ستاره شناسی

ستارگان، گویهای بزرگ حاوی گازهای داغ و تابنده اند. خصوصیات ستاره نظیر رنگ، دما، اندازه و تابندگی توسط جرم آن (مقدار ماده موجود در ان) تعیین می شوند. خصوصیات ستارگان بسیار متفاوت می باشند زیرا جرم ستارگان متنوع است. خصوصیات هر ستاره منفرد نیز متغیر است زیرا در چرخه حیاتش دچار تغییرات درونی می شود.
هنگامی که شبها به آسمان می نگرید، به نظر می آید که ستارگان سوسو می زنند یا درخشندگی شان لحظه به لحظه تغییر می کند. این سوسو زدن از حرکت هوا در جو زمین حاصل می شود. همان گونه که شیشه نور را خم می کند، هوا نور ستاره را می شکند. چون مناطق مختل هوا با حجم گوناگون حرکت می کنند، نور ستاره به مقادیر مختلف خم می شود. بدین ترتیب قدرت نور ستاره ای که به چشمتان می خورد، تغییر می کند و چنین به نظر می رسد که ستاره سوسو می زند.
ستارگان بنا به خصوصیات طیفی شان طبقه بندی می شوند. طیف ستاره از طریق تجزیه تشعشع آنبه عناصری که شدت تشعشع طول موج های مختلف را نشان می دهند، حاصل می شود. با این اطلاعات دما، رنگ و ساختار شیمیایی ستاره استنتاج می شود. هفت نوع طیف اصلی وجود دارد که هر کدام با حرفی از الفبا شناخته می شوند. هر کدام از طیفها زیر مجموعه هایی دارند که از ۰ تا ۹۰ شماره گذاری شده اند.
ستارگان بنا به خصوصیات طیفی شان طبقه بندی می شوند. طیف ستاره از طریق تجزیه تشعشع آن به عناصری که شدت تشعشع طول موج های مختلف را نشان می دهند، حاصل می شود. با این اطلاعات دما، رنگ و ساختار شیمیایی ستاره استنتاج می شود. هفت نوع طیف اصلی وجود دارد که هر کدام با حرفی از الفبا شناخته می شوند. هر کدام از طیفها زیر مجموعه هایی دارند که از ۰ تا ۹ شماره گذاری شده اند.
● چرا ستارگان می درخشند؟
با چشم غیر مسلح در یک شب تاریک و بدون ماه و در هوای صاف می‌توان حدود ۲۵۰۰ ستاره را در آسمان شناسایی کرد. با دوربین یا تلسکوپ می‌شود میلیون‌ها ستاره را تشخیص داد. از سیاره‌های منظومه شمسی خودمان نظیر زهره و زحل که چشم پوشی کنیم تمامی این ستارگان دوردست خورشیدها یا به عبارت دیگر گلوله‌های گازی پر حرارتی هستند که در سطح خود می‌توانند تا هزاران درجه و در درون خود تا میلیون‌ها درجه حرارت داشته باشند.
در حقیقت بعضی از آنها با شدتی ده هزار برابر خورشید ما می‌درخشند و برخی از آنها هم خیلی کم نورتر از ستاره مرکزی منظومه ما هستند ولی تمام ستارگان در یک مورد مشترکند: آنها در ژرفای درون خود از طریق تبدیل هیدروژن به هلیم انرژی هسته‌ای تولید می‌کنند این چشمه جوشان و پایان ناپذیر انرژی- به ستارگان کمک می‌کند که عمری بسیار طولانی داشته باشند. مثلا خورشید با مواد سوختنی که دارد ۱۰ میلیارد سال عمر خواهد کرد.
انرژی ایجاد شده در مرکز ستاره به خارج منتقل می‌شود و از سطح ستاره به شکل پرتوهای ماورای بنفش - رونتگن - ذره ای - نوری - گرمایی و امواج رادیویی انتشار می‌یابد. برخی از ستارگان در پایان عمر خود از طریق انفجارهای بسیار عظیم از بین می‌روند. آنگاه از آن ها فقط گوی‌های مادی کوچک و کاملا در هم فشرده‌ای باقی می‌ماند که در علم ستاره شناسی، کوتوله های سفید، ستاره نوترونی و یا سیاهچاله نامیده می‌شوند. خورشید هم روزی تبدیل به یک کوتوله سفید خواهد شد.
● ستارگان مزدوج
بیش از نیمی از همگی ستارگان در گروههای دوتایی یا سه تایی هستند که با جاذبه در کنار یکدیگر نگه داشته شده اند. ستاره مزدوج یک زوج ستاره ایست که بدور جرم مشترک خود می گردند. اغلب یکی از دو ستاره آنقدر کم نور است که از زمین رویت نمی شود. اگر درخشندگی ستاره مرئی این زوج تغییر کند و یا اگر ظاهراً حرکتش تحت تاثیر میدان جاذبه جرم سماوی مجاوری قرار گیرد، ستاره شناسان می توانند آن را تشخیص دهند.
دو ستاره در منظومه مزدوج بخاطر نیروهای جاذبه بین شان بر حرکت مداری یکدیگر تاثیر می گذارند. برای ستاره شناسان مشاهده دقیق حرکات ستارگان مزدوج تنها راه مستقیم تعیین جرم ستارگان است.
هیپارخوس (۱۲۷-۱۴۶ ق.م)، ستاره شناس یونان باستان، ۲۰ ستاره از درخشنده ترین ستارگانی را که می توانست ببیند، دارای قدر اول و کم نورترین آنها را دارای قدر ششم توصیف کرد. به آنهایی که در این بین بودند، ارزشهای میانی بخشید.
بعد از اختراع تلسکوپ، ستارگان کم نور بیشتری مشاهده شدند و با بهبود قدرت تلسکوپها، تفاوتهای فاحشی در درخشندگی ستارگان دارای قدر اول آشکار شد. در قرن هیجدهم، نسبت میان قدرها تقریباً ۵/۲ واحد (یا دقیقتر بگوییم ۵/۱۱۸۸۶۵۲) تعیین شد. یعنی ستاره ای دارای قدر معین از ستاره ای با یک واحدقدر کمتر ریال ۵/۲ برابر درخشنده تر است. سیستم هیپارخوس در توصیف کم نورترین ستارگان مرئی برای چشم غیر مسلح به عنوان قدر ششم به تجهیزات ستاره شناسی احتیاج دارید. با نسبت تازه و معین اندازه گیری قدر، اکنون برخی از ستارگانی که هیپارخوس در گروه قدر اول طبقه بندی کرده بود، دارای قدر صفر یا حتی قدر منفی می باشند. برای آن که تصوری از ظاهر ستارگان قدر اول در اسمان شبانه داشته باشید، تصور کنید که از فاصله یک کیلومتری (۶/۰ مایلی) به شمعی فروزان می نگرید.
شعرای یمانی، درخشنده ترین ستاره در آسمان شب، قدر ۴۷/۱ دارد و پر فروغترین جرم سماوی در آسمان شبانه، ماه بدر، با قدر ۵/۱۲- است. اما در مجموع، فروزانترین ستاره، خورشید با قدر ۷۲/۲۶- است. کم نورترین ستاره ای که تا کنون با تلسکوپ رصد شده، در صورت فلکی بادبان قرار دارد. این ستاره به تپنده بادبان معروف است و قدرش ۲۶ است.
کوتوله های قهوه ای، ستاره واقعی نیستند، بلکه ستارگان ناقصی هستند که گرم شده و با نور کمی می درخشند و در همین حال، جاذبه آنها را به انقباض وامیدارد. ولی یک کوتوله قهوه ای محتوی کمتر از ۸ درصد جرم خورشید است و این جرم برای تداوم انقباض گرانشی تا وقوع واکنشهای هسته ای کافی نیست. بدون واکنشهای هسته ای، کوتوله های قهووه ای نمی توانند به درخشندگی ستارگان بدرخشند. دلیل کم فروغی کوتوله های قهوه ای، تنها در سال ۱۹۹۵ بود که برای اولین بار یکی از آنها کشف شد.
● ترسیم انواع ستارگان
نمودار هرتز پرونگ – راسل ابزاری بسیار مهم برای ستاره شناسان است. از آن برای ترسیم قدرهای مطلق ستارگان نسبت به انواع طیف شان (رنگ شان ) یا نسبت به دماهای سطح شان، که تعیین کننده انواع طیف شان است، استفاده می شود. در این نمودار، ستارگان در گروههای گوناگونی جای می گیرند که نمایانگر مراحل چرخه حیاتشان است. این نمودار به ستاره شناسان کمک می کند تا نحوه تکامل ستارگان و ایجاد رابطه میان خواص ستارگان را درک کنند.
● رنگهای ستارگان
رنگ ستاره به دمای سطحش بستگی دارد. اگر ارزش یکی از این خواص را بدانید. شاید بتوانید ارزش دیگری را وضع کنید. ستارگان آبی رنگ داغترین ستارگانند و ستارگان سفید ، سردترند. بعد از اینها ستارگان زرد و نارنجی قرار دارد و سردترین ستارگان، قرمزند. شاید دمای ستارگان آبی رنگ به ۵۰ هزار درجه سانتیگراد (۹۰ هزار فارنهایت) برسد، حال آن که دمای سطح ستارگان قرمز تا ۲ هزار سانتیگراد (۶۰۰/۳ فارنهایت) پایین است.
اصطلاح درخشندگی به پرتوافکنی ستاره با هر طول موجی دلالت می کند. مثلاً با افزایش درخشندگی ستاره، ممکن است ستاره، علاوه بر نور مرئی بیشتر، پرتو مادون قرمز و ماوراء بنفش بیشتری ساطع کند، ولی قدرهای مطلق و ظاهری، معیار درخشش نور مرئی ستاره اند.
اساساً درخشندگی ستاره بر حسب جرم و مرحله چرخه حیات ستاره تعیین می شود. هر چقدر جرم ستاره بیشتر باشد، در مقایسه با ستاره ای با جرم کمتر و در همان مرحله چرخه حیات متراکمتر، داغتر و درخشنده تر است. ۲ ستاره با مساحت و دمای سطحی برابر درخشندگی و رنگ یکسان دارند. اگر ستاره ای منبسط شود، دمای سطحش کاهش می یابد. مثلاً زمانی یک ستاره زرد رنگ زنجیره اصلی نظیر خورشید به غول قرمز سرد تر ، تاریک ترو خیلی بزرگتری تکامل می یابد. اگر چه از سطح معینی از ستاره تاریک شده (مانند یک کیلومتر مربع یا مایل مربع) پرتو کمتری تابیده می شود. درخشندگیش افزایش می یابد، زیرا مساحت کلش افزایش یافته است و پرتوهای بیشتری امکان می یابند ستاره را ترک کنند. این افزایش درخشندگی به معنای آن است که قدرهای ظاهری و مطلق نیز زیاد می شوند.
منکب الجوزا ابر غول قرمز تپنده ایست که چگالی بسیار اندکی دارد. میانگین قطرش تقریباً ۴۰۰ برابر خورشید است که بدین ترتیب حجمش ۶۴ میلیون برابر حجم خورشید است. چون منکب الجوزا حاوی ۱۳ برابر جرم خورشید است، میانگین چگالیش ۵۰۰/۳ بار از چگالی هوا کمتر است. میانگین چگالی خورشید ۴۰۰/۱ بار از چگالی هوا بیشتر است.
● جرم ستاره
جرم ستاره نمایانگر میزان ماده موجود در آن است. واحدهای اندازه گیری جرم ستارگان، جرم خورشیدی است. هر جرم خورشیدی معادل جرم خورشید است. جرم اکثر ستارگان دیگر بین ۰۸/۰ تا ۶۰ جرم خورشیدی است، هر چند که جرم معدودی از ستارگان به ۱۲۰ جرم خورشیدی می رسد. اگر جرم ستاره ای از ستاره دیگر بیشتر باشد، ضرورتاً قطرش بزرگتر نیست زیرا اندازه ستاره به میزان تراکم موادش بستگی دارد.
بسیاری از ستارگان برجسته، اسم دارند. اغلب این اسامی ریشه ای عربی دارند که میراث منجمان مسلمان سده های ۸و۹ میلادی است. اما اکثر ستارگان بی نامند. در عوض آنها با نام لاتینی صورت فلکی و حرفی از الفبای یونانی شناسایی می شوند. این سیستم نامگذاری را یوهان بایر (۱۶۲۵-۱۵۷۲) ستاره شناس غیر حرفه ای آلمانی، که در سال ۱۶۰۳ اطلسی از ستارگان را منتشر کرد، ارایه نمود.
بنا به سیستم بایر، عموماً به درخشنده ترین ستاره هر صورت فلکی حرف آلفا ( حرف یونانی معادل الف) به ستاره درخشنده بعدی بتا (B=ب) و الی آخر اختصاص داده می شود. به هنگام اشاره به ستاره ای خاص، حالت ملکی نام لاتین صورت فلکی بکار گرفته می شود. مثلاً پر نورترین ستاره صورت فلکی دجاجه به آلفای دجاجه معروف است. چون الفبای یونانی تنها ۲۴ حرف دارد، سیستم بایر محدود است. گاهی حرف یونانی با اعداد زیر نویس شده بکار می روند تا ستارگان نزدیک به یکدیگر شناسایی شوند. مثلاً جبار a۵ و جبار a۶ از حروف رومی (a,b,c,A,B,C) و اعداد عربی (۱،۲،۳) نیز در نامگذاری ستارگان استفاده می شود.
● درخشندگی ستاره
درخشندگی ستاره شدت پرتوافکنی آن است. درخشندگی نور مرئی آن بر اساس قدر اندازه گیری می شود: هر چقدر عدد قدر کمتر باشد، ستاره درخشانتر است. قدر ظاهری درخشندگی جرم سماوی را از دید ناظر زمینی می سنجد: هر چقدر جرم سماوی دورتر باشد، نورش بیشتر سیر می کند، بیشتر پراکنده می شود و کم نورتر به نظر می رسد.
قدر مطلق درخشندگی جرم سماوی را در حالتی می سنجد که اگر در فاصله معین ۶/۳۲ سال نوری قرار داشت، نورش با آن شدت مشاهده می شد.
● چرخه های حیات ستارگان
ستارگان متولد می شوند، میلیونها یا میلیاردها سال می درخشند و سپس می میرند . هر ستاره چرخه حیات چند مرحله ای دارد که در خلال آنها اندازه و دمایش شدیداً تغییر میکند. جرم هر ستاره (میزان ماده موجود در ستاره) تعیین کننده اصلی درازی عمر ستاره و نحوه تکامل آن می باشد. هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، در واکنشهای هسته ای گازهایش را سریعتر می سوزاند و زودتر می میرد. پر جرمترین ستارگان برای چند میلیون سال دوام می آورند. آنهایی که جرم کمتری دارند، می توانند تا دهها میلیارد سال بدرخشند
● ماده میان ستاره ای
فاصله های بین ستارگان هر کهکشان، با محیط میان ستاره ای پر شده که عمدتاً حاوی گازهای هیدروژن و هلیوم، مقداری از سایر گازها و اندکی غبار است. توزیع و دمای این ماده نا مساوی است و چگالیش میلیاردها بار کمتر از هواست. اکثر محیط میان ستاره ای شامل ابرهایی است که برخی از آنها را می توانیم در صورت انتشار یا انعکاس نور ستارگان در داخل یا اطراف انها، ویا انسداد نور اجرام سماوی دورتر بصورت سحابی شناسایی کنیم. محیط میان ستاره ای با ذرات بادهای ستاره ای و مواد خارج شده از ستارگان در حال مرگ غنی می شود.
محیط میان ستاره ای حدود ۱۰ درصد جرم کهکشان راه شیری را تشکیل می دهد و این رقم از ویژگیهای کهکشانهای مارپیچی است. اکثر مواد میان ستاره ای کهکشانهای مارپیچی در بازوها، محل تشکیل ستارگان، قرار دارد.کهکشانهای بیضوی، ماده میان ستاره ای اندکی دارند زیراهمه آن را برای تشکیل ستارگان مصرف کرده اند.
اشعه های کیهانی، ذرات اتمی پر انرژیی هستند که تقریباً با سرعت نور در فضا حرکت می کنند. اشعه های کیهانی اولیه، ذرات پر انرژیی در خارج جو زمین هستند که شاید به جو زمین وارد شوند و برای تولید اشعه ها کیهان ثانویه با سایر ذرات تصادم کنند. منشا اشعه های کیهانی که بالاترین انرژی را دارند، بیرون کهکشان ماست و آنها از کهکشانها و کوازارهای فعال ریشه می گیرند. منشا اشعه ها کیهانی کم انرژی ، انفجار و بقایای ابرنواخترها و پالسارهای درون کهکشان ماست. خاستگاه اشعه های کیهانی ای که کمترین انرزی را دارند، منظومه شمسی است و از شعله های خورشیدی ای ایجاد می شوند.