تعیین شده است. وقتی تمام حروف الفبا تمام شد ، یک دایره جدید شروع می شود ، یعنی بعد از Z ، A دوباره استفاده می شود. در این حالت ، حروف را می توان دو برابر کرد ، به عنوان مثال "RR". "R Leo" نشان می دهد که این اولین ستاره متغیر است که در صورت فلکی شیر کشف شده است.

چگونه یک ستاره متولد می شود

ستاره ها زمانی متولد می شوند که ابری از گاز و غبار عمدتاً بین ستاره ای با گرانش خود فشرده و فشرده می شود. اعتقاد بر این است که این روند منجر به تشکیل ستارگان می شود. با استفاده از تلسکوپ های نوری ، ستاره شناسان می توانند این مناطق را ببینند ، در نقطه ای روشن مانند نقاط تاریک به نظر می رسند. آنها "مجتمع ابر مولکولی غول پیکر" نامیده می شوند زیرا هیدروژن به شکل مولکول وارد آنها می شود. این مجموعه ها یا سیستم ها به همراه خوشه های ستاره ای کروی ، بزرگترین ساختارهای کهکشان هستند که قطر آنها گاهی به 1300 سال نوری می رسد.

ستارگان جوانتر ، به نام "جمعیت I" ، از بقایای شعله های ستاره های قدیمی تشکیل شده اند ، آنها "جمعیت ستارگان II" نامیده می شوند. یک انفجار باعث ایجاد موج ضربه ای می شود که به نزدیکترین سحابی می رسد و فشرده سازی آن را بر می انگیزد.

Boca globules .

بنابراین ، بخشی از سحابی فشرده می شود. همزمان با این فرآیند ، تشکیل گازهای تیره متراکم و ابرهای گرد و غبار به شکل گرد آغاز می شود. آنها "Boca globules" نامیده می شوند. بوک ، منجم آمریکایی با اصالت هلندی (1906-1983) ، ابتدا گلبول ها را توصیف کرد. جرم گویها حدود 200 برابر جرم خورشید ما است.

با ضخیم شدن گوی Bock ، جرم آن افزایش می یابد و به دلیل گرانش ، ماده را از مناطق مجاور به خود جذب می کند. با توجه به اینکه قسمت داخلی گویچه سریعتر از قسمت بیرونی ضخیم می شود ، کره شروع به گرم شدن و چرخش می کند. پس از چند صد هزار سال ، که طی آن فشرده سازی رخ می دهد ، یک ستاره اولیه شکل می گیرد.

تکامل یک ستاره بزرگ

به دلیل افزایش جرم ، بیشتر و بیشتر ماده به مرکز ستاره اولیه جذب می شود. انرژی آزاد شده از فشرده سازی گاز در داخل به گرما تبدیل می شود. فشار ، چگالی و دمای ستاره اولیه در حال افزایش است. به دلیل افزایش دما ، ستاره با نور قرمز تیره شروع به درخشش می کند.

ستاره بزرگ بسیار بزرگ است و اگرچه انرژی حرارتی در کل سطح آن توزیع شده است ، اما همچنان نسبتاً سرد باقی می ماند. در هسته ، دما افزایش می یابد و به چندین میلیون درجه سانتیگراد می رسد. چرخش و شکل گرد ستاره اولیه کمی تغییر کرده ، مسطح تر می شود. این فرایند میلیون ها سال به طول می انجامد.

دیدن ستارگان جوان دشوار است ، زیرا آنها هنوز توسط یک ابر گرد و غبار تیره احاطه شده اند ، به همین دلیل درخشش ستاره عملاً نامرئی است. اما می توان آنها را با تلسکوپ های مادون قرمز ویژه مشاهده کرد. هسته داغ ستاره اولیه توسط یک دیسک چرخان از ماده با نیروی گرانشی زیاد احاطه شده است. هسته آنقدر گرم می شود که شروع به پرتاب ماده از دو قطب می کند ، جایی که مقاومت در آن حداقل است. هنگامی که این پرتاب ها با محیط بین ستاره ای برخورد می کنند ، سرعت خود را کاهش می دهند و از هر دو طرف پراکنده می شوند و یک ساختار قطره ای یا قطره ای شکل ایجاد می کنند که به عنوان شیء Herbika-Haro شناخته می شود.

ستاره یا سیاره؟

دمای ستاره اولیه به چندین هزار درجه می رسد. توسعه بیشتر رویدادها به ابعاد این جسم آسمانی بستگی دارد. اگر جرم کوچک باشد و کمتر از 10٪ جرم خورشید باشد ، این بدان معناست که هیچ شرایطی برای عبور واکنش های هسته ای وجود ندارد. چنین ستاره ای نمی تواند به یک ستاره واقعی تبدیل شود.

دانشمندان محاسبه کرده اند که برای تبدیل شدن یک جرم آسمانی در حال فروپاشی به یک ستاره ، حداقل جرم آن باید حداقل 0.08 از جرم خورشید ما باشد. یک ابر گازی کوچکتر که ضخیم می شود ، به تدریج سرد می شود و به یک جسم انتقالی تبدیل می شود ، چیزی بین ستاره و یک سیاره ، این به اصطلاح "کوتوله قهوه ای" است.

سیاره مشتری یک جسم آسمانی است که برای تبدیل شدن به یک ستاره بسیار کوچک است. اگر بزرگتر بود ، شاید واکنشهای هسته ای در اعماق آن آغاز می شد و آن ، همراه با خورشید ، به ظهور منظومه ای از دو ستاره کمک می کرد.

واکنشهای هسته ای

اگر جرم پیش ستاره بزرگ باشد ، تحت تأثیر گرانش خود به ضخیم شدن خود ادامه می دهد. فشار و دما در هسته افزایش می یابد ، درجه حرارت به تدریج به 10 میلیون درجه می رسد. این مقدار برای ترکیب اتم های هیدروژن و هلیوم کافی است.

به علاوه، " راکتور هسته ای"Protostar ، و تبدیل به یک ستاره معمولی می شود. سپس باد شدیدی آزاد می شود که پوشش گرد و غبار اطراف را پراکنده می کند. پس از آن ، می توانید نوری را که از ستاره شکل گرفته منتشر می شود مشاهده کنید. این مرحله "مرحله T-Taurus" نام دارد و می تواند 30 میلیون سال طول بکشد. از بقایای گاز و گرد و غبار که ستاره را احاطه کرده اند ، تشکیل سیارات امکان پذیر است.

تولد ستاره جدیدمی تواند موج شوک ایجاد کند با رسیدن به سحابی ، باعث تراکم ماده جدید می شود و روند تشکیل ستاره از طریق ابرهای گاز و گرد و غبار ادامه می یابد. ستاره های کوچک کم رنگ و سرد هستند ، در حالی که ستاره های بزرگ گرم و درخشان هستند. در بیشتر موارد وجود این ستاره در مرحله تعادل در حال تعادل است.

ویژگی های ستارگان.

با مشاهده آسمان حتی با چشم غیر مسلح ، می توانید بلافاصله به ویژگی ستاره ها مانند روشنایی توجه کنید. برخی از ستارگان بسیار درخشان هستند ، برخی دیگر کم نورتر هستند. بدون ابزارهای خاص ، حدود 6000 ستاره را می توان در شرایط دید ایده آل مشاهده کرد. به لطف دوربین های دو چشمی یا یک تلسکوپ ، قابلیت های ما به میزان قابل توجهی افزایش یافته است ، ما می توانیم میلیون ها ستاره در راه شیری و کهکشان های بیرونی را تحسین کنیم.

بطلمیوس و آلماگست.

اولین تلاش برای تدوین کاتالوگ ستارگان ، بر اساس اصل میزان درخشندگی آنها ، توسط ستاره شناس هلنی هیپارخوس نیسیایی در قرن 2 قبل از میلاد انجام شد. از جمله آثار متعدد او "فهرست ستاره ها" بود که شامل توصیف 850 ستاره طبقه بندی شده بر اساس مختصات و درخشندگی است. داده های جمع آوری شده توسط هیپارکوس ، و او علاوه بر این ، پدیده پیشرفت را کشف کرد ، کار شده و دریافت شد پیشرفتهای بعدیبه لطف کلادیوس بطلمیوس از اسکندریه در قرن دوم. آگهی او در سیزده کتاب ، اثر اصلی "Almagest" را ایجاد کرد. بطلمیوس تمام دانش های نجومی آن زمان را جمع آوری کرد ، آن را طبقه بندی کرد و به شکلی در دسترس و قابل فهم ارائه کرد. "Almagest" همچنین شامل "فهرست ستاره" است. این بر اساس مشاهدات هیپارکوس چهار قرن پیش انجام شد. اما "فهرست ستاره" بطلمیوس شامل حدود هزار ستاره دیگر بود.

فهرست بطلمیوس تقریباً در همه جا برای هزاره مورد استفاده قرار گرفت. او ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی به شش طبقه تقسیم کرد: درخشان ترین آنها به کلاس اول ، کم نورتر - به طبقه دوم و غیره اختصاص یافت.

کلاس ششم شامل ستاره هایی است که به سختی با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند. اصطلاح "قدرت درخشندگی اجرام آسمانی" هنوز برای تعیین میزان روشنایی اجرام آسمانی و نه تنها ستارگان ، بلکه سحابی ها ، کهکشانها و دیگران نیز مورد استفاده قرار می گیرد. پدیده های آسمانی.

عظمت در علم مدرن.

در اواسط قرن XIX. نورمن پوگسون ، ستاره شناس انگلیسی روش طبقه بندی ستارگان را بر اساس اصل درخشندگی ، که از زمان هیپارخوس و بطلمیوس وجود داشت ، بهبود بخشید. پوگسون در نظر گرفت که تفاوت درخشندگی بین دو کلاس 2.5 است. پوگسون مقیاس جدیدی را معرفی کرد ، که بر اساس آن تفاوت بین ستاره های کلاس های اول و ششم 100 AU است. یعنی نسبت روشنایی ستارگان با قدر اول 100 است. این نسبت مربوط به فاصله 5 بزرگی است.

قدر نسبی و مطلق ستاره.

قدر ستارگان ، اندازه گیری شده با ابزارهای مخصوص نصب شده در تلسکوپ ، نشان می دهد که چقدر نور ستاره به ناظر روی زمین می رسد. نور بر فاصله ستاره تا ما غلبه می کند ، و بر این اساس ، هرچه ستاره بیشتر واقع شود ، کم رنگ تر به نظر می رسد. یعنی هنگام تعیین قدر ، لازم است فاصله تا ستاره را در نظر بگیریم. در این مورد ، ما در مورد قدر نسبی ستاره صحبت می کنیم. بستگی به فاصله دارد.

ستاره هایی هستند که بسیار درخشان و بسیار کم نور هستند. برای مقایسه روشنایی ستارگان ، صرف نظر از فاصله آنها با زمین ، مفهوم "قدر مطلق ستاره ای" ارائه شد. این نشان دهنده روشنایی یک ستاره در فاصله معینی از 10 پارسک (10 پارسک = 3.26 سال نوری) است. برای تعیین قدر مطلق ستاره ، باید فاصله تا ستاره را بدانید.

رنگ ستارگان.

ویژگی مهم بعدی یک ستاره ، رنگ آن است. اگر به ستاره ها حتی با چشم غیر مسلح نگاه کنید ، می بینید که همه آنها یکسان نیستند.

ستاره های آبی ، زرد ، نارنجی ، قرمز وجود دارد ، نه فقط سفید. رنگ ستارگان چیزهای زیادی به ستاره شناسان می گوید ، اول از همه به دمای سطح ستاره بستگی دارد. ستاره های سرخ سردترین هستند ، دمای آنها حدود 2000-3000 درجه سانتیگراد است. ستاره های زرد ، مانند خورشید ما ، دمای متوسط ​​5000-6000 درجه سانتیگراد دارند. داغترین آنها ستاره های سفید و آبی هستند ، دمای آنها 50،000-60000 درجه سانتی گراد و بالاتر ...

خطوط اسرار آمیز

اگر نور یک ستاره را از منشور عبور دهیم ، به اصطلاح طیف می گیریم ، با خطوط قطع می شود. این خطوط نوعی "کارت شناسایی" ستاره هستند ، زیرا ستاره شناسان می توانند از آنها برای تعیین ترکیب شیمیایی لایه های سطحی ستارگان استفاده کنند. خطوط به عناصر شیمیایی مختلف تعلق دارند.

با مقایسه خطوط موجود در طیف ستاره ای با خطوط ایجاد شده در شرایط آزمایشگاهی ، می توان تعیین کرد که کدام عناصر شیمیایی در ترکیب ستارگان گنجانده شده است. در طیف ها ، خطوط اصلی هیدروژن و هلیوم هستند ؛ این عناصر هستند که بخش عمده ای از ستاره را تشکیل می دهند. اما عناصر گروه فلزی نیز وجود دارد - آهن ، کلسیم ، سدیم و غیره. در طیف روشن خورشیدی ، خطوط تقریباً همه عناصر شیمیایی.

دیاگرام HERZSPRUNG-RESELL.

در میان پارامترهای مشخصه یک ستاره ، دو مورد از مهمترین آنها وجود دارد - اینها دما و قدر مطلق هستند. خواندن دما با رنگ یک ستاره و قدر مطلق با نوع طیفی ارتباط تنگاتنگی دارد. این به طبقه بندی ستاره ها بر اساس شدت خطوط در طیف آنها اشاره دارد. بر اساس طبقه بندی فعلی ، ستارگان ، با توجه به طیف آنها ، به هفت طبقه طیفی اصلی تقسیم می شوند. آنها با حروف لاتین O ، B ، A ، F ، G ، K ، M تعیین می شوند. در این ترتیب است که دمای ستارگان از چند ده هزار درجه درجه O به 2000-3000 درجه ستاره کاهش می یابد نوع M.

قدر مطلق ستاره ای ، یعنی اندازه گیری بزرگی ، میزان انرژی ساطع شده توسط یک ستاره را نشان می دهد. با دانستن فاصله ستاره می توان آن را به صورت نظری محاسبه کرد.

ایده برجسته

ایده اتصال دو پارامتر اصلی ستاره در سال 1913 به ذهن دو دانشمند رسید و آنها مستقل از یکدیگر کار می کردند.

ما در مورد ستاره شناس هلندی Einar Hertzsprung و اخترفیزیکدان آمریکایی Henry Norris Russell صحبت می کنیم. دانشمندان هزاران کیلومتر با یکدیگر کار کردند. آنها نمودار را کنار هم قرار دادند که دو پارامتر اصلی را به هم پیوند می داد. محور افقی دما را نشان می دهد ، محور عمودی - قدر مطلق ستاره. نتیجه یک نمودار بود که به نام دو ستاره شناس نامگذاری شد - نمودار هرتسپرونگ -راسل ، یا به عبارت ساده تر ، نمودار HR.

ستاره ملاک است.

بیایید ببینیم چگونه نمودار G-R ترسیم شده است. اول از همه ، لازم است یک ستاره معیار را انتخاب کنید. برای این ، یک ستاره مناسب است ، فاصله ای که مشخص است ، یا دیگری - با اندازه ستاره ای مطلق قبلاً محاسبه شده.

باید در نظر داشت که شدت روشنایی هر منبع ، خواه شمع باشد ، لامپ یا ستاره ، بسته به فاصله تغییر می کند. از نظر ریاضی ، این امر به شرح زیر بیان می شود: شدت روشنایی "I" در فاصله معینی "d" از منبع متناسب معکوس با "d2" است. در عمل ، این بدان معناست که اگر فاصله دو برابر شود ، شدت روشنایی چهار برابر کاهش می یابد.

سپس دمای ستارگان انتخاب شده باید تعیین شود. برای انجام این کار ، باید آنها را شناسایی کنید. کلاس طیفی، رنگ کنید و سپس دما را تعیین کنید. در حال حاضر ، به جای نوع طیفی ، از شاخص معادل دیگری استفاده می شود - "شاخص رنگ".

این دو پارامتر در یک صفحه با کاهش دما از چپ به راست در آبسه ، رسم می شوند. درخشندگی مطلق بر روی مرتب ثابت است ، افزایش از پایین به بالا ذکر می شود.

دنباله اصلی

در نمودار G-R ، ستارگان در امتداد یک خط مورب از پایین به بالا و از چپ به راست قرار گرفته اند. این نوار دنباله اصلی نامیده می شود. ستاره هایی که آن را تشکیل می دهند ، ستارگان Sequence Main نامیده می شوند. خورشید متعلق به این گروه است. این گروه از ستارگان زرد با دمای سطح تقریباً 5600 درجه است. ستارگان سکانس اصلی در آرام ترین مرحله وجود خود هستند. در اعماق هسته آنها ، اتم های هیدروژن مخلوط می شوند ، هلیوم تشکیل می شود. مرحله توالی اصلی 90 درصد از عمر ستاره است. از 100 ستاره ، 90 در این مرحله هستند ، هر چند بسته به دما و درخشندگی در موقعیت های مختلف توزیع می شوند.

دنباله اصلی یک "منطقه باریک" است ، که نشان می دهد ستاره ها برای حفظ تعادل بین نیروی گرانش ، که به سمت داخل کشیده می شود و نیروی ایجاد شده توسط واکنش های هسته ای ، به سمت خارج از منطقه می کشند. ستاره ای مانند خورشید 5600 درجه برای حفظ تعادل باید قدر مطلق حدود 4/7+ داشته باشد. این از نمودار GR حاصل می شود.

غول های قرمز و کوتوله های سفید.

غول های قرمز در ناحیه سمت راست بالا قرار دارند و در خارج از دنباله اصلی قرار دارند. ویژگی بارز این ستاره ها دمای بسیار پایین (حدود 3000 درجه) است ، اما در عین حال از ستاره هایی با دمای یکسان درخشان تر هستند و در دنباله اصلی قرار دارند.

به طور طبیعی ، این س arال مطرح می شود: اگر انرژی ساطع شده توسط یک ستاره به دما بستگی دارد ، پس چرا ستاره های با درجه حرارت یکسان درجه درخشندگی متفاوتی دارند. توضیح را باید در اندازه ستارگان یافت. غول های قرمز درخشان تر هستند زیرا سطح ساطع کننده آنها بسیار بزرگتر از ستارگان دنباله اصلی است.

تصادفی نیست که به این نوع ستاره ها "غول" می گویند. در واقع ، قطر آنها می تواند 200 برابر قطر خورشید باشد ، این ستارگان می توانند فضایی 300 میلیون کیلومتری را اشغال کنند ، که دو برابر فاصله زمین تا خورشید است! با کمک گزاره ای در مورد تأثیر اندازه یک ستاره ، ما سعی می کنیم برخی از نکات موجود در ستارگان دیگر - کوتوله های سفید را توضیح دهیم. آنها در پایین سمت چپ در نمودار منابع انسانی قرار دارند.

کوتوله های سفید بسیار گرم هستند ، اما اصلا اینطور نیست ستاره های درخشان... در همان دمای ستاره های بزرگ و داغ آبی-سفید دنباله اصلی ، کوتوله های سفید از نظر اندازه بسیار کوچکتر هستند. این ستارگان بسیار متراکم و فشرده هستند ، 100 برابر کوچکتر از خورشید هستند ، قطر آنها تقریباً برابر با زمین است. می توان یک مثال واضح از تراکم بالای کوتوله های سفید ارائه داد - وزن یک سانتیمتر مکعب از ماده ای که آنها تشکیل شده اند باید حدود یک تن وزن داشته باشد!

خوشه های ستاره ای کروی.

هنگام رسم نمودار توپخوشه های ستاره ای ، و آنها عمدتا شامل ستاره های قدیمی هستند ، تعیین دنباله اصلی بسیار دشوار است. آثار آن عمدتاً در ناحیه پایینی ثبت شده است ، جایی که ستارگان سردتر در آن متمرکز شده اند. این به این دلیل است که ستارگان داغ و درخشان قبلاً مرحله پایدار وجود خود را پشت سر گذاشته اند و به سمت راست ، در منطقه غول های قرمز حرکت می کنند و اگر از آن عبور کرده اند ، به منطقه کوتوله های سفید می روند. اگر مردم بتوانند تمام مراحل تکاملی یک ستاره را در طول زندگی خود ردیابی کنند ، می توانند نحوه تغییر ویژگی های آن را مشاهده کنند.

به عنوان مثال ، هنگامی که هیدروژن در هسته یک ستاره متوقف می شود ، درجه حرارت در لایه بیرونی ستاره کاهش می یابد و خود لایه منبسط می شود. ستاره فاز Sequence Main را ترک می کند و به سمت راست نمودار می رود. این قبل از هر چیز مربوط به ستارگان با جرم بزرگ ، درخشان ترین است - این نوع است که سریعتر تکامل می یابد.

با گذشت زمان ، ستارگان از دنباله اصلی بیرون می آیند. "نقطه عطف" روی نمودار ثابت شده است ؛ به لطف آن ، می توان سن ستاره های خوشه ها را به طور دقیق محاسبه کرد. هرچه "نقطه عطف" در نمودار بیشتر باشد ، خوشه جوانتر است و بر این اساس ، هرچه این نمودار پایین تر باشد ، خوشه ستاره ای قدیمی تر است.

ارزش نمودار

نمودار هرتسپرونگ-راسل در مطالعه تکامل ستارگان در طول وجود آنها کمک زیادی می کند. در این مدت ، ستارگان دستخوش تغییرات ، دگرگونی ها می شوند ، در برخی دوره ها بسیار عمیق هستند. ما قبلاً می دانیم که ستارگان نه از نظر ویژگی های خود ، بلکه از نظر انواع فازهایی که در آن زمان یا زمان دیگری زندگی می کنند ، متفاوت هستند.

با این نمودار می توانید فاصله تا ستارگان را محاسبه کنید. می توانید هر ستاره ای را در دنباله اصلی با دمای از پیش تعیین شده انتخاب کرده و پیشرفت آن را در نمودار مشاهده کنید.

فاصله تا ستاره ها

وقتی با چشم غیر مسلح به آسمان نگاه می کنیم ، به نظر می رسد که ستارگان ، حتی درخشان ترین آنها ، نقاط درخشانی هستند که در یک فاصله از ما واقع شده اند. فلک مانند فرشی بر ما پهن شد. تصادفی نیست که موقعیت ستارگان فقط در دو مختصات (صعود و انحراف راست) بیان می شود ، و نه در سه ، گویی در سطح واقع شده اند ، و نه در فضای سه بعدی. با کمک تلسکوپ ها ، ما نمی توانیم تمام اطلاعات مربوط به ستارگان را بدست آوریم ، به عنوان مثال ، از عکس های تلسکوپ فضایی هابل ، نمی توانیم فاصله ستاره ها را دقیقاً تعیین کنیم.

عمق فضا.

این واقعیت که جهان نیز دارای بعد سوم - عمق است - مردم نسبتاً اخیر آموخته اند. تنها در اوایل XIXقرن به لطف بهبود تجهیزات و ابزارهای نجومی ، دانشمندان توانستند فاصله تا برخی از ستارگان را اندازه گیری کنند. اولین ستاره 61 Cygnus بود. ستاره شناس F.V. بسل 10 سال نوری با ما فاصله داشت. بسل یکی از اولین منجمان بود که "اختلاف منظر سالانه" را اندازه گیری کرد. تا کنون ، روش "اختلاف منظر سالانه" مبنایی برای اندازه گیری فاصله تا ستارگان بوده است. این یک روش کاملاً هندسی است - فقط زاویه را اندازه بگیرید و نتیجه را محاسبه کنید.

اما سادگی روش همیشه با کارآیی مطابقت ندارد. به دلیل فاصله زیاد ستاره ها ، زاویه ها بسیار کوچک هستند. آنها را می توان با تلسکوپ اندازه گیری کرد. زاویه اختلاف منظر ستاره پروکسیما قنطورس ، نزدیک ترین سیستم سه گانه آلفا قنطورس ، کوچک است (0.76 نسخه دقیق آن است) ، اما در این زاویه می توانید یک سکه صد لیره را در فاصله ده کیلومتری مشاهده کنید. البته هرچه فاصله بیشتر باشد ، زاویه کوچکتر می شود.

نادرستی های اجتناب ناپذیر

خطاها از نظر تعیین اختلاف منظر کاملاً امکان پذیر است و با حذف شیء تعداد آنها افزایش می یابد. اگرچه ، با کمک تلسکوپ های مدرن ، می توان زاویه ها را با دقت یک هزارم اندازه گیری کرد ، اما هنوز خطاهایی وجود دارد: در فاصله 30 سال نوری آنها حدود 7، ، 150 sv خواهد بود. سال - 35، و 350 St. سال - تا 70. البته نادرستی های زیاد اندازه گیری ها را بی فایده می کند. با استفاده از "روش اختلاف منظر" ، می توان با موفقیت فاصله چند هزار ستاره واقع در منطقه حدود 100 سال نوری را با موفقیت تعیین کرد. اما در کهکشان ما بیش از 100 میلیارد ستاره با قطر 100000 سال نوری وجود دارد!

انواع مختلفی از روش "اختلاف منظر سالانه" وجود دارد ، به عنوان مثال ، "اختلاف منظر سکولار". این روش حرکت خورشید و کل منظومه شمسی را در جهت صورت فلکی هرکول با سرعت 20 کیلومتر در ثانیه در نظر می گیرد. با چنین حرکتی ، دانشمندان این فرصت را دارند که پایگاه داده لازم برای محاسبه موفق اختلاف منظر را جمع آوری کنند. در طول ده سال ، 40 برابر بیشتر از آنچه قبلاً امکان پذیر بود ، اطلاعات دریافت شده است.

سپس با استفاده از محاسبات مثلثاتی ، فاصله تا یک ستاره خاص تعیین می شود.

فاصله تا خوشه های ستاره ای

محاسبه فاصله تا خوشه های ستاره ای ، به ویژه خوشه های پراکنده ، آسان تر است. ستارگان نسبتا نزدیک به یکدیگر واقع شده اند ، بنابراین ، با محاسبه فاصله تا یک ستاره ، می توانید فاصله تا کل خوشه ستاره را تعیین کنید.

همچنین ، در این مورد ، می توانید استفاده کنید روش های آماریبرای کاهش تعداد نادرستی ها. به عنوان مثال ، روش "نقاط همگرا" ، اغلب توسط ستاره شناسان استفاده می شود. بر اساس این واقعیت است که در طول رصد طولانی مدت ستارگان یک خوشه باز ، آنهایی که به سمت نقطه مشترک حرکت می کنند متمایز می شوند ، که به آن نقطه همگرایی می گویند. با اندازه گیری زاویه ها و سرعت های شعاعی (یعنی سرعت نزدیک شدن و دور شدن از زمین) می توانید فاصله تا خوشه ستاره را تعیین کنید. با این روش ، 15 درصد نادرستی در فاصله 1500 سال نوری امکان پذیر است. همچنین در فواصل 15000 سال نوری استفاده می شود که برای اجرام آسمانی در کهکشان ما کاملاً مناسب است.

اصلی توالی مناسب - ایجاد توالی اصلی

برای تعیین فاصله تا خوشه های ستاره ای دور ، به عنوان مثال تا پلیادها ، می توانید به شرح زیر عمل کنید: نمودار GR، در محور عمودی ، اندازه ظاهری ستاره (و نه مطلق ، زیرا بستگی به فاصله دارد) ، بسته به دما ، علامت گذاری کنید.

سپس باید تصویر به دست آمده را با نمودار آقای ایاد مقایسه کنید ، از نظر دنباله های اصلی شباهت های زیادی دارد. با ترکیب هر دو نمودار تا حد امکان ، می توانید دنباله اصلی خوشه ستاره ای را مشخص کنید ، فاصله ای که می خواهید اندازه گیری کنید.

سپس باید از معادله استفاده کرد:

m -M = 5log (d) -5 ، جایی که

m اندازه ظاهری است ؛

M قدر مطلق ستاره ای است.

د - فاصله

این روش در زبان انگلیسی "Main Sequence Fitting" نامیده می شود. می توان از آن برای خوشه های باز مانند NGC 2362 ، Alpha Perseus ، III Cepheus ، NGC 6611 استفاده کرد. اخترشناسان سعی کرده اند فاصله تا خوشه باز دوتایی معروف در صورت فلکی پرسئوس ("h" و "chi") را تعیین کنند. بسیاری از ستاره ها -فوق غول هستند. اما معلوم شد که داده ها متناقض هستند. با استفاده از روش "برازش توالی اصلی" ، می توان فاصله تا 20000-25000 سال نوری را تعیین کرد ، این یک پنجم کهکشان ما است.

شدت نور و فاصله

هر چه جسم آسمانی بیشتر واقع شود ، نور آن ضعیف تر به نظر می رسد. این موقعیت با قانون نوری مطابقت دارد ، که بر اساس آن شدت نور "I" با عکس مربع "d" معکوس است.

به عنوان مثال ، اگر یک کهکشان 10 میلیون سال نوری از ما فاصله داشته باشد ، روشنایی کهکشان دیگر 20 میلیون سال نوری ما چهار برابر کمتر از اولین است. یعنی از نظر ریاضی ، رابطه بین دو کمیت "I" و "d" دقیق و قابل اندازه گیری است. از نظر نجومی ، شدت نور اندازه مطلق قدر ستاره ای M هر جسم آسمانی است که فاصله آن باید اندازه گیری شود.

با استفاده از معادله m -M = 5log (d) -5 (این قانون تغییر در روشنایی را منعکس می کند) و دانستن این که m همیشه می تواند با نورسنج تعیین شود و M شناخته شده است ، فاصله "d" اندازه گیری می شود. بنابراین ، با دانستن قدر مطلق ستاره ، با استفاده از محاسبات ، تعیین فاصله دشوار نیست.

جذب بین ستاره ای

یکی از مشکلات اصلی تکنیک های اندازه گیری فاصله ، مشکل جذب نور است. نور در راه خود به زمین مسافتهای زیادی را طی می کند ، از طریق گرد و غبار و گاز بین ستاره ای حرکت می کند. بر این اساس ، بخشی از نور جذب می شود و وقتی به تلسکوپ های نصب شده بر روی زمین می رسد ، از قبل دارای قدرت غیر اصلی است. دانشمندان این را "انقراض" ، تضعیف نور می نامند. محاسبه میزان انقراض هنگام استفاده از روشهای مختلفی مانند candela بسیار مهم است. در این مورد ، باید قدر دقیق ستارگان مطلق مشخص باشد.

تعیین انقراض کهکشان ما کار سختی نیست - کافی است گرد و غبار و گاز راه شیری را در نظر بگیریم. تعیین انقراض نور از یک جسم در کهکشان دیگر دشوارتر است. بخشی از نور جذب شده از دیگری باید در مسیر مسیری کهکشان به انقراض اضافه شود.

تحول ستارگان.

زندگی درونی یک ستاره تحت تأثیر دو نیرو تنظیم می شود: نیروی گرانش که در مقابل ستاره قرار دارد ، آن را نگه می دارد و نیرویی که در واکنشهای هسته ای در هسته رخ می دهد آزاد می شود. برعکس ، به دنبال "هل دادن" ستاره به فضای دور است. در مرحله شکل گیری ، یک ستاره متراکم و فشرده به شدت تحت تأثیر گرانش قرار می گیرد. در نتیجه ، گرمایش قوی رخ می دهد ، دما به 10-20 میلیون درجه می رسد. این برای شروع واکنشهای هسته ای کافی است ، در نتیجه هیدروژن به هلیوم تبدیل می شود.

سپس ، در یک دوره طولانی ، این دو نیرو بر یکدیگر تعادل می یابند و ستاره در وضعیت پایداری قرار دارد. هنگامی که سوخت هسته ای هسته به تدریج خشک می شود ، ستاره وارد مرحله ای از بی ثباتی می شود ، دو نیرو در حال مخالفت هستند. برای یک ستاره ، یک لحظه بحرانی فرا می رسد ، عوامل مختلفی نقش دارند - دما ، چگالی ، ترکیب شیمیایی. جرم ستاره در وهله اول قرار دارد ، آینده این جرم آسمانی به آن بستگی دارد - یا ستاره مانند یک ابرنواختر شعله ور می شود ، یا تبدیل به کوتوله سفید، یک ستاره نوترونی ، یا در یک سیاهچاله.

چگونه هیدروژن خشک می شود

فقط اجرام بسیار بزرگ در میان اجرام آسمانی به ستاره تبدیل می شوند ، و کوچکترها به سیاره تبدیل می شوند. همچنین اجسامی با جرم متوسط ​​وجود دارد ، آنها بسیار بزرگ هستند و متعلق به طبقه سیارات نیستند و بسیار کوچک و سرد هستند تا واکنشهای هسته ای مشخصه ستارگان از اعماق رخ دهد.

بنابراین ، یک ستاره از ابرهای گاز بین ستاره ای شکل می گیرد. همانطور که اشاره شد ، کاملاً مدت زمان طولانیستاره در حالت متعادل است سپس یک دوره بی ثباتی فرا می رسد. سرنوشت بیشترستارگان به عوامل مختلفی بستگی دارد. یک ستاره کوچک فرضی را با جرم 0.1 تا 4 جرم خورشیدی در نظر بگیرید. ویژگی بارز ستاره های کم جرم ، عدم وجود همرفت در آن است لایه های داخلی، یعنی مواد تشکیل دهنده یک ستاره مخلوط نمی شوند ، همانطور که در ستارگان با جرم بزرگ اتفاق می افتد.

این بدان معناست که وقتی هیدروژن در هسته تمام می شود ، هیچ ذخیره جدیدی از این عنصر در لایه های خارجی وجود ندارد. وقتی هیدروژن می سوزد ، تبدیل به هلیوم می شود. کم کم ، هسته گرم می شود ، لایه های سطحی ساختار خود را بی ثبات می کنند و ستاره ، همانطور که از نمودار HR مشخص است ، به آرامی دنباله اصلی را ترک می کند. در مرحله جدید ، چگالی ماده در داخل ستاره افزایش می یابد ، ترکیب هسته "انحطاط می یابد" ، و در نتیجه قوام خاصی ایجاد می شود. با ماده عادی متفاوت است.

اصلاح ماده.

وقتی ماده جهش می یابد ، فشار فقط به چگالی گازها بستگی دارد و به دما بستگی ندارد.

در نمودار هرتسپرونگ-راسل ، ستاره به راست و سپس به سمت بالا حرکت می کند و به ناحیه غول های قرمز نزدیک می شود. اندازه آن به طور قابل توجهی افزایش می یابد و به همین دلیل ، درجه حرارت لایه های خارجی کاهش می یابد. قطر غول سرخ می تواند به صدها میلیون کیلومتر برسد. هنگامی که خورشید ما وارد این مرحله می شود ، عطارد و ناهید را "بلع" می کند و اگر نتواند زمین را بگیرد ، آنقدر آن را گرم می کند که حیات در سیاره ما دیگر وجود نخواهد داشت.

در طول تکامل یک ستاره ، دمای هسته آن افزایش می یابد. ابتدا واکنشهای هسته ای صورت می گیرد ، سپس با رسیدن به دمای مطلوب ، هلیوم ذوب می شود. هنگامی که این اتفاق می افتد ، افزایش ناگهانی دمای هسته باعث شعله ور شدن می شود و ستاره به سرعت به داخل حرکت می کند سمت چپنمودارهای GR این به اصطلاح "فلاش هلیوم" است. در این زمان ، هسته حاوی هلیوم به همراه هیدروژن ، که بخشی از پوسته اطراف هسته است ، می سوزد. در نمودار H-R ، این مرحله با حرکت به راست در امتداد یک خط افقی ثبت می شود.

آخرین مراحل تکامل

وقتی هلیوم به هیدروکربن تبدیل می شود ، هسته تغییر می کند. دمای آن افزایش می یابد تا زمانی که کربن شروع به سوزاندن می کند. شیوع جدیدی رخ می دهد. در هر صورت ، در آخرین مراحل تکامل ستاره ، کاهش قابل توجهی در جرم آن مشاهده می شود. این می تواند به تدریج یا ناگهانی ، در حین یک انفجار ، هنگامی که لایه های بیرونی ستاره مانند یک حباب بزرگ منفجر می شود ، اتفاق بیفتد. که در مورد دومیک سحابی سیاره ای شکل می گیرد - یک پوسته کروی که با سرعت چند ده یا حتی صدها کیلومتر بر ثانیه در فضا منتشر می شود.

سرنوشت نهایی یک ستاره به جرم باقی مانده پس از هر اتفاقی که برای آن می افتد بستگی دارد. اگر در طول همه دگرگونی ها و جرقه ها مقدار زیادی ماده به بیرون پرتاب شود و جرم آن از 1.44 جرم خورشیدی تجاوز نکند ، ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. این نام را محدوده چاندراسخار نامیده اند ، به دلیل اختر فیزیکدان پاکستانی سابراهمانیان چاندراسخار. این حداکثر جرم ستاره ای است که در آن ممکن است به دلیل فشار الکترون ها در هسته ، پایان فاجعه بار رخ ندهد.

پس از انفجار لایه های بیرونی ، هسته ستاره باقی می ماند و دمای سطح آن بسیار بالا است - حدود 100000 درجه سانتیگراد. ستاره به لبه سمت چپ نمودار HR حرکت می کند و به سمت پایین فرود می آید. درخشندگی آن با کاهش اندازه آن کاهش می یابد.

این ستاره به آرامی به منطقه کوتوله های سفید می رسد. اینها ستاره هایی با قطر کوچک ، اما چگالی بسیار بالا ، یک و نیم میلیون برابر چگالی آب هستند.

کوتوله سفید آخرین مرحله از تکامل یک ستاره بدون شعله ور است. کمی خنک می شود. دانشمندان معتقدند که پایان کوتوله سفید بسیار کند است ، در هر صورت ، از ابتدای وجود جهان ، به نظر می رسد که هیچ کوتوله سفید از "مرگ حرارتی" رنج نبرد.

اگر این ستاره بزرگ باشد و جرم آن بیشتر از خورشید باشد ، مانند یک ابرنواختر منفجر می شود. در طول یک فوران ، یک ستاره می تواند به طور کامل یا جزئی سقوط کند. در حالت اول ، یک ابر از گاز با ماده باقی مانده از ستاره از آن باقی می ماند. در قسمت دوم ، یک جرم آسمانی با بالاترین چگالی وجود خواهد داشت - یک ستاره نوترونی یا یک سیاه چاله.

ستاره های متغیر

طبق مفهوم ارسطو ، اجرام آسمانی جهان ابدی و دائمی هستند. اما این نظریه با ظهور در قرن هفدهم دستخوش تغییرات مهمی شده است. اولین دوربین دو چشمی مشاهدات انجام شده در قرون بعدی نشان داده است که در حقیقت ثبات ظاهری اجرام آسمانی با فقدان فناوری رصد یا نقص آن توضیح داده می شود. دانشمندان به این نتیجه رسیده اند که تغییرپذیری است ویژگی کلیانواع ستاره ها در طول تکامل خود ، یک ستاره چندین مرحله را طی می کند ، که طی آن ویژگی های اصلی آن - رنگ و درخشندگی - دستخوش تغییرات عمیقی می شود. آنها در طول وجود یک ستاره رخ می دهند ، و این ده ها یا صدها میلیون سال است ، بنابراین یک فرد نمی تواند شاهد عینی آنچه اتفاق می افتد باشد. برای برخی از کلاس های ستاره ، تغییرات رخ داده در بازه های زمانی کوتاه ثبت می شود ، به عنوان مثال ، طی چند ماه ، روز یا قسمتی از یک روز. تغییرات در ستاره ، شار نور آن را می توان در شب های آینده بارها اندازه گیری کرد.

اندازه گیری ها

در واقع ، این مشکل آنقدرها هم ساده نیست که در نگاه اول به نظر می رسد. هنگام اندازه گیری ، باید شرایط جوی را در نظر گرفت ، و آنها تغییر می کنند ، و گاهی اوقات به طور قابل توجهی در طول یک شب. در این رابطه ، داده های شار نورانی ستارگان به طور قابل توجهی متفاوت است.

بسیار مهم است که بتوانیم تغییرات واقعی شار نوری را تشخیص دهیم ، و آنها مستقیماً به روشنایی ستاره مربوط می شوند ، از موارد ظاهری ، با تغییرات در شرایط جوی توضیح داده می شوند.

برای این منظور ، توصیه می شود که شارهای نورانی ستاره مشاهده شده را با سایر ستارگان - نقاط دیدنی قابل مشاهده از طریق تلسکوپ ، مقایسه کنید. اگر تغییرات آشکار است ، به عنوان مثال با تغییرات در شرایط جوی ، آنها بر همه ستارگان مشاهده شده تأثیر می گذارند.

بدست آوردن اطلاعات صحیح در مورد وضعیت یک ستاره در اولین مرحله ، اولین قدم است. گام بعدی ترسیم "منحنی نور" برای ثبت تغییرات احتمالی روشنایی است. تغییر اندازه را نشان می دهد.

متغیرها یا نه.

به ستارگانی که قدر ستاره ای آنها ثابت نیست متغیر می گویند. برخی از آنها فقط نوسان ظاهری دارند. اینها عمدتا ستارگان مربوط به سیستم دوتایی هستند. علاوه بر این ، هنگامی که سطح مداری سیستم کم و بیش با خط دید ناظر منطبق می شود ، ممکن است به نظر او برسد که یکی از این دو ستاره توسط دیگری به طور کامل یا جزئی کسوف شده و روشنایی کمتری دارد. در این موارد ، تغییرات دوره ای هستند ، دوره های تغییرات درخشندگی ستارگان گرفتگی با فاصله ای همزمان با دوره مداری سیستم دوتایی ستارگان تکرار می شود. این ستارگان "متغیرهای گرفتگی" نامیده می شوند.

طبقه بعدی ستاره های متغیر "متغیرهای داخلی" است. دامنه نوسانات روشنایی این ستارگان به پارامترهای فیزیکی ستاره بستگی دارد ، به عنوان مثال ، به شعاع و دما. سالهاست ستاره شناسان تغییرات ستاره های متغیر را مشاهده می کنند. تنها در کهکشان ما ، 30،000 ستاره متغیر ثبت شده است. آنها به دو گروه تقسیم شدند. اولین مورد شامل "ستارگان متغیر فوران کننده" است. آنها با شیوع منفرد یا مکرر مشخص می شوند. تغییرات در اندازه به صورت دوره ای است. ابرنواخترهای جدید و نوپا نیز متعلق به کلاس "متغیرهای فوران کننده" یا متغیرهای انفجاری هستند. گروه دوم شامل همه گروه های دیگر است.

قفسها

ستارگان متغیری وجود دارند که روشنایی آنها بطور دوره ای تغییر می کند. تغییرات در فواصل منظم رخ می دهد. اگر منحنی نوری را ترسیم کنید ، منظم بودن تغییرات را به وضوح ثبت می کند ، در حالی که شکل منحنی حداکثر و حداقل ویژگی ها را مشخص می کند. تفاوت بین حداکثر و حداقل نوسانات ، فضای بزرگ بین دو ویژگی را تعیین می کند. ستاره هایی از این نوع "ضربان متغیر" نامیده می شوند. از منحنی نور می توان نتیجه گرفت که روشنایی ستاره سریعتر از کاهش آن افزایش می یابد.

ستارگان متغیر به کلاس ها تقسیم می شوند. نمونه اولیه ستاره به عنوان معیار در نظر گرفته می شود ، این اوست که این نام را به کلاس می دهد. به عنوان مثال ، Cepheids است. این نام از ستاره Cepheus گرفته شده است. این ساده ترین معیار است. دیگری وجود دارد - ستاره ها بر اساس طیف ها تقسیم می شوند.

با توجه به معیارهای مختلف ، ستارگان متغیر را می توان به زیرگروه ها تقسیم کرد.

ستاره های دوگانه

ستارگان در فلك آسمان به صورت خوشه ، تداخل وجود دارند و نه بصورت مجرد. خوشه های ستاره ای می توانند بسیار متراکم با ستارگان پر شوند یا خیر.

بین ستارگان ، ممکن است روابط نزدیک تری وجود داشته باشد ، ما در مورد سیستم های دوتایی صحبت می کنیم ، همانطور که ستاره شناسان آنها را می نامند. در یک جفت ستاره ، تکامل یکی به طور مستقیم بر دیگری تأثیر می گذارد.

افتتاح.

کشف دوربین های دو چشمی که امروزه ستاره دوتایی نامیده می شود ، یکی از اولین اکتشافاتی بود که با دوربین دو چشمی نجومی انجام شد. اولین جفت از این نوع ستاره ها میزار از صورت فلکی Ursa Major بود. این کشف توسط ستاره شناس ایتالیایی Riccioli انجام شد. با توجه به تعداد زیاد ستارگان در جهان ، دانشمندان به این نتیجه رسیدند که میزار تنها سیستم دوتایی در بین آنها نیست و آنها درست می گفتند ، مشاهدات به زودی این فرضیه را تأیید کرد. در سال 1804 ، منجم معروف ویلیام هرشل ، که 24 سال را صرف مشاهدات علمی کرد ، کاتالوگ حاوی توصیف تقریبا 700 ستاره دوتایی را منتشر کرد. در ابتدا ، دانشمندان به طور قطعی نمی دانستند که آیا اجزای سیستم دوتایی از نظر فیزیکی به یکدیگر متصل هستند یا خیر.

برخی از ذهنهای روشن فکر می کردند که دو ستارهانجمن ستاره ای به عنوان یک کل عمل می کند ، به ویژه در این جفت درخشندگی اجزا یکسان نبود. در این زمینه این تصور ایجاد شد که آنها نزدیک نیستند. برای پی بردن به موقعیت واقعی اجسام ، لازم بود که حرکتهای اختلاف منظر ستارگان را اندازه گیری کنیم. این همان کاری است که هرشل انجام داد. در کمال تعجب ، جابجایی اختلاف منظر یک ستاره نسبت به ستاره دیگر هنگام اندازه گیری ، نتیجه غیر منتظره ای را به همراه داشت. هرشل متوجه شد که به جای یک تکان متقارن با مدت 6 ماه ، هر ستاره یک مسیر بیضوی پیچیده را دنبال می کند. مطابق قوانین مکانیک آسمانی ، دو جسم متصل به نیروی گرانش در مداری بیضوی حرکت می کنند. مشاهدات هرشل این نظریه را تأیید کرد که ستاره های دوتایی از نظر فیزیکی ، یعنی توسط نیروهای گرانشی به هم متصل هستند.

طبقه بندی ستارگان دوتایی

سه طبقه اصلی دوتایی وجود دارد: دوتایی بصری ، دوتایی فوتومتریک و دوتایی طیفی. این طبقه بندی تفاوت های داخلی طبقات را به طور کامل منعکس نمی کند ، اما ایده ای از ارتباط ستاره ای ارائه می دهد.

دوگانگی دوتایی بصری از طریق تلسکوپ هنگام حرکت به وضوح قابل مشاهده است. در حال حاضر ، حدود 70،000 باینری بصری شناسایی شده است ، اما تنها 1 درصد از آنها دارای مدار دقیق بودند.

این رقم (1)) نباید تعجب آور باشد. واقعیت این است که دوره های مداری ممکن است چند ده سال باشد ، اگر نه تمام قرن ها. و ایجاد مسیری در مدار کار بسیار سختی است که نیاز به محاسبات و مشاهدات متعدد از رصدخانه های مختلف دارد. اغلب اوقات ، دانشمندان فقط قطعاتی از حرکت را در مدار دارند ، آنها بقیه مسیر را با استفاده از داده های موجود با روش قیاسی بازسازی می کنند. باید در نظر داشت که سطح مداری سیستم را می توان به خط دید کج کرد. در این حالت ، مدار بازسازی شده (قابل مشاهده) تفاوت قابل توجهی با مدار واقعی خواهد داشت.

اگر مدار واقعی تعیین شود ، دوره انقلاب و فاصله زاویه ای بین دو ستاره مشخص شود ، این امر با اعمال قانون سوم کپلر ، با تعیین مجموع جرم اجزای سیستم امکان پذیر است. در این مورد ، فاصله ستاره دوتایی تا ما نیز باید مشخص شود.

ستاره های دوتایی فوتومتری.

دوگانگی این منظومه از ستارگان را تنها با نوسانات دوره ای روشنایی می توان قضاوت کرد. هنگام حرکت ، چنین ستارگانی به طور متغیر یکدیگر را پنهان می کنند. به آنها دوتایی گرفتگی نیز گفته می شود. این ستارگان دارای صفحات مداری نزدیک به جهت خط دید هستند. هرچه مساحت اشغالگر بزرگتر باشد ، درخشندگی آن بیشتر نمایان می شود. اگر منحنی نوری ستارگان فوتومتریک دوتایی را تجزیه و تحلیل کنید ، می توانید شیب صفحه مداری را تعیین کنید.

همچنین می توان از منحنی نور برای تعیین دوره مداری سیستم استفاده کرد. اگر برای مثال دو ماه گرفتگی ثبت شود ، منحنی نور دو کاهش (حداقل) خواهد داشت. دوره زمانی که سه فساد پی در پی در طول منحنی نور ثبت می شود مربوط به دوره مداری است.

دوره های دوتایی فوتومتری بسیار کوتاهتر از دوره های دوتایی بصری است و مدت زمان آن چند ساعت یا چند روز است.

دو ستاره طیفی

طیف سنجی می تواند تقسیم خطوط طیفی را به دلیل اثر داپلر تشخیص دهد. اگر یکی از اجزای یک ستاره کم نور باشد ، فقط یک نوسان دوره ای از موقعیت خطوط منفرد مشاهده می شود. این روش زمانی مورد استفاده قرار می گیرد که اجزای یک ستاره دوتایی بسیار به یکدیگر نزدیک هستند و تشخیص آنها به عنوان دوتایی بصری با تلسکوپ مشکل است. ستاره های دوتایی که با طیف سنجی و اثر داپلر مشخص شده اند ، ستاره های دوگانه طیفی نامیده می شوند. همه ستارگان دوتایی طیفی نیستند. دو جزء ستارگان دوتایی می توانند دور شوند و در جهت شعاعی نزدیک شوند.

مشاهدات نشان می دهد که ستارگان دوتایی عمدتا در کهکشان ما یافت می شوند. تعیین درصد ستاره های دوتایی و مجردی دشوار است. اگر از روش تفریق استفاده کنیم و تعداد ستارگان دوتایی مشخص شده را از کل جمعیت ستاره ای کم کنیم ، می توان نتیجه گرفت که آنها در اقلیت هستند. این نتیجه گیری ممکن است اشتباه باشد. در نجوم ، مفهوم "اثر انتخاب" وجود دارد. برای تعیین دوگانگی ستارگان ، لازم است ویژگی های اصلی آنها مشخص شود. این مستلزم تجهیزات خوب... گاهی اوقات تشخیص ستارگان دوتایی دشوار است. به عنوان مثال ، باینری های بصری همیشه نمی توانند در فاصله زیادی از ناظر دیده شوند. گاهی فاصله زاویه ای بین اجزا توسط تلسکوپ ثبت نمی شود. به منظور تشخیص ستارگان نوری و طیفی دوگانه ، روشنایی آنها باید به اندازه ای قوی باشد که بتواند تعدیلات جریان نور را جمع آوری کرده و طول موج ها را در خطوط طیفی با دقت اندازه گیری کند.

تعداد ستارگان مناسب برای همه پارامترها برای تحقیق چندان زیاد نیست. با توجه به تحولات نظری ، می توان فرض کرد که ستاره های دوتایی از 30 تا 70 درصد از جمعیت ستارگان را تشکیل می دهند.

ستاره های جدید

ستارگان متغیر انفجاری از یک کوتوله سفید و یک ستاره اصلی مانند خورشید یا پس از آن مانند یک غول سرخ تشکیل شده اند. هر دو ستاره در فواصل چند ساعته از یک مدار باریک پیروی می کنند. آنها در فاصله نزدیک از یکدیگر قرار دارند ، در ارتباط با آنها ارتباط نزدیکی ایجاد می کنند و باعث پدیده های دیدنی می شوند.

از اواسط قرن نوزدهم ، دانشمندان در گروه نوری ستارگان انفجاری متغیر غالب بودن را ثبت کردند رنگ بنفشدر زمان معینی ، این پدیده همزمان با وجود قله هایی در منحنی نور است. بر اساس این اصل ، ستارگان به چند گروه تقسیم شدند.

ستاره های جدید کلاسیک.

نواهای کلاسیک از این نظر که ستاره های انفجاری متغیر دارای ماهیت تکراری هستند ، متفاوت هستند. دامنه منحنی نور آنها بارزتر است و افزایش به حداکثر نقطه بسیار سریعتر است. معمولاً آنها در عرض چند ساعت به حداکثر روشنایی خود می رسند ، در این مدت زمان ستاره جدید قدر ستاره ای معادل حدود 12 را بدست می آورد ، یعنی شار نورانی 60،000 واحد افزایش می یابد.

هرچه روند صعود به حداکثر رخ دهد ، تغییر روشنایی کمتر محسوس است. ستاره جدید مدت طولانی در موقعیت "حداکثر" باقی نمی ماند ؛ این دوره معمولاً از چند روز تا چند ماه طول می کشد. سپس براق شروع می شود به کاهش ، در ابتدا سریع ، و سپس آهسته تر به حالت عادی. مدت زمان این مرحله بستگی به شرایط مختلف دارد ، اما مدت آن حداقل چند سال است.

در ستارگان کلاسیک جدید ، همه این پدیده ها با واکنش های حرارتی هسته ای غیرقابل کنترل که در لایه های سطحی کوتوله سفید اتفاق می افتد ، همراه است ؛ در آنجا هیدروژن "قرض گرفته شده" از جزء دوم ستاره واقع شده است. ستارگان جدید همیشه دوتایی هستند ، یکی از اجزا لزوماً یک کوتوله سفید است. هنگامی که جرم یک جزء ستاره ای به کوتوله سفید جریان می یابد ، لایه هیدروژن شروع به کوچک شدن و گرم شدن می کند و دما بر این اساس افزایش می یابد و هلیوم گرم می شود. همه اینها سریع ، ناگهانی و در نتیجه فلش اتفاق می افتد. سطح ساطع کننده افزایش می یابد ، روشنایی ستاره روشن می شود و یک انفجار در منحنی نور ثبت می شود.

در مرحله فعال شدن شعله ور شدن ، ستاره جدید به حداکثر روشنایی خود می رسد. حداکثر قدر مطلق ستاره در حد -6 تا -9 است. برای novae این رقم به آرامی و برای ستاره های منفجره متغیر - سریعتر به دست می آید.

ستارگان جدید در کهکشانهای دیگر نیز وجود دارند. اما آنچه ما مشاهده می کنیم فقط اندازه ظاهری ستاره ای آنها است ، مطلق را نمی توان تعیین کرد ، زیرا فاصله دقیق آنها تا زمین ناشناخته است. اگرچه ، در اصل ، شما می توانید قدر مطلق ستاره ای یک نوا را در صورتی که در حداکثر مجاورت آن با نوا دیگری قرار دارد ، که فاصله آن مشخص است ، بیابید. حداکثر مقدار مطلق با استفاده از معادله زیر محاسبه می شود:

M = -10.9 + 2.3log (t).

t زمانی است که طول می کشد تا منحنی نوری نوا به 3 درجه برسد.

نوه های کوتوله و نواهای مکرر.

نزدیکترین خویشاوندان نوا ، کوتوله نوا هستند ، نمونه اولیه آنها "U Gemini". شعله های نوری آنها عملاً مشابه شعله های ستاره های جدید است ، اما تفاوت هایی در منحنی های نور وجود دارد: دامنه آنها کوچکتر است. تفاوتها در عود مجدد شعله ورها نیز ذکر شده است - آنها در ستارگان کوتوله جدید کم و بیش منظم رخ می دهند. به طور متوسط ​​، هر 120 روز یک بار ، اما گاهی بعد از چندین سال. شعله های نوری novae از چند ساعت تا چند روز طول می کشد ، پس از آن ، در عرض چند هفته ، روشنایی کاهش می یابد و در نهایت به سطح معمول خود می رسد.

تفاوت موجود را می توان با مکانیسم های مختلف فیزیکی که باعث ایجاد فلاش نوری می شوند توضیح داد. در U Gemini ، شعله ور شدن به دلیل تغییر ناگهانی درصد ماده روی کوتوله سفید - افزایش آن رخ می دهد. نتیجه انفجار عظیمی از انرژی است. مشاهدات کوتوله های نوپا در مرحله گرفتگی ، یعنی زمانی که کوتوله سفید و دیسک اطراف آن توسط یک ستاره - یک جزء از سیستم ، پوشانده شده اند ، به وضوح نشان می دهد که این کوتوله سفید یا بهتر بگوییم دیسک آن است. منبع نور

نواهای مکرر تلاقی بین نوا کلاسیک و کوتوله نوا هستند. همانطور که از نامش مشخص است ، شعله های نوری آنها به طور مرتب تکرار می شود ، که این باعث می شود آنها شبیه ستاره های کوتوله جدید شوند ، اما این اتفاق بعد از چند دهه رخ می دهد. افزایش روشنایی در هنگام شعله ور شدن بیشتر مشهود است و حدود 8 ریشتر است ، این ویژگی آنها را به ستاره های جدید کلاسیک نزدیک می کند.

خوشه های ستاره ای پراکنده.

یافتن خوشه های ستاره ای آسان است. آنها را خوشه های کهکشانی می نامند. ما در مورد سازندهایی صحبت می کنیم که شامل چندین دهها تا چند هزار ستاره هستند که بیشتر آنها با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند. خوشه های ستاره ای به عنوان تکه ای از آسمان پر از ستاره پخش می شوند. به عنوان یک قاعده ، چنین مناطقی از تمرکز ستارگان به وضوح در آسمان قابل مشاهده است ، اما این اتفاق می افتد و به ندرت اتفاق می افتد که خوشه عملاً قابل تشخیص نیست. برای تعیین اینکه آیا قسمتی از آسمان خوشه ستاره ای است یا ما در مورد ستاره هایی صحبت می کنیم که به سادگی به یکدیگر نزدیک هستند ، باید حرکت آنها را مطالعه کرده و فاصله تا زمین را تعیین کنید. ستارگان تشکیل دهنده خوشه ها در یک جهت حرکت می کنند. علاوه بر این ، اگر ستارگانی که فاصله چندانی از یکدیگر ندارند در فاصله یکسانی از منظومه شمسی قرار داشته باشند ، البته آنها توسط نیروهای گرانش به یکدیگر متصل شده و یک خوشه باز را تشکیل می دهند.

طبقه بندی خوشه های ستاره ای

محدوده این منظومه های ستاره ای بین 6 تا 30 سال نوری و طول متوسط ​​آنها حدود دوازده سال نوری است. درون خوشه های ستاره ای ، ستارگان به طور آشفته و اتفاقی متمرکز شده اند. خوشه شکل مشخصی ندارد. هنگام طبقه بندی خوشه های ستاره ای ، باید اندازه گیری های زاویه ای ، تعداد کل تقریبی ستاره ها ، میزان غلظت آنها در خوشه و تفاوت روشنایی را در نظر گرفت.

در سال 1930 ، منجم آمریکایی رابرت ترامپلر پیشنهاد کرد که خوشه ها را بر اساس پارامترهای زیر طبقه بندی کند. همه خوشه ها بر اساس اصل غلظت ستارگان به چهار طبقه تقسیم شدند و با اعداد رومی از I تا IV تعیین شدند. هر یک از چهار کلاس با توجه به یکنواختی روشنایی ستاره ای به سه زیر کلاس تقسیم می شوند. زیر کلاس اول شامل خوشه هایی است که در آنها میزان درخشندگی ستاره ها تقریباً یکسان است ، دسته سوم - با تفاوت قابل توجهی در این زمینه. سپس ستاره شناس آمریکایی سه دسته دیگر از طبقه بندی خوشه های ستاره ای را با توجه به تعداد ستارگان موجود در خوشه معرفی کرد. دسته اول "p" شامل سیستم هایی با کمتر از 50 ستاره است. "m" دوم خوشه ای از 50 تا 100 ستاره است. به سوم - داشتن بیش از 100 ستاره. به عنوان مثال ، بر اساس این طبقه بندی ، خوشه ستاره ای که در فهرست "I 3p" تعیین شده است ، سیستمی کمتر از 50 ستاره است که متراکم در آسمان متمرکز است و دارای درجات مختلفبدرخشید

یکنواختی ستارگان.

همه ستارگان متعلق به هر خوشه ستاره باز دارند ویژگی مشخصه- یکنواختی این بدان معنی است که آنها از یک ابر گازی تشکیل شده اند و در ابتدا ترکیب شیمیایی یکسانی دارند. علاوه بر این ، این فرض وجود دارد که همه آنها در یک زمان ظاهر شده اند ، یعنی در یک سن هستند. تفاوتهای موجود بین آنها را می توان با روند متفاوت توسعه توضیح داد ، و این توسط جرم ستاره از لحظه شکل گیری آن تعیین می شود. دانشمندان می دانند که عمر ستاره های بزرگتر از ستاره های کوچک است. بزرگترها خیلی سریعتر تکامل می یابند. اساساً ، خوشه های ستاره ای باز ، منظومه های آسمانی هستند که از ستارگان نسبتاً جوان تشکیل شده اند. این نوع خوشه ستاره ای عمدتا در بازوهای مارپیچی راه شیری قرار دارد. این مناطق در مناطق فعال اخیر تشکیل ستاره بودند. استثناء خوشه های NGC 2244 ، NGC 2264 و NGC6530 است ، سن آنها چند ده میلیون سال است. این زمان کوتاهی برای ستارگان است.

سن و ترکیب شیمیایی

ستارگان خوشه های ستاره ای باز توسط گرانش به هم گره خورده اند. اما با توجه به این که این ارتباط به اندازه کافی قوی نیست ، خوشه های باز می توانند متلاشی شوند. این مدتهاست که اتفاق می افتد. فرایند تجزیه با تأثیر گرانش ستاره های منفرد در نزدیکی خوشه همراه است.

در ترکیب خوشه های ستاره ای عملا هیچ ستاره قدیمی وجود ندارد. هر چند استثنائاتی وجود دارد. این در درجه اول مربوط به خوشه های بزرگ است ، که در آن ارتباط بین ستارگان بسیار قوی تر است. بر این اساس ، سن چنین سیستم هایی بیشتر است. در میان آنها ، NGC 6791 قابل ذکر است. ترکیب این خوشه ستاره ای شامل حدود 10،000 ستاره است ، سن آن حدود 10 میلیارد سال است. مدارهای خوشه های ستاره ای بزرگ آنها را به سمت خود می برد یک دوره طولانیفاصله از صفحه کهکشان بر این اساس ، آنها فرصت کمتری برای ملاقات با ابرهای مولکولی بزرگ دارند ، که می تواند منجر به متلاشی شدن خوشه ستاره ای شود.

ستارگان خوشه های ستاره ای باز از نظر ترکیب شیمیایی شبیه خورشید و سایر ستارگان در قرص کهکشانی هستند. تفاوت در ترکیب شیمیایی بستگی به فاصله از مرکز کهکشان دارد. هرچه یک خوشه ستاره ای از مرکز دورتر باشد ، عناصر کمتری از گروه فلزات موجود است. ترکیب شیمیایی نیز بستگی به سن خوشه ستاره ای دارد. این امر در مورد تک ستاره ها نیز صدق می کند.

خوشه های GLOBAL STAR.

خوشه های ستاره ای کروی ، که صدها هزار ستاره دارند ، دارای تعداد بسیار زیادی هستند نمای غیر معمول: آنها شکل کروی دارند و ستارگان در آنها آنقدر متراکم هستند که حتی با کمک قوی ترین تلسکوپ ها نمی توان اجسام واحد را تشخیص داد. تمرکز زیادی از ستارگان به سمت مرکز وجود دارد.

مطالعه خوشه های کروی از نظر مطالعه تکامل ستارگان ، تشکیل کهکشان ها ، مطالعه ساختار کهکشان ما و تعیین سن جهان در اخترفیزیک مهم است.

شکل کهکشان راه شیری

دانشمندان ثابت کرده اند که خوشه های کروی در مرحله اولیه شکل گیری کهکشان ما شکل گرفته اند - گاز اولیه کهکشانی کروی بود. در طول فعل و انفعال گرانشی ، قبل از اتمام فشرده سازی ، که منجر به تشکیل یک دیسک شد ، توده های ماده ، گاز و گرد و غبار در خارج از آن ظاهر شد. از آنها بود که خوشه های ستاره ای کروی شکل گرفت. علاوه بر این ، آنها قبل از ظاهر شدن دیسک تشکیل شده و در همان مکانی که تشکیل شده اند باقی می مانند. آنها دارای ساختار کروی ، هاله ای هستند که بعداً صفحه کهکشان در اطراف آن قرار گرفت. به همین دلیل است که خوشه های کروی به صورت متقارن در آن مستقر شده اند راه شیری.

مطالعه مشکل محل خوشه های کروی و همچنین اندازه گیری فاصله آنها تا خورشید ، امکان تعیین طول کهکشان ما تا مرکز را فراهم کرد - این 30 هزار سال نوری است.

خوشه های ستاره ای کروی در زمان پیدایش بسیار قدیمی هستند. سن آنها 10-20 میلیارد سال است. آنها مهمترین عنصر جهان را نشان می دهند ، و بدون شک ، دانش در مورد این سازندها در توضیح پدیده های جهان کمک بزرگی خواهد بود. به گفته دانشمندان ، سن این خوشه های ستاره ای با سن کهکشان ما یکسان است و از آنجا که همه کهکشانها تقریباً در یک زمان شکل گرفته اند ، به این معنی است که می توان سن جهان را نیز تعیین کرد. برای این منظور ، زمان از ظهور جهان تا آغاز شکل گیری کهکشان ها باید به سن خوشه های ستاره ای کروی اضافه شود. در مقایسه با سن خوشه های ستاره ای کروی ، این مدت زمان بسیار کوتاهی است.

درون هسته خوشه های کروی.

مناطق مرکزی این نوع خوشه ها با درجه بالایی از تمرکز ستارگان ، حدود هزار برابر بیشتر از مناطق نزدیک به خورشید مشخص می شوند. تنها در دهه گذشته امکان بررسی هسته های خوشه های ستاره ای کروی ، یا بهتر است آن اجرام آسمانی که در مرکز آن قرار دارند ، ممکن شده است. این امر در زمینه مطالعه پویایی ستارگان در حال ورود به هسته ، از نظر بدست آوردن اطلاعات در مورد سیستم های اجرام آسمانی متصل به نیروهای گرانشی - خوشه های ستاره ای در این دسته قرار می گیرند - و همچنین از نظر مطالعه تعامل بین ستاره های خوشه ای از طریق مشاهده یا پردازش داده ها در رایانه.

به خاطر اینکه درجه بالابا تمرکز ستارگان ، برخورد های واقعی رخ می دهد ، اجسام جدیدی شکل می گیرد ، به عنوان مثال ، ستارگان ، که ویژگی های خاص خود را دارند. سیستم های دوتایی نیز می توانند ظاهر شوند ، این زمانی اتفاق می افتد که برخورد دو ستاره منجر به نابودی آنها نشود ، اما در اثر جاذبه ، بین تصرف رخ می دهد.

خانواده های خوشه های ستاره ای کروی.

خوشه های ستاره ای کروی در کهکشان ما تشکیلات ناهمگن هستند. چهار خانواده پویا بر اساس اصل فاصله از مرکز کهکشان و با توجه به ترکیب شیمیایی آنها متمایز می شوند. برخی از خوشه های کروی دارای عناصر شیمیایی بیشتری از گروه فلزات هستند ، برخی دیگر کمتر. وجود فلزات به ترکیب شیمیایی محیط بین ستاره ای بستگی دارد که اجرام آسمانی از آن تشکیل شده اند. خوشه های کروی با فلزات کمتر قدیمی تر هستند و در هاله کهکشان واقع شده اند. ترکیب فلزی بزرگتر مشخصه ستارگان جوان است ، آنها از محیطی که قبلاً به دلیل انفجارهای ابرنواختر با فلزات غنی شده بود ، تشکیل شده اند - این خانواده شامل "خوشه های دیسکی" واقع در دیسک کهکشانی است.

هاله شامل "خوشه های ستاره ای هاله داخلی" و "خوشه های ستاره ای هاله بیرونی" است. همچنین "خوشه های ستاره ای از قسمت حاشیه ای هاله" وجود دارد که فاصله آنها تا مرکز کهکشان بیشتر است.

تأثیر محیط.

خوشه های ستاره ای به منظور طبقه بندی به عنوان اهداف خود مورد مطالعه قرار نمی گیرند و به خانواده ها تقسیم نمی شوند. طبقه بندی همچنین نقش مهمی در مطالعه تأثیر محیط اطراف خوشه های ستاره ای بر تکامل آن ایفا می کند. در این مورد ، ما در مورد کهکشان خود صحبت می کنیم.

بدون شک ، خوشه ستاره تا حد زیادی تحت تأثیر میدان گرانشی دیسک کهکشانی است. خوشه های ستاره ای کروی در اطراف مرکز کهکشان در مدارهای بیضوی حرکت می کنند و به صورت دوره ای از دیسک کهکشان عبور می کنند. این اتفاق هر 100 میلیون سال یکبار رخ می دهد.

میدان گرانشی و برآمدگی های جزر و مدی که از صفحه کهکشان سرچشمه می گیرد آنقدر بر خوشه ستاره ای اثر می کند که به تدریج شروع به تجزیه می کند. دانشمندان معتقدند برخی از ستارگان قدیمی که در حال حاضر در کهکشان مستقر هستند زمانی بخشی از خوشه های ستاره ای کروی بودند. اکنون آنها قبلاً فرو ریخته اند. اعتقاد بر این است که حدود 5 خوشه ستاره در طول یک میلیارد سال تجزیه می شوند. این نمونه ای از تأثیر محیط کهکشانی بر تکامل پویای یک خوشه ستاره ای کروی است.

تحت تأثیر تأثیر گرانشی دیسک کهکشانی بر روی خوشه ستاره ، طول خوشه نیز تغییر می کند. ما در مورد ستاره هایی صحبت می کنیم که دور از مرکز خوشه ، روی آنها قرار دارند به میزان بیشتریاین نیروی گرانشی دیسک کهکشانی است که تأثیر می گذارد ، نه خوشه ستاره ای. ستارگان "تبخیر" می شوند و اندازه خوشه کاهش می یابد.

ستاره های سوپرنووا

ستارگان نیز متولد می شوند ، رشد می کنند و می میرند. پایان آنها می تواند آهسته و تدریجی ، یا ناگهانی و فاجعه بار باشد. این برای ستارگان بسیار بزرگ که به شعله ور شدن ختم می شوند معمولی است ، اینها ابرنواختر هستند.

کشف ابرنواخترها

برای قرن ها ، ذات ابرنواخترها برای دانشمندان ناشناخته بوده است ، اما مشاهدات از زمان های قدیم بر روی آنها انجام شده است. بسیاری از ابرنواخترها آنقدر درخشان هستند که حتی در روز نیز با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند. اولین ذکر این ستارگان در تواریخ قدیم در 185 میلادی ظاهر شد. متعاقباً ، آنها به طور مرتب مشاهده می شدند و با دقت تمام تمام داده ها را ثبت می کردند. به عنوان مثال ، منجمان دربار امپراتورها چین باستانبسیاری از ابرنواخترهای کشف شده سالها بعد ثبت شده است.

در میان آنها باید به یک ابرنواختر اشاره کرد که در سال 1054 میلادی منفجر شد. در صورت فلکی برج ثور بقایای این ابرنواختر به دلیل شکل مشخص ، سحابی خرچنگ نامیده می شود. منجمان غربی دیر شروع به رصد منظم ابرنواختر کردند. فقط در پایان قرن شانزدهم. در اسناد علمی به آنها اشاره شده است. اولین مشاهدات ابرنواخترها توسط ستاره شناسان اروپایی به سالهای 1575 و 1604 برمی گردد. در سال 1885 ، اولین ابرنواختر در کهکشان آندرومدا کشف شد. این کار را بارونس برتا د پودمانیتسکایا انجام داد.

از دهه 20 قرن بیستم. به لطف اختراع صفحات عکاسی ، اکتشافات ابرنواختر یکی پس از دیگری دنبال می شود. در حال حاضر ، تا هزار مورد از آنها باز است. یافتن ابرنواخترها به صبر و رصد مداوم آسمان نیاز دارد. یک ستاره نه تنها باید بسیار درخشان باشد ، رفتار آن باید غیر معمول و غیرقابل پیش بینی باشد. تعداد زیادی "شکارچی" برای ابرنواخترها وجود ندارد ، فقط بیش از ده ستاره شناس می توانند به خود ببالند که در طول زندگی خود بیش از 20 ابرنواختر کشف کرده اند. نخل در چنین طبقه بندی جالبی متعلق به فرد زویکی است - از سال 1936 او 123 ستاره را شناسایی کرده است.

ابرنواخترها چیست؟

ابرنواخترها ناگهان ستاره های درخشان هستند. این طغیان یک رویداد فاجعه بار است ، پایان تکامل ستارگان بزرگ. در طول شعله ور شدن ، قدرت تابش به 1051 erg می رسد که با انرژی ساطع شده توسط یک ستاره در کل عمر خود قابل مقایسه است. مکانیسم های ایجاد شعله در ستاره های دوتایی و تک متفاوت است.

در حالت اول ، انفجار به شرطی رخ می دهد که ستاره دوم در دوتایی یک کوتوله سفید باشد. کوتوله های سفید ستارگان نسبتاً کوچکی هستند ، جرم آنها در انتها با جرم خورشید مطابقت دارد. مسیر زندگی"آنها به اندازه یک سیاره هستند. کوتوله سفید در رابطه گرانشی با جفت خود در تعامل است و ماده را از لایه های سطحی خود "می دزدد". ماده "قرض گرفته شده" گرم می شود ، واکنش های هسته ای آغاز می شود و شیوع رخ می دهد.

در حالت دوم ، خود ستاره شعله ور می شود ، این زمانی اتفاق می افتد که دیگر شرایطی برای واکنش های هسته ای در داخل آن وجود نداشته باشد. در این مرحله ، گرانش غالب است و ستاره با سرعت سریع شروع به انقباض می کند. به دلیل گرم شدن شدید در نتیجه فشرده سازی در هسته ستاره ، واکنشهای هسته ای غیرقابل کنترل شروع می شود ، انرژی به صورت یک فلاش آزاد می شود و باعث تخریب ستاره می شود.

پس از فلاش ، ابری از گاز باقی می ماند ، در فضا پخش می شود. اینها "بقایای ابرنواختر" هستند - آنچه از لایه های سطحی یک ستاره منفجر شده باقی مانده است. مورفولوژی بقایای ابرنواختر متفاوت است و بستگی به شرایطی دارد که طغیان ستاره "پیشرو" در آن رخ داده است و به ویژگیهای داخلی مشخصه آن بستگی دارد. ابر به طور ناهموار در جهات مختلف پخش می شود ، که با تعامل با گاز بین ستاره ای مرتبط است ، می تواند شکل ابر را در طول هزاران سال به طور قابل توجهی تغییر دهد.

ویژگی های ابرنواختر

ابرنواخترها گونه ای از ستارگان متغیر فوران هستند. مانند همه متغیرها ، ابرنواخترها دارای منحنی نوری هستند و به راحتی قابل تشخیص هستند. اول از همه ، یک ابرنواختر با افزایش سریع روشنایی مشخص می شود ، چندین روز طول می کشد تا به حداکثر برسد - این دوره حدود ده روز است. سپس درخشندگی شروع به کاهش می کند - در ابتدا به طور تصادفی ، سپس به صورت متوالی. با مطالعه منحنی نور ، می توان پویایی شعله را ردیابی کرد و تکامل آن را مطالعه کرد. بخشی از منحنی نور از ابتدای صعود تا حداکثر مربوط به فوران ستاره است ، نزول بعدی به معنی انتشار و سرد شدن پاکت گاز است.

کوتوله های سفید.

در "باغ وحش ستاره" تنوع زیادی از ستاره ها وجود دارد که از نظر اندازه ، رنگ و روشنایی متفاوت هستند. در میان آنها ، ستاره های "مرده" به ویژه قابل توجه هستند ، ساختار داخلی آنها به طور قابل توجهی متفاوت از ساختار ستاره های معمولی است. دسته ستاره های مرده شامل ستارگان بزرگ ، کوتوله های سفید ، ستاره های نوترونی و سیاه چاله ها است. با توجه به تراکم بالای این ستارگان ، آنها به عنوان ستاره های "بحران" طبقه بندی می شوند.

افتتاح.

در ابتدا ، جوهر کوتوله های سفید یک راز کامل بود ، فقط مشخص بود که آنها چگالی بالایی در مقایسه با ستارگان معمولی دارند.

اولین کوتوله سفید کشف شده و مورد مطالعه قرار گرفت سیریوس B ، یک جفت سیریوس ، یک ستاره بسیار درخشان. با استفاده از سومین قانون کپلر ، ستاره شناسان جرم Sirius B را محاسبه کردند: 0.75-0.95 جرم خورشیدی. از سوی دیگر ، روشنایی آن بسیار کمتر از نور خورشید بود. درخشش یک ستاره به مربع شعاع مربوط می شود. پس از تجزیه و تحلیل اعداد ، ستاره شناسان به این نتیجه رسیدند که اندازه سیریوس کوچک است. در سال 1914 ، آنها طیف ستاره ای Sirius B را جمع آوری کردند ، دما را تعیین کردند. آنها با دانستن دما و روشنایی ، شعاع - 18800 کیلومتر را محاسبه کردند.

اولین مطالعات.

این نتیجه کشف کلاس جدیدی از ستارگان بود. در سال 1925 ، آدامز طول موج برخی از خطوط انتشار در طیف Sirius B را اندازه گیری کرد و تعیین کرد که طول آن بیشتر از حد انتظار است. تغییر سرخ در چارچوب نظریه نسبیت قرار می گیرد ، چند سال قبل از وقایع رخ داده توسط اینشتین. آدامز با استفاده از نظریه نسبیت توانست شعاع ستاره را محاسبه کند. پس از کشف دو ستاره دیگر شبیه به سیریوس B ، آرتور ادینگتون به این نتیجه رسید که چنین ستارگان زیادی در جهان وجود دارد.

بنابراین ، وجود کوتوله ها ثابت شد ، اما ماهیت آنها هنوز یک راز بود. به طور خاص ، دانشمندان به هیچ وجه نمی توانند بفهمند که چگونه جرمی شبیه به خورشید می تواند در چنین بدن کوچکی قرار گیرد. ادینگتون نتیجه می گیرد که "در چنین چگالی بالا ، گاز خواص خود را از دست می دهد. به احتمال زیاد ، کوتوله های سفید از گازهای زوال یافته تشکیل شده اند. "

جوهر کوتوله های سفید.

در آگوست 1926 ، انریکو فرمی و پل دیراک نظریه ای را توصیف کردند که وضعیت گاز را در شرایط چگالی بسیار بالا توصیف می کرد. با استفاده از آن ، فاولر در همان سال توضیحی برای ساختار پایدار کوتوله های سفید پیدا کرد. به نظر وی ، به دلیل چگالی بالا ، گاز داخل کوتوله سفید در حالت انحطاط قرار دارد و فشار گاز عملاً مستقل از دما نیست. پایداری کوتوله سفید با این واقعیت پشتیبانی می شود که نیروی گرانش با فشار گاز در داخل کوتوله مخالف است. مطالعه کوتوله های سفید توسط فیزیکدان هندی چاندراسخار ادامه یافت.

او در یکی از آثار خود ، که در سال 1931 منتشر شد ، چنین می کند کشف مهم- جرم کوتوله های سفید نمی تواند از محدوده خاصی فراتر رود ، این به دلیل آنها است ترکیب شیمیایی... این محدوده 1.4 جرم خورشیدی است و به افتخار دانشمند "حد چاندراسخار" نامیده می شود.

تقریباً یک تن در cm3!

همانطور که از نامش پیداست ، کوتوله های سفید ستاره های کوچکی هستند. حتی اگر جرم آنها برابر با جرم خورشید باشد ، باز هم از نظر اندازه شبیه به سیاره ای مانند زمین هستند. شعاع آنها تقریبا 6000 کیلومتر است - 1/100 شعاع خورشید. با در نظر گرفتن جرم کوتوله های سفید و اندازه آنها ، تنها می توان یک نتیجه گیری کرد - تراکم آنها بسیار زیاد است. یک سانتیمتر مکعب ماده کوتوله سفید بر اساس استانداردهای زمین نزدیک به یک تن وزن دارد.

چنین چگالی بالا منجر به این واقعیت می شود که میدان گرانشی ستاره بسیار قوی است - حدود 100 برابر میدان خورشیدی و با همان جرم.

ویژگی های اصلی.

اگرچه دیگر واکنش های هسته ای در هسته کوتوله های سفید رخ نمی دهد ، اما دمای آن بسیار بالا است. گرما به سطح ستاره هجوم می آورد و سپس در فضا منتشر می شود. خود ستارگان به آرامی سرد می شوند تا زمانی که نامرئی شوند. دمای سطح کوتوله های سفید "جوان" حدود 20 تا 30 هزار درجه است. کوتوله های سفید نه تنها سفید، موارد زرد نیز وجود دارد. با وجود دمای بالای سطح ، به دلیل اندازه کوچک ، درخشندگی کم است ، قدر مطلق ستاره می تواند 12-16 باشد. کوتوله های سفید بسیار آرام سرد می شوند ، به همین دلیل است که ما آنها را در تعداد زیادی می بینیم. دانشمندان این فرصت را دارند که ویژگی های اصلی آنها را مطالعه کنند. کوتوله های سفید در نمودار GR گنجانده شده اند ، آنها فضای کمی را زیر توالی اصلی اشغال می کنند.

ستارگان و پولسارهای نوترون

نام "pulsar" از ترکیب انگلیسی "pulsating star" - "pulsating star" گرفته شده است. ویژگی بارز تپ اخترها ، برخلاف سایر ستارگان ، تشعشع ثابت نیست ، بلکه تابش رادیویی پالس منظم است. پالس ها بسیار سریع هستند ، مدت زمان یک نبض از هزارم ثانیه تا حداکثر چند ثانیه طول می کشد. شکل و دوره نبض برای تپ اخترهای مختلف یکسان نیست. با توجه به تناوب شدید انتشار رادیویی ، تپ اخترها را می توان کرونومتر کیهانی در نظر گرفت. با گذشت زمان ، دوره ها به 10-14 ثانیه در ثانیه کاهش می یابد. هر ثانیه این دوره 10-14 ثانیه تغییر می کند ، یعنی کاهش حدود 3 میلیون سال رخ می دهد.

سیگنال های منظم

تاریخچه کشف تپ اخترها بسیار جالب است. اولین تپ اختر PSR 1919 + 21 در سال 1967 توسط بل و آنتونی هیوز از دانشگاه کمبریج تشخیص داده شد. بل ، فیزیکدان جوان ، برای تأیید تزهای خود در زمینه نجوم رادیویی تحقیقاتی انجام داد. ناگهان او یک سیگنال رادیویی با شدت متوسط ​​را در منطقه ای نزدیک به هواپیمای کهکشانی کشف کرد. عجیب این بود که سیگنال متناوب بود - ناپدید شد و در فواصل منظم 1.377 ثانیه دوباره ظاهر شد. گفته می شود بل به طرف پروفسور خود فرار کرد تا او را از این کشف مطلع کند ، اما وی به این دلیل توجه کافی نکرد و معتقد بود که این سیگنال رادیویی از زمین است.

با این وجود ، سیگنال بدون توجه به رادیواکتیویته زمینی همچنان خود را نشان می دهد. این نشان می دهد که منبع ظاهر آن هنوز مشخص نشده است. به محض انتشار اطلاعات این کشف ، فرض های متعددی وجود داشت که سیگنال ها از یک شبح آمده است تمدن فرازمینی... اما دانشمندان توانستند ذات تپ اختر را بدون کمک دنیاهای بیگانه درک کنند.

جوهر تپ اخترها.

پس از اولین ، تعداد تپ اخترهای بیشتری کشف شد. ستاره شناسان به این نتیجه رسیدند که این اجرام آسمانی متعلق به منابع تابش پالس هستند. بیشترین اجرام در جهان ستاره هستند ، بنابراین دانشمندان تصمیم گرفتند که این اجرام آسمانی به احتمال زیاد متعلق به طبقه ستاره ها هستند.

حرکت سریع ستاره به دور محور خود به احتمال زیاد علت ضربان است. دانشمندان دوره ها را اندازه گیری کردند و سعی کردند ماهیت این اجرام آسمانی را تعیین کنند. اگر جسمی با سرعتی بیش از حداکثر سرعت معینی بچرخد ، تحت تأثیر متلاشی می شود نیروهای گریز از مرکز... این بدان معناست که باید حداقل مقدار برای دوره چرخش وجود داشته باشد.

از محاسبات انجام شده ، نتیجه گرفته شد که برای چرخش یک ستاره با دوره ای در هزارم ثانیه ، چگالی آن باید مانند هسته اتمها حدود 1014 گرم بر سانتیمتر مکعب باشد. برای وضوح ، می توانید مثال زیر را بیان کنید - جرمی برابر با اورست را در حجم یک حبه قند تصور کنید.

ستاره های نوترونی

از دهه سی ، دانشمندان تصور می کردند که چیزی مشابه در آسمان وجود دارد. ستارگان نوترونی اجرام آسمانی بسیار کوچک و فوق متراکمی هستند. جرم آنها تقریباً برابر 1.5 برابر جرم خورشید است که در شعاع حدود 10 کیلومتری متمرکز شده است.

ستارگان نوترونی عمدتاً از نوترونها تشکیل شده اند - ذرات خالی از بار الکتریکی ، که به همراه پروتون ها هسته یک اتم را تشکیل می دهند. با توجه به درجه حرارت بالا در داخل ستاره ، ماده یونیزه می شود ، الکترون ها جدا از هسته ها وجود دارند. در چگالی بالا ، همه هسته ها به نوترونها و پروتونهای تشکیل دهنده خود تجزیه می شوند. ستاره های نوترونی نتیجه نهایی تکامل یک ستاره جرمی بزرگ هستند. پس از اتمام منابع انرژی گرمایی هسته ای در روده آن ، مانند یک ابرنواختر منفجر می شود. لایه های بیرونی ستاره به فضا پرتاب می شود ، فروپاشی گرانشی در هسته رخ می دهد و یک ستاره نوترونی داغ شکل می گیرد. فرایند فروپاشی یک ثانیه طول می کشد. در نتیجه فروپاشی ، چرخش بسیار سریع شروع می شود ، با دوره های هزارم ثانیه ، که برای یک تپ اختر معمول است.

تابش ضربان.

هیچ منبع واکنشهای هسته ای در یک ستاره نوترونی وجود ندارد ، به عنوان مثال آنها غیر فعال هستند تابش ضربان ها از داخل ستاره نمی آید ، بلکه از خارج ، از مناطق اطراف سطح ستاره می آید.

میدان مغناطیسی ستارگان نوترونی بسیار قوی است ، میلیون ها بار بیشتر از میدان مغناطیسی خورشید ، از فضا عبور می کند و یک آهنربای کره ایجاد می کند.

یک ستاره نوترونی جریانهای الکترون و پوزیترون را در مگنتوسفر ساطع می کند ، آنها با سرعتی نزدیک به سرعت نور می چرخند. میدان مغناطیسی بر حرکت این ذرات بنیادی تأثیر می گذارد ، آنها در امتداد خطوط نیرو حرکت می کنند و مسیر مارپیچی را دنبال می کنند. بنابراین ، آنها انرژی جنبشی را به شکل تابش الکترومغناطیسی آزاد می کنند.

دوره چرخش به دلیل کاهش انرژی چرخشی افزایش می یابد. تپ اخترهای قدیمی دوره تپش طولانی تری دارند. به هر حال ، دوره ضربان قلب همیشه به صورت دوره ای نیست. گاهی اوقات سرعت آن به شدت کاهش می یابد ، این به دلیل پدیده هایی به نام "اشکالات" است - این نتیجه "زلزله های ریز" است.

سوراخ های سیاه.

تصویر فلک زمین در انواع اشکال و رنگ اجرام آسمانی چشمگیر است. چیزهای زیادی در جهان وجود دارد: ستارگان با هر رنگ و اندازه ، کهکشان های مارپیچی ، سحابی با اشکال و رنگ های غیر معمول. اما در این "باغ وحش فضایی" "نمونه" هایی وجود دارد که علاقه خاصی را برانگیخته است. اینها حتی اسرارآمیزتر اجرام آسمانی هستند ، زیرا مشاهده آنها دشوار است. علاوه بر این ، ماهیت آنها به طور کامل درک نشده است. در میان آنها ، مکان خاصی متعلق به "سیاه چاله ها" است.

سرعت سفر.

در گفتار روزمره ، عبارت "سیاه چاله" به معنای چیزی است که ته آن وجود ندارد ، جایی که چیزی در آن فرو می رود و هیچ کس هرگز نمی داند در آینده چه اتفاقی برای آن افتاده است. سیاهچاله ها در واقعیت چیست؟ برای درک این موضوع ، بیایید به تاریخ دو قرن پیش بازگردیم. در قرن 18 ، پیر سیمون دو لاپلاس ریاضیدان فرانسوی برای اولین بار این اصطلاح را در مطالعه نظریه گرانش معرفی کرد. همانطور که می دانید ، هر جسمی با جرم خاصی - به عنوان مثال زمین - دارای میدان گرانشی است ، اجسام اطراف را جذب می کند.

به همین دلیل است که جسمی که به سمت بالا پرتاب می شود به زمین می افتد. اگر همین جسم با قدرت به جلو پرتاب شود ، برای مدتی بر گرانش زمین غلبه کرده و مسافتی را پرواز می کند. حداقل سرعت مورد نیاز "سرعت حرکت" نامیده می شود ، برای زمین 11 کیلومتر بر ثانیه است. سرعت حرکت بستگی به چگالی جرم آسمانی دارد که میدان گرانشی را ایجاد می کند. هرچه چگالی بیشتر باشد ، سرعت باید بیشتر باشد. بر این اساس ، می توان این فرض را مطرح کرد ، مانند لاپلاس دو قرن پیش ، که اجسامی در جهان با چگالی بالایی وجود دارند که سرعت حرکت آنها از سرعت نور ، یعنی 300000 کیلومتر بر ثانیه بیشتر است.

در این حالت ، حتی نور می تواند تسلیم نیروی جاذبه چنین جسمی شود. چنین جسمی نمی تواند نور ساطع کند ، بنابراین نامرئی باقی می ماند. ما می توانیم آن را به عنوان یک حفره بزرگ تصور کنیم ، در تصویر سیاه است. بدون شک ، نظریه تدوین شده توسط لاپلاس اثری از زمان ندارد و بیش از حد ساده انگارانه به نظر می رسد. با این حال ، در زمان لاپلاس ، نظریه کوانتوم هنوز تدوین نشده بود و از دیدگاه مفهومی ، در نظر گرفتن نور به عنوان یک بدن مادی مزخرف به نظر می رسید. در آغاز قرن بیستم ، با ظهور و توسعه مکانیک کوانتومیمشخص شد که نور در برخی شرایط به عنوان تابش مادی نیز عمل می کند.

این موضع در نظریه نسبیت توسط آلبرت اینشتین ، که در سال 1915 منتشر شد ، توسعه یافت و در آثار کارل شوارتشیلد ، فیزیکدان آلمانی ، در سال 1916 ، اساس ریاضی نظریه سیاه چاله ها را خلاصه کرد. نور نیز می تواند تحت تأثیر گرانش قرار گیرد. دو قرن پیش ، لاپلاس مشکل بسیار مهمی را در زمینه توسعه فیزیک به عنوان یک علم مطرح کرد.

سیاهچاله ها چگونه ظاهر می شوند؟

پدیده هایی که در مورد آنها صحبت می کنیم در سال 1967 به لطف جان ویلر اخترفیزیکدان آمریکایی "سیاه چاله" نامگذاری شدند. آنها نتیجه نهایی تکامل ستارگان بزرگ با جرم بیشتر از پنج جرم خورشیدی هستند. وقتی تمام ذخایر سوخت هسته ای تمام شود و دیگر عکس العملی رخ ندهد ، مرگ یک ستاره رخ می دهد. علاوه بر این ، سرنوشت آن بستگی به جرم آن دارد.

اگر جرم یک ستاره کمتر از جرم خورشید باشد ، انقباض خود را تا زمان خاموش شدن ادامه می دهد. اگر جرم قابل توجه باشد ، ستارگان منفجر می شوند ، بنابراین ما در مورد یک ابرنواختر صحبت می کنیم. این ستاره آثار خود را پشت سر می گذارد - هنگامی که یک فروپاشی گرانشی در هسته رخ می دهد ، تمام جرم در یک توپ با ابعاد جمع و جور با چگالی بسیار بالا جمع می شود - 10000 برابر بیشتر از هسته اتم.

اثرات نسبی.

برای دانشمندان ، سیاهچاله ها یک آزمایشگاه طبیعی عالی هستند که به آنها اجازه می دهد آزمایشاتی را بر اساس فرضیه های مختلف از نظر فیزیک نظری انجام دهند. طبق نظریه نسبیت انیشتین ، قوانین فیزیک تحت تأثیر یک زمینه جاذبه محلی قرار دارد. اساساً زمان در کنار میدانهای گرانشی با شدتهای مختلف به روشهای مختلف جریان می یابد.

علاوه بر این ، یک سیاهچاله نه تنها بر زمان ، بلکه بر فضای اطراف نیز تأثیر می گذارد و بر ساختار آن تأثیر می گذارد. طبق نظریه نسبیت ، وجود میدان گرانشی قوی ناشی از چنین جسم آسمانی قدرتمندی مانند سیاهچاله ، ساختار فضای اطراف را مخدوش می کند و داده های هندسی آن تغییر می کند. این بدان معنی است که در مورد سیاه چالهیک فاصله کوتاه که دو نقطه را به هم متصل می کند یک خط مستقیم نیست ، بلکه یک منحنی است.