درس هشتم - خوشه های ستاره ای
نویسنده : آرش گل محمدی
در این درسنامه قصد داریم مجموعه های ستاره ای را به طور کلی مورد بررسی قرار دهیم . اما بهتر است که در ابتدا تعریفی ساده برای این دسته از اجرام پیدا کنیم :
تعریف:
منظور از مجموعه های ستاره ای ، سامانه هایی اند که از بیش از یک ستاره تشکیل شده اند .
بر اساس تعریفی که ارائه شد ، مجموعه های ستاره ای بر اساس تعداد ستاره هایشان ، می توانند اجرام زیر را در بر بگیرند :
مجموعه های ستاره ای دوتایی یا چند تایی ، خوشه های باز ، خوشه های کروی و کهکشان ها .
کهکشان ها علاوه بر ستارگان از مقادیر زیادی گاز میان ستاره ای (و احتمالا ماده ی تاریک) تشکیل شده اند ، بنابراین برای مطالعه ی سیستمی صرفا دارای ستاره ، انتخاب مناسبی نیستند و بحثی بسیار پیشرفته تر را طلب می کنند . پس سیستم ها کهکشانی را کنار می گذاریم .
ستارگان دوتایی ( که از نظر دینامیکی به هم مقیدند) ، نمود کامل مسئله دو جسم تحت نیروی مرکزی هستند. بر اساس فیزیک چنین مسئله ای به طور دقیق و کامل ، قابل حل است. همین موضوع، باعث می شود که اطلاعات قابل دسترسی به این نوع خاص از سامانه ها بسیار گسترده باشد. از آن جا که بر آنیم تا اطلاعات مربوط به سامانه های ستاره ای با ایجاز و اختصار بیان شوند ،و از طرفی دیگر مطالب مربوط به دوتایی ها بسیار مفصل هستند، پس استثنائا از این سامانه ی دوجزئی نیز چشم پوشی می کنیم .
در حقیقت هدف اصلی ما در این درسنامه بررسی سامانه های گرانشی با چندین(بیش از 2) عنصر جرم است. به بیان دیگر در این بخش ها به مطالعه ی خوشه های ستاره ای خواهیم پرداخت.
در ابتدا سعی می کنیم که چگونگی تولد این مجموعه ها را بررسی کنیم . و سپس با استفاده از داده هایی که از ارصد این اجرام بدست آمده است ، ویژگی های آن ها را باز خواهیم شناخت .
-----------------------------
امتیاز تصویر آخر : نشنال جئوگرافیک : nationalgeographic.com
باز یا کروی ؟ مسئله اینست!(بخش اول)
همانطور که از اسامی بالا هم بر می آید، به نظر می رسد که نام گذاری ها تنها بر اساس شکل ظاهری انجام شده است. البته تفاوت در شکل ظاهری، به خودی خود نمی تواند از تفاوت در چرخه ی زندگی خوشه ها حکایت کند!
کل زندگی اجرام آسمانی را می توان به 3 مرحله ی کلی تقسیم کرد ؛ تقسیم بندی ای که برای ما انسان ها نیز چندان ناآشنا نیست : تولد ، زندگی (تحول) و مرگ.
در پست قبل تولد مجموعه های ستاره ای را مورد بحث قرار دادیم. در آن جا هیچ گونه تفاوتی در نحوه ی تولد این دو نوع خوشه ذکر نکردیم. درواقع آن طور که مشاهدات نشان می دهد، به نظر هم نمی رسد که در این مرحله تفاوتی میان خوشه های باز و کروی وجود داشته باشد.
از طرفی ما خوشه ها را می بینیم؛ و این یعنی هنوز نمرده اند! پس هر اتفاقی که باعث ایجاد این تفاوت ظاهری شده است، در مرحله ی تحول روی داده است. بررسی دینامیک خوشه ها درست پس از تولد، عامل ایجاد این تفاوت را به ما معرفی می کند: گــرانــــش !
بگذارید که سناریوی پست قبلی را ادامه دهیم :
ابر اولیه پس از چندین بار تکه تکه شدن، نهایتا تبدیل به تعدادی پیش ستاره و حجم نسبتا زیادی از گازهای اضافی باقی مانده (که پیش ستاره نشده اند) خواهد شد. پیش ستاره ها پس از مدتی تبدیل به ستاره می شوند و سامانه ی ما، تبدیل به یک سامانه ی چند مولفه ای خواهد شد. از آن جا که به سادگی می توانیم مولفه های این سامانه(ستارگانش) را از هم تفکیک کنیم، نام خوشه ی باز را بر آن می گذاریم. این مولفه ها، هم دیگر را جذب می کنند و باعث حرکت یکدیگر می شوند. حرکت ستاره ها در میان گازها، باعث متلاطم شدن گاز خواهد شد و این موضوع این امکان را به وجود می آورد که بخشی از ابرها به جرم جینز خود برسند و شروع به تراکم کنند. به عبارت دیگر حرکت ستاره ها تحت گرانش، خود باعث تولد تعداد دیگری ستاره می شود؛ و این روند هم چنان ادامه می یابد.
با ادامه ی سلطنت نیروی گرانش بر این مجموعه، علاوه بر زیادتر شدن تعداد ستاره های مجموعه ، کسر نسبتا زیادی از ستاره های متولد شده ، در نزدیکی مرکز جرم گرد هم می آیند و هسته ای بسیار متراکم را پدید می آورند. سرانجام این سیر تحولی باعث می شود که ما مجموعه ای بسیار متراکم را از پشت تلسکوپ ببینیم که از تعداد زیادی ستاره تشکیل شده است؛ مجموعه ای که شاید نامی بهتر از خوشه ی کروی نتوان بر آن نهاد.
شاید تصویرهای زیر بتواند این تحول کیفی را واضح تر نشان دهد :
اما برای هر فرضیه ای باید راهی برای آزمایش کردن آن وجود داشته باشد. در واقع ما باید مطمئن شویم فرض هایی که کرده ایم درست بوده اند و روند بالا واقعا اتفاق می افتد.
یکی از نتایج این فرضیه این بود که ابرهای اضافی موجود در خوشه های باز، باید تبدیل به ستاره شوند؛ به بیانی دیگر نباید ابر و گاز زیادی در خوشه های ستاره ای کروی دیده شود.قصد داریم که این نتیجه را آزمایش کنیم.
فرض کنید خلاف این نتیجه روی داده باشد؛ یعنی درون خوشه ی کروی ابری موجود باشد. این ابر از ستاره های موجود گرما می گیرد و شروع به تابش می کند.(در این تاپیک قصد نداریم این سازوکار را شرح دهیم اما برای توضیحات بیشتر می توانید به تاپیک طیف مراجعه کنید.) برای گاز هایی با دمای کم انتظار داریم که این تابش در محدوده های رادیویی، و برای گازهای داغ تر در محدوده ی فروسرخ و نهایتا مرئی طیف الکترومغناطیس باشد. رصد های انجام شده از خوشه های کروی در طول موج مرئی، رد چندانی از گاز را نشان نمی دهد. پس بهتر است که در فیلتر های دیگر (مثلا فروسرخ) به آنها نگاه کنیم. در حقیقت "چشم ها را باید شست ؛ جور دیگر باید دید" ! :grin:
تصویر اول خوشه ی باز پروین را نشان می دهد که در فیلتر فروسرخ نزدیک و مرئی گرفته شده است و تصویر دوم یک خوشه ی کروی را در فیلتر فروسرخ نمایش می دهد. در تصویر اول، ابرها حتی با فیلتر مرئی هم مشخص اند؛ و اصلا نیازی به فیلتر فروسرخ برای آشکار سازی آن ها نداریم. اما تصویر دوم که قلب خوشه کروی m55 را نشان می دهد ، به جز چند نقطه ی متفاوت زرد- نارنجی(که مسلما ستاره اند) هیچ اثری از هیچ ابری وجود ندارد! به نظر می رسد حداقل در این مورد فرضیه ما با مشاهدات سازگار است...
ادامه دارد ...
---------------------------------------------
پ.ن1: مطالعه ی تاپیک تحلیل رنگ ها در تصاویر نجومی هم توصیه می شود.
پ.ن2: در تصویر آخر، کمی بالاتر از مرکز تصویر، در سمت راست، یک "خط" نارنجی رنگ دیده می شود. می توان احتمال داد که این جسم یک کهکشان در ورای این خوشه است... . در هر حال هر چه که باشد، مشخص است که: اولا یک ابر نیست؛ ثانیا اصلا متعلق به خوشه هم نیست! بنابراین نیازی نیست که نگران آن باشیم...
پ.ن3:امتیاز تصاویر : تلسکوپ فضایی هابل ، تلسکوپ فروسرخ VISTA ، رصد خانه ی Anglo استرالیا
باز یا کروی؟ مسئله اینست!(بخش دوم)
اما نتیجه ی دیگر، آن بود که خوشه های باز در گذر زمان تبدیل به خوشه های کروی می شوند. این بدان معناست که خوشه های کروی الزاما باید دارای ستارگان پیر، و خوشه های باز نیز باید دارای ستارگان جوان باشند. اخترسنجی از خوشه های باز و کروی، به ما نشان داده است که اغلب ستارگان خوشه های باز، جوان، و ستارگان خوشه های کروی پیر هستند و سنی از مرتبه ی چند میلیارد سال دارند.
نمودار قدر رنگ اول مربوط به خوشه ی کروی m55 و نمودار دوم مربوط به خوشه ی باز پروین است. مشخص است که تمامی ستارگان پروین بر روی رشته اصلی قرار دارند؛ اما بخشی از ستارگان m55 از رشته اصلی منحرف شده اند.
از دیدگاه اخترفیزیکی، انحراف از رشته ی اصلی، معادل است با پایان دوران هیدروژن سوزی ستاره. پایان دوران هیدروژن سوزی هم بدان معنی است که سامانه ی مورد بررسی آن قدر عمر کرده است که ستارگان آن فرصت کافی برای تحول خود را پیدا کرده اند (به بیان ساده تر، این سامانه آن قدر پیر هست که برخی از ستارگان آن فرصت کرده اند که تمامی سوخت هیدروژنی خود را مصرف کنند). در طرف مقابل، ستارگان خوشه پروین همگی بر روی رشته اصلی قرار گرفته اند. طبیعی است که در این مورد نیز این گونه تصور کنیم که ستارگان هنوز فرصت کافی برای تحول پیدا نکرده اند. پس می توانیم این گونه استنتاج کنیم که خوشه های کروی، اغلب خوشه های پیر، و خوشه های باز ، اغلب جوانند.
اما بررسی ها نشان می دهد که تفاوت های خوشه های باز و کروی به این موارد خلاصه نمی شود. تفاوت اساسی تری وجود دارد که در نگاه اول، فرضیه ی ما، نمی تواند آن را توجیه کند: مکان خوشه ها.
هنگام رصد آسمان متوجه می شویم که خوشه های باز اغلب در حوالی نوار راه شیری قرار دارند. اما خوشه های کروی را می توان در همه جای آسمان پیدا کرد. تصویر زیر توزیع کیفی خوشه های کروی در کهکشان راه شیری را نشان می دهد:
سوال این جاست که چگونه شکل یک خوشه می تواند تعیین کند که آن خوشه کجای کهکشان باید باشد؟ چه رابطه ای میان شکل و مکان یک جسم می تواند وجود داشته باشد؟ جواب این سوالات را در زمان تشکیل خوشه ها نهفته است.
دریافتیم که خوشه های کروی دارای ستارگانی پیر هستند و باز دانستیم که واژه ی پیر برای اخترفیزیک دانان معادل با سنی از مرتبه ی 10 میلیارد سال است! بنابراین خود خوشه هم باید حداقل از همین مرتبه سن داشته باشد. از طرفی سن کهکشان را هم از همین مرتبه تخمین می زنند. بنابراین خوشه ها باید در دوران اولیه شکل گیری کهکشان تشکیل شده باشند.
مدل سازی های مبتنی بر مدل استاندارد کیهان شناسی پیش بینی می کند که ساختارهایی مانند کهکشان ها، از به هم پیوستن توده ابرهای جرم، در مناطقی که چگالی بالاتری نسبت به اطراف داشته اند، تشکیل شده اند. این توده های گاز حرکتی تصادفی داشته اند و هریک در جهتی دلخواه به دور مرکزجرم توده حرکت می کردند.
با استفاده از دینامیک سامانه، می توان نشان داد که برای دوران این توده ها، یک جهت مرجح وجود دارد که نهایتا کسر قابل توجهی از جرم کل توده، حول آن محور خواهند چرخید.* این محور خاص، محوری است که بر قرص کهکشان(که بعدا تشکیل خواهد شد) عمود است.این محور خاص را در ادامه به اختصار مــحــور می نامیم .اما این مطلب چه ارتباطی با مکان خوشه ها دارد؟!
خوشه ها همزمان با شکل گیری قرص کهکشان، تشکیل شده اند. یعنی زمانی که توده های جرم، به صورت کاملا کاتوره ای حرکت می کردند. (شکل گیری ستاره ها از مرتبه ی چند میلیون سال زمان می برد. پس) این توده های ابر فرصت کافی داشته اند تا قبل از آن که محور دورانشان تغییر چشم گیری کند(و هم جهت با محور عمود بر قرص کهکشان شود)، ستارگانشان را به دنیا آورند. با متولد شدن ستاره ها درون یک توده ی ابر، از همان ابتدا، ستارگان به علت نیروی گرانشی که هم وارد می کنند، به یکدیگر مقید می شوند.
نتیجه ی بررسی های ما تا این لحظه پیش بینی می کند که تا این زمان خوشه های اولیه شکل گرفته اند و ستارگان آن خوشه هم در حال گردش به دور مرکز جرم مشترکشان هستند. اما نیروهای موجود هم چنان سعی می کنند که کل این مجموعه را به سمت صفحه ی عمود بر محور (صفحه ی دیسک کهکشان) بکشانند.این نیروها، به مرکز جرم این خوشه وارد می شوند و باعث می شوند که کل خوشه به سمت صفحه ی دیسک حرکت کند. اما از آن جایی که ستارگان به هم مقید اند، با وارد شدن به صفحه ی دیسک، از هم نمی گسلند و همچنان با هم حرکت خواهند کرد. می توان نشان داد که اگر کل خوشه را به وسیله ی یک نقطه(همان مرکز جرم ) توصیف کنیم، نیروهای وارد از طرف قرص، باعث می شوند که این نقطه، (تقریبا) بر روی یک بیضی(یا دایره) حول مرکز کهکشان شروع به حرکت کند. بنابراین شاهد آن خواهیم بود که خوشه های پیر کروی در مدارهایی خارج از صفحه ی دیسک، به دور مرکز کهکشان خواهند چرخید.**
اما وارد شدن به صفحه ی دیسک برای گازهای آزاد سرنوشت متفاوتی را رقم خواهد زد؛ وقتی که توده های گاز به سمت دیسک حرکت می کنند، چون به یکدیگر مقید نیستند، هنگام ورود به صفحه ی دیسک، به راحتی از هم گسسته و پراکنده می شوند. یعنی ورود گاز ها به صفحه ی دیسک باعث می شود که ذرات گاز پراکنده شده و به تدریج به صفحه ی دیسک بپیوندند.
دانستیم که خوشه ها، می توانند از پیوستن به دیسک کهکشانی، بگریزند. حال با استفاده از این دانسته می توانیم به سادگی توریع کروی خوشه های کروی را به دور مرکز کهکشان توجیه کنیم.
در ابتدای شکل گیری کهکشان، هر توده ابر گازی در جهت تصادفی و دلخواهی حرکت می کرده است . خوشه ها نیز در همین حین متولد شده اند؛ قبل از این که محور دوران های کاتوره ای، به سمت یک محور مرجح میل کند... . پس در زمان های آغازین شکل گیری کهکشان، خوشه ها در جهاتی کاملا کاتوره ای حرکت می کردند. چون خوشه ها می توانند این جهت دلخواه را حفظ کنند، پس بعد از شکل گیری کامل کهکشان هم، دارای جهت های حرکت دلخواه هستند. و از آن جایی هم که هیچ کدام از این جهت های دوران اولیه ارجحیتی به دیگری نداشته اند، تقارن حکم می کند که این خوشه ها در یک توزیع کروی حول مرکز کهکشان پراکنده شده باشند.
به همین ترتیب جوان بودن خوشه های باز هم، می تواند دلیلی بر این باشد که این خوشه ها الزاما باید در حوالی نوار کهکشانی دیده شوند.
چون خوشه های باز، خوشه هایی جوانند، پس شکل گیریشان در دورانی رخ داده است که دیسک کهکشان عملا شکل گرفته بوده است و تمامی گازها ی میان ستاره ای درون صفحه ی دیسک پراکنده شده بودند. چون برای ساختن یک خوشه ی باز یه گاز نیاز داریم، و گاز هم به صفحه ی دیسک محدود شده اند، بنابراین طبیعی است که خوشه های باز در صفحه ی دیسک تشکیل شوند. خورشید (ما) هم بر روی صفحه ی دیسک قرار دارد. بنابراین وقتی از کنار به صفحه ی کهکشان و این خوشه های باز نگاه می کنیم، خوشه های باز را بیشتر بر روی دیسک کهکشان خواهیم دید.
توضیحاتی که در بالا داده شد، خلاصه ی یکی از بهترین نظریه هایی است که تاکنون تشکیل و تحول ساختارهای ستاره را توصیف کرده است. اما این شواهد رصدی(اندک)، نباید ما را از درست بودن این فرضیه مطمئن کند؛ چرا هنوز پرسش های زیادی بی پاسخ مانده است... . در هر حال، در ادامه با قبول این فرضیه به عنوان سناریوی شکل گیری خوشه ها، سعی خواهیم کرد که از این اجرام سماوی اطلاعات بیشتری کسب کنیم.
[/SIZE]
در پست های بعدی به داده های قابل استخراج از خوشه ها می پردازیم .
------------------------------------
* : می توانید برای توضیحات بیشتر به این پست رجوع کنید.
** : در حقیقت تحلیل حرکت مرکزجرم خوشه ها به علت حرکت اجرام درون دیسک و هم چنین به علت وجود ماده تاریک درون کهکشان به هیچ وجه کار ساده ای نیست! اثرات نیروهای وارده باعث می شود که با هر بار ورود خوشه به دورن دیسک، مدار بیضوی خوشه حول کهکشان تغییر کند و به یک مدار جدید تبدیل شود.
هم چنین اگر ستاره های خوشه خیلی به هم مقید نباشند، اثرات کشندی دیسک در هنگام نزدیک شدن خوشه به قرص کهکشان، باعث می شود که ستارگان خوشه در فضا پراکنده شوند و پس از مدتی کل خوشه از هم بپاشد. همین مسئله یکی از مواردی است که پیش بینی می کند که در نزدیکی قرص کهکشان نباید خوشه ای وجود داشته باشد...
پ.ن: امتیاز تصویر: مجله ی Sky & Telescope
داده های قابل استخراج از خوشه ها (بخش اول)
معمولا در بررسی ستارگان منفرد، برای یافتن یک پارامتر، نیاز به پارامترهایی دیگر داریم که شاید استخراج آن ها از تصاویر رصدی بسیار دشوار و یا حتی نا ممکن باشد. خوشه ها در برخی موارد راه های ساده تری را پیش روی مان می گذارند:
فاصله :
برای اخترفیزیک دانان، فاصله ی یک جسم از زمین، یکی از کمیت های حیاتی به شمار می رود. زیرا خیلی از کمیات دیگر به نوعی به فاصله مربوط هستند. از طرفی دیگر اندازه گیری فاصله اجرام سماوی تا زمین، همیشه کاری پر دردسر بوده است و هر چند تا اکنون چندین روش برای اندازه گیری فاصله ی اجسام ابداع شده است، اما بسیار هستند مواردی که هیچ راه مستقیم و نامستقیمی برای فاصله یابی آن ها وجود ندارد. برای حل این مشکل شاید بهترین کار پاک کردن صورت مسئله باشد! و یا به بیانی دیگر حذف کردن فاصله از معادلات. برای این کار از خوشه های کروی کمک می گیرند.
در بررسی روشنایی ستارگان، اغلب کمیتی به نام مدول فاصله ظاهر می شود که همانگونه که از نامش پیداست، تابعی است از فاصله ی جسم. اگر دوجسم با فاصله ی یکسان ( مدول فاصله ی یکسان) پیدا کنیم، خواهیم توانست که از اطلاعات رصدی جسم دوم، مدول فاصله را از عبارات حذف کنیم. از آن جایی که ابعاد خوشه ها(ی کروی) در مقایسه با فاصله شان بسیار کوچک است، با تقریب بسیار خوبی می توان تمامی ستارگان آن را هم فاصله فرض کرد. به این ترتیب با مقایسه ی روشنایی ستارگان درون خوشه ، نه تنها دو ، که چندین هزار ستاره ی هم فاصله داریم ! و این بدان معناست که علاوه بر حذف فاصله از معادلات، تعداد زیاد داده ها می تواند دقت و اعتبار بالای نتیجه ی نهایی ما را نیز تضمین کند .
کمیات دینامیکی:
برای بررسی دینامیک خوشه ها (مخصوصا خوشه های کروی) باید حرکت تک تک ستاره های آن را تحلیل کنیم. هر چند که در مکانیک، حل کلی مسئله ای که متشکل از بیش از دو جرم با اندرکنش گرانشی است، ناممکن است؛ اما برای فهم ابعاد و مرتبه های بزرگی کمیاتی چون سرعت و یا جرم درون خوشه و یا ابعاد سامانه، نیاز به برآورد هایی تقریبی داریم.
فرض کنید بخواهیم تعداد ستاره های یک خوشه ی کروی را تخمین بزنیم. مسلما شمردن آن ها از روی تصاویر تلسکوپ های فضایی، کاری بی نتیجه (و صد البته خنده دار) خواهد بود! زیرا در اکثر موارد، ستارگان در خوشه آن قدر به هم نزدیک اند که حتی با بهتربن تلسکوپ ها هم قدرت تفکیک ستارگان خوشه وجود ندارد.
فرض کنید از قرمز گرایی یک ستاره، توانسته باشیم سرعت حرکت آن را درون خوشه پیدا کنیم. با توجه به ابعاد خوشه، می توان جرمی را که آن ستاره تحت اثر آن حرکت می کند، برآورد کرد. اگر ستارگان خوشه را هم جرم فرض کنیم، با توجه به جرم کل، می توانیم تخمینی از تعداد ستارگان درون یک خوشه پیدا کنیم.
تعیین گرایشگاه خورشید:
وقتی درون اتومبیلی در حال حرکت نشسته ایم؛ از عقب آمدن موانع بیرونی می توانیم به جهت حرکت اتومبیل پی ببریم. اما اگر این موانع ، خودشان هم در جهاتی دلخواه و با سرعت هایی مختلف حرکت کنند، چگونه می توانیم جهت حرکت مان را بیابیم ؟
مشابه این مسئله در مورد حرکت خورشید در کهکشان وجود دارد: خورشید در قرص کهکشان حرکت می کند. ستاره های اطراف نیز، در جهات متفاوت و با سرعت های مختلف در قرص کهکشان حرکت می کند. تحلیل سرعت هایی چنین آشفته کار آسانی نیست. بنابراین باید به دنبال سرعت هایی منظم تر بگردیم.
دریافتیم که ستارگان خوشه ها به یکدیگر مقید اند. بنابراین در کنار هم به سوی جهتی از فضا حرکت می کنند. البته خود ستارگان خوشه نیز به دور مرکز جرمشان حرکت خواهند کرد. پس سرعت(فضایی) ستارگان خوشه ، با هم متفاوت خواهد بود. این سرعت ترکیبی است از سرعت حرکت ستاره درون خوشه و سرعت مرکزجرم خوشه. در ابتدا ممکن است که به نظر برسد که اوضاع از قبل هم آشفته تر شده است. اما مشاهدات رصدی خلاف آن را می گوید.
در تصویر فوق سرعت مماسی ستارگان خوشه ی قلائص را مشاهده می کنید. دقت کنید که بردارهای سرعت همگی در یک راستا نیستند. هم چنین اندازه های متفاوت دارند. اما مشخص است که همگی به یک سو در حرکت اند. علت این نظم آن است که معمولا سرعت حرکت مرکز جرم خوشه در فضا بیشتر از سرعت چرخش ستارگان درون خوشه است. (سرعت حرکت مرکزجرم خوشه ها از مرتبه ی 200 کیلومتر بر ثانیه است. اما ستارگان خوشه با سرعت هایی از مرتبه ی 10 کیلومتر بر ثانیه به دور مرکز جرم می گردند.)
بنابراین با کمی خطا می توانیم از سرعت ستارگان درون خوشه صرف نظر کرده و سرعت تمامی ستارگان را برابر با سرعت مرکز جرم در نظر گرفت.پس جهت ها و اندازه های مختلف بردار های سرعت نیز تنها به دلیل تفاوت در راستای دید خواهد بود. بنابراین با اندازه گیری سرعت های مماسی و شعاعی ستارگان می توان سرعت مرکز جرم و هم چنین جهت حرکت آن را تعیین کرد.
اگر سرعت و جهت حرکت چند خوشه را به این روش پیدا کنیم ، خواهیم توانست که جهت حرکت خورشید را دورن کهکشان پیدا کینم . درست همانند سرنشینان اتومبیل.
ادامه دارد ...
-----------------------------
امتیاز تصاویر دوم و سوم: کتاب Fundamental Astronomy 5th Edition ، نشر Springer
داده های قابل استخراج از خوشه ها (بخش دوم)
تعیین سن خوشه :
همان گونه که در پست های پیشین اشاره شد، انتظار می رود خوشه های کروی پیرتر از خوشه های باز باشند. در نتیجه فرصت کافی برای تحول را پیدا کرده اند. از طرفی اگر تحولی انجام گرفته باشد، قطعا خود را بر روی نمودار قدر- رنگ نشان خواهد داد .
اگر فرض کنیم که ستارگان خوشه همگی در یک زمان متولد شده اند ( فرضی که در مقایسه کل عمر خوشه با مدت زمان ستاره سازی، فرضی معقول به نظر می رسد،) می توانیم بگوییم که ستارگانی که در ناحیه انحراف از رشته اصلی (که به ناحیه ی زانو معروف است) قرار دارند عملا عمر هیدروژن سوزی خود را به پایان رسانده اند؛ بنابراین می توان با توجه به رابطه ی عمر درخشندگی در رشته ی اصلی، عمر این ستارگان را تخمین زد و آن را برابر با عمر کل خوشه در نظر گرفت. در شکل بالا خطوط عمر ثابت رسم شده اند. پس می توان نتیجه گرفت که خوشه ی کروی m55، عمری در حدود 10 میلیارد سال دارد.
بررسی خواص ساختاری ستاره های خوشه:
در نظریات تحول ستاره ای، علاوه بر جرم ستاره، عناصر(و ترکیب های) سازنده ستارگان و نیز درصد جرمی آن عناصر در سرنوشت نهایی ستاره نقش دارند. به همین علت ستارگان، برای بررسی دقیق تر عناصر داخلی شان، به دو دسته ی(و یا اصطلاحا جمعیت) یک و دو تقسیم بندی شده اند*. که ستارگان جمعیت اول دارای عناصر فلزی** بیشتری نسبت به جمعیت دومند.
اخترفیزیک دانان معمولا در پی یافتن جزئیات تحول زندگی ستارگان هستند. مطالعه ی مجموعه ای از ستارگان که سرگذشت یکسانی داشته اند و از یک ابر اولیه پدید آمده اند، برای آن ها بسیار پر اهمیت است. زیرا تولد در یک مکان و نیز از یک مبدا یکسان، با یکسان بودن ترکیبات اولیه معادل است. در نتیجه ستارگان این مجموعه را می توان از یک جمعیت دانست. از آن جایی که حل معادلات ساختاری ستاره ها و آزمودن مدل های مختلف نظری با مشاهدات، کاری به شدت دشوار است، هر ساده سازی کمک شایانی در حل مسئله به صورت عددی خواهد کرد و این قطعا یک ساده سازی بسیار موثر در مطالعه ی ساختار ستاره ای خوشه است.
اندازه گیری ابعاد کهکشان و مکان خورشید درون کهکشان :
شاید مهمترین استفاده ای که تا به حال از خوشه ها شده است، در اندلزه گیری ابعاد کهکشان توسط هارلو شپلی باشد. در سال 1914 میلادی او شروع به مطالعه بر روی چندین ستاره ی RR شلیاقی در خوشه های کروی کرد. با استفاده از رابطه دوره درخشندگی، و با استفاده از قدر ظاهری ستارگان، می توان فاصله ی آن ها را به دست آورد. اما چون در آن زمان هنوز متغیرهای RR شلیاقی شناخته نشده بودند، شپلی آن متغیرها را، متغیر قیفاووسی در نظر گرفت. و از آن جا که RR شلیاقی ها کم سوتر از متغیرهای قیفاووسی هستند، فاصله ی خوشه ها از مرکز کهکشان، بزرگتر از مقدار واقعی به دست آمد.
هم چنین او در سال 1915 تا 1921 با فرض توزیع متقارن خوشه ها حول مرکز کهکشان، توانست تخمینی از ابعاد کهکشان و مکان خورشید درون کهکشان پیدا کند. که البته این بار به علت عدم تصحیح اثر خاموشی میان ستاره ای، ابعاد کهکشان بیشتر از مقدار واقعی تخمین زده شد. البته همین نتیجه ی خطادار هم کافی بود تا نشان داده شود که کهکشان از آنچه که قبلا تصور می شد، بسیار بزرگ تر است. شپلی هم چنین نشان داد که خورشید در حاشیه ی کهکشان راه شیری قرار دارد و نه در نزدیکی مرکز آن .نقشه ای که با توجه به داده های شپلی ترسیم شده است. در مرکز مختصات (در نقطه ی زرد رنگ) خورشید قرار دارد و ضربدر قرمز رنگ، مرکز کهکشان را نشان می دهد. به فاصله ی خورشید از مرکز کهکشان و نحوه ی توزیع خوشه های کروی (دوایر کوچک سبز) دقت کنید.
اگر چه محاسبات شپلی با خطا همراه بود، اما مرتبه ی بزرگی نتیجه ی نهایی او، با نتایج کنونی کاملا سازگار است. البته این را هم در نظر بگیرید که این تلاش، سومین تجربه برای به دست آوردن اندازه ی کیهان، در ورای منظومه ی شمسی پس از اندازه گیری های ویلیم هرشل(در سال 1785) و کَپتِین (در سال های 1901 تا 1922) بود.
----------------------------------------
* :عموما گفته می شود که ستارگان جمعیت دو دارای فقر فلزی هستند.
** : به نقل از کتاب آشنایی با اخترفیزیک ستاره ای نوشته ی اریکابوم-ویتنس : "اخترفیزیک دانان معمولا تا اندازه ای شلخته اند و همه ی عناصری را که اتم های آن ها سنگین تر از هلیم است «فلزات» می خوانند. بدیهی است که کربن یا اکسیژن فلز نیستند، اما در زبان عجیب و غریب منجمان وقتی واژه ی «فلز» به کار می رود، منظور این عناصر نیز هست. ... ":grin:
پ.ن : امتیاز تصویر دوم متعلق است به www.astronomy.ohio-state.edu .
