تحول انواع ستاره ها

[Ehsan]

شاید یکی از اصلی ترین مسائل ِاختر فیزیک بررسیِ تحول ِ یک ستاره در طول ِعمرش باشد. یعنی یکی از مسائلی که اختر فیزیک دانها از آغاز ِ به وجود آمدن ِاین علم، بسیار به آن علاقه مند بودند همین مسئله ی تحول بود.


در این تاپیک قرار است تحول ِانواع ستاره ها با جرمهای ِمختلف بررسی شود.

این بررسی از تولد و شکلگیری ِ ستاره ها آغاز می شود. سپس به بررسی ِانواع ِستاره ها در رشته ی اصلی می پردازیم و نهایتا به نحوه ی پایان ِ عمر ِیک ستاره خواهیم رسید.

بررسی هایمان بر اساس ِجرم طبقه بندی می شوند.

[Ehsan]

شک داشتم بین ایجاد این تاپیک و ایجاد تاپیک های سیاه چاله و تحول کهکشان ها ولی بهتر دیدم اول این تاپیک ایجاد شود چون برای هر دو تاپیک ذکر شده یک پیش زمینه ی لازم است.
ـــــــــــــــــــــــــ ـ
همان طور که ذکر شد این تاپیک روندی دارد که لازم است حفظ شود. از آغاز تا پایان. همچنین بررسی ستاره ها در رشته ی اصلی شامل ویژگی های آنها از جمله باد ستاره ای روشنایی و غیری خواهد بود که طبعا بر اساس جرم متغییر است.
همچنین پایان عمر ستاره ها هم بر اساس جرم متغییر است که برای همین بهتر است روند تاپیک در این بخشها بر اساس جرم ستاره ها باشد

با تشکر

[gandom]

سعی می کنم پستام کوتاه باشه که زیاد خسته کننده نباشه!
می گویند که روزی مردی در خیابان از دکارت پرسید:"ای مرد دانا تو به من بگو در آسمان چندتا ستاره وجود دارد؟"
ظاهرا" دکارت پاسخ داد:"ای احمق! هیچ کس نمی تواند غیر قابل درک را درک کند!"(برگرفته ازکتاب پس از نخستین سه دقیقه)

شمارش ستاره ها کار سختیه ولی تا اونجایی که منجمین کهن این کار رو انجام دادن با چشم غیر مسلح تقریبا" شش هزار ستاره در آسمان مشاهده کردن(از نیمکره ی شمالی یا جنوبیش اطلاعی ندارم!)
به طور مستقیم نمی شه روی ستاره ها مطالعه کرد(مثل سفر به درون یک ستاره) ولی به طور غیر مستقیم حتی با داشتن طیف اون ستاره روی ساختار درونیش میشه مطالعه کرد. اینکار مثل آزمایش خون می مونه....شما با داشتن حتی یک قطره خون می تونین به نتایج جالبی از بدن برسین بدون اینکه عضو بیمار رو تیکه تیکه کنین که ببینین آیا اصلا" اون عضو بیماره یا نه!
بخش عمده ی تابشی که یک ستاره گسیل میکنه در بسامدی قرار داره که دمای سطحی اون رو تعیین می کنه. مثلا" اگه بیشینه ی این بسامد تو طول موج رنگ آبی از طیف مرئی باشه ما اون رو تو آسمون آبی می بینیم.
روی اکثر دستگاه ها سرد رو با آبی و گرم رو با قرمز نشون می دن در صورتی که کاملا" برعکسه یعنی هر چه طیف به سمت رنگ آبی بره داغ تر می شه. توی ستاره ها هم همینطوره. پس اگه ستاره آبی باشه ستاره ی ما داغ تر و جوان تر و هر چه سمت زرد و قرمز می ره ستاره ی ما سردتر خواهد بود.
اینها اطلاعاتی مقدماتی درباره ستاره بود. در پستهای بعدی اگه بشه می خوام راجع به ستارگان رشته ی اصلی و نمودار اچ آر توضیح بدم.

[رضا طامهری]

ببخشید اقای Ehsan
یه سوال اینجا پیش میان
اونم اینه که ایا منظور تحول و پیدایش اولین ستارگان در کیهان باستان هست یا نه؛ تحول ستارگان در حالت عادی و فعلی و بررسی شکل گیری اونها در سحابی ها!!

[Ehsan]

سعی می کنم پستام کوتاه باشه که زیاد خسته کننده نباشه!
می گویند که روزی مردی در خیابان از دکارت پرسید:"ای مرد دانا تو به من بگو در آسمان چندتا ستاره وجود دارد؟"
ظاهرا" دکارت پاسخ داد:"ای احمق! هیچ کس نمی تواند غیر قابل درک را درک کند!"(برگرفته ازکتاب پس از نخستین سه دقیقه)

شمارش ستاره ها کار سختیه ولی تا اونجایی که منجمین کهن این کار رو انجام دادن با چشم غیر مسلح تقریبا" شش هزار ستاره در آسمان مشاهده کردن(از نیمکره ی شمالی یا جنوبیش اطلاعی ندارم!)
به طور مستقیم نمی شه روی ستاره ها مطالعه کرد(مثل سفر به درون یک ستاره) ولی به طور غیر ...............................
توی ستاره ها هم همینطوره. پس اگه ستاره آبی باشه ستاره ی ما داغ تر و جوان تر و هر چه سمت زرد و قرمز می ره ستاره ی ما سردتر خواهد بود.
اینها اطلاعاتی مقدماتی درباره ستاره بود. در پستهای بعدی اگه بشه می خوام راجع به ستارگان رشته ی اصلی و نمودار اچ آر توضیح بدم.
خیلی ممنون. اگر می شه این پستها رو با عنوان اطلاعات مقدماتی پست کنید ایده ی بسیار جالبیه قبل از شروع بررسی!

ببخشید اقای ابراهیمیان
یه سوال اینجا پیش میان
اونم اینه که ایا منظور تحول و پیدایش اولین ستارگان در کیهان باستان هست یا نه؛ تحول ستارگان در حالت عادی و فعلی و بررسی شکل گیری اونها در سحابی ها!!

نه منظورم دومی هستش (تحول در ستارگان عادی).

[Ehsan]

با اجازه از گندم خانم
این مطلب کاملا کپی شده از یه جاییه ولی از اونجایی که اون یه جا وبلاگ قدیمیه خودم بوده نوش جونم! حتی توش تغییرم میدم چشمم درآد!!!!!!
از آنجایی که این مطلب طولانیه و ممکنه کسی حس خوندن نداشته باشه یه توصیه دارم
اگر می دونید نمودار HR چیه که می تونید رد شید از این مطلب ولی اگر نمیدونید بعدا به دردتون می خوره حتما بخونید!!!
ـــــــــــــــــــــــــ ــــــــــــــ
نمودار H-R یکی از ابزارهای مهم اخترفیزیکدانان در بررسی ستاره هاست. نمودار هتسپرونگ-راسل و رنگ-قدر نامهای دیگر این نمودار اند. این نمودار تعریف پیچیده ای ندارد ولی نکات بسیار جالب توجهی در بر دارد.

یک دستگاه مختصات دکارتی ( x y ) در نظر بگیرید. محور طول ها (x یا افقی) را دمای ستاره و محور عرض ها ( y یا عمودی) را درخشندگی ستاره در نظر بگیرید. این نمودار H-R است! به همین سادگی به همین خوشمزگی!! البته در اکثر نمودار ها جهت افزایش دما از راست به چپ است یعنی نمودار از حدود 50000 درجه شروع و تا حدود 1000 درجه ادامه می یابد که البته این مشکلی ایجاد نمیکند چون دمای ستارگان در بازه ی معینی قرار دارد. در ضمن هر دو محور مقیاسی لگاریتمی دارند. در نمودار H-R گاهی به جای دما از رده ی طیفی و یا اندیس رنگی استفاده می کنند.

http://www.haftaseman.ir/images/webdb/Resize%20of%20Resize%20of%20hr.JPG
یک نمونه از نمودار رنگ-قدر (امتیاز تصویر: هفت آسمان)

شاید شما نمودار قد و وزن را دیده باشید. این نمودار از جهات بسیاری شبیه نمودار H-R است. اگر نقاط مربوط به بسیاری از مردم جهان را در یک نمودار قد-وزن قرار دهیم خواهیم دید که قد و وزن بسیاری از افراد روی یک نوار قرار گرفته است. این نواری است که هرکس روی آن باشد قد و وزنش متناسب و طبیعی است. هر کس روی این نوار نباشد یا قدش نسبت به وزنش زیاد است (لاغر است!) یا قدش نسبت به وزنش کم است (چاق است!). چنین چیزی در نمودار H-R هم وجود دارد. اگر ستارگان بسیاری را در نمودار H-R علامت بزنیم خواهیم دید که اکثر ستارگان نیز در نوار مشخصی تجمع میکنند. این نوار را نوار رشته ی اصلی می نامند. حال سوال اینجاست: چرا ستارگان روی رشته ی اصلی تجمع کرده اند؟ زیرا بیشتر عمر همه ی ستاره ها روی رشته ی اصلی می گذرد به عبارت ساده ستارگان روی رشته ی اصلی به مدت نسبتا طولانی بدون تغییر عمده باقی میمانند و در حال تعادل اند.
ـــــــــــــــــــــــــ ــــــــــ
تا این جا کافیه در مورد اچ آر بقیه اش رو تو تاپیک کم کم یاد میگیریم ولی اگر خواستید ادامه ی مطلب رو لینک میدم به همون پست وبلاگم.
نمودار هتسپرونگ راسل (http://www.nigt-sky.blogfa.com/post-26.aspx)

[gandom]

بر طبق مدل های اختر فیزیکی فعلی،حکایت زندگی یک ستاره را می توان به این شرح بیان کرد:ابر گازی بزرگ و پرجرمی را در نظر بگیرید که تحت نیروی وزنش منقبض شود. انقباض گرانشی چنین ابری،گازهای آن را فشره می کند و وزنش منقبض می شود.سرانجام زمانی فرامی رسد که دمای مرکزی چنین ابری به حدود ده میلیون درجه ی کلوین می رسد. در چنین دمایی،باتوجه به اینکه هیدروژن یونیده می شود،گازهای ابر به صورت دریایی از یون ها و الکترون ها خواهند بود؛یعنی پلاسما.همه ی این ذرات با سرعت های بالایی در حرکتند و با یکدیگر برخورد می کنند.در چنین انرژی های بالایی،هسته های هیدروژن می توانند بر اثر برخورد به یکدیگر بپیوندد.به این فرایند همجوشی هسته ای یا گداخت هسته ای می گویند.گداخت هسته ای عناصر سبک منجر به تولید مقادیر زیادی انرژی می شود. چنین فرایندی فقط در ناحیه ی مرکزی ابر گازی رخ میدهد؛مثلا" در مورد خورشید،فقط دوازده درصد جرم آن در این فرایند نقش دارند.اما چنین فرایندی مقادیر عظیمی انرژی آزاد می کند. در واقع،این همان انرژی ای است که به صورت تابش گسیل می شود و سرانجام به صورت نور ستاره می بینیم.(بخشی از کتاب پس از نخستین سه دقیقه)

امیدوارم که مفهوم همجوشی هسته ای رو در ستاره طبق انتخاب من از این کتاب متوجه شده باشید. اگر سؤالی داشتید بپرسید. چون این سؤال ها هستند که ذهن بشر رو به کار می گیرند!

[fairytale]

چندتا سوال درمورد نمودار h-r داشتم!

یکی اینکه منظور از درخشندگی و اینکه اونو براساس خورشید می سنجیم چیه؟ یعنی منظورتون اینه که درخشندگی خورشیدو 1 در نظر میگیریم؟ یه جا خوندم که درخشندگی به میزان کل انرژی خروجی یک ستاره میگن. منظور از این انرژی چیه و از کجا می فهمیم که این انرژی چقدره؟از رو طیفش؟؟

دوم اینکه چرا این نمودار به نمودار قدر-رنگ مشهوره؟ مگه قدر فقط میزان پرنور یا کم نور بودن یه ستاره رو تعیین نمیکنه؟ منظورم اینه که فقط وابسته به میزان انرژی خروجی نیست بلکه به فاصله هم بستگی داره پس اشتباهه که بگیم محور عمودی داره قدرو نشون می ده!!

و سوم اینکه منظورتون از رده طیفی که گفتین بعضی وقتا ازش برای نشون دادن محور افقی استفاده می شه همون رده های o, b, a, f,g, k, m هست؟ میشه یه توضیحی درباره این رده ها بدین و بگین که هرکدوم به چند دسته تقسیم می شن و حدودا چه دمایی دارن؟

[رضا طامهری]

در ادامه پستهای دوستان و برای تضیحاتی بیشتر در مورد ابتدای راه ستارگان منم یه نکته رو عرض میکنم
در یکی از مقالات اینگونه ذکر کرده بود که اغاز راه ستارگان رو نمیشه فقط و فقط با گرانش ذرات نسبت بهم توصیف کرد
یه چیزی باید ذرات رو بهم نزدیک کنه و به اصطلاح یه تراکم موضعی در سحاب ایجاد کنه
این شوکها میتونن انفجارات نواختری ستاره های درون سحابی و یا انفجارات ابرنواختری اطراف سحابی باشن که باعث وجود تلاطم مورد نظر ما بشن
شاید به همین دلیل باشه که در سحابی ها اغلب ستاره های زیادی با سن نسبتا یکسان یافت میشه!!!!

[پیمان اکبرنیا]

چندتا سوال درمورد نمودار h-r داشتم!

یکی اینکه منظور از درخشندگی و اینکه اونو براساس خورشید می سنجیم چیه؟ یعنی منظورتون اینه که درخشندگی خورشیدو 1 در نظر میگیریم؟ یه جا خوندم که درخشندگی به میزان کل انرژی خروجی یک ستاره میگن. منظور از این انرژی چیه و از کجا می فهمیم که این انرژی چقدره؟از رو طیفش؟؟

دوم اینکه چرا این نمودار به نمودار قدر-رنگ مشهوره؟ مگه قدر فقط میزان پرنور یا کم نور بودن یه ستاره رو تعیین نمیکنه؟ منظورم اینه که فقط وابسته به میزان انرژی خروجی نیست بلکه به فاصله هم بستگی داره پس اشتباهه که بگیم محور عمودی داره قدرو نشون می ده!!

و سوم اینکه منظورتون از رده طیفی که گفتین بعضی وقتا ازش برای نشون دادن محور افقی استفاده می شه همون رده های o, b, a, f,g, k, m هست؟ میشه یه توضیحی درباره این رده ها بدین و بگین که هرکدوم به چند دسته تقسیم می شن و حدودا چه دمایی دارن؟

سوال اول: بله یعنی درخشندگی خورشید رو 1 در نظر میگیریم و بقیه رو بر حسب اون میسنجیم. واحد اصلی اندازه گیری درخشندگی وات هست که همون واحد توان در فیزیکه(انرژی تولیدی بر واحد زمان). درخشندگی ستاره ها را از راههای مختلف میشه به دست آورد. یکیش اینه که روشنایی(یعنی مقدار انرژی که از ستاره بر واحد زمان بر واحد سطح به ما میرسه) و فاصله ستاره را اندازه بگیریم و از روی آنها درخشندگی را محاسبه کنیم.

سوال دوم: معمولا محور عمودی بر حسب درخشندگیه ولی بعضی وقتها با قدر مطلق هم نشون میدهند. دقت کنید قدر مطلق فقط به درخشندگي بستگی داره چون قدر مطلق یعنی قدر ستاره ها در صورتی که در فاصله 10 پارسک از ما قرار بگیرند. استفاده از قدر ظاهری در نمودار رایج نیست و کاربردهای خاص داره.

سوال سوم: بله. رده طیفی اولین بار بر حسب شدت خطوط جذبی هیدروژن در طیف بود که به ترتیب حروف الفبا بود اما بعدها که نمودار به صورت دمایی مرتب شد ترتیب حروف به هم ریخت.الان ستاره های o بیشترین دما یعنی حدود 30000 کلوین و ستاره های m کمترین دما یعنی حدود 3000 کلوین را دارند. البته رده بندی از این هم ریزتر هم وجود داره. در اینترنت نمودار h-r را سرچ کنید کلی مطلب میاد.

[karimisss]

قابل ذكره كه يك ستاره يا بهتره بگيم يه پيش ستاره در مرحله اول زندگي خودش يعني تولد جرمي حدود ده به توان بيست و هفت تن داره . اين پيش ستاره هنگام تولدش به قدري سرده كه از خودش نور مرئي گسيل نميكنه و در نتيجه قابل رويت براي ما نيست و گسيل امواج راديويي بسيار محتمل تره از اون .

[karimisss]

نوباوگي

فكر كنم جاي گفتن اين مسئله اين جا باشه كه : مرحله بعدي كه ستاره ما در اون قرار دارد نوباوگي يا مرحله انقباضه .
جرم عظمي كه وجود داشت تحت تاثير جاذبه گرانشي خود منقبض ميشه و به اين ترتيب انرژي پتانسيل مكانيكي رو به گرما تبديل ميكنه . تو اين مرحله ستاره تابش امواج فروسرخ داره و به اون ستاره فروسرخ ميگند .
اين مرحله حدودا سي ميليون سال طول ميكشه . دقت كنيد كه هيچ كدوم به اين سرعتي كه بيان ميكنيم نيست و خيلي طولانيه .
جرمي كه حدود تريليون ها كيلومتر حجم داشته الان به چندصد كيلومتر كاهش پيدا ميكنه و فشار و دما در مركز اون بسيار زياد مي شه .
ستار ما در مرحله بعدي به دوران بلوغ خودش ميرسه .

مدير محترم اگه به نظرتون مسئله اي تكراري بود يا اضافه لطفا حذف كنيد :)

[رضا طامهری]

با تشکر از دوستان
یه سوال تو دوران نوباوگی و کلا شکل گرفتن هسته اولیه ستاره پیش میاد
اونم اینه که چرا ستاره ها دارای جرمهای متفاوتی هستند؟ ایا نقش اصلی رو غلظت سحابی بازی میکنه؟
یا نه گرانش ستاره ها اطراف روی اونها اثر میذارن!!!
مثلا یه جا خوندم ستاره هایی که در سحابی ها سیاره ای بوجود میان میتونن تا ۸۰ درصد جرم ستاره مادر رو داشته باشن یعنی بازهم یه غول متولد میشه!!

[Ehsan]

دوستان بهتره خیلی سریع نریم سراغ نو باوگی

یک جمع بندی از بحثهای رخ داده تا حالا انجام بدیم:

گفته شد که یک ابر سحابی بر اثر ِ شوک ِ یک اتفاق (مثل انفجار ابر نواختری یا نزدیکی به یک رویداد پر انرژی مثل کوازار یا حتی برخورد دو کهکشان) شروع به رمبش و فروریختن به درون خودش میکنه. همزمان که ابر در حال ِ رمبش هستش مرکزش به دلیل فشار ِ زیاد داغتر میشه این رمبش تا جایی ادامه پیدا می کنه که دما و فشار ِ مرکز ِ یک ستاره به حدی بحرانی برسه. کمی قبل از این که ستاره به این مرحله برسه ما یک پیش ستاره داریم یعنی موجودی که دماش به دلیل رمبش زیاده و تابش شدیدی هم در ناحیه ی فروسرخ داره ولی هنوز فعالیت هسته ای درونش آغاز نشده.

برای بررسی بیشتر یک ابر داریم که درخشندگیش کم و دماش هم کمه بنا بر این در آن سوی سمت راست نمودار اچ آر قرار داره. ابر از اونجا شروع میکنه هم دماش میره بالا هم درخشندگیش و در نمودار اچ آر به سمت بالا-چپ حرکت می کنه تا به پیش ستاره برسه

حالا نوبت بررسی پیش ستاره هاست! خوب بررسی کنید!

[stargazer]

می دونیم که ذرات گاز و غبار که اجزای سازنده ستارگان هستن در سرتاسر کیهان پراکندن اما این ذرات شرایط تشکیل ستاره رو ندارن. چون اول اینکه چگالیشون خیلی کمه (1 اتم بر

سانتیمتر مکعب) و دوم اینکه دماشون برای تشکیل ستاره بالاست ( 173- درجه ) که این دما حرکت زیاد رو باعث میشه.

ستاره ها واسه اینکه متولد بشن نیاز به مکانی دارن که چگالی زیاد و دمای کم داشته باشه تا الگوی بر هم کنش گرانشی رو به انجام برسونه. گویچه ها همان مکانی هستن که این

شرایط رو دارند.

گویچه ها مکانهایی در سحابیها هستند که چگالی در حدود 1000 تا 1000000 اتم بر سانتیمتر مکعب رو دارند و دماشون حدوداً 260- درجه هست و مکانی بسیار ایده آل برای تشکیل

ستارگان رو بوجود میارن. در این محل گازها به آرومی روی هم قرار میگیرن و فشار افزایش پیدا می کنه و درجه حرارت هم بالا میره. اکنون یک پیش ستاره بوجود اومده.....

برداشتی از جزوه کلاسیم با نام "تولد ستارگان"

پ.ن: اگه این بخش جاییش اشتباه هست یا نیاز به توضیح بیشتر داره لطفا تصحیح بفرمایین :)

[پیمان اکبرنیا]

برای به وجود آمدن پیش ستاره باید جرم اون ناحیه از سحابی از "جرم جینز" بیشتر باشه. جرم جینز خودش وابسته است به دما و فشار. بحث جرم جینز مفصله خودش...

[Ehsan]

خوب گفتیم اگر یک ابر ِ گازی به اندازه ی کافی سرد و پرجرم باشه شروع به رمبش می کنه تا بشه پیش ستاره. پیش ستاره ها بسیار بزرگ تر و بسیار سرد تر از یک ستاره ی معمولی هستند بنا بر این در نمودار اچ آر در بالای گوشه سمت راست قرار داره. تا اما تقریبا می شه گفت همه ی پیش ستاره ها علی رغم جرم شون خصوصیات ِ یکسانی دارند و در یک ناحیه از نمودار اچ آر قرار می گیرند. بعد پیش ستاره ها دز امتداد خطوطی که به خطوط هایاشی معروف اند شروع به حرکت به سمت رشته ی اصلی می کنند. از ویژگی ِ این شروع به حرکت اینه که درخشندگی شون خیلی سریع کم می شه (مخصوصا ستارگان کم جرم تر) به قدری سریع که تقریبا دماشون در این حین کم نمیشه
اما قبل از این که با تحول ِ پیش ستاره ها به سمت رشته ی اصلی برسیم لازمه چند تا تبصره بگذاریم! یکی محدودیت جرمی (چه حد بالای جرم و چه حد پایین جرم). و یکی این که علی رغم درخشندگی ِ زیادشون (از مرتبه ی غول سرخ) این که چرا خیلی خیلی کم پیش ستاره دیدیم؟!
اینا باید بررسی بشند!

[Tahereh Ramezani]

بعد پیش ستاره ها دز امتداد خطوطی که به خطوط هایاشی معروف اند شروع به حرکت به سمت رشته ی اصلی می کنند. از ویژگی ِ این شروع به حرکت اینه که درخشندگی شون خیلی سریع کم می شه (مخصوصا ستارگان کم جرم تر) به قدری سریع که تقریبا دماشون در این حین کم نمیشه





با عرض سلام و تشکر

اگر ممکن است در مورد مطلب فوق و چرایی آن بیشتر توضیح بفرمایید

سپاسگزارم

[stargazer]

در پیش ستاره ها هنوز واکنشهای گداختی مرکزی شروع نشده و پیش ستاره بخاطر گرمای ناشی از انرژی پتانسیل گرانشی هسته، تابش میکنه که عمدتا این تابشها از ناحیه

فرو سرخ دریافت می شود. اما از این به بعد رو جرم پیش ستاره تعیین می کنه. اگر جرم پیش ستاره کمتر از چند دهم جرم خورشید باشد ما یه توده نارس رو داریم که واکنشهای

همجوشی هسته ای هرگز داخلش شروع نمیشه و پیش ستاره بعد از چند میلیون سال از بین میره. اما اگر جرم اون بیشتر از چند دهم جرم خورشید باشه، دما و فشار در مرکز

تا حدی بالا میره (یعنی حدودا 10 میلیون کلوین) که واکنشهای همجوشی هسته ای شروع میشن (یعنی مولکولها و اتمها چنان با سرعت و محکم به هم برخورد می کنن که هسته

اتمها با هم ترکیب شده و هسته جدیدی رو به وجود میارن و بخاطر این همجوشی مقدار زیادی هم انرژی هسته ای آزاد میشه). تو این لحظه هست- یعنی لحظه شروع همجوشی

هسته ای- که ستاره ما متولد میشود. که بر خلاف روند تشکیل ستاره، که بسیار آرام رخ میده، شروع این همجوشی ناگهانی و سریع اتفاق میفته.

برگرفته از وبلاگ اسرار آسمان شب و روی موج نجوم

پ.ن: جواب سوال دومتونم رو نمیدونم. منتظر توضیح دوستان می مونم :)

[fairytale]

در مورد محدودیت جرمی من تو جزوم نوشتم حداقل جرم لازم برای شروع همجوشی هسته ای 0.08جرم خورشیده! اگه جرم پیش ستاره کمتر از این باشه تبدیل به کوتوله قهوه ای می شه!حداکثر جرم هم چیزی حدود صد برابر جرم خورشیده! اگه جرم یه پیش ستاره از این بیشتر باشه، تبدیل به دوتا ستاره می شه.
من نمی دونستم که درخشندگی پیش ستاره ها از مرتبه غول سرخه!!!! خیلی جالبه! من همیشه فکر می کردم جاشون تو نمودار h-r پایین و راسته! نمی دونم چرا انقدر کم پیش ستاره دیده می شه بی صبرانه منتظرم دلیلشو بفهمم!!

[پیمان اکبرنیا]

در مورد محدودیت جرمی من تو جزوم نوشتم حداقل جرم لازم برای شروع همجوشی هسته ای 0.08جرم خورشیده! اگه جرم پیش ستاره کمتر از این باشه تبدیل به کوتوله قهوه ای می شه!حداکثر جرم هم چیزی حدود صد برابر جرم خورشیده! اگه جرم یه پیش ستاره از این بیشتر باشه، تبدیل به دوتا ستاره می شه.
من نمی دونستم که درخشندگی پیش ستاره ها از مرتبه غول سرخه!!!! خیلی جالبه! من همیشه فکر می کردم جاشون تو نمودار h-r پایین و راسته! نمی دونم چرا انقدر کم پیش ستاره دیده می شه بی صبرانه منتظرم دلیلشو بفهمم!!


بیشتر درخشندگی پیش ستاره در نور مرئی نیست! به همین دلیل با وجودی که درخشندگی زیادی داره ولی در نور مرئی کم نوره. بیشتر در فروسرخ میدرخشه.

[sara shahabi]

من هم نمی دونستم پیش ستاره ها می تونند این قدر درخشنده باشند ولی فکر می کنم این که ما این قدر کم می بینیمشون به خاطر این باشه که عمر ستاره در این مرحله کوتاهه مخصوصا در مورد ستاره های پر جرم تر.در مورد ستاره های کم جرم تر فکر کنم می تونه طولا نی باشه ولی تا اون جایی که من میدونم این ستاره ها در خشندگی شون خیلی زیاد نیست.توضیح بیشتر اینکه وقتی یک ستاره مدت بیشتری رو در یک مرحله بگذرونه احتمال اینکه ما هر ستاره ای رو در اون مرحله ببینیم بیشتره از مرحله های دیگه ست(رشته ی اصلی در مورد نمودار اچ ار)البته من کاملا مطمئن نیستم.اشتباه می کنم بگید لطفا!!

[Ehsan]

استدلالات ِ مطرح شده بابت این موضوع که چرا کم پیش ستاره دیده میشه رو یه جمعبندی میکنم:
همون طور که خانم شهابی گفتند پیشستاره ها عمر کوتاهی دارند بنا بر این خیلی کم دیده میشوند ولی نکته اینه که تعداد ِ پیش ستاره ها هم خیلییییییییییی زیاده و باید بیشتر از این دیده بشه.
ولی دو تا دلیل عمده تر داره:
1.همون طور که آقای اکبر نیا گفتند پیش ستاره بخش اعظم انرژیش رو در طول موج ِ فرو سرخ تابش می کنه و این تابش به راحتی قابل آشکار سازی نیست.
2. به خاطر سرشت نوجوانشون هنوز خیلی خیلی زیاد گرد و غبار اطراف ِ پیش ستاره ها وجود داره که مانع از دیدنشون میشه.
اینا دو دلیل ِ عمده ی کم پیدا بودن پیش ستاره هان.

حالا یک نکته ی دیگه. دلیل ِ این که چرا پیش ستاره برای ستاره شدن حد پایین ِ جرم داره بیان شد حالا یک جوانمردی بگه چرا حد ِ بالای جرم دارند؟

[Astronomer]

دلیل ِ این که چرا پیش ستاره برای ستاره شدن حد پایین ِ جرم داره بیان شد حالا یک جوانمردی بگه چرا حد ِ بالای جرم دارند؟
به نظرم حد بالاش به اين دليله كه اگر جرم بسيار زياد باشه استارت همجوشي خيلي سريع ميخوره و به صورت انفجاري پيش ميره و قبل از انسجام كامل ستاره گازها رو فشار تابشي و موج انفجار هسته اي دوباره در فضا پراكنده ميكنه.

در ضمن براي شروع انقباض يك سحابي براي پيش ستاره شدن نياز به جرمي برابر جرم جينز داريم كه اون عدد از جرم يك ستاره بسيار بيشتر هست و به همين دليل غالبا در حين تراكم و ستاره سازي تكه تكه شده و يك خوشه ستاره اي رو به وجود ميارن. يعني غالبا جرم سحابي ها زياده ولي تبديل به چندين ستاره ميشن و ستاره سنگين بسيار كم پيش مياد كه ايجاد بشه و اون حد بالا ميتونه از اينجا هم بياد. يعني اجرام بالاي گاز پيش از ستاره شدن به دليل عدم تقارن هاي داخلي يا اعوجاج خارجي تكه تكه ميشن و ستاره هاي كوچكتر رو ميسازند.

البته اينا نظر من بودند...

[sara shahabi]

من جوان مرد نیستم:) ولی فکر می کنم اگر ستاره جرمش از یه مقداری بیشتر باشه به خاطر فشار منفجر میشه(نمیدونم استفاده از این کلمه دقیق هست یا نه)در تشکیل ستاره ها همیشه دو عامل جاذبه و فشار اهمیت دارند.یعنی هر چه جاذبه بیشتر شود به این معنی که فاصله ی اتم ها کمتر می شود و در نتیجه فشار بیشتر!پس اگه جرم(جاذبه)خیلی زیاد بشه فشار خیلی زیاد می شه وفکر می کنم ستاره نمی تونه به تعادل برسه مقدار زیادی از جرمش رو از دست می ده...





پ.ن:ببخشید من پست اقای استرونومر رو بعد از قرار دادن پست دیدم!تکراری شده عذر خواهی می کنم!!

[رضا طامهری]

كوتوله قهوه ای
شاید بهترین جا برای مطرح نمودن بحث کوتوله های قهوه ای ، مرحله پیش ستاره در سیر تحول ستارگان باشد

http://www.daviddarling.info/images/brown_dwarf_size.jpg
کوتوله های قهوه ای اجرامی. زیر-ستاره  ای هستند که جرمشان  برای ایجاد فشارو دمای لازم برای همجوشی هسته ای در مرکز بسیار کم است و ازاینرو این ستارگان هرگز به ستارگان رشته اصلی در نمودار هرستوپرانگ راسل نمیرسند
مواد در سطح و درون این ستارگان نارس همواره در حال جابجا شدن هستند و به همین خاطر بین ترکیبات شیمیایی مواد داخل و سطح آنها دیده نمیشود. وزن این پیش ستارگان که البته هرگز تبدیل به یک ستاره نمیشوند، بین وزن سیارات غول گازی و کم جرم ترین ستارگان(که حدود ۷۵ تا ۸۰ برابر مشتری جرم دارند) قرار دارد
البته هم اکنون بمنظور تعیین معیار برای تمایز یک کوتوله قهوه ای کم جرم با سیارات غول پیکر مناقشه وجود دارد بسیاری معتقدند که کوتوله های قهوه ای باید لااقل در نقطه ای از حیات خود فعالیتهای همجوشی را انجام داده باشند
ازاینرو تنها اجرامی کوتوله قهوه ای معرفی میشوند که پیش ۱۳ برابر جرم مشتری، جرم داشته باشند. البته با این حساب خود مشتری هم خود کوتوله قهوه ای محسوب نمیشود

برگرفته از: en.wikipedia

[fairytale]

پرجرمترین ستاره ای که تا حالا دیده شده جرمش 130 برابر جرم خورشید بوده و توی خوشه کمان ها تو صورت فلکی قوس قرار داره!! ولی کلا یه تئوری هست که می گه امکان نداره جرم یه ستاره از 150 برابر جرم خورشید بیشتر بشه!! دلیلشم همونیه که خانم شهابی!! گفت.
منبع:
http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html

[پیمان اکبرنیا]

نه سنگین تر از این هم داریم! بالای 200 برابر خورشید. لیستش این پایین هست:

http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_most_massive_stars

[Ehsan]

من جوان مرد نیستم:) ولی فکر می کنم اگر ستاره جرمش از یه مقداری بیشتر باشه به خاطر فشار منفجر میشه(نمیدونم استفاده از این کلمه دقیق هست یا نه)در تشکیل ستاره ها همیشه دو عامل جاذبه و فشار اهمیت دارند.یعنی هر چه جاذبه بیشتر شود به این معنی که فاصله ی اتم ها کمتر می شود و در نتیجه فشار بیشتر!پس اگه جرم(جاذبه)خیلی زیاد بشه فشار خیلی زیاد می شه وفکر می کنم ستاره نمی تونه به تعادل برسه مقدار زیادی از جرمش رو از دست می ده...

درسته فشار باعث میشه ولی فشاری که از این طریق (گرانش) زیاد میشه نمی تونه ستاره رو از هم بپاشونه چون این فشار در اثر گرانش ایجاد می شه و بیش از این (جلوگیری از فروریزش کامل) نمیتونه عمل بکنه ولی فشاری که در اثر شروع همجوشی هسته ای ایجاد میشه هم می تونه جلوی فروریزش رو بگیره و هم می تونه ستاره رو گرم و منبسط بکنه اگر مقدار جرم از یک مقداری فراتر بره این فرایند همجوشی به قدری قدرتمند میشه که ستاره از هم می پاشه و فشار حاصل از همجوشی کلا همه چیزو در فضا پخش می کنه. (یعنی همونی که آقایAstronomer گفتند)

[M42]

ببخشید من یک سوالی دارم که مدتها است دنبال جوابش میگردم ، چون به بحث اینجا مربوط میشه بااجازه همینجا مطرح کنم
ببینید مگر نمیگیم سیاهچاله ها ستاره های خیلی پرجرم و با چگالی بالا هستند که بعد از انفجار ستاره های ابر پر جرم به وجود می آیند
خب به هر حال ستاره اصلی ابرپرجرمی که در نهایت تبدیل به سیاهچاله شده قطعآ جرمش بیشتر از سیاهچاله نهایی است ( البته میدانم که چگالی اش کمتر است )
پس چرا از همان اول مستقیمآ از سحابی ؛ سیاهچاله متولد نمیشود
آیا به این موضوع که آقای احسان گفتند که آیا ستاره جد بالای جرم دارد مربوط میشود ؟ ( البته خودم فکر نکنم مربوط به این باشد )
ولی چرا ستاره های خیلی خیلی پرجرم از همان ابتدا بر اثر گرانش بسیار بالا چگالی شان تا حد سیاهچاله شدن افزایش پیدا نمیکند ؟

اصلآ نمیدانم توانستم سوالم را خوب مطرح کنم یا نه !

[Ehsan]

ببخشید من یک سوالی دارم که مدتها است دنبال جوابش میگردم ، چون به بحث اینجا مربوط میشه بااجازه همینجا مطرح کنم
ببینید مگر نمیگیم سیاهچاله ها ستاره های خیلی پرجرم و با چگالی بالا هستند که بعد از انفجار ستاره های ابر پر جرم به وجود می آیند
خب به هر حال ستاره اصلی ابرپرجرمی که در نهایت تبدیل به سیاهچاله شده قطعآ جرمش بیشتر از سیاهچاله نهایی است ( البته میدانم که چگالی اش کمتر است )
پس چرا از همان اول مستقیمآ از سحابی ؛ سیاهچاله متولد نمیشود
آیا به این موضوع که آقای احسان گفتند که آیا ستاره جد بالای جرم دارد مربوط میشود ؟ ( البته خودم فکر نکنم مربوط به این باشد )
ولی چرا ستاره های خیلی خیلی پرجرم از همان ابتدا بر اثر گرانش بسیار بالا چگالی شان تا حد سیاهچاله شدن افزایش پیدا نمیکند ؟

اصلآ نمیدانم توانستم سوالم را خوب مطرح کنم یا نه !

جواب ِ سوال شما در تشکیل ِ ستاره هاست.اگر پستهای مربوط به تشکیل ِ ستاره ها رو تو این تاپیک به دقت بخونید جواب می گیرید با این حال من می گم:
گفتیم تو مرکز ِ ابر هم زمان با افزایش چگالی، فشار هم به شدت زیاد می شه طوری که با گرانش مقابله می کنه و اجازه ی افزایش چگالی بیش از حد و نمی ده و بعد هم فرایند همجوشی اضافه میشه! نحوه ی تشکیل سیاه چاله اواخر این تاپیک اگر عمری باشه مطرح خواهد شد.

[Ehsan]

فکر کنم بهتره کم کم به فرایند شروع اومدن ستاره به رشته ی اصلی بپردازیم:

گفتیم پیش ستاره ها بسیار بسیار بزرگ هستند و به خاطر این اندازه ی بزرگشون درخشان اند. در فازهای پایانیه انقباض اندازه ی ستاره به شدت کوچک میشه و این باعث ِ کمنور شدن شدید پیش ستاره میشه و این کم نور شدن البته با افزایش دما ی سطح همراه میشه البته به دلیل ِ همرفت، گازهای سرد بالای ستاره پایین می روند و گرم میشوند و گازهای گرم پایین بالا میان و این باعث میشه که دمای مرکز کندتر زیاد بشه و دمای ستاره هم یکدست تر بشه که باعث افزایش دمای سطح هم میشه کم نور شدن شدید و سریع تقریبا یک مسیر عمودی در نمودار اچ آر رو برای ستاره رقم می زنه. بعد از مدتی دیگه همرفت جواب نمیده و ستاره ها با تابش شروع به انتقال انرژی می کنند انقباض کم کم اتفاق می افته و دمای کل ستاره رو بالا می بره البته طوری که ستاره کم کم به صورت افقی در نمودار اچ آر حرکت می کنه و به سمت رشته ی اصلی حرکت می کنه کمی قبل از این که ستاره به رشته ی اصلی برسه فرایند همجوشی رخ می ده و شروع میشه و سیر ِ تکامل رو کامل میکنه و ستاره به رشته اصلی وارد و در اونجا با حالت متعادل باقی می مونه.

انتهای مسیر های هایاشی برای ستاره ها (امتیاز تصویر: دانشگاه آریزونای شمالی):
http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Images/HyashiTrack2.jpg



با عرض سلام و تشکر

اگر ممکن است در مورد مطلب فوق و چرایی آن بیشتر توضیح بفرمایید

سپاسگزارم
این هم از مسیر های هایاشی! D:

[fairytale]

نه سنگین تر از این هم داریم! بالای 200 برابر خورشید. لیستش این پایین هست:

http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_most_massive_stars

حق با شماست اون لینکی که من گذاشتم مال سال 2005 بود!!!:grin: از همگی معذرت می خوام که به تاریخش توجه نکردم و اطلاعات غلط دادم!!


سال 2010 پرجرمترین ستاره (R136a1) تو ابر ماژلانی بزرگ کشف شد!! جرمش در بدو تولد 320 برابر جرم خورشید بوده اما به خاطر وزیدن بادهای ستاره ای الان 265 برابر جرم خورشیده!

برای اطلاعات بیشتر اینجا (http://en.wikipedia.org/wiki/R136a1) رو ببینید! و اگه دوست داشتین سایت خود ESO (http://www.eso.org/public/news/eso1030/)!

[Ehsan]

به محض ِ این که دما و فشار مرکز یک پیش ستاره به مقدار ِ بحرانی رسید فرایند همجوشی ِ هسته ای انفجار گونه آغاز میشه. این فرایند که به چر خه ی پروتون-پروتون معروفه به طرز فوق العاده زیادی انرژی آزاد می کنه جزئیات این فرایند این جوریه:
H + H --> D + p + nu
D + H --> He3 + gamma
He3 + He3 --> He4 + H + H
در واکنش بالا H هیدروژن است D دوتریوم (همان هیدروژن اما با یک نوترون اضافی) p پوزیترون (ذره ای به جرم الکترون با بار مثبت)، He3 هلیومی است که یک نوترون کم دارد، nu نوترینو، gamma اشعه ی گاما است (انرژی) و He4 هسته ی هلیوم ِ معمولی است.
این سه واکنش در مجموع به چرخه ی پروتون پروتون معروف اند (به این دلیل پروتون می گند که هیدروژن یونیده هستش و هیدروژنی که الکترونش رو از دست بده میشه همون پروتون خالی! در واقع تو معادله های بالا هیدروژن همون پروتونه). این واکنش با واکنش های معمولی ِ شیمی ِدبیرستان یک تفاوت اساسی داره و اون اینه که این جا، به جای اوربیتال و مدار های الکترونی مستقیما هسته ی اتمها واکنش می دهند. در واکنشها ی بالا واکنش ِ اصلیی که انرژی خورشید از آن واکنش تامین می شود واکنش دوم است و این نوری که ما میبینیم تضعیف شده ی همان gamma در واکنش دوم است. از دیگر نتایج این سری واکنش تولید هلیم است در هسته ی ستاره هاست.

واکنش زنجیره ای پروتون-پروتون (امتیاز تصویر: ویکی پدیا)
[/URL][URL="http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/78/FusionintheSun.svg"]http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/78/FusionintheSun.svg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/78/FusionintheSun.svg)

[رضا طامهری]

در تکمیل پست اقای ابراهیمیان گرامی باید عرض کنم
دمای بحرانی لازم برای شروع گداخت هسته ای حدود یک میلیون درجه می باشد
البته، ایجاد چنین دمایی در مرکز ستاره صرفا بخاطر فشار جرم نیست بلکه در سحابی ها به اقتضای گرانش، پیش ستاره در حال چرخش با سرعت نسبتا بالایی است که همین موضوعباعث ایجاد فشار بر مرکز پیش ستاره میشود و به ان کمک میکند تا به دمای بحرانی برسد، البته بعضی از ستارگان بعلت اینکه پس از شروع همجوشی هسته ای از سرعت چرخش خود می کاهند، دمای و فشار لازم در مرکز را از دست داده و برای همیشه از لیست ستارگان بالغ حذف میشوند، همانطور که در پستهای قبلی نیز ذکر شد طبق تعاریف به این ستارگان کوتوله قهوه ای اطلاق میشود

[رضا طامهری]

تبدیل جرم انرژی

در همان لحظات اولیه که ستاره شروع به همجوشی هسته ای میکند فوران انرژی از ستاره سیر تازه ای بخود میگیرد
ستاره اینبار از حیطه امواج فروسرخ پا به امواج قوی تری همچون مرئی و فرابنفش میگذارد
وقتی دوهسته باهمترکیب میشوند مقدار کمی از جرم انها به انرژی تبدیل میشود بنابراین جرم هسته جدید از حاصل جمع جرم دوهسته ای که باهم ترکیب شوند کمتر است. البرت انیشتن رابطه جرم و انرژی ذرات راکشف کرده و ان را در قالب معادله E=mc^2 بیان کرد. این معادله بیانگر مقدار انرژی ازاد شده از ترکیب ذرات است. Eبه معنای انرژی، mبه معنای جرم و c سرعت نور است
سرعت نور برابر حدودا ۳۰۰ هزارکیلومتر در ثانیه است. این مقدار واقعا عدد بزرگی است و چنانچه انرا معادله بگذاریم متوجه میشویم که باگداخت جرم بسیار کمی از ماده میتوان انرژی مهیبی به دست اورد.
برای مثال سوخت هسته ای کامل یک گرم ماده ۹۰ تریلیون تن ژول انرژی به دست می اید! در خورشید ما در هرثانیه حدود 4 میلیون تن از وزن خود را از دست میدهد و به انرژی تبدیل میکند. البته در ستارگان نوپا گداخت هسته ای به طور کامل برگزاری نمیشود زیرا ستاره نوپا هنوز کاملا منقبض نشده و دچار تلاطم میشود

[پیمان اکبرنیا]

من در برخی منابع دمای بحرانی برای شروع واکنش هسته ای را 10 میلیون کلوین خوندم. آخر چقدره؟ 1 یا 10؟ و نکته دیگه این که نقش فشار هم در اینجا موثره یا فقط سرعت مهمه؟ اخترفیزیک دانان بشتابید برای پاسخ!
:دی

[Ehsan]

من در برخی منابع دمای بحرانی برای شروع واکنش هسته ای را 10 میلیون کلوین خوندم. آخر چقدره؟ 1 یا 10؟ و نکته دیگه این که نقش فشار هم در اینجا موثره یا فقط سرعت مهمه؟ اخترفیزیک دانان بشتابید برای پاسخ!
:دی

من اختر فیزیک دان نیستم ولی میدونم که فشار هم تعیین کننده است به طوری که چون نمیشه روی زمین فشارهایی شبیه مرکز ستاره ایجاد کرد بنا بر این دمای لازم برای این فرایند 50 میلیون درجه ی کلوین میشه!!!!! بنا بر این نسبت به فشار این دما می تونه تغییر کنه

[Ehsan]

الان فرض کنید ستاره وارد رشته ی اصلی شده. می خواهیم ببینیم چه چیزی داره درون اش می گذره؟! در مراحل ِ پیش ستاره ای، گاز ِ تشکیل دهنده ی ستاره به دلیل ِ گرانش منقبض می شدند اما فشاری که به خاطر دمای ستاره به وجود می اومد اجازه ی فشرده شدن ِ خیلی سریع رو نمی داد. اما این دما اگر منبعی نداشته باشه به دلیل ِ تابش به مرور از بین میره. در واقع اختر فیزیک دانها اومدند و این فرضیه رو بررسی کردند که اگر یک ستاره بخواهد فقط به وسیله ی انقباض گرانشی تابش بکند چه قدر طول می کشه تا انرژی اش تمام بشه و خاموش. (به این حالت می گند ستارگان ِ در تعادل کلوین-هلم هولتز، المپیادی ها با این مقوله آشنان!! :دی) جواب چیزی حدود 10 میلیون سال هستش که بسیار بسیار زمان ِ کوتاهیه و از طرفی اگر ستاره تحت این زمان کوتاه در تعادل باشه رشته ی اصلی این قدر شلوغ نمی شه و این آشکارا با هر آنچه مشاهده کردیم در تناقضه.

http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Images/Hydrostatic.jpg
فلش سبز قدرت گرانش رو نشون میده و فلش سرخ قدرت فشار گاز (امتیاز تصویر: دانش گاه ِ آریزونای شمالی)

پس باید چیزی باشه تا ستاره ها رو در این مدت زمان بسیار طولانی (از مرتبه ده میلیارد سال) در حال تعادل نگه داره. یک منبع ِ انرژی: همجوشی ِ هسته ای این منبع ِ انرژی ِ مورد نیازه. میزان ِ تولید انرژی توسط این منبع کاملا و به شدت به فشار و دمای مرکز بستگی داره. اگر فشار زیاد بشه شدیدا نرخ تولید انرژی زیاد میشه و اگر فشار کم بشه شدیدا نرخ تولید انرژی کم میشه. اگر ستاره زیاد از حد فشرده بشه همجوشی اینقدر انرژی تولید می کنه که میزان فشار بیشتر از گرانش میشه و در نتیجه ستاره رو منبسط کنه به عبارتی گرانش میشه کشک(!) در طی این فرایند چون فشار ِ مرکز کم میشه نرخ تولید ِ انرژی هم کم میشه تا جایی که دیگه فشار و گرانش یکی بشوند. بر عکس اگر ستاره بیش از حد اندازه اش بزرگ باشه همجوشی خیلی کم انرژی تولید می کنه در نتیجه گرانش بر فشار غلبه می کنه و ستاره در خودش فرو میریزه و منقبض میشه و در طی این فرایند هم به دلیل انقباض فشار ِ مرکز بالا میره و در نتیجه شدت ِ فرایند همجوشی شدیدا زیاد میشه و اینقدر انرژی تولید می کنه که بالاخره گرانش با فشار برابر بشه. به این اتفاق به طور خلاصه می گویند تعادل هیدرو استاتیک در ستاره های رشته ی اصلی. این مهمترین ویژگی ِ یک ستاره ی رشته ی اصلیه
ـــــــــــــــ
دوستان در پست های بعدی راجع به فرایند های انتقال انرژی از مرکز به سطح در ستاره ها می نویسیم! اگر سوالی از این قسمت ( وقسمت های قبلی تاپیک) هست در خدمتم.

[Ehsan]

انرژی ِ تولید شده در مرکز بالاخره باید به نحوی منتقل بشه به بیرون از ستاره و بشه اون چیزی که ما میبینیم.

کلا سه راه برای انتقال ِ انرژی ِ گرمایی از یک نقطه به نقطه ی دیگه وجود داره:
1.رسانش
2.همرفت
3.تابش

که هر کدوم از این سه راه بسته به شرایط مختلف در طبیعت وارد عمل می شوند.
1.معمولا رسانش وقتی اتفاق می افته که بخواهیم انرژی از طریق ِ جامدات منتقل بشه و معمولا هم فلزات در این مورد سریع تر عمل می کنند. با این حال باز هم خیلی کند و بی صرفه است! مکانیزمش هم این جوریه که:

ملوکولهای گرم با برخورد به ملوکولهای سرد تر انرژی خودشون رو با اونها تقسیم می کنند و حرارت کم کم منتقل میشه (همین الان که دارم اینو مینویسم دارم با متلب انقال ِ حرارت به وسیله ی رسانش رو شبیه سازی میکنم!!!:grin::thumbsup:)

گفتم که این سازو کار به خاطر سرعت کمش (مخصوصا در گازهای ستاره ای) خیلی سازو کار ِ جالبی نیست!

2.همرفت هم که یک پدیده ی آشناست. فرض کنید یک کتری آب رو گذاشتید روی حرارت. آبهای کف ِ کتری به خاطر گرم شدن منبسط میشن و چگالیشون کم میشه و این باعث میشه به بالا صعود کنند و جای خودشون رو به آبهای سرد تر بدهند این فرایند آن قدر ادامه داره تا آب به جوش بیاد!!!:have a nice day:

بر خلاف رسانش که در تمام ِ مواد رخ می ده این مورد فقط در سیالات رخ میده و خیلی هم سریع تر از رسانش عمل می کنه (مخصوصا در مورد گازها که خیلی با رسانش میونه ی خوبی ندارن!!) برای ستاره ها در یک بازه هایی رسانش فرایند غالب انتقال انرژیه.


3. تابش. این مورد از انتقال ِ انرژی به وسیله ی امواج ِ الکترومغناطیس رخ می ده. امواج الکترو مغناطیس چون نیازی به ماده ای برای پخش ندارند به راحتی در خلا (بر خلاف اون دوتای دیگه) پخش می شوند.

تابش علاوه بر خلا می تونه توسط ماده ی شفافی هم منتقل بشه البته در ستارگان تابش هم جزو راه های انتقال ِ انرژی محسوب میشه که در پستهای آینده به تفضیل راجع بهش بحث خواهیم کرد.

[celestial boy]

خيلي ممنون از آقا احسان عزيز.اگه اشكال نداشته باشه من هم مي نويسم.
همان طور كه گفتن انتقال حرارت به روش رسانش كه تو ستاره منتفي است.در مرحله اي هم كه مركز ستاره در حال انقباض قرار دارد انرژي مركزي بيشتر از روش همرفت و با انتقال مواد (گاز ها)داخل ستاره انجام مي شود.اين جريان ها تا هزار ها يا ميليون ها سال در ستاره انجام مي شود و به اين طريق دما و درخشندگي ستاره تقريبا ثابت مي ماند.
بعد كه مركز ستاره خيلي منقبض شده از انقباض باز مي ايستد.در اين حالت فشار در مركز زياد است درنتيجه شرايط براي آغاز واكنش هاي هسته اي شروع مي شود كه تا حالا تو تاپيك تا اينجا پيش رفتيم.از اين به بعد انرژي به روش تابش منتقل ميشه كه البته با سرعت خيلي كم.(براي خورشيد فكر كنم چند هزار سال باشه.اگه اشتباهه بگين.)
دليلش اينه كه انرژي بايد از لايه هاي متعددي داخل ستاره عبور كند و به سطح برسد و البته انرژي هم در اين عبور كمتر مي شود.به همين علت دما در مركز خيلي زياده و هرچي به طرف سطح پيش مي رويم دما كمتر مي شود.مثلا دماي مركز خورشيد ميليون ها درجه هست اما در سطح دما چند هزار درجه بيشتر نيست.
حالا دما در حال زياد شدن است(البته به كندي)و نوري كه از ستاره گسيل مي شود از طول موج هاي كم انرژي به طرف پر انرژي و رنگ هاي آبي پيش ميرود.رنگ ستاره به طرف آبي رفته و نهايتا ستاره در رشته اصلي جا مي گيرد.وقتي به رشته اصلي مي رسد دما،رنگ،درخشندگي،اندازه و ديگر ويژگي هاي ثابت مي شود و تا مدت زمان زيادي تغيير نمي كند.
اميدوارم اشتباه ننوشته باشم.

[celestial boy]

چرا کسی زحمت ادامه تاپیک رو نمی کشه؟هنوز نصف عمر ستاره ها مونده!!!

فعلا یه سوال...ستاره ها در کدوم مرحله متغیر می شن؟اصلا کدوما متغیر می شن؟
منتظر ادامه تاپیک هستم.سوالام هم زیادن.

[solh]

چرا کسی زحمت ادامه تاپیک رو نمی کشه؟هنوز نصف عمر ستاره ها مونده!!!

فعلا یه سوال...ستاره ها در کدوم مرحله متغیر می شن؟اصلا کدوما متغیر می شن؟
منتظر ادامه تاپیک هستم.سوالام هم زیادن.

درسته چرا كسي ادامه نميده؟
در مورد سوال بايد بگم كه متغير ها انواع زيادي دارند ، بسته به نوعشون در هر مرحله اي ميتونه باشه ، پيش ستاره ها ، ستارگان رشته اصلي ، غول ها و متغير هاي در مرحله ي هليوم سوزي (يا احيانا كربن سوزي ،براي ستارگان سنگين) و حتي ستارگان نوتروني.
فكر كنم بايد در تاپيكي جداگانه اي به اين بحث پرداخته بشه ، اميدوارم زودتر ايجاد بشه.

[Ehsan]

چرا کسی زحمت ادامه تاپیک رو نمی کشه؟هنوز نصف عمر ستاره ها مونده!!!

فعلا یه سوال...ستاره ها در کدوم مرحله متغیر می شن؟اصلا کدوما متغیر می شن؟
منتظر ادامه تاپیک هستم.سوالام هم زیادن.


درسته چرا كسي ادامه نميده؟
در مورد سوال بايد بگم كه متغير ها انواع زيادي دارند ، بسته به نوعشون در هر مرحله اي ميتونه باشه ، پيش ستاره ها ، ستارگان رشته اصلي ، غول ها و متغير هاي در مرحله ي هليوم سوزي (يا احيانا كربن سوزي ،براي ستارگان سنگين) و حتي ستارگان نوتروني.
فكر كنم بايد در تاپيكي جداگانه اي به اين بحث پرداخته بشه ، اميدوارم زودتر ايجاد بشه.

خوب خودتون ادامه بدید دیگه!!!!:omg:

(من این چند وقته به شدت سرم شلوغه همین الان هم دارم از تهران پست میزنم و از مراحل اولیه ی انتخاب واحد برگشتم و هنوز هم کار دارم و الا چند جا از جمله همین جا و مشکلات کیهان شناسی و غیره سالها است دارم تلاش می کنم پست بگذارم و نمیشه!)

در مورد متغییر ها: متغییر ها یک ناحیه از نمودار اچ آر رو تشکیل می دهند که یک ویژگی خاص فیزیکی داره. ستاره های اونجا دارای تغییر ِ درخشندگی هستند که البته تغییرات ِ ستاره های رشته ی اصلی به دلیل ِ برهم نهی ِ چندین تغییر ِ همزمان خیلی مشخص و محسوس نیست ولی در مورد ستارگان خارج از رشته ی اصلی (به دلیلی که در ادامه ی همین تاپیک ذکر خواهد شد) این تغییرات خیلی محسوس تر میشه.

[Ehsan]

لازم است بیشتر راجع به همرفت بحث کنیم و این که چه موقع در سیال همرفت اتفاق می افتد.

واقعیت این است که هر سیالی که دمای پایین اش بیشتر از دمای بالایش باشد نمی تواند با سازو کار همرفت، انتقال حرارت انجام دهد. اولا حتما برای تشکیل همرفت لازم است که سیال در یک محیط ِ گرانش (شتاب) دار قرار داشته باشد یعنی محیطی که فشاری به دلیل گرانش وجود دارد.

تا اگر قسمتی از سیال منبسط شد به خاطر اصل ارشمیدس (همان اصلی که باعث می شود حباب از درون آب بالا بیاید) به بالا صعود کند و همرفت رخ دهد.


[/URL][URL="http://www.ghaley.com/Images/Convection_cells.gif"]http://www.ghaley.com/Images/Convection_cells.gif (http://www.ghaley.com/Images/Convection_cells.gif)
اصل همرفت این گونه است که در آن قسمتی از سیال به دلیل افزایش دما چگالی اش کم می شود و بعد از رقیق شدن، آن قسمت به صورت ایزوله شده (کاملا از اطراف مستقل شده و حباب وار) به خاطر اصل ارشمیدس به سمت ِ بالا صعود می کند و در طی صعود خود، دمایش را به خاطر انبساط ِ بی دررو از دست می دهد و به دنبال ِ کم شدن دما چگالی اش هم کم میشود.

اگر اندازه ی تغییرات چگالی سیال (به خاطر انبساط ِ بی دررو اش هنگام صعود) بیشتر از اندازه ی تغییرات چگالی ِ محیط ِ اطراف باشد، روند ِ بالا رفتن ِ حباب ادامه پیدا کرده و به اصطلاح ِ اختر فیزیکی ناحیه ی همرفت ِ پایدار شکل میگیرد. این شرط ِ دوم شکل گرفتن همرفت است:

یعنی اندازه ی تغییر ِ چگالی به خاطر انبساط ِ بی دررو ی یک حباب بیشتر از اندازه ی تغییرات چگالی ِ اطراف باشد. (البته دقت کنید که منظور از تغییرات ِ چگالی، اندازه ی تغییراته نه خود تغییرات! چون خود تغییرات منفیه).

این شرایط رو به خاطر بسپارید تا در بحث ِ ستاره ها استفاده بشوند.

[Ehsan]

انتقال ِ حرارت به روش تابش را می توان سودمند ترین و سریعترین روش برای انتقال دما فرض کرد چون نیازی به حضور ماده ندارد. انرژی ِ خورشید به وسیله ی امواج الکترو مغناطیس به زمین می رسد و ما از آن استفاده می کنیم


یا مثال معروف ِ اتو: دستتان را جلوی یک اتوی داغ بگیرید (فقط مواظب باشید نخوره به اتو که می سوزونه!!) گرمای اتو را حس خواهید کرد شاید بگویید هوای اطراف اتو داغ است و این گرما به خاطر ِ هوای داغ است اما به یاد داشته باشید که هوا در صورت گرم شدن سریع دچار ِ همرفت میشود همچنین رسانای خوبی هم برای گرما نیست!!

بنا بر این تنها راه توجیه این است که بگوییم گرمای ِ اتو به وسیله ی تابش به دست ِ ما رسیده. اما سازو کار تابش در حالت ِ خلا کاملا متفاوت از دو ساز و کار ِ دیگر است:

یک جسم ِ داغ، به خاطر ِ جنبش ِ ملوکولها، امواج ِ الکترومغناطیسی تابش می کند (همان تابشی که به تابش جسم سیاه معروف است) که این تابش در فضا طی طریق می کند و نهایتا به (مثلا) زمین می رسد و سطح ِ زمین با جذب ِ این تابش گرم می شود.

(واضح است که زمین فقط یک مثال است، گاز یا هرچیز ِ دیگری که بتواند جاذب امواج الکترومغناطیس باشد هم در صورتی که در معرض تابش باشد گرم می شود).

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a2/Wiens_law.svg/300px-Wiens_law.svg.png (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a2/Wiens_law.svg/300px-Wiens_law.svg.png)
منحنی تابش جسم سیاه در دماهای مختلف (امتیاز تصویر: ویکی پدیا)


اما تابش در حضور ماده هم تقریبا به همان صورت منتقل می شود. یعنی مثلا در مورد یک گاز ِ داغ، یک قسمت از گاز که بسیار داغ است شروع به تابش الکترومغناطیس می کند و این تابش (اگر گاز غلیظ و کدر باشد) سریعا توسط ِ گازهای سرد اطراف جذب شده و آنها را گرم می کند و گازهای سرد اطراف هم که گرم شده اند باز تابش کرده و گازهای سرد تر و دورتر را گرم می کنند الخ.

و به این طریق انرژی از راه ِ تابش منتقل می شود.

ـــــــــــــ
اکنون می توانیم راجع به انتقال انرژی در ستارگان بحث کنیم.

[Fowad]

انتقال انرژی در ستاره های رشته ی اصلی

خوب تا الان پیش درآمد های فیزیکی مربوط به روش های انتقال انرژی از مرکز ستاره به سطح را مطالعه کردیم.حالا نوبت بررسی این روش ها در ستارگان رشته ی اصلی است.
همان طور که می دونید٬روش رسانش اصولا در سیالی مثل ستاره٬به خاطر فاصله ی زیاد بین ذرات گاز(که نتیجه ی جنبش زیاد آنهاست)٬قابل صرف نظر کردن است. پس می ماند همرفت و تابش!با توجه به توضیحات قبلی٬در روش تابش به خاطر اینکه مقدار کمتری از سیال و پارامترهای ترمودینامکی آن درگیر فرایند انتقال بسته ی انرژی است٬کارآمد تر محسوب می شود ولی مزیت(البته مزیت بودنش خیلی مهم نیست چون هیچ معیاری برای فهمیدن اینکه این مزیت هست یا مضرت نداریم!) همرفت بر تابش در این است که مقدار زیادتری از انرژی را در مدت زمان کمتری منتقل می کند (رجوع شود به پست بعدی).اینکه کدام روش انتقال در ستاره ها صورت می گیرد به جرم ستاره وابسته است(مثل اکثر دیگر ویژگی های فیزیکیه ستاره ها)
برای ستاره های خیلی کم جرم(عموما از رده ی طیفی M) انتقال انرژی از مرکز به سطح٬به طور کلی با همرفت صورت می گیرد.دقت کنید که درصد فلز موجود در این ستاره ها ناچیز است(فلز در اختر فیزیک یعنی هرچه به جز هیدروژن و هلیوم) و همین باعث می شود که تمام مواد سوختنی مورد نیاز برای همجوشی در مرکز ستاره مرتبا در حال بالا و پایین رفتن باشد و به این ترتیب هیدرژن سوزی در این ستاره ها خیلی کامل تر صورت می گیرد.
در ستاره های پر جرم تر مانند خورشید٬انتقال انرژی در حوالی مرکز ستاره با تابش و بعد از آن با همرفت صورت می گیرد.به این ترتیب که٬فوتون ها که بسته های حامل انرژی الکترومغناطیسی تولید شده توسط هم جوشی در مرکز هستند٬طی فرایندی طولانی(رجوع کنید به پست بعدی)مسیری از مرکز تا ابتدای پوش همرفت(که در نزدیکی های سطح ستاره هست) را طی می کنند و بعد از آن این انرژی توسط روش انتقال همرفت به سطح منتقل شده و دوباره فوتون های حامل انرژی از سطح ستاره به فضا گسیل می شوند.همین مسئله باعث می شود که بعد از اتمام هیدروژن در مرکز این ستاره ها٬بلافاصله همجوشی(در اصطلاح سوختن)عنصر سنگین تر شروع بشود(البته هنوز هیدرژون سوزی در لایه های بالاتر و نزدیک به سطح ستاره ادامه می یابد) و در نتیجه ی عدم توانایی جایگزینی هیدروژن تمام شده در مرکز٬گذار از این مرحله ی هیدروژن سوزی به مرحله ی بعد(یعنی در واقع هلیوم سوزی)با یک گسیل سریع انرژی همراه است که به انفجار هلیومی معروف است.

http://sfwdmotahari.persiangig.com/image/Unknown
در پایان برای ستاره های پرجرم تر(رده ی طیفی F به بعد)ترتیب پوش تابش و همرفت برعکس می شود به این شکل که ابتدا انرژی توسط همرفت به لایه های بالایی منتقل شده و سپس با تابش به سطح ستاره می رسد.علت سوخت و ساز سریع این ستاره های پرجرم(و در نتیجه عمر کم)همین همرفتی بودن انتقال انرژی در مرکز(که کارخانه ی تولید انرژی ستاره است) است.یادآوری می کنم که روش همرفت روش سریع تر انتقال انرژی بوده که در این شرایط باعث تسریع در فرایند سوخت رسانی و همجوشی و در نتیجه تولید انرژی می شود.
http://sfwdmotahari.persiangig.com/image/yy.jpeg
بازه ی جرمی در عکس بالا مربوط به نسبت جرم ستاره به جرم خورشید است.

copy right of images:
wikipedia.com
answers.com

[Fowad]

حرکت تصادفی(ترجمه های مختلفی وجود دارد برای این اصطلاح٬همه شبیه همین اند!)٬اصطلاحی هست که به طور کلی بر تمام افت و خیزهای تصادفی در نتیجه ی مدل سازی های ریاضی برای پدیده ها گفته می شود.در واقع این اصطلاح در سال ۱۹۰۵ میلادی توسط آقای کارل پیرسون بیان شد و در زمینه های مختلف اقتصادی٬روان شناسی٬علوم کامپوتر٬فیزیک و شیمی و... به کار گرفته شد.
موضوع این پست بررسی این حرکت تصادفی برای فوتون ها در پوش تابشی ِ درونِ ستاره هاست.
ستاره ای همانند خورشید که دارای پوش تابش از مرکز است را در نظر بگیرید.فوتونی که حاصل فرایند هم جوشی هیدروژن ها در مرکز ستاره است٬برای رسیدن به سطح(یا ابتدای پوش همرفت) یک مسیر مستقیم را طی نمی کند و در این راه بارها و بارها به ذرات داخل ستاره برخورد می کند٬جذب می شود٬و دوباره در جهتی پراکنده می شود که لزوما همان جهت اولیه نیست و احتمال تقریبا یک نواختی برای باز گسیل فوتون در تمام جهات وجود دارد که همین عامل باعث می شود فوتون ِ بیچاره٬سر در گم٬مرتبا برخورد کند و پراکنده شود! البته به صورت آماری می توان ثابت کرد که این پراکندگی در یک مسیر محدود٬تا رسیدن به انتهای مسیر٬بی نهایت بار رخ نمی دهد و در نتیجه بعد از تعداد محدودی برخورد و پراکندگی٬فوتون بالاخره به سطح رسیده و گسیل می شود.اما چون تعداد این برخوردها خیلی زیاد است٬مدت زمان رسیدن فوتون به نزدیک سطح بسیار زیاد می شود(برای خورشید از مرتبه ی میلیون سال!) و به این خاطر مثلا اگر روزی(به فرض محال با توجه به پیش بینی فعلی علوم طبیعی!)همجوشی ناگهان در مرکز خورشید قطع شود٬از مرتبه ی میلیون سال طول می کشد تا ما تغییر خیلی قابل ملاحظه ای در روشنایی خورشید متوجه شویم!البته کلی متغیر دیگر هم اینجا دخیل هست که بماند...ما به همین تخمین های قشنگ دور هم راضی هستیم...:grin:

http://sfwdmotahari.persiangig.com/image/random%20walk.jpeg
یه نکته ی کوچک رو هم اضافه کنم که فرایند جذب فوتون در ستاره ها٬روش های مختلفی دارد٬که این جا مجال مطرح کردن آنها نیست ولی چیزی که اینجا در پوش تابش اتفاق می افتد٬در واقع جذب فوتون توسط الکترون های دور هسته٬برانگیخته شدن الکترون٬مکث بسیار کوتاه در سطوح بالاتر انرژی٬وانگیختگی الکترون و در نهایت گسیل دوباره ی فوتون(برای برقراری پایستگی انرژی) البته در جهت دلخواه است!در مورد این دلخواه انتخاب شدن جهت هم بحث های مکانیک آماری زیادی وجود دارد که سواد فعلی بنده به اونا نمی رسه!

copy right of image:
maa.org

[Fowad]

ببخشید یه چیزی رو اضافه می کنم که از مدیر عزیز خواهش می کنم بعدا این رو با ویرایش پست دو تا بالایی(انتقال انرژی)در خط ۶ بعد از جایی که گفتم مزیت همرفت اینه که در مدت زمان کمتری انتقال انرژی رو انجام می ده٬در پرانتز اضافه بشه که٬رجوع شود به پست بعدی٬که در واقع منظور انتقال انرژی در این مورد خاص در سیالی مثل ستاره است٬توضیح کامل در پست بالایی هست که در واقع علت انتقال انرژی بسیار طولانی تر در پوش تابش نسبت به همرفت را توضیح می دهد.
ممنون :)

[پیمان اکبرنیا]

حالا یک سوال آموزشی نکته دار کنکوری :t5hq2u::

چه عاملی باعث میشه که مثلا در خورشید، یک دفعه منطقه تابشی تموم بشه و انتقال حرارت به صورت همرفت در بیاد؟ یا در ستارگان سنگین همرفت تموم بشه و انتقال حرارت با تابش ادامه پیدا کنه؟

[solh]

حالا یک سوال آموزشی نکته دار کنکوری :t5hq2u::

چه عاملی باعث میشه که مثلا در خورشید، یک دفعه منطقه تابشی تموم بشه و انتقال حرارت به صورت همرفت در بیاد؟ یا در ستارگان سنگین همرفت تموم بشه و انتقال حرارت با تابش ادامه پیدا کنه؟
فكر كنم اين واقعه ،بر اثر تغييرات ناگهاني فشار و دما باشه كه ميتونه در پايان مراحل هيدروژن سوزي يا هليوم سوزي باشه ، و يا در مراحل ابتدايي كه ستاره در نوسانات دمايي و فشار قرار دارد ، ميتونيم همچين وقايعي رو به دنبال تغيير دما و فشار در مركز مشاهده كنيم .(همش رو حدس زدم !)، به طوري كه با كاهش دما شاهد گسترش منطقه همرفت و با افزايش دما و فشار انتقال تابشي رو بيشتر مشاهده كنيم .

[Ehsan]

فكر كنم اين واقعه ،بر اثر تغييرات ناگهاني فشار و دما باشه كه ميتونه در پايان مراحل هيدروژن سوزي يا هليوم سوزي باشه ، و يا در مراحل ابتدايي كه ستاره در نوسانات دمايي و فشار قرار دارد ، ميتونيم همچين وقايعي رو به دنبال تغيير دما و فشار در مركز مشاهده كنيم .(همش رو حدس زدم !)، به طوري كه با كاهش دما شاهد گسترش منطقه همرفت و با افزايش دما و فشار انتقال تابشي رو بيشتر مشاهده كنيم .

منظور ِ آقای ِ اکبر نیا از تمام و شروع شدن از نظر ِ مکانی بود نه زمانی! یعنی این که چرا مثلا در حدود ِ یک سوم ِ پایانی ِ شعاع ِ خورشید ناگهان همرفت شروع میشه و یا در ستارگان ِ سنگین در نزدیکیه هسته چرا ناحیه ی همرفتی ِ نزدیکی ِ هسته تموم میشه و ناحیه ی تابشی شروع میشه؟

[solh]

منظور ِ آقای ِ اکبر نیا از تمام و شروع شدن از نظر ِ مکانی بود نه زمانی! یعنی این که چرا مثلا در حدود ِ یک سوم ِ پایانی ِ شعاع ِ خورشید ناگهان همرفت شروع میشه و یا در ستارگان ِ سنگین در نزدیکیه هسته چرا ناحیه ی همرفتی ِ نزدیکی ِ هسته تموم میشه و ناحیه ی تابشی شروع میشه؟
خوب بازم حدسم همونه ، دما كاهش پيدا ميكنه و باعث ميشه كه همرفت گستره ي بيشتري رو بگيره و دما (و فشار ) به اندازه اي در لايه هاي بالاتر نيست كه تابش صورت بگيره . ولي در ستارگان سنگين به خاطر وجود دماي بيشتر در لايه هاي بالاتر حتي در آن لايه ها نيز شاهد تابش هستيم . به نظر من همرفت و تابش تابع مستقيم دما و فشار هستند !

[Ehsan]

خوب بازم حدسم همونه ، دما كاهش پيدا ميكنه و باعث ميشه كه همرفت گستره ي بيشتري رو بگيره و دما (و فشار ) به اندازه اي در لايه هاي بالاتر نيست كه تابش صورت بگيره . ولي در ستارگان سنگين به خاطر وجود دماي بيشتر در لايه هاي بالاتر حتي در آن لايه ها نيز شاهد تابش هستيم . به نظر من همرفت و تابش تابع مستقيم دما و فشار هستند !

من سر در نیاوردم از جوابتون (دلایل ِ جالبی نداشت! شرمنده!)
در حالت ِ کلی اگر اتفاق ِ عجیبی رخ نده انتقال ِ انرژی به روش ِ تابش رخ خواهد داد. شرط ِ همرفت در شرایط ِ خاصی رخ می ده که توضیح دادم چه شرایطی. در واقع به حالت ِ عادی می گویند گرادیان(تغییرات) ِ تابشی ِ دما و تغییرات ِ همرفتی هم همون گرادیان ِ بی دررو هستش یعنی گازی که بی دررو تغییر بکنه. اگر تغییرات در حالت ِ بی دررو کمتر از تغییرات ِ تابشی باشه همرفت رخ می ده.

اما جواب ِ سوال ِ آقای ِ اکبر نیا:

حالا با این اوصاف دو جا دو تا اتفاق می افته که همرفت رخ میده: در مرکز ِ ستارگان ِ سنگین فرایندی شروع به تولید ِ انرژی می کنه که مضاف بر فرایند ِ پروتون پروتون تولید ِ انرژی می کنه که به چرخه ی کربن نیتروژن اکسیژن معروفه. این باعث ِ افزایش ِ شدید ِ گرادیان ِ تابشی می شه که شرط ِ همرفت رو بر قرار می کنه. این فرایند فقط در مرکز ِ ستارگان ِ بسیار سنگین رخ می ده. جایی که دما و فشار بسیار بالاست. بنا بر این ذره ای که از مرکز ِ این ستاره ها دور بشیم این فرایند تموم می شه و همرفت هم تمام میشه.

اما چرا ستاره هایی مثل ِ خورشید در لایه های بالایی دچار ِ همرفت می شوند؟ در واقع علت ِ شروع ِ نسبتا ناگهانی ِ این پدیده خیلی خیلی جالبه! در مرز ِ شروع ِ همرفت دما حدود ِ 10000 درجه است تو این دما هیدروژن کم کم شروع می کنه از حالت ِ یونیده به حالت ِ اتمی گذار بکنه و اتفاقی که می افته اینه که الکترون ها با انرژی ِ زیاد با پروتون همراه می شه و انرژی ِ دو ذره (الکترون و پروتون) در یک ذره (اتم ِ هیدروژن) جمع می شه و گرادیان ِ تابشی رو هم زیاد می کنه و گرادیان ِ بی دررو رو کم! و این باعث ِ شروع ِ همرفت می شه! (همین قدر یادم بود)

(دقت کنید که منظور از گرادیان در نظر گرفتن ِ تغییرات با علامت (حالت برداری) هستش و این تناقضی با گفته های قبلی مون نداره)
ــــــــــــــ

این سوال ِ آقای اکبر نیا رو می خواستم یه جوری مطرح کنم!!! دستتون درد نکنه!

[Ehsan]

اما برسیم به این که ستاره ها از کی و کجا شروع به خروج از رشته ی اصلی می کنند. بهتره اول به این نکته بپردازیم که یک ستاره چه قدر در رشته ی اصلی باقی میمونه.

قطعا عمر ِ یک ستاره متناسب خواهد بود با عکس ِ درخشندگی. چون درخشندگی دقیقا معیاری از سوخت ِ مصرفی ِ یک ستاره است و هر چه قدر درخشان تر باشه ستاره زودتر سوختش به پایان می رسه.

همچنین عمر ِ یک ستاره متناسب با جرم ِ ستاره هم هست چون که جرم معیاری از میزان ِ سوخت ِ درون ِ ستاره هستش و سوخت ِ زیاد به معنی ِ عمر ِ زیاده! بنا بر این تا این جا فهمیدیم عمر ِ ستاره ها متناسب با جرم تقسیم بر درخشندگیشون هست.

اما می دانیم که درخشندگی ِ بیشتر زمانی رخ می ده که جرم ِ ستاره هم زیاد باشه پس درخشندگی یک تناسب ِ صعودی با جرم داره (یعنی رابطه ی بین ِ جرم و درخشندگی باید طوری باشه که با زیاد شدن ِ جرم درخشندگی هم زیاد بشه) اما اگر این زیاد شدن ِ درخشندگی با جرم خیلی شدید باشه عمر ِ ستاره با افزایش ِ جرم کمتر هم میشه چون سوختش رو شدید تر مصرف می کنه!

در اختر فیزیک میشه نشون داد که درخشندگی ِ یک ستاره حدودا متناسب با جرم به توان ِ 3.5 هتسش! و این یک افزایش ِ شدید هستش! یعنی ستاره ای با جرم ِ چهار برابر ِ خورشید حدودا 128 برابر درخشنده تر از خورشید خواهد بود.

بنا بر این عمر ِ ستاره 4/128 یعنی چیزی حدود 32 برابر کمتر از عمر ِ خورشید خواهد بود. بنا بر این عمر ِ یک ستاره متناسب است با جرم ِ ستاره به توان ِ منفی ِ 2.5 و این یعنی جرم ِ بیشتر=عمر کمتر!

ــــــــــ

پ.ن: در پستهای ِ آینده وارد ِ تحول ِ ستاره ها در پایان ِ زندگی شان خواهیم شد و این که چرا و چگونه در نمودار ِ اچ آر حرکت خواهند کرد و بعد از تمام شدن ِ هیدروژن سوزی چه اتفاقی خواهد افتاد.

پ.ن2: ویژگی هایی مثل بادهای ستاره ای میدان های مغناطیسی لکه ها و .... در تاپیکهای ِ مجزا بررسی خواهند شد.

پ.ن3: سرم شلوغه!

[Ehsan]

می شه حدس زد که حدود ِ 10 درصد ِ جرم ِ خورشید در مرکزش قرار داره. حالا سوال اینه که از این ده درصد چند درصد تبدیل به انرژی میشه؟! به نقل از ویکی پدیا 0.7 درصد ِ جرم در طی ِ این واکنش میسوزه و از بین میره. پس در کل 0.07 درصد ِ کل ِ جرم ِ خورشید به انرژی تبدیل خواهد شد اگر این عدد رو در جرم ِ کل ِ خورشید ضرب کنیم جرمی به دست می آد که قراره تبدیل به انرژی بشه یعنی:

0.0007*جرم ِ خورشید=کل ِ جرمی که به انرژِی تبدیل خواهد شد

که نتیجه چیزی حدود ِ یک و(*) چهار ضرب در ده به توان ِ بیست و هفت. این مقدار جرم قراره تبدیل به انرژی بشه اگر این مقدار جرم رو طبق فرمول ِ معروف ِ هم ارزی ِ جرم-انرژی ِ انیشتین ضرب در مجذور ِ سرعت ِ نور بکنیم میزان ِ انرژیی که خورشید می تونه در کل ِ عمر ِ هیدروژن سوزیش آزاد کنه رو به دست میاریم که میشه چیزی حدود ِ یک و سه ضرب در ده به توان ِ چهلو چهار ژول.

اگر این مقدار انرژی رو تقسیم بر درخشندگی ِ خورشید بکنیم (که در واقع همان نرخ ِ مصرف ِ این انرژی است) عمر ِ خورشید به دست میاد:

درخشندگی خورشید : سه و هشت ضرب در ده به توان ِ بیست و شش.
در نتیجه عمر ِ خورشید: سه و چهار ضرب در ده به توان هفده ثانیه که به سال میشه چیزی حدود ِ ده الی یازده میلیارد سال.

حالا با این عدد می تونید عمر ِ هر ستاره ی ِ دیگری رو با جرم ِ معلوم حساب کنید.
ــــــــــــــ
* و: ممیز!.. یک و چهار: یک ممیز چهار

پ.ن: همچنان سرم شلوغه! نمی که بدونید می گم که ادامه بدید!!! پس لطفا ادامه بدید.

[پیمان اکبرنیا]

حالا من یک راه حل دیگر هم برای به دست آوردن عمر ستاره ارائه بدم:

اگر میخواهید نسبت عمر یک ستاره به عمر خورشید را بدانید کافی است نسبت جرم ستاره به جرم خورشید را حساب کرده و به توان منفی 2.5 برسانید!

مثال: جرم ستاره ای 5 برابر خورشید است، عمر آن چقدر است؟

جواب: نسبت جرم ستاره به خورشید(5) را به توان منفی 2.5 میرسانیم که میشود 0.00179 پس عمر ستاره 0.00179 عمر خورشید است که اگر عمر خورشید را 10 میلیارد سال فرض کنیم عمر ستاره تقریبا می شود 179 میلیون سال.

[Ehsan]

این که یک ستاره کی از رشته ی اصلی خارج میشه به اندازه ی کافی بحث شد. و تقریبا مسبب ِ خارج شدنش هم گفته شد: پایان ِ سوخت.
اما بیایید یه کم دقیق تر به این اتفاقات نگاه کنیم:

وقتی سوخت ِ هسته ی خورشید تمام می شه مثل ِ تمام شدن ِ سوخت ِ ماشین نیست که بنزین نیست و نابود بشه! این طوری خواهد بود که کل ِ هیدروژن ِ موجود در هسته تبدیل میشه به هلیوم. وقتی این اتفاق بی افته شاید فکر کنید که دیگه تمام شد و ستاره مرده! اما این تازه شروع ِ یک راه ِ طولانی و پر پیچ و خم از عمر ستاره هستش.

تمام شدن ِ سوخت ِ ستاره به این معنی خواهد بود که هیدروژن ِ مرکز تبدیل خواهد شد به هلیوم. این جا هلیوم به طرز ِ عجیبی فشرده خواهد شد و دما افزایش پیدا خواهد کرد اما نه در حدی که هلیوم شروع به واکنش بکنه.

این انقباض تا حدی خواهد بود که هلیوم ِ مرکز به حالت ِ جامد در خواهد آمد. انقباض در حدی خواهد بود که یک چهارم ِ کل جرم ِ خورشید در ناحیه ی بسیار کوچکی در مرکز فشرده خواهد شد. دما به حدی بالا خواهد رفت که پوسته ی هیدروژن سوز در اطراف ِ مرکز شکل خواهد گرفت و به سرعت گسترش خواهد یافت و لایه های بالایی منبسط خواهند شد و درخشندگی ِ کل افزایش خواهد یافت و یک غول ِ سرخ متولد خواهد شد.
این دوره معروف به فاز ِ اول ِ غول ِ سرخ معروف است.

با شکل گرفتن ِ پوسته ی هیدروژن سوز در اطراف ِ هسته دمای ِ مرکز ِ هلیومی به آرامی بالا میره و اونقدر زیاد میشه که درخش ِ هلیومی (که در ادامه توضیح داده شده) رخ میده. اثرات ِ درخش ِ هلیومی رو در آینده شرح خواهم داد.


[/URL][URL="http://www.daviddarling.info/images/red_giant.gif"]http://www.daviddarling.info/images/red_giant.gif (http://www.daviddarling.info/images/red_giant.gif)

امتیاز ِ تصویر:
www.daviddarling.info (http://www.daviddarling.info)

[BigBang]

خیلی خوش حالم که بالاخره به غول سرخ ها رسیدیم!!!!!
میخواستم خواهش کنم اگه میشه در رابطه با نوسان های غول سرخ ها اطلاعات خیلی مفیدتون رو در اختیارمون(من ودیگر دوستان مشتاق!)قرار بدین!
خیلی خیلی ممنون!

[Ehsan]

ا

وقتی هیدروژن تمام بشه احتمالا ستاره قدری منقبض بشه و این باعث می شه دما و فشار دوباره در مرکز به شدت افزایش پیدا کنه و به میزانی برسه که هلیوم ِ هسته ی خورشید شروع به انفجار و تولید ِ انرژی بکنه. تولید ِ انرژی توسط ِ هلیوم بسیار سریع تر و قوی تر از هیدروژن هست ( و بنا بر این مدت ِ مصرف ِ هلیوم هم کوتاه تر هستش!). واکنشی که تحت ِ اون هلیوم انرژی آزاد می کنه نتیجه اش تولید ِ کربن هستش و ستاره می ره که کل هلیوم ِ هسته رو تبدیل به کربن بکنه. [B]




بنده یادم رفت یه چیزی رو بگم (البته دقیق هم نمی دونستم همین الان هم از Fowad پرسیدم!!!)

اسم ِ این پدیده درخش ِ هلیومی هستش که برای ستاره هایی با مرتبه ی جرمی ِ خورشید (نیم تا دو ونیم) رخ می ده! در طی ِ این فرایند بعد از تمام شدن ِ سوخت ِ هیدروژنی ستاره منقبض میشه دما و فشارش به حدی بالا میره که هلیوم ِ مرکز ِ ستاره منفجر میشه و شروع به هم جوشی و تبدیل شدن به کربن می کنه!! و این انفجار با تولید مقادیر ِ بسیار زیادی انرژی همراه هست!

[Ehsan]

نوار ِ ناپایداری محلی روی ِ نمودار ِ هتسپرونگ-راسل است که ستارگان ِ روی ِ این نوار دچار ِ ناپایداری شده و شروع به نوسان می کنند. قضیه از این قرار است که ستارگان به صورت ِ عادی دارای ِ نوسان هایی هستند اما شرایط ِ فیزیکی ِ خاصی باعث می شود که این نوسان ها دچار ِ تشدید شوند و ستاره به طور ِ محسوسی نوسان کند.


طنابی را در نظر بگیرید به طول ِ یک متر که یک سر ِ آن آزاد است. اگر موجی با طول ِ موج ِ 4 متر روی ِ این تناب با فاز ِ مناسب سوار کنیم یک موج ِ ایستاده تولید میشود مثل ِ شکل زیر: 2760
به این شکل ِ می گویند: مد ِ اول ِ نوسان ِ این طناب (به مد ِ اول، مد ِ هماهنگ ِ اول یا مد ِ پایه نیز می گویند البته دوستان ِ موسیقیایی می تونند مد رو نت بخونند!!!)

اگر طول ِ موج ِ موجِ ایستاده برابر ِ چهار سوم ِ متر باشد شکل ِ زیر حاصل می شود:
2759
به این شکل می گویند مد ِ دوم ِ نوسان ِ این تناب.
همچنین طولِ موجهای ِ چهار پنجم متر و چهار هفتم متر به ترتیب مدهای ِ نوسان ِ سوم و چهارم را به دست می دهد برای ِ این مورد طول ِ موج مد نوسان ِ n ام از فرمول ِ چهار تقسیم بر 2n-1 به دست می دهد.

این هم از مدهای ِ نوسانی ِ سوم و چهارم: 2758

نکته یِ دارای ِ اهمیت برای ما این است که با افزایش عدد ِ مد ِ نوسان دامنه ی آن کاهش میابد و همچنین نکته ی بسیار مهم ِ دیگر این است که نوسان ِ چنین سیستمی حتی اگر ایستاده و دارای ِ شکل ِ خاصی نباشد، می توان از بر هم نهی ِ نوسان های ِ مد های بالاتر به دست آورد .

یعنی مثلا ممکن است نوسانی خاص در طناب ترکیبی از نوسانهای ِ مد ِ یک تا 10 باشد و این یعنی ترکیب کردن نوسان ِ حاصل از این مدها (جمع زدن) نوسان ِ نهایی را به دست می دهد. عملا همیشه از مد ِ یک تا بی نهایت را جمع می زنند تا نواسان ِ نهایی را به دست آورند.


نکته ی بسیار مهم این است که نوسان ِ ایستاده ی پایدار فقط و فقط وقتی ایجاد می شود که فقط یکی از مدهای ِ نوسانی در نوسان شرکت کند و بقیه ی مدها یا خیلی کم دامنه باشند یا اصلا صفر باشند در این صورت نوسانی پایدار و منظم شکل می گیرد.


نکته ی مهم تر و نهایی تر هم این است که اصولا ستاره ها شبیه به یک طناب ِ یک سر باز و یک سر بسته (مورد ِ بالا) عمل می کنند و این ما را یاری می کند که ستارگان ِ تپنده ی ِ منظم مثل ِ قیفاووسی ها را به راحتی درک کنیم.


چند نکته ی مهم در مورد ستارگان ِ تپنده وجود دارد:

1. ستارگان باید دارای ِ شرایط ِ فیزیکی ِ بسیار خاصی باشند تا مد ِ اول ِ نوسان شکل بگیرد و نوسان کنند چون ستارگان طول ِ موجهای ِ نوسانی ِ خاصی بنا به شرایط ِ فیزیکی شان تولید می کنند که نیاز مند ِ شعاع های ِ خاصی برای ایجاد ِ نوسان ِ ایستا و پایدار است بنا بر این شرایط ِ فیزیکی ِ مذکور محلی خاص را روی نمودار ِ اچ آر ایجاد می کنند که به نوار ِ نا پایداری مشهور است و ستارگانی که روی ِ این نوار قرار دارند شروع به نوسان خواهند کرد.


2. نوار ِ ناپایداری تا خود ِ رشته ی اصلی ادامه پیدا می کند ولی در رشته ی اصلی بر هم نهی ِ مدهای ِ مختلف ِ نوسانی روی ِ هم باعث ِ از بین رفتن ِ نوسان ِ اصلی می شود و نتیجه ی ِ آن هم این است که ستارگان ِ روی ِ رشته ی ِ اصلی نوسان نمی کنند حتی اگر روی نوار ِ ناپایداری باشند.


3. خورشید ِ ما هم دارای ِ نوساناتی است اما این نوسان ها ترکیبی از بسیاری از مدهای ِ نوسانی است که باهم به این می انجامند که نوسانی خاص در خورشید دیده نمی شود.


4. مدهای ِ نوسانی روی ِ ستارگان تنها منحصر به افزایش و کاهش ِ دامنه نیست و می تواند جهتگیری های ِ مختلفی داشته باشد مثل ِ این که مثلا نصف اش وقتی منقبض می شود نیمه ی ِ طرف ِ دیگر منبسط شود و این وضع را پیچیده تر می کند ولی مد ِ نظر ِ ما همان نوسان روی ِ دامنه است.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c7/HR-diag-instability-strip.svg/525px-HR-diag-instability-strip.svg.png
محل ِ نوارِ ناپایداری در نمودار ِ اچ-آر : instability strip (امتیاز تصویر : ویکی پدیا)

[fereydoon]

با سلام
در بحث تحول انواع ستار ه ها مطلبی عنوان شده که ستا رگانی کشف شده اند که جر م انها دو یست ( 200 ) و یا ( 265 ) برابر جرم خورشید می با شد .

در کتاب مبانی نجوم ( دانشگاه تهران ) صفحه 284 توضیح داده شده است که ،


( یک ستاره نمی تواند جرمی بیش از تقریباٌ 100 برابر جرم خو ر شید را در خود نگهدارد . در غیر این صورت فشار تشعشعی بقدری افزایش می یابد که ستاره
منفجر میشود . این مو ضوع از مدتها قبل اساس فر ضیه ا .اس .ادینگتون را تشکیل می داد .مشاهدات نشان می دهند که اکثر ستار ه های جریم تقریباٌ
75 برابر سنگین تر از خورشید هستند .

حد چاندراسکار هم در باره اثبات این موضوع است { فیز یک دان مشهور هندی ، برنده جایزه نوبل فیزیک )


سوالی که در اینجا برای من مطرح شده اینستکه تا بحال در نشریاتی مانند مجله فیزیک و یا نجوم چنین مطلبی { ستاره ای 200 برابر جرم خو رشد }
را ندیده ام .
ضمناٌ خبر ها ئی که از بعضی سایت ها منتشر می شوند بایستی مورد تا ئید مراکز معتبر علمی قرار گیرند
البته امید وارم اشتباه از جانب من باشد و مطا لب سا یت صحیح و مو ثق باشند . با تشکر

[پیمان اکبرنیا]

با سلام
در بحث تحول انواع ستار ه ها مطلبی عنوان شده که ستا رگانی کشف شده اند که جر م انها دو یست ( 200 ) و یا ( 265 ) برابر جرم خورشید می با شد .

در کتاب مبانی نجوم ( دانشگاه تهران ) صفحه 284 توضیح داده شده است که ،


( یک ستاره نمی تواند جرمی بیش از تقریباٌ 100 برابر جرم خو ر شید را در خود نگهدارد . در غیر این صورت فشار تشعشعی بقدری افزایش می یابد که ستاره
منفجر میشود . این مو ضوع از مدتها قبل اساس فر ضیه ا .اس .ادینگتون را تشکیل می داد .مشاهدات نشان می دهند که اکثر ستار ه های جریم تقریباٌ
75 برابر سنگین تر از خورشید هستند .

حد چاندراسکار هم در باره اثبات این موضوع است { فیز یک دان مشهور هندی ، برنده جایزه نوبل فیزیک )


سوالی که در اینجا برای من مطرح شده اینستکه تا بحال در نشریاتی مانند مجله فیزیک و یا نجوم چنین مطلبی { ستاره ای 200 برابر جرم خو رشد }
را ندیده ام .
ضمناٌ خبر ها ئی که از بعضی سایت ها منتشر می شوند بایستی مورد تا ئید مراکز معتبر علمی قرار گیرند
البته امید وارم اشتباه از جانب من باشد و مطا لب سا یت صحیح و مو ثق باشند . با تشکر

سلام
سوال خوبی را مطرح کردید.
لینک زیر لیست پرجرم ترین ستاره های کشف شده است. برخی از این جرمها دقیق هستند ولی برخی دیگر ممکن است اشتباه اندازه گیری شده باشند و عدم قطعیت دارند. در این لیست ستاره هایی با بیش از 150 برابر جرم خورشید دیده می شود که بالای حد ادینگتون است.

http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_most_massive_stars


نظریات پیشبینی می کنند که ستاره های بسیار پرجرم که جرمشان نزدیک یا بیشتر از جرم ادینگتون است، بادهای ستاره ای بسیار بسیار شدیدی دارند و در زمان کوتاهی جرمشان کاهش می یابد و به زیر حد ادینگتون می رسد. مثل این نمونه:

http://en.wikipedia.org/wiki/R136a1

که احتمالا از اول پیدایش تا الان به اندازه 50 برابر جرم خورشید را از دست داده و هنوز هم مشغول جرم کم کردن است!

[Ehsan]

با سلام
در بحث تحول انواع ستار ه ها مطلبی عنوان شده که ستا رگانی کشف شده اند که جر م انها دو یست ( 200 ) و یا ( 265 ) برابر جرم خورشید می با شد .
...........
...........
.....................
............
با تشکر

سه تا نکته در حرفهاتون وجود داره:
1.بحث ِ این که حد ِ بالای ِ جرم ِ ستاره چه قدر باید باشه هنوز هم جزو ِ مسائل ِ باز ِ اخترفیزیک محسوب میشه و عددش روز به روز در حال ِ تغییر هستش اشکال ِ کار هم از اونجایی ناشی میشه که برای محاسبه ی این مقدار باید اثر ِ خیلی چیزها رو در نظر گرفت و برای ِ همین هم هرگز دستی محاسبه اش نمی کنند و همیشه به کمک ِ ابر رایانه ها شبیه سازی می کنند که چه اتفاقی برای ِ ستاره های سنگین میافته! واسه همین احتمالا اون کتاب قدیمی بوده.

2. حد ِ چاندرا اسکار راجع به حد ِ بالای ِ جرم ِ کوتوله های ِ سفید هستش و نه ستاره ها.
این لینک رو ببینید:
حد ِ چاندرا اسکار (http://forum.avastarco.com/forum/showthread.php?559-*-%D8%A7%D8%B5%D8%B7%D9%84%D8%A7%D8%AD%D8%A7%D8%AA-%D9%88-%D8%AA%D8%B9%D8%A7%D8%B1%DB%8C%D9%81-%D9%86%D8%AC%D9%88%D9%85%DB%8C-*&p=16259&viewfull=1#post16259)

3. بیشترین تعداد ِ ستارگان در حدود ِ 0.75 جرم ِ خورشید پیدا میشوند (یعنی ستارگان ِ سبکتر تعداد ِ بیشتری دارند).
نمودار ِ پایین شکل ِ توزیع ِ جرم ستارگان است:
http://burro.cwru.edu/Academics/Astr221/StarProp/imf.gif

امتیاز تصویر:http://www.cwru.edu/

ـــــــــــــــــــ
ای بابا بازم که با آقا پیمان همزمان جواب دادیم!!!! ;)

[پیمان اکبرنیا]

آقا احسان خوشم میاد جوابهای ما معمولا مکمل هم هست و کلا از تمام زوایا نگاه میکنه به قضیه :thumbsup:
مسئولان مملکت بیایند و پاسخ گویی را از ما یاد بگیرند :t5hq2u:

[Ehsan]

اول بهتره به پایان ِ ستارگان ِ سبک بپردازیم.

در این (http://forum.avastarco.com/forum/showthread.php?649-%CA%CD%E6%E1-%C7%E4%E6%C7%DA-%D3%CA%C7%D1%E5-%E5%C7/page6#58) پست شرح داده شد که ستاره ها کلا چرا از رشته ی اصلی خارج می شوند از این جا به بعد بین ِ تحول ِ ستارگان ِ سبک و سنگین تفاوت وجود دارد. اول از ستارگان ِ سبک شروع می کنیم:

ستارگان سبک بعد از انبساط ِ اولیه در واقع وارد فاز ِ دوم ِ رشته ی اصلی می شوند. این مرحله به این صورت است که پس از بالا رفتن ِ آرام ِ دما و فشار در هسته ناگهان هلیوم ِ موجود در هسته شروع به واکنش میکند و درخش ِ هلیومی رخ می دهد .

این رویداد ِ انفجار گونه (که در این (http://forum.avastarco.com/forum/showthread.php?649-%CA%CD%E6%E1-%C7%E4%E6%C7%DA-%D3%CA%C7%D1%E5-%E5%C7/page6#60) پست در موردش توضیح داده شد) به جای ِ این که باعث ِ افزایش ِ درخشندگی ِ ستاره بشود پوسته ی هیدروژن سوز ِ ستاره را از بین می برد و در نهایت باعث ِ کاهش ِ درخشندگی ِ ستاره میشود

و به دنبال ِ از بین رفتن ِ پوسته ی هیدروژن سوز (که تا میانه ی راه ِ مرکز تا سطح گسترده بود) اندازه ی ستاره نیز افت کرده و ستاره دوباره به رشته ی اصلی نزدیک میشود (ولی به آن وارد نمی شود فقط از نزدیکی ِ آن می گذرد) و ستاره چندین میلیون سال در این حالت باقی میماند و در این فاز به آرامی هلیوم ِ خود را به کربن تبدیل می کند.

http://cosmology.berkeley.edu/Education/ISTATPage/HighSchool/stellarE/stars.jpg
امتیاز ِ تصویر: دانشگاه ِ برکلی

(برای ِ ستارگان ِ خیلی سبکتر مخصوصا کوتوله های قهوه ای و ذره ای بالاتر این فازها طی نمی شود بلکه بعد از تمام شدن ِ هیدروژن ِ مرکز ستاره خاموش شده و کم کم سرد میشود!!!)



ـــــــــــــــــ
پ.ن1.در پست ِ بعد تیر ِ خلاص ِ ستارگان ِ سبک را دَر میکنیم و فاز ِ پایانی ِ این ستارگان را شرح خواهیم داد.

پ.ن2. وقتی دارم می گم فلان کارو خواهیم کرد منظورم اینه که اگر کس ِ دیگه ای هم میتونه بگه دریغ نکنه!!!

[Ehsan]

بعد از فاز ِ دوم رشته ی اصلی دوباره ستاره ی سبک با تبدیل ِ همه ی هلیوم ِ مرکزی به کربن فرایند های پیشین تکرار می شوند!

به این معنی که پوسته ی هلویم سوزی در اطراف ِ هسته ی کربنی شکل می گیرد و پوسته ی هیدروژن سوزی هم همین طور به قوت خود در اطراف ِ هسته باقی است.

اضافه شدن ِ پوسته ی هلیوم سوزی دوباره ستاره را منبسط می کند به طوری که لایه های ِ بیرونی ِ ستاره بسیار گسترده و بزرگ اما سرد می شوند و دوباره غولی سرخ شکل می گیرد!!

در این مرحله ستاره نمی تواند به اندازه ی کافی فشار و دما ایجاد کنه که کربن را هم وارد واکنش ِ هسته ای بکند.

و در این حال اگر ستاره وارد نوار ناپایداری (که شرح داده شد) بشود فاجعه رخ می دهد! با هر تپش، ستاره بخشی از مواد ِ روی ِ پوسته ی خود رو به بیرون پرتاب می کند و چون اندازه ی ِ ستاره بسیار بزرگ شده است میدان ِ گرانشی ِ آن توانایی ِ بازگرداندن ِ پوسته های ِ پرتاب شده را ندارد و پوسته ها به سمت ِ فضای ِ بی کران می روند و در نهایت یک هسته ی ِ بسیار بسیار داغ و چگال ِ کربنی در مرکز ِ یک سحابی ِ بسیار بزرگ باقی بماند.

این هسته ی باقی مانده جرمی از مرتبه ی جرم ِ خورشید دارد و اندازه ی آن تقریبا با زمین برابری می کند!!! بنا بر این بسیار بسیار چگال است و همچنین جنس ِ آن از کربن است و اگر دوست دارید می توانید آن را الماس بنامید! اما نمی دانم کربن ِ مرکزی حالت ِ کریستالی را به خود می گیرد یا نه!

این هسته ی مرکزی همان کوتوله ی ِ سفید است که بعدها سرد شده و سیاه می شود!

پوسته های ِ به بیرون پرتاب شده هم سحابی ِ سیاره نما را تشکیل می دهند که واقعا اشکالی بسیار بسیار زیبا را در آسمان شب پدید می آورند!

خورشید ِ ما چنین پایانی خواهد داشت! :sad:

گذاشتن ِ تصویر ِ چند سحابی سیاره نما خالی از لطف نیست!:
(همه ی تصاویر از ویکی پدیاست)
نکته ی بارز این است که تقریبا در همه ی تصاویر کوتوله ی سفید مرکزی مشخص است.

سحابی حلقه (پنجاه و هفتم ِ مسیه!). یکی از سحابی های ِ زیبا که یک بار از پشت سلسترون 8 اینچ فکمان را به زمین چسباند و غریوی سر دادیم از فرط ِ شادی و لذت!:

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/13/M57_The_Ring_Nebula.JPG/470px-M57_The_Ring_Nebula.JPG (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/13/M57_The_Ring_Nebula.JPG/470px-M57_The_Ring_Nebula.JPG)

سحابی ِ اسکیمو که داغ ِ دیندنش بر دلم هست هنوز!! :sad:(در این مورد کوتوله ی ِ سفید ِ مرکز به راحتی قابل مشاهده است)

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/16/Ngc2392.jpg/480px-Ngc2392.jpg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/16/Ngc2392.jpg/480px-Ngc2392.jpg)

و در نهایت عشق ِ زیبای ِ بنده سحابی ِ خارقالعاده ی ِ هلیکس:

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b1/NGC7293_%282004%29.jpg/480px-NGC7293_%282004%29.jpg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b1/NGC7293_%282004%29.jpg/480px-NGC7293_%282004%29.jpg)

ـــــــــــ

پ.ن: اگر عمری باقی باشد با شرح ِ پایان ِ ستارگان ِ سنگین این تاپیک را به پایان خواهم برد اما فعلا به قول ِ شاعر (http://forum.avastarco.com/forum/member.php?251-Astronomer) عمل می کنم که می گوید: این قافله ی عمر عجب می گذرد! دریاب دمی که بی فروم می گذرد!:grin:

[Ehsan]

در این پست (http://forum.avastarco.com/forum/showthread.php?649-%D8%AA%D8%AD%D9%88%D9%84-%D8%A7%D9%86%D9%88%D8%A7%D8%B9-%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87-%D9%87%D8%A7&p=15380&viewfull=1#post15380) گداخت ِ هسته ای ِ اتم هیدروژن که موجب تولید انرژی ستارگان ِ رشته ی ِ اصلی هستش شرح داده شد اما آیا ستارگان کلا از این واکنش (پروتون-پروتون) انرژی ِ خودشون رو تامین می کنند؟

در رشته ی ِ اصلی بله اما در تمام ِ طول ِ حیاتشون نه!

در حوزه ی ِ انرژی ِ هسته ای ما در حالت ِ کلی دو نوع واکنش داریم: واکنشهای ِ گداختی و واکنشهای ِ شکافتی.

واکنشهای ِ گداختی واکنشهایی هستند که در اونها دو هسته ی ِ اتم به هم برخورد می کنند و با هم یک هسته ی ِ بزرگتر رو تشکیل می دهند.

واکنشهای ِ شکافتی واکنشهایی هستند که در طی ِ اون یک هسته ی بزرگتر به دو هسته ی کوچکتر تبدیل میشود.

هر دو واکنش می توانند انرژی زا یا انرژی گیر باشند. اما کی این دو واکنش انرژی زا هستند و کی انرژی گیر؟

برای ِ دسته ای از هسته های ِ اتم واکنش ِ گداخت انرژی زا محسوب میشه. به این معنی که انرژیی که ما قرار هستش صرف بکنیم تا این دو تا هسته به هم بچسبند کمتر از انرژیی هستش که قراره واکنش ِ چسبیدن ِ این دو تا هسته به هم به ما پس بده بنا بر این در مجموع در این واکنش انرژی تولید شده.

مثلا ما 10 واحد انرژی صرف می کنیم تا این دو تا هسته به هم بچسبند اما در هنگام ِ چسبیدن ِ این دو تا هسته 30 واحد انرژی تولید می شود بنا بر این در مجموع ما 20 واحد انرژی دریافت کردیم!

برای ِ اتمهایی که در این دسته قرار نمی گیرند وضعیت کاملا متفاوت هستش به این معنی که انرژی ِ مصرف شده بیشتر از انرژی ِ تولید شده هستش و در مجموع ما تو این واکنش ضرر کردیم! پس این دسته برای واکنش ِ گداختی مناسب نیستند امااااااااااااااااااااااا اااااااااا

دقیقا همین (که در واکنش ِ گداختی انرژی گیر هستند) دسته برای ِ واکنش ِ شکافتی مناسب هستند!!!

به این معنی که برای این اتمها اگر مقداری انرژی مصرف کنیم تا هسته اشون تقسیم بشه به دو هسته ی کوچکتر انرژیی که به ما پس خواهد داد بیشتر از انرژی ِ مصرف شده خواهد بود و واکنش ِ شکافت ِ هسته ای برای ِ این اتمها به صرفه تر است تا گداخت!

اما این که کدام اتمها در گداخت انرژی تولید می کنند و کدام اتمها در شکافت، به انرژی ِ هسته ی اتمها بستگی دارد.

کمیتی وجود دارد به اسم ِ انرژی بر نوکلئون: انرژی ِ هسته ی اتم را به تعداد ِ پروتون و نوترون ِ هسته تقسیم می کنند.

اگر این عدد برای ِ یک اتم کوچکتر از اتمهای ِ سبکتر از خودش باشد واضح است که موقع ِ شکسته شدن ِ این هسته، انرژی آزاد خواهد شد و برعکس اگر انرژی بر نوکلئون ِ هسته کمتر از هسته های ِ سنگینتر از خودش باشد باز هم واضح است که ترکیب شدن ِ چند هسته از این نوع و تشکیل ِ یک هسته ی بزرگتر واکنشی انرژی زا خواهد بود.


نمودار ِ انرژِی بر نوکلئون ِ هسته ی اتمها بر اساس ِ جرمشون رو پایین می بینید:

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/53/Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/53/Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg) تصویر از ویکی

در این تصویر آهن 56 بیشینه ی ِ انرژی رو داره بنا بر این با آهن نه میشه گداخت ِ هسته ای انجام داد و نه میشه شکافت هسته ای انجام داد!


و همچنین هسته های ِ سنگینتر از آهن به درد ِ شکافت ِ هسته ای می خورند و هسته های ِ سبکتر به درد ِ گداخت ِ هسته ای!

[Ehsan]

حالا که معلوم شد ستارگان سبک چه طوری میمیرند نوبت به بررسی ِ مرگ ستارگان سنگین میرسد:

در مورد ستارگان سبک گفته شد که هسته ی این ستارگان تا کربن پیش میرود اما نمی توانند دما و فشار لازم برای شروع همجوشی ِ کربن رو فراهم کنند در نتیجه باقی ِ قضایا رخ میدهد.

اما در مورد ستارگان سنگین بعد از این که هلیوم هسته تماما به کربن تبدیل شد، دما و فشار آنقدر بالا میرود که واکنش هسته ای ِ تبدیل ِ کربن به نئون شروع می شود! در شروع ِ این واکنش دوباره اتفاقی شبیه به هلیوم فلش رخ میدهد.

بعد از این اتفاق دوباره یک هسته ی ِ کربن سوز شکل میگیرد که با پوسته ای هلیوم سوز و هیدروژن سوز احاطه شده. دوباره بعد از مدتی کربن تمام شده و کل ِ هسته به نئون تبدیل میشود! سپس دوباره دما و فشار آنقدر بالا میرود که هسته ی ِ نئونی شروع به واکنش ِ گداخت هسته ای میکند و تبدیل به اکسیژن می شود ( و باز هم اتفاقی شبیه ِ درخش هلیومی رخ می دهد) و این چرخه با همین ترتیب به تبدیل ِ اکسیژن به سیلسیم و نهایتا تبدیل ِ سیلیسیم به آهن ادامه پیدا می کند!

لازم به ذکر است که مرحله ی ِ تبدیل ِ هر عنصر به عنصر ِ سنگینتر با افزایش ِ جرم هسته ی ِ عناصر، سریعتر می شود به طوری که زمان اولین مرحله (تبدیل هیدروژن به هلیوم) به اندازه ی تمام عمر ستاره در رشته ی اصلی (از مرتبه ی چند صد میلیون سال) طول می کشد اما آخرین مرحله (تبدیل ِ سیلیسیم به آهن) تقریبا فقط یک روز طول می کشد و رویدادی بسیار سریع، برق آسا و پر انرژی است!

اما در پست ِ قبل مطرح شد که آهن توانایی ِ تولید ِ انرژی از طریق ِ فرایند ِ گداخت ِ هسته ای را ندارد! و ستارگان به دلیل ِ شرایط ِ خاص ِ هسته شان تنها توانایی ِ تولید ِ انرژی از طریق ِ گداخت ِ هسته ای را دارد نه شکافت! پس از این جا به بعد چه اتفاقی برای ِ ستاره می افتد؟

این موضوع ِ پست ِ بعد است!

این هم تصویری از ساختار ِ ستاره های ِ سنگین وقتی که هسته ی ِ آهنی در آنها به وجود بیاید:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/archive/3/37/20110412102321%21Evolved_star_fusion_shells.svg
تصویر از ویکی
ـــــــــــــــــــــــــ ــــــ
پ.ن: فردا امتحان الکمغ (الکترومغناطیس در زبان ِ برقی!) دارم! دعا کنید!

[Ehsan]

باید اعتراف کنم یکی از جذاب ترین اتفاقات ِ نجومی که از شنیدن توضیحش نفسم بند میاید و حیرت میکنم انفجار ابرنواختری است.

در پست ِ قبل مطرح شد که کوره ی کیمیاگری ِ مرکز ِ ستاره با زنجیره ای از اتفاقات نهایتا به عنصر ِ آهن میرسد. در این مرحله دمای ی هسته ی ِ آهنی ِ ستاره از مرتبه ی ِ میلیارد درجه ی ِ کلوین است. این دما بسیار بسیار بسیار زیاد است!

اما تا مراحل ِ قبلی این دمای ِ زیاد باعث می شد تا عنصر ِ درون ِ هسته ی ستاره وارد واکنش گداختی شود و انرژی تولید کند اما آهن هرگز به وسیله ی واکنش گداختی انرژی تولید نمی کند! پس چه میشود؟ منبع ِ انرژی قطع میشود!

در تمام طول ِ عمر ستاره همیشه انرژی ِ تابشی ِ تولید شده در مرکز با انرژی ِ گرانشی ِ لایه های ِ بالایی برابری میکرد و ستاره را زنده نگه میداشت اما اکنون که منبع ِ انرژی درونی قطع شده چه می شود؟

واضح است! لایه های ِ بالایی به سمت ِ هسته سقوط می کنند! اتفاق ِ جالب اینجاست که رخ می دهد:

در مسیر ِ سقوط ِ لایه ها به سمت مرکز ِ ستاره، هسته ی ِ ستاره به شدت چگال میشود تا جایی که هسته ی ِ اتمها به هم برخورد می کنند. وقتی هسته ی ِ اتمها به هم برخورد کردند فشار ِ ناشی از برخورد در هسته به سمت لایه ها برمی گردد و یک موج ِ شوک ِ عظیم به وجود می آورد.

درست مثل ِ این که شما گویی فلزی را به روی ِ سطحی سخت پرتاب کنید. چون گوی نمی تواند از سطح ِ سخت عبور کند تکانه اش به خودش بر میگردد و گوی پس از برخورد به سطح به سمت بالا می جهد.

همین اتفاق دقیقا برای ِ لایه های ِ بالایی ِ ستاره می افتد. یعنی پس از برخورد به هسته موج ِ شوکی آنقدر عظیم به وجود می آید که کل ِ لایه های ِ روی ِ هسته را به بیرون از ستاره پرتاب می شود. و این یک انفجار ِ ابرنواختری است!

اگر خاطر تان باشد گفته شد که برای ِ خورشید ، انرژی که از مرکز تولید می شود حدود ِ چند میلیون سال طول میکشد تا به خاطر ِ انتقال ِ تابشی به سطح برسد. پس اگر لایه های ِ خورشید را باز کنید انرژی ِ حدود ِ چند میلیون سال درون ِ آن نهفته است!

همین اتفاق دقیقا برای ِ ابرنو اختر هم رخ می دهد به طوری که وقتی لایه های ِ ستاره به بیرون پرتاب شدند انرژی ِ تابشیی که چندین میلیون سال در لایه ها ذخیره شده بود ناگهان آزاد میشود و نتیجه ی ِ این رویداد ها این میشود که درخشندگی ِ یک ابرنواختر با درخشندگی ِ یک کهکشان برابری میکند!!!

بر خلاف ِ دیگر واکنشهای ِ ستاره ها که به آرامی صورت می گیرد تمام ِ این اتفاقات در عرض ِ چند ساعت رخ میدهد! (البته تولید ِ موج ِ شوکی از مرتبه ی ِ چند ثانیه طول می کشد که در مقیاس ِ ستاره ای بسیار بسیار سریع است!)

بعد از این رویداد ها، هسته ای که اکنون نوترون و پروتون هایش به هم چسبیده اند یک جرم ِ بسیار چگال تشکیل میدهد که همان ستاره ی ِ نوترونی است. الکترون ها با پروتون ها واکنش می دهند و نهایتا نوترون با چند محصول ِ جانبی (!) تولید می شود! در نتیجه آنچه بعد از انفجار در مرکز باقی میماند یک ستاره ی ِ تماما نوترونی است.

جالب است بدانید یکی از محصولات ی جانبی ِ این رویداد نوترینو است! نوترینو ذره ای بنیادی است که بسیار سخت جذب می شود به همین خاطر تقریبا از هر چیزی بدون مشکل عبور می کند. بنا بر این در طی ِ یک انفجار ِ ابرنواختری مقادیر ِ بسیار زیادی نوترینو آزاد میشود!
در سال ِ 1987 آزمایشگاه های ِ اندازه گیری نوترینو در دل ِ کوها، مقادیر ِ بسیار زیاد و غیر عادیی نوترینو اندازه گیری کردند که بسیار عجیب بود!

سه ساعت ِ بعد افزایش ِ درخشندگی ِ یکی از ستاره های ِ کهکشان ِ ماژلانی ِ کوچک اندازه گیری شد که اندکی بعد فهمیدند یک انفجار ِ ابرنواختری رخد داده که به ابرنو اختر ِ 1987A معروف شد.

قضیه از این قرار بود که طی ِ رمبش ی لایه ها و تشکیل ِ ستاره ی ِ نوترونی در مرکز ستاره، مقادیر ِ بسیار زیادی نوترینو آزاد شد که چون نوترینو را چیزی جذب نمی کند، سریعا از مرکز ستاره به بیرون رفته و نهایتا به زمین رسیدند اما موج ِ شوکی 3 ساعت بعد به سطح ِ ستاره ( و در نتیجه به زمین ) رسید که این اتفاق در نوع ِ خود بسیار جالب بود و در لینک ِ زیر می توانید راجع اش بخوانید:

http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1987A


مراحل ایجاد ِ موج ِ شوکی (از ویکی پدیا)
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0c/Core_collapse_scenario.svg


اما حالا سوال این جاست: اگر قدرت ِ لایه ها اینقدر باشد که هسته بشکند و فرصت ِ ایجاد ِ موج ِ شوکی نباشد چه می شود؟

[پیمان اکبرنیا]

تشکر میکنم از احسان عزیز که بسیار زیبا توضیح میدهد!

یکی از مباحث هیجان انگیز نیز انفجارات نامتقارن ابر نو اختری است مثل سحابیهای زیر:

سحابی ساعت شنی (من واقعا از قیافه این سحابی وحشت دارم، مثل اون چشم شرور بالای برج در ارباب حلقه ها میمونه!):

2970

و سحابی چشم گربه:

2971

درباره اینها هم میتونیم بحث کنیم!

[sara shahabi]

تشکر از آقای ابراهیمیان بابت نحوه ی بیان خیلی خوبشون و هم چنین آقای اکبر نیا بابت باز کردن بحث...

فکر می کنم نامتقارن بودن به خاطر دو تایی بودن ستاره های مرکزی ممکنه پیش بیاد؟(یعنی می تونه نامتوازنی به وجود بیاره)

قبل از انفجار هم فکر می کنم ممکن هست که ستاره مقداری از جرمش رو قبلا پرتاب کرده باشه(مثل سیاره نما)که باعث نامتقارن شدن بشه؟

البته حدس زدم:)

[solh]

شاید نامتقارن شدن به این علت باشه که فوران ماده و خروج ماده از دو طرف ستاره بیشتر صورت میگیره ، دلیلش هم ممکنه به میدان مغناطیسی بسته باشه . من فکر میکنم این مواد خارج شده بیشتر از محور عمود بر محور چرخش ستاره بیرون پرتاب بشن ، یعنی نواحی قطبی .

[پیمان اکبرنیا]

دوستان من یک اشتباهی کردم!

این سحابیها که در بالا تصویرشون را گذاشتم باقی مانده ابرنواختری نیستند و بلکه سحابی سیاره نما هستند. علت شکل عجیب اونها اونها هم هنوز در حال بررسی هست و یکی از مسائل اخترفیزیکه که هنوز کامل جوابش مشخص نیست. البته جوایهای خانم sara shahabi و solh هر دو درست بود و نظریات نشون میده که شکلشون میتونه مربوط به میدان مغناطیسی باشه یا مربوط به دوتایی بودن منظومه.

[Ehsan]

ممنون از بچه ها که این بحث رو ادامه دادن دیگه داشتم نا امید می شدم از بس خودم پست گذاشتم! ;)

به هر حال باقی مانده های ابرنو اختری هم در نوع خودشون جالب اند. باقی مانده های ابر نواختری بر خلاف باقی مانده های سیاره نمایی نسبتا تقارن کروی دارند. اما باقی مانده های سیاره ای تقارن کروی بسیار کمتری دارند. علت چیه؟

جالبه که چند تا باقی مانده ی ابر نواختری رو ببینید:

یک مورد نسبتا نا متقارن:
[/URL]http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0e/Sig06-030.jpg/230px-Sig06-030.jpg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0e/Sig06-030.jpg/230px-Sig06-030.jpg)

و یک مورد نسبتا متقارن:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ac/Main_tycho_remnant_full.jpg/242px-Main_tycho_remnant_full.jpg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ac/Main_tycho_remnant_full.jpg/242px-Main_tycho_remnant_full.jpg)

و یک مورد آشنا اما نه چندان متقارن:
[URL="http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/00/Crab_Nebula.jpg/240px-Crab_Nebula.jpg"]http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/00/Crab_Nebula.jpg/240px-Crab_Nebula.jpg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/00/Crab_Nebula.jpg/240px-Crab_Nebula.jpg)

نکته اینه که حتی باقی مانده های ابرنو اختریی که نامتقارن اند از باقی مانده های سیاره ای خیلی متقارن ، متقارن تر اند (البته منظور، تقارن کروی هستش و الا که در حالت کلی تقارن دارند!)

سوال چرایی این قضیه است!؟؟

[sara shahabi]

این که تقارن در انفجار ابر نو اختری بیشتر هست به خاطر شدت انفجار نیست که احتمال کروی بودن رو افزایش بده؟(چون باعث می شه که سرعت لایه ها مشابه باشه) ولی در سیاره نما
با هر تپش،ستاره مواد خودش رو به بیرون پرتاب می کنه که احتمال داشتن عدم تقارن رو به نظرم افزایش میده.مخصوصا قسمت های بیرونی تر که محصول مراحل اولیه ی ناپایداری هستند.

من یه سوال داشتم:دومین عکس(متقارن)رو من تا به حال ندیده بودم!اسم خاصی داره؟هاله ی بیرونی یک مقدار غیر طبیعی نیست؟!

-----------------------------------------------
پست پایین:ممنون که گفتید،
یادم افتاد که دیده بودمش و کجا!
امان از حافظه!

[Astronomy]

من یه سوال داشتم:دومین عکس(متقارن)رو من تا به حال ندیده بودم!اسم خاصی داره؟هاله ی بیرونی یک مقدار غیر طبیعی نیست؟!
فکر کنم این همون ابرنواختر معروف ذات الکرسی a باشه
درسته؟
الان دیدم اسمش ابرنواختر تیخو هست

[Ehsan]

این که تقارن در انفجار ابر نو اختری بیشتر هست به خاطر شدت انفجار نیست که احتمال کروی بودن رو افزایش بده؟(چون باعث می شه که سرعت لایه ها مشابه باشه) ولی در سیاره نما
با هر تپش،ستاره مواد خودش رو به بیرون پرتاب می کنه که احتمال داشتن عدم تقارن رو به نظرم افزایش میده.مخصوصا قسمت های بیرونی تر که محصول مراحل اولیه ی ناپایداری هستند.



نمی دونم اما خودم هم همچین نظری دارم! بالاخره توی انفجار های ابرنواختری اینقدر سریع مواد در فضا پخش می شوند که تقریبا میدان مغناطیسی فرصت نمی کنه تغییر قابل ملاحظه ای ایجاد بکنه.

[solh]

لطفا دلیلش رو بگین ، مثل اینکه کسی نمیخواد بیشتر بگه !!! من نمیدونم مثال خوبیه یا نه ، اما روی همین زمین خودمون هم اگه یه انفجار به سرعت زیاد رخ بده باز هم این عدم تقارن دیده میشه ( شاید هم نه !) دلیلش شاید یکی باشه .

[پیمان اکبرنیا]

لطفا دلیلش رو بگین ، مثل اینکه کسی نمیخواد بیشتر بگه !!! من نمیدونم مثال خوبیه یا نه ، اما روی همین زمین خودمون هم اگه یه انفجار به سرعت زیاد رخ بده باز هم این عدم تقارن دیده میشه ( شاید هم نه !) دلیلش شاید یکی باشه .

والا تا جایی که من تو اینترنت دیدم دلیلش هنوز کاملا مشخص نیست و نظریاتی ارائه شده که باید کسی که در این زمینه کار تحقیقاتی انجام داده در موردش نظر بده!

[Ehsan]

در این پست (http://forum.avastarco.com/forum/showthread.php?649-%D8%AA%D8%AD%D9%88%D9%84-%D8%A7%D9%86%D9%88%D8%A7%D8%B9-%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87-%D9%87%D8%A7&p=21782&viewfull=1#post21782) مطرح شد که ستارگان ِسنگین چگونه منفجر می شوند. درست مثل ِاین که یک گوی ِفلزی از ارتفاعی به یک سطح سخت بخورد و برگردد.

لایه های ِستاره به هسته برخورد می کنند و چون هسته ی ِستاره از هسته ی ِاتمها ساخته شده و هسته ی اتمها هم بسیار سخت است پس لایه های ِستاره بر میگردد و ستاره منفجر می شود.

اما هسته های ِاتمها تا چه حد سخت اند؟ یعنی آیا می توان برخوردی آنقدر شدید یافت که هسته ی ِ اتمها هم بشکنند؟ مثل این که گوی فلزی آنقدر سریع به سطح بخورد کند که سطح بشکند مثلا گلوله ای به سمت ِ کاشی ِ کف ِ اتاق با اسلحه ای قوی شلیک شود. کاشی هر قدر هم سخت باشد خواهد شکست.

اخترفیزیک دانان به این پرسش پاسخ ِمثبت داده اند!! یعنی جرمی آنقدر زیاد وجود دارد که در صورت ِرمبش هسته ی ِ اتمها را در هم می شکند و ستاره در خود فرو میریزد! اما اگر این اتفاق بی افتد چه می شود؟

یعنی اگر هسته ی ِاتمها هم نتوانند در برابر ِگرانش ستاره مقاومت کنند چه روی می دهد؟

احتمالا درست حدس زدید! دیگر چیزی برای ِمقاومت در برابر ِگرانش وجود ندارد و سیاه چاله ای در مرکز ِ ستاره شکل می گیرد! اما اگر چیزی برای پس زدن ِ لایه ها وجود نداشته باشد چگونه انفجار رخ می دهد؟ پاسخ ساده است! انفجاری روی نخواهد داد!

به جای ِ آن ستاره شروع می کند به فرو ریختن درون سیاه چاله و سیاه چاله ِ مرکزی هم شروع به بلعیدن ِ تمام ِ جرم ِ ستاره خواهد کرد.

اما جرم موجود برای ِسیاه چاله ی ِ نوباوه ی ِ مان آنقدر زیاد است که سیاه چاله عملا نمی تواند همه ی ِ آن جرم را در مدت زمان لازم ببلعد. بنا بر این به دلایلی که در این پست (http://forum.avastarco.com/forum/showthread.php?441-%D8%B1%D8%A7%D8%AF%DB%8C%D9%88-%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%D9%87%D8%A7&p=10074&viewfull=1#post10074) (از تاپیک کهکشان های رادیوی ) مطرح شد جتهای ِ نیرومندی از دو طرف ستاره شروع به بیرون رفتن می کنند و بخشی از مواد ستاره را با خود به فضا می برند!

اگر در مسیر ِ یکی از این جتها قرار بگیرید مقادیر ِ بسیار زیادی انرژی در ناحیه ی ِ پرتو ِ گاما دریافت خواهید کرد. این رویداد یکی از نامزدهای ِ پدیده ی ِ «انفجار پرتو ی ِگاما» (GRB (http://fa.wikipedia.org/wiki/%D8%A7%D9%86%D9%81%D8%AC%D8%A7%D8%B1_%D9%BE%D8%B1% D8%AA%D9%88%DB%8C_%DA%AF%D8%A7%D9%85%D8%A7) ) هستند. این پدیده ها بعد از انفجار ِ بزرگ ، پر انرژی ترین رویدادهای ِ کیهان محسوب می شوند.

یک تصویر ِخیالی از این پایان ِ دردناک (ویکی پدیا)
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/63/Gamma_ray_burst.jpg/640px-Gamma_ray_burst.jpg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/63/Gamma_ray_burst.jpg/640px-Gamma_ray_burst.jpg)

ـــــــــــــــــــــــــ ـــــــــــــــــــ
پ.ن1: مامورت ِ ما در این تاپیک (که بقایای ِ دوران ِ مدیریت است:wut:) تمام شد! این آخرین پست ِ مربوط به تحول ستاره ها بود و از این جا به بعد می توان بحثهای ِ جانبی مربوط به تحول ستاره ها را اینجا پی گرفت!

پ.ن2: اگر کسی مطلبی دارد که می تواند کامل کننده ی ِ بحث باشد دریغ نکند!

پ.ن3: سوالی از کل ِ تاپیک هست اگر، در خدمتیم! :wink:

پ.ن4: تنها تاپیک ِ باقی که باید به اتمام برسانم تا رسالتم تمام شود(!!!:wink:) تاپیک ِ اختلالات ِ مداری در منظومه ها (http://forum.avastarco.com/forum/showthread.php?589-%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D9%84%D8%A7%D9%84%D8%A7%D8%AA-%D9%90-%D9%85%D8%AF%D8%A7%D8%B1%DB%8C-%D8%AF%D8%B1-%D9%85%D9%86%D8%B8%D9%88%D9%85%D9%87-%D9%87%D8%A7) است که به یاری خدا اگر وقتی بیابم آن را نیز تمام می کنم که نتایجش برای خودم هم جالب خواهد بود!

[af.skylover]

ببخشید ...ولی من درست متوجه نشدم..می شه اگه ممکنه یه کم ساده تر نحوه ی تشکیل سیاه چاله ها رو توضیح بدید!!!

[م.شريفی]

سلام جناب آقاي احسان
در ابتدا از همه زحماتي كه براي آموزش نجوم به ما مبتديان مي كشيد ممنونم
اين اولين و شايد آخرين مطلب من در اين انجمن است با اينكه خيلي وقت پيش نام كاربري ساختم اما فقط ميخوانم چون حرفي براي گفتن ندارم
بيشتر هم مطالب آموزشي خوب شما و آقاي اكبرنيا و ديگران را ميخوانم
اما الآن كه نوشتيد اين آخرين مطلب در اين تاپيك است و بعد از آن رسالت شما پايان مي يابد با خودم فكر كردم كه نكند ديگر فرصت تشكر از شما را نداشته باشم
خواستم بدانيد كه شما با اين كارتان حركت بزرگي در ترويج نجوم كرديد و زكات علم خود را داديد .
به طوري كه به كساني كه نه ديده ايد و شايد هيچ وقت نبينيد آموزش مي دهيد و اين كار بسيار بزرگي است .
مطمئن باشيد دعاي خير من و امثال من هميشه پشت سر شما خواهد بود .
البته اميدوارم اين پايان رسالت به معني محروميت ما از وجود شما نباشد و باز هم شاهد مطالب خوب و پر محتوا و آموزش هاي عالي شما باشيم
از خداوند منان توفيقات روز افزون جنابعالي را خواستارم

[Ehsan]

سلام جناب آقاي احسان
در ابتدا از همه زحماتي كه براي آموزش نجوم به ما مبتديان مي كشيد ممنونم
اين اولين و شايد آخرين مطلب من در اين انجمن است با اينكه خيلي وقت پيش نام كاربري ساختم اما فقط ميخوانم چون حرفي براي گفتن ندارم
بيشتر هم مطالب آموزشي خوب شما و آقاي اكبرنيا و ديگران را ميخوانم
اما الآن كه نوشتيد اين آخرين مطلب در اين تاپيك است و بعد از آن رسالت شما پايان مي يابد با خودم فكر كردم كه نكند ديگر فرصت تشكر از شما را نداشته باشم
خواستم بدانيد كه شما با اين كارتان حركت بزرگي در ترويج نجوم كرديد و زكات علم خود را داديد .
به طوري كه به كساني كه نه ديده ايد و شايد هيچ وقت نبينيد آموزش مي دهيد و اين كار بسيار بزرگي است .
مطمئن باشيد دعاي خير من و امثال من هميشه پشت سر شما خواهد بود .
البته اميدوارم اين پايان رسالت به معني محروميت ما از وجود شما نباشد و باز هم شاهد مطالب خوب و پر محتوا و آموزش هاي عالي شما باشيم
از خداوند منان توفيقات روز افزون جنابعالي را خواستارم

باید بگم واقعا زبونم بند اومد!
انتظار این همه لطف رو نداشتم! واقعا ممنون!

رسالت به معنای ِ رسالت مدیریتی (به عبارتی : « وظیفه») بوده و چون بنده این تاپیک رو در زمان مدیریت زدم، انتظار داشتم قبل از اتمام مدیریت هم تمامشان کنم که متاسفانه به دلیل مشغله ی ِ زیاد نتونستم! بنا بر این ، این وظیفه موکول شده به الان و بعد از این که تاپیکهای ِ یاد شده رو تمام کنم این وظیفه ام به اتمام خواهد رسید.

البته بنده همچنان به عنوان کاربر در فروم حضور خواهم داشت و سعی خواهم کرد تا آنچه وظیفه ی ِ همه ی ما در این فروم هست ( به اشتراک گذاشتن دانش ِ اندکمان تا با هم یک منبع ِ بزرگ و خوب پدید بیاریم) رو انجام بدم.

باز هم خیلی ممنون.


ببخشید ...ولی من درست متوجه نشدم..می شه اگه ممکنه یه کم ساده تر نحوه ی تشکیل سیاه چاله ها رو توضیح بدید!!!

تاپیک رو از اول دنبال کنید اونوقت فکر کنم مفهوم بشه که سیاه چاله چطوری شکل می گیره!

در هر صورت باز هم توضیحی کوتاه عرض می کنم:
ستاره قبلا با انرژی تولید شده در مرکزش با گرانش ِ لایه های ِ خودش مقابله می کرد. وقتی این انرژی از بین بره لایه ها سقوط می کنند روی هسته ی ستاره و آنچه در پست ِ بالا شرح داده شد مال ِ بعد از این قضایاست.

اگر باز هم نامفهومه بنده در خدمتم!

[Tahereh Ramezani]

سلام جناب Ehsan


از تاپیک و مطالب بسیار بسیار مفید و آموزندتون بسیار بسیار سپاسگزارم :have a nice day:


یک سؤال خدمتتون داشتم ( می بخشید بعد از اتمام بحث سؤال می پرسم ، چون امروز که داشتم کتابی مطالعه می کردم ، برام این سؤال ایجاد شد )

- در کتاب جهان های موازی در فصل پنجم ( دروازه های ورود به ابعاد بالاتر ) انتهای صفحه 158 نوشته شده :

" تاکنون دو نوع سیاه چاله شناسایی شده اند . در نوع نخست ، سیاه چاله های ستاره ای ، ستاره در حال مرگی تحت نیروی گرانش می رمبد .

نوع دوم ، سیاه چاله های کهکشانی ، در قسمت مرکزی کهکشان های بزرگ و اختروش ها پنهان شده اند . تشخیص آن ها آسان تر است و میلیون ها تا میلیاردها برابر خورشید جرم دارند . "



- در جای دیگری خوانده بودم که :

" سیاه چاله ها چهار نوع هستند :

سیاه چاله شوارتزشیلد ، سیاه چاله کر ، سیاه چاله رایزنر-نوردسترم و سیاه چاله کر نیومن ( همراه با توضیحات ) " ؛



برای بنده جای سؤال پیش آمد که بنابر دو مطلب گفته شده ، سیاه چاله ها چند نوع هستند ؟ و آیا ممکن است که چهار سیاه چاله فوق هم جزء دو نوع سیاه چاله ی ستاره ای و کهکشانی باشند ؟ آیا ممکن است که سیاه چاله ی کهکشانی همان سیاه چاله ی ستاره ای باشد ؟ اگر همان هست چرا این دو را از هم تفکیک کرده اند ؟ امکان دارد که بیشتر در خصوص تفاوت بین سیاه چاله ستاره ای و کهکشانی توضیح بدید ؟ و اگر ممکن است در خصوص سؤالات فوق کمی توضیح می دهید ؟ ( ببخشید که از یک سؤال بیشتر شد ! ;) )


متشکرم

[Ehsan]

سلام جناب Ehsan
........
برای بنده جای سؤال پیش آمد که بنابر دو مطلب گفته شده ، سیاه چاله ها چند نوع هستند ؟ و آیا ممکن است که چهار سیاه چاله فوق هم جزء دو نوع سیاه چاله ی ستاره ای و کهکشانی باشند ؟ آیا ممکن است که سیاه چاله ی کهکشانی همان سیاه چاله ی ستاره ای باشد ؟ اگر همان هست چرا این دو را از هم تفکیک کرده اند ؟ امکان دارد که بیشتر در خصوص تفاوت بین سیاه چاله ستاره ای و کهکشانی توضیح بدید ؟ و اگر ممکن است در خصوص سؤالات فوق کمی توضیح می دهید ؟ ( ببخشید که از یک سؤال بیشتر شد ! ;) )
متشکرم

علیک سلام
دسته بندی ِ اول بر اساس ِ جرم بوده. سیاهچاله های ِ ستاره ای نوعا از مرتبه ی ِ چند جرم ِ خورشید جرم دارند. سیاه چاله های ِ کهکشانی نوعا از مرتبه ی ِ چند ده میلیون (تا چند میلیارد) برابر خورشید جرم دارند. البته دسته ی ِ سومی هم هست که سیاه چاله های ِ میان جرم نام دارند و حدود ِ چند هزار برابر خورشید هستند و البته دسته ی ِ چهارمی(!) هم هست که همان ریز سیاه چاله ها هستند که ممکن است حتی از زمین هم کم جرمتر باشند!!!

دسته بندی ِ دوم (شوارتزشیلد و .....) بر اساس ِ جرم نیست. بلکه بر اساس ِ ویژگی های ِ دیگر ِ سیاه چاله هاست.
به عبارت ِ تخصصی تر ویژگی های ِ نسبیت ِ عامی ِ سیاه چاله ها این ویژگی ها را ایجاد می کنند. در واقع این اسامی ، اسامی ِ چهار نوع متریک در نسبیت ِ عام است (این لینکها را ببینید:
متریک شوارتزشیلد (http://en.wikipedia.org/wiki/Schwarzschild_metric)
متریک کر (http://en.wikipedia.org/wiki/Kerr_metric)
متریک کر-نیومن (http://en.wikipedia.org/wiki/Kerr%E2%80%93Newman_metric)
متریک رایزنر-نوردستورم (http://en.wikipedia.org/wiki/Reissner%E2%80%93Nordstr%C3%B6m_metric)
)
هر کدام از این متریک ها یک حالت ِ خاص از سیاه چاله ها رو تولید می کنند. برای ِ مثال سیاه چاله های ِ شوارتزشیلد سیاه چاله هایی هستند که با متریک ِ شوارتزشیلد توصیف می شوند و سیاه چاله هایی نا چرخان اند.
سیاه چاله های ِ کر، سیاه چاله های ِ چرخان اند.

سیاه چاله های ِ کر-نیومن علاوه بر این که می چرخند، بار ِ الکتریکی هم دارند.

و سیاه چاله های ِ رایزنر-نوردستورم سیاه چاله هایی نا چرخان اند که بار ِ الکتریکی هم دارند.

توضیح:
انیشتین معادلاتی کشف کرد که به توصیف ِ دقیق ِ گرانش می پرداخت و همانا نسبیت ِ عام بود!
حل ِ این معادلات در حالت ِ کلی غیر ممکن است اما با فرضهایی می توان این معادلات را حل کرد:

حل ِ اول (حل ِ شوارتزشیلد): جسمی کروی و بدون ِ بار ِ الکتریکی که اصلا چرخش ندارد و فضا-زمان در آن به ثبات رسیده.
حل ِ دوم (حل ِ کر): جسمی کروی و بدون ِ بار ِ الکتریکی که می چرخد.
حل ِ سوم (حل ِ کر-نیومن): جسمی کروی و با بار ِ الکتریکی که می چرخد.
حل ِ چهارم( حل رایزنر-نوردستورم) : جسمی کروی و با بار ِ الکتریکی که نمی چرخد و فضا-زمان در آن به ثبات رسیده.

برای ِ توصیف ِ هر سیاه چاله ای که ویژگی ِ یکی از حالات ِ بالا رو داشته باشه، حل ِ مربوط به اون حالت رو به کار میبرند و اسم ِ اون حل رو روی ِ سیاه چاله میگذارند.
واضح هستش که مثلا سیاه چاله ی ِ کیهانی می تونه هر کدوم از چهار حالت ِ بالا رو داشته باشه و سیاه چاله های ِ ریز و میان جرم و معمولی هم همین طور.

امید وارم حرفهام واضح باشه!:rambo:

[Ehsan]

یکی از نکات ِ باقی مانده که تقریبا الان به یادم افتاد بحث ِ تعقیب ِ مسیر ِ تحول ِ ستاره ها روی ِ نمودار ِ اچ-آر است.

برای ِ مثال شکل ِ زیر تحول ِ ستاره ای مثل ِ خورشید را نشان می دهد:

http://skyserver.sdss.org/dr1/en/astro/stars/images/starevol.jpg

و این هم ستاره های ِ پر جرمتر:

http://www.cs.ubc.ca/~carenini/CORPUS-NEW/INTERESTING-GRAPHS/hr_diagram.gif

نکته ی ِ جالب راجع به این کار (تعقیب ِ مسیر) این است که می توان اندازه گیری های ِ بسیاری را با این روش انجام داد.

شاید بعدا تاپیکی راجع به نمودار ِ اچ-آر و کاربردهایش زدم (زدند!) چون نکات ِ بسیار زیاد و جالبی راجع به این نمودار وجود دارد. مثلا مراحلی از تحول که خیلی سریع رخ می دهد باعث ِ کم جمعیت شدن ِ آن ناحیه از نمودار ِ اچ-آر می شود. یا مثلا درخش ِ هلیومی نقاط ِ شکستگی روی ِ مسیر ایجاد می کند و یا کلی مثال ِ دیگر. اگر وقت شد انشاالله!

http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/hipphr.gif

[المپیاد نجوم]

یه سوال توی تحول ستاره ها دیگه آخرش مگه نمیگیم که با واکنش های هسته ای که انرژی آزاد کنن تا عنصر آهن ساخته میشه؟بعد از اون با فروپاشی و گرفتن انرژی عناصر دیگه ساخته میشن ولی چه طوری؟

[Mani]

یه سوال توی تحول ستاره ها دیگه آخرش مگه نمیگیم که با واکنش های هسته ای که انرژی آزاد کنن تا عنصر آهن ساخته میشه؟بعد از اون با فروپاشی و گرفتن انرژی عناصر دیگه ساخته میشن ولی چه طوری؟

نه دقیقاًً، ببینید بعد از به وجود اومدن ستاره آهسته آهسته سوخت ستاره به هلیوم تبدیل میشه، و خوب همونطور که میدونید اتم ها در ستاره با سرعت و شدت بسیاری به هم برخورد میکنند، حالا اگه در یک لحظه و به صورت تصادفی، 3 هلیوم با هم برخورد کنند کربن متولد میشه. پس از اینکه مقدار کربن در ستاره بالا رفت، باز هم دست تصادف دست به کار میشه و ترکیب کربن با هلیوم اکسیژن رو پدید میاره. پس از سالها وقتی سوخت ستاره کاهش پیدا میکنه کربن ها شروع به همجوشی میکنند و عناصر سنگین تری مثل نئون، سدیم، منیزیم، آلومینیوم، سیلیسیوم و فسفر و گوگرد به وحود میآرن. دوباره پس از سالها همجوشی عناصری مثل نئون و اکسیژن و سیلیسوم شروع میشه(در دماهای بینهایت بالا!) و عناصر سنگینی مثل آهن، نیکل، روی، مس و ... به وجود میاد. اینگونه عناصر در دماهای بالا و در طی واکنش ها نوترون آزاد میکنند و این بار "به دام اندازی نوترون توسط دیگر اتم ها" موجب به وجود آمدن عناصر سنگینی مثل اورانیوم میشه نه همجوشی. بالاخره پس از انفجار ستاره هم تمامی این عناصر و مواد در فضا آزاد میشن.
امیدوارم خوب توضیح داده باشم. اگه جایی اشتباه کردم یا اطلاعاتم ناقضه دوستان لطف کنن راهنمایی کنن بنده رو:d

[Ehsan]

یه سوال توی تحول ستاره ها دیگه آخرش مگه نمیگیم که با واکنش های هسته ای که انرژی آزاد کنن تا عنصر آهن ساخته میشه؟بعد از اون با فروپاشی و گرفتن انرژی عناصر دیگه ساخته میشن ولی چه طوری؟

واکنش ِ گداخت که حاصلش هسته های ِ سنگینتر هستش همیشه با بالا بردن ِ دما (که به طبع ِ اون میزان و انرژی ِ برخوردها هم زیاد میشه) می تونه برای ِ هسته های ِ سنگین هم در دسترس باشه.

عملا این عناصر (سنگین تر از آهن ) در طی ِ انفجارهای ِ ابر نو اختری که دما به میزان ِ زیادی (خیلی خیلی زیاد :دی ) بالا میره به وجود میاد و در طی ِ همون انفجار ها هم در فضا پخش می شه :)

[SAEED560]

زمان لازم برای گذر از تولد به بلوغ به جرم ستاره بستگی داره ستاره با جرم بزرگتر زودتر متحول می شود و شاید بعد از چند صد سال به بلوغ برسد در صورتی که در ستاره های کم جرم زمان درازتر است و طبیعی است که ستاره پر جرم تر در نقاطی بالاتر از ستارگان کم جرم به خط رشته اصلی میپیوندند چون پور نور تراند .

[اماتور]

زمان لازم برای گذر از تولد به بلوغ به جرم ستاره بستگی داره ستاره با جرم بزرگتر زودتر متحول می شود و شاید بعد از چند صد سال به بلوغ برسد در صورتی که در ستاره های کم جرم زمان درازتر است و طبیعی است که ستاره پر جرم تر در نقاطی بالاتر از ستارگان کم جرم به خط رشته اصلی میپیوندند چون پور نور تراند .
بله همینطوره

ستارگانی که جرمشون بیشتر از جرم خورشید باشه زودتر متحول و عمر کمتری دارن. مثلا خورشید ما طبق

تخمینی که زده شده حداکثر تا 5 میلیارد سال دیگر عمر میکنه ولی ستاره ای با جرم بیشتر از خورشید

خیلی کمتر عمر میکنن به اندازه چن ده میلیون سال فقط

[MSFA]

در این باب بایدبه یکسری سوالات پاسخ داده شود که سوالات بنیادی می باشند.غنی شدن عناصر در سحابی ها پس از مرگ پی در پی ستارگان چگونه است؟

ستارگان به دو جمعیت تقسیم می شوند .جمعیتi جمعیتii که ستارگان جمعیت یک ستارگان پیر و دارای فقر عناصر هستند و ستارگان جمعیت دو ستارگان جوان و غنی از عناصر البته ستارگان جمعیت یک نسل اول و ستارگان جمعیت دو نسل دوم و سوم کیهان هستند.

[narcissus flower]

در این باب بایدبه یکسری سوالات پاسخ داده شود که سوالات بنیادی می باشند.غنی شدن عناصر در سحابی ها پس از مرگ پی در پی ستارگان چگونه است؟
ستارگان به دو جمعیت تقسیم می شوند .جمعیتi جمعیتii که ستارگان جمعیت یک ستارگان پیر و دارای فقر عناصر هستند و ستارگان جمعیت دو ستارگان جوان و غنی از عناصر البته ستارگان جمعیت یک نسل اول و ستارگان جمعیت دو نسل دوم و سوم کیهان هستند.

برای توضیح بیشتر
احتمالا اطلاع دارید در ستارگان فرایند همجوشی هسته ای رخ میدهد .به این معنی با هم پیوستن وگداخت عناصر سبک, عناصر سنگین تر تشکیل میشوند .هیدروژن به هلیم و هلیم به کربن و..... تبدیل میشود و....این فرایند همچنان ادامه پیدا میکنه تا عناصر سنگین تر تشکیل بشوند .و پس از ان همون طور که در پست های قبلی گفته شده این ستارگان بالاخره به سن پیری میرسند و میمیرند و با توجه به جرمشون اگر شرایط لازم رو دارا باشند به وسیله یک تحول بزرگ(مثلا انفجار نواختری یا ابر نواختری...)این عناصر را به محیط اطراف پراکنده میکنند .محیطی که بستری برای تولد ستارگان دیگر خواهد بود...
حالا شما فرض بفرمایید در یک مجموعه چندین ستاره این اتفاق رخ بده خب به نظر من غلظت عناصر سنگین بیشتر خواهد شد .البته باید به این نکته توجه شود ستاره ی مادر خودش چه میزان عناصر رو تولید کرده ودر واقع چه سیکلی رو طی کرده است .اما با این احوال بازهم میزان عناصر سنگین در ستارگان نسل بعد تنها چند درصد است.
بنابراین نسل جدید عناصر سنگین تری نسبت نسل قبلی خود خواهد داشت هر چند اندک....


جمیعت I,جمعیتII

همون طور که اشاره شده, میتوان ستارها رو به جمعیت های ستاره ای نیز تقسیم کرد که مشخصه ی این تقسیم بندی فراوانی فلزی در آنهاست.
در کهکشان خودمون ستاره هایی که در خوشه ی کروی هستند فوق العاده کم فلز هستند .این ها ستارگان منتهی الیه جمعیت iiهستند
یا مثلا ستاره هایی که در هاله ی کهکشانی هستند جزو این گروه هستند.
در قرص کهکشان در مرکز کهکشان فراوانی فلزی خیلی بیشتر از ستارگان جمعیتiiهست .
در صفحه ی کهکشانی (در بازوهای مارپیچی)ستارگان جوان جمعیت iرو داریمکه بیشترین فراوانی فلزی رو دارند.ستارگان خوشه های باز هم جزوiهستند.
این به دلیل آن است که:فراوانی عناصر سنگین از هاله تا بازو های مارپیچی به طور پیوسته زیاد میشه.ودر بازو تراکم عنصر داریم

[arashgmn]

این فایل فلش رو توی اینترنت دیدم. البته حجمش کم نیست و ممکنه با اینترنت پرسرعت هم کمی معطل بشید براش. ولی در کل اگه کمی مسلط به انگلیسی هستید و دنبال یه نمودار تفصیلی از مراجل تحول تمامی ستاره ها هستید ، این فایل ارزش نگاه کردن رو داره :

http://chandra.si.edu/edu/formal/stellar_ev/stellar_ev_flash.html

کپی رایتش هم که معلومه دیگه. برای سایت Chandra س . ;)

[Viola]

نمودار ِ انرژِی بر نوکلئون ِ هسته ی اتمها بر اساس ِ جرمشون رو پایین می بینید:

[/URL][URL="http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/53/Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg"]http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/53/Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/53/Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg) تصویر از ویکی

در این تصویر آهن 56 بیشینه ی ِ انرژی رو داره بنا بر این با آهن نه میشه گداخت ِ هسته ای انجام داد و نه میشه شکافت هسته ای انجام داد!


و همچنین هسته های ِ سنگینتر از آهن به درد ِ شکافت ِ هسته ای می خورند و هسته های ِ سبکتر به درد ِ گداخت ِ هسته ای!
پس این جمله که من توی یه سایتی خوندم اشتباس؟

'at low pressures iron 56 has the highest binding energy per nucleon of any element, so fusion or fission of iron 56 requires an energy input
و اینکه binding energy همون انرژی پیوندی خودمونه؟

[narcissus flower]

پس این جمله که من توی یه سایتی خوندم اشتباس؟

'at low pressures iron 56 has the highest binding energy per nucleon of any element, so fusion or fission of iron 56 requires an energy input
و اینکه binding energy همون انرژی پیوندی خودمونه؟

سلام
عبارتbinding energy در هر رشته ای یه جور ترجمه میشه
در شیمی بهش میگن انرژی پیوندی
در فیزیک هسته ای میگن انرژی بستگی

در ضمن ما دوتا تعریف داریم , انرژی بستگی کل و یکی هم انرژی بستگی متوسط
در مورد این نمودار یک نکته ای رو بگم , این نمودار بیانگر انرژی بستگی متوسط بر نوکلئون هست .

انرژی بستگی متوسط از تقسیم انرژی بستگی کل بر عددجرمی حاصل میشه ....

من پست اصلی رو ندیدم ولی انرژی بستگی (پیوندی) از اختلاف بین جرم واقعی هسته وجرم تک تک اجزای هسته حاصل میشه...یا اینکه معرف کاری هست که باید انجام بدیم تا هسته به اجزاش تجزیه بشه :)

[tina]

يك سايت آموزشي خوب براي آموزش مجازي نجوم :

تحول ستاره روی نمودار HR و این حرفا (http://spiff.rit.edu/classes/phys301/lectures/star_death/evolve_flash/container.html):دی