تعریف ستاره و پرکابردترین ویژگی های ستاره در نجوم
تعریف ستاره
ستاره ها گوی های بزرگی از گاز با دمای بسیار زیاد هستند. دمای ستارهها به قدری زیاد است که هیچ ماده ای نمی تواند به شکل جامد یا مایع در آن ها وجود داشته باشد. گازهایی که ستاره ها را می سازند بسیار غلیظ تر و چگال تر از گازهایی هستند که در سطح زمین وجود دارند. خورشید ما یک ستاره است. ستاره ها در فضا حرکت می کنند، اما حرکت آنها به آسانی قابل تشخیص نیست. در واقع فاصله میان ما و آن ها آنقدر زیاد است که حتی اگر آن ها هزاران کیلومتر جابجا شوند، از روی زمین هم چنان ثابت به نظر می رسند. سرگذشت و طول عمر یک ستاره تا حد زیادی به جرم آن بستگی دارد. عمر احتمالی ستارگان از چندین میلیون سال تا چندین میلیارد سال تغییر می کند.
تولد ستاره
سحابی ها ابرهای بسیار بزرگی از گاز و غبار هستند که در فضا پراکنده اند. سحابی ها محل تولد ستاره ها هستند. وقتی ستاره ای می خواهد متولد شود در منطقه ی پیدایش آن یک ابر گازی سرد و عظیم که از مواد موجود در آن می توان هزاران خورشید ایجاد کرد، شروع به انقباض می کند. این ابر پس از مدتی کوتاه به پاره ابرهایی کوچک تر و گلوله ای شکل تبدیل می شود که البته هنوز سرد هستند. در ادامه هر گلوله بیش تر و بیش تر منقبض شده و به تدریج گرم و گرم تر می شود. این گلوله ی گازی به مرور کوچک تر، قشرده تر و چگال تر می شود. به خاطر این فشردگی و چگالش، گرانش آن نیز بیشتر شده و در نتیجه مواد و ذرات پیرامون آن، شروع به ریزش بر سطح آن می کنند. سرانجام دما در مرکز این ستاره ی در حال شکل گیری بالا رفته و فشار درونی آن به میزان قابل توجهی افزایش می یابد. به این ترتیب شرایط برای انجام فرآیندهای هسته ای مناسب است. با شروع این فرآیندها مقادیر زیادی انرژی آزاد می گردد، که این آزاد شدن انرژی به صورت تابش های مختلف دیده می شود و بنابر این ستاره ها درخشان هستند. شکل گیری و تکامل ستاره ها، به جرم آنها بستگی دارد. اجرام کوچک تر، هرگز آن اندازه داغ نمی شوند که فرآیندهای هسته ای بتوانند در آنها رخ دهند، اما ستارگان بزرگتر پس از تولد به سرعت وارد حالت پایدار شده و می توانند حداقل چند میلیون سال در این حالت بمانند و بدرخشند.
نور ستاره
درخشندگی اجرام سماوی با مقدار کل انرژی تابش شده از یک جرم سماوی در یک ثانیه در تمام طول موجهای تابش الکترومغناطیس برابر است. درخشندگی با دما و قطر و مواد تشکیل دهنده آن جرم رابطه مستقیم دارد. درخشندگی ظاهری، مقدار انرژی دریافتی در ثانیه بر هریک متر مربع از سطح تلسکوپ است. اجرامی که در آسمان دیده می شوند، دارای روشنایی های متفاوتی هستند. معیار بیان روشنایی ظاهری اجرام سماوی، قدر ظاهری است. مقیاس قدر اولین بار توسط هیپارخوس 125 سال قبل از میلاد استفاده شده است. او ستارگان را در 6 رده روشنایی از پرنورترین تا کم نورترین قرار داده بود بدین ترتیب که به پرنورترین قدر 1 و به کم نورترین قدر 6 نسبت داده شده بود. بعد از اختراع تلسکوپ، ستارگان کم نور بیشتری مشاهده شدند و با بهبود قدرت تلسکوپ ها، تفاوت های فاحشی در درخشندگی ستارگان دارای قدر اول آشکار شد. در قرن دوازدهم هجری، نسبت میان قدرها تقریبا 5/2 واحد تعیین شد، یعنی ستاره های دارای قدر معین از ستارهای با یک واحد قدر کمتر 5/2 برابر درخشنده تر است. مقدار کمی قدر ظاهری اجرام سماوی، هم به اندازه انرژی تابشی و هم به فاصله آنها تا زمین بستگی دارد.
قدر یا درخشندگی ستاره
همانطور که بیان شد “قدر” یک ستاره میزان درخشندگی است که ما از زمین می بینیم. از این رو ممکن است ستاره کوچک تری، به دلیل نزدیکی اش به زمین روشن تر دیده شود و بنابراین “قدر” آن بیشتر باشد. در این روش اندازه گیری هر اندازه عدد “قدر” کوچکتر باشد آن ستاره درخشنده تر است. پس ستارگانی با “قدر” منفی روشن تر از ستارگانی با “قدر” مثبت هستند. هم چنین هرچه عددهای مثبت کوچکتر باشند و عددهای منفی بزرگتر، قدر آن ستاره بیشتر است. مثلا در ” مثلث تابستانی” که از سه ستاره “نسر واقع”، “الطائر” و “ذنب” تشکیل شده است، “نسر واقع” با قدر صفر، روشن تر از “الطائر” با قدر 8/0 و “الطائر” روشنتر از “ذنب” با درخشندگی 2/1 است. ستاره شباهنگ درخشان ترین ستاره و هم چنین دومین صورت فلکی بزرگ سراسر آسمان سنبله یا دوشیزه و درخشانترین ستاره آن بی ژوبین (سماک اعزل) است.
درخشندگی مطلق
درخشندگی یک ستاره از فاصله 6/32 سال نوری، “درخشندگی مطلق” نامیده می شود. به عنوان نمونه “درخشندگی مطلق” خورشید 8/4+ است. “درخشندگی مطلق” با “نورزایی” رابطه مستقیم دارد.
درخشندگی جمعی
این نام در مورد درخشندگی جرم های آسمانی مرکب، مثل “ابرهای ستاره ای”، “خوشه های ستاره ای”، “کهکشان ها” و … به کار برده می شود. مثلا “درخشندگی جمعی” کهکشان “امراه المسلسله” 5/3+، “ابر بزرگ ماژلان” 1/0+ و “ابر کوچک ماژلان” 4/2+ است. مرکز کهکشان ها، ممکن است در دوربین های نجومی، روشن تر از اطراف آن ها مشاهده شوند، در حالی که “ابرهای سیاره ای”، روشنایی یکدستی دارند.
امروزه در شهرهای بزرگ تنها ستارگان با “قدر” منفی، “صفر” و یا 1+ با چشم غیر مسلح دیده می شوند. در خارج شهرها و به ویژه در مناطقی که آلودگی نور مصنوعی وجود ندارد، ستارگانی با “قدر” 6 و بالاتر (کم نورتر) تنها با کمک ابزارهایی مثل دوربین معمولی و دوربین نجومی، دیده می شوند. گفتنی است ماه، ناهید، مشتری، بهرام و کیوان به ترتیب روشن ترین جرم های شب های آسمان زمین اند که ستاره نیستند یعنی از خود نور نداشته و تنها منعکس کننده نور خورشیدند.
نورزایی
“نورزایی” یک ستاره، عبارت از میزان نوری است که در اثر تولید انرژی در آن ستاره پدید می آید. بنابر این هرقدر ستاره بزرگ تر بوده و جرم بیشتری داشته باشد، واکنش های هسته ای در آن شدیدتر و در نتیجه نور تولید شده در آن بیشتر است. ممکن است ستاره ای میلیون ها برابر قدرتمندتر از خورشید باشد ولی به علت دوری فوق العاده زیادش از زمین دارای درخشندگی (قدر) کمی بوده و حتی به خوبی دیده نشود و یا اینکه ستاره کوچکی چون “آلفا سنتوری” که با ستاره همراهش تقریبا دو برابر خورشید قدرت دارند. به علت نزدیکیشان به زمین، سومین ستاره پرنور آسمان شبهای ما باشند.
اختران متغیر
این دسته، ستارگانی هستند که درجه روشنایی (قدر) شان، به طور متناوب کم و زیاد شده و میتوان این تغییرات را با چشم غیرمسلح یا به وسیله ابزار ستاره شناسی، مشاهده کرد. این حالات معمولا به دلیل عوامل درونی و بیرونی در ستارگان روی می دهند:
الف) علل درونی تغییرات قدر شامل “تغییرات درونی نیمه منظم و غیرمنظم” و “تغییرات درونی منظم” می شوند.
– کم و زیاد شدن نور در این گروه از ستارگان نظم خاص و زمان مشخصی ندارند به عنوان مثال تغییرات روشنایی انفجاری در نواخترها و ابر نو اخترها را میتوان نام برد. گاهی نیز روشنایی به طور ناگهانی کم می شود و علت آن را احتمالا تشکیل و تجمع ذرات ذغال در اتسفرهای ستاره می دانند.
– تغییرات درونی منظم به دو دسته ی میرا و سفهئید تقسیم می شوند. در موارد میرا قدر ستاره به درجات مختلفی کم و زیاد می شود. سر دسته این گروه ستاره “میرا” در برج نهنگ است. “میرا” اولین ستاره متغیری است که کشف شده است. در مورد سفه ئید نیز قدر ستاره در طول چند روز و یا چند هفته یک یا دو درجه تغییر میکند. زمان و دوره این تغییرات بسیار دقیق است و به این گروه از اختران “متغیرهای سفه ئید نام داده اند.
ب) علل بیرونی تغییرات قدر: معمولا منظم هستند و بویژه در ستارگان “دو قلو ” روی می دهند. ستارگان دوقلو اجرامی هستند که بسیار به هم نزدیک بوده و حتی با دوربین های نجومی بزرگ نیز تفکیک آنها از یکدیگر مشکل است. این قبیل ستارگان به علت مجاورت نزدیکشان تحت تاثیر شدید نیروی جاذبه یکدیگر بوده و از این رو بر روی مدارهایی منظم به دور هم می چرخند. در این گردش انتقالی دوگانه، یک ستاره موجب کسوف ستاره دیگر شده و در نتیجه از قدر جمعی آنها کاسته می شود. این تغییرات در اختران “دو قلویی” روی می دهند که اندازه و “نورزایی”شان یکسان نیست. از این رو زمانی که ستاره کم نور تر روی ستاره پر نور تر قرار می گیرد “قدر جمعی” آنها بیشتر از زمانی کم می شود که ستاره پرنورتر روی ستاره کم نورتر را می پوشاند. اخترانی نیز هستند که ما آنها را کنار یکدیگر مشاهده می کنیم در حالی که ممکن است هزارها سال نوری از هم فاصله داشته و هیچ گونه ارتباط مستقیمی با یکدیگر نداشته باشند. این ها را “ستاره های دوتایی” می نامند.
رنگ ستاره
رنگ ستارگان از دما و ساختار شیمیایی آن خبر می دهد که در نهایت به جرم آن ها مرتبط می شود. در اوایل قرن بیستم، ستاره شناسان ستاره ها را بر اساس رنگ و طیف آن ها طبقه بندی کردند و به الگوهایی دست یافتند که ریشه در علم فیزیک داشت. دلیل اصلی به وجود آمدن رنگ ها دما است. داغ ترین ستاره ها رنگ آبی دارند و دمای سطح آن ها می تواند به حدود 40000 درجه کلوین برسد، سردترین ستاره ها ب رنگ قرمز می درخشند و تنها چند هزار کلوین دما دارند. در این میان، هرچه دمای جو ستاره ای کاهش پیدا می کند، رنگ ستاره به ترتیب از سفید به زرد و نارنجی تغییر می کند. همان طور که طبیعت گرایان گونه شناسی را ابزاری برای درک سیر تکامل موجودات زنده می دانند، اخترشناسان ستارگان را بر اساس خصوصیات نور آن ها طبقه بندی کرده اند. در ابتدا، ستارگان با توجه به نیروی خطوط جذبی مختلف خویش دسته بندی می شدند، اما در اواحر قرن نوزدهم و اوایل قرن بیستم، رویکرد جامع تری در رصدخانه دانشگاه هاروارد آمریکا شکل گرفت. طرح هاروارد، که امروزه هنوز هم استفاده می شود، ستارگان را بر اساس میزان دمای آن ها درجه بندی می کند. در این رده بندی، داغ ترین ستارگان، با دمایی نزدیک به 40000 درجه کلوین، تا سردترین آن ها با دمای 2000 درجه کلوین با حروف OBAFGKM نشان داده می شوند.
ستارگان کلاس O داغ و آبی هستند و ستارگان M خنک و سرخ هستند. خورشید یک ستاره رده G است که دمای سطحی آن حدود 6000 درجه کلوین می باشد. همبستگی بین رنگ و روشنایی ستاره ها حاکی از این نکته است که همگی از سیر تکاملی مشابهی پیروی می کنند که توسط جرم آن ها تحمیل می شود. ویژگی های آن ها ناشی از واکنش های جوش هسته ای است که در قلب آن ها رخ می دهد. تمام عناصر اطراف ما، از جمله عناصر موجود در بدن ما، محصول ستارگان هستند. ما واقعا از گرد و غبار ستاره ای ساخته شده ایم. ستاره شناس دانمارکی، اجنار هرتسپرونگ، در سال 1905 و ستاره شناس آمریکایی، هنری نوریس راسل، به طور مستقل متوجه روندهای مشابهی میان روشنایی و رنگ ستارگان شدند. امروزه هر دو ستاره شناس به نام نموداری که درخشش ستارگان را در مقابل رنگ آن ها مشخص می کند، شناخته می شوند. این نمودار، نمودار هرتسپرونگ-راسل یا به اختصار نمودار HR است.
نمودار HR
در نمودار HR، نود درصد ستارگان، از جمله خورشید ما روی نوارس مورب متشکل از ستارگان آبی داغ درخشان تا ستارگان سرخ خنک کم نور، قرار گرفته اند. این نوار را ب نام رشت اصلی و ستارگان روی آن را به عنوان ستارگان رشته اصلی می شناسند. در کنار رشته اصلی، گروه های دیگری از ستارگان نیز روی نمودار به چشم می خورند. این گرو ها شامل شاخه ای از غول ای سرخ ( ستارگان سرخ با رنگ مشابه اما درخشندگی متفاوت) و جمعیتی از کوتوله های سفید (ستارگان داغ اما کم نور) هم چنین شاخه مجزایی از ستارگان متغیر قیفاووسی با رنگ های متفاوت اما درخشندگی مشابه می شوند.
دیدگاهتان را بنویسید