بخشی از مقاله
تولد تا مرگ ستارگان
خورشيد و اغلب ستارگان ديگر از گاز و ماده اي گاز مانند و بسيار داغ به نام پلاسما تشكيل شده اند. با اينحال برخي از ستارگان نيز كه كوتوله هاي سفيد و ستاره هاي نوتروني ناميده مي شوند تركيبي از بسته هاي محكم اتمي يا ذرات تشكيل دهنده اتم مي باشند. اين گونه ستارگان از هر چيزي كه در زمين يافت مي شود، چگالتر و متراكمترند.
ستاره ها در ابعاد گوناگوني وجود دارند. شعاع خورشيد 695.500 كيلومتر است. ستاره شناسان خورشيد را جزء ستارگان كوچك مي دانند چرا كه ديگر انواع ستارگان بسيار از خورشيد ما بزرگترند. شعاع گونه اي از ستارگان كه به آنها ستارگان ابر غول مي گويند، 1000برابر شعاع خورشيد است. كوچكترين نوع ستارگان، ستارگان نوتروني هستند كه شعاع برخي از آنها تنها 10 كيلومتر است.
در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه هاي دوتايي هستند. دوتايي يك جفت ستاره است كه دو عضو آن دور يكديگر در چرخشند. خورشيد جزء اين ستارگان نيست اما نزديكترين ستاره به خورشيد كه پروكسيما سنتوري (قنطورس) نام دارد جزء يك مجموعه چند ستاره ايست كه آلفا سنتوري A و آلفا سنتوري B شامل آن مي شوند. فاصله خورشيد تا پروكسيما بيش از 40 تريليون كيلومتر معادل 2/4 سال نوريست.
ستاره ها در گروههايي به نام كهكشان گرد هم جمع آمده اند. تلسكوپها تا كنون كهكشانهايي را در فاصله 12 بيليون تا 16 بيليون سال نوري نشان داده اند. خورشيد در كهكشان راه شيري قرار گرفته است و يكي از 100 بيليون ستاره ايست كه در آن مي باشد. در جهان بيش از 100 بيليون كهكشان وجود دارد و تعداد ستاره هاي هر كدام به طور متوسط 100 بيليون مي باشد. بنابراين بيش از 10 بيليون تريليون ستاره در كائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبي با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه كنيم، البته بدون كمك تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، تنها 3000 ستاره خواهيم ديد.
ستارگان نيز مانند ما انسانها دوره حيات دارند. آنها متولد مي شوند، دوراني را سپري مي كنند و در نهايت مي ميرند. خورشيد حدود 6/4 بيليون سال پيش متولد شد و تا بيش از 5 بيليون سال ديگر عمر خواهد كرد. سپس شروع به بزرگ شدن مي كند تا اينكه به يك غول سرخ تبديل شود. در اواخر عمر خود، لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهد و هسته باقيمانده كه كوتوله سفيد خوانده مي شود، تدريجا نور خود را از دست خواهد داد تا اينكه به يك كوتوله سياه تبديل گردد.
ستاره هاي ديگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپري خواهند كرد. برخي از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمي گذارند. به جاي آن مستقيما وارد مرحله كوتوله سفيد و سپس كوتوله سياه مي شوند. درصد كمي از ستارگان نيز در پايان عمر خود دچار يك انفجار مهيب به نام ابر نواختر مي شوند.
ستارگان در شب
اگر شما شبي به آسمان نگاه كنيد متوجه خواهيد شد كه به نظر مي رسد درخشش آنها كم و زياد مي شود و اصطلاحا ستاره ها چشمك مي زنند. حركتي بسيار آهسته نيز در ستارگان آسمان ديده مي شود. اگر مكان چندين ستاره را در مدت چند ساعت دقيقا بررسي كنيد مشاهده خواهيد كرد كه همه ستارگان به آرامي به دور يك نقطه كوچك در آسمان در گردشند.
چشمك زدن ستارگان و كم و زياد شدن درخشش آنها به دليل حركت جو زمين است. نور ستارگان به صورت پرتوهاي مستقيم وارد جو مي شوند. حركت هوا دائما مسير پرتوهاي نور را تغيير مي دهد.
درخشش ستارگان
ميزان درخشندگي ستارگاني كه نور آنها به ما مي رسد به دو عامل بستگي دارد. يك، درخشش واقعي ستاره كه در اصل مقدار انرژي نورانيست كه از آن متساطع مي شود. دو، فاصله ستاره از زمين. يك ستاره نزديك كه كم نور است مي تواند بسيار درخشانتر از يك ستاره دور دست اما بسيار درخشان به نظر آيد. براي مثال، آلفا سنتوري A بسيار نورانيتر از ستاره ريگل (رجل الجبار) ديده مي شود. اين در حاليست كه آلفا سنتوري A تنها 100.000/1 ريگل انرژي نوراني توليد مي كند در عوض فاصله آن از زمين تنها 325/1 فاصله ريگل از زمين است.
طلوع و غروب ستارگان
وقتي از نيمكره شمالي زمين به آسمان نگاه مي كنيم، ستارگان به دور نقطه اي كه به آن قطب شمال سماوي مي گوئيم بر خلاف جهت عقربه هاي ساعت در چرخشند. چنانچه در نيمكره جنوبي زمين باشيم و با آسمان نظر اندازيم، ستارگان هم جهت با عقربه هاي ساعت و به دور نقطه اي كه به آن قطب جنوب سماوي مي گوئيم، حركت مي كنند. در طي روز، خورشيد نيز بر فراز آسمان،
همجهت و همسرعت با ديگر ستارگان در گردش است. اما واقعيت اين است كه حركتهايي كه ما شاهد هستيم بر اثر جابجايي واقعي ستارگان روي نمي دهد، بلكه همه آنها به دليل حركت غرب به شرق زمين حول محور خود اينچنين به نظر مي آيند. براي ناظري كه بر روي زمين ايستاده، زمين ثابت و خورشيد و ديگر ستارگان در حال حركت گردشي به نظر مي رسند.
اسامي ستارگان
اجداد ما شاهد بودند كه ستارگان مشخصي بر اساس الگوهايي شبيه به چيزهايي نظير پيكر انسان، حيوانات و يا اشياء شناخته شده، در كنار يكديگر قرار مي گيرند. بعضي از اين الگوها، كه به آنها صور فلكي مي گوئيم، يادآور شخصيتهايي اسطوره اي هستند. براي مثال، صورت فلكي اريون (شكارچي) به ياد يك قهرمان اسطوره اي يوناني نامگذاري شده است.
امروزه ستاره شناسان از اين اسامي باستاني براي نامگذاري علمي ستارگان استفاده مي كنند. اتحاديه بين المللي نجوم (IAU)، مجري نامگذاري اجرام سماوي، به طور رسمي 88 صورت فلكي را شناسايي كرده است. اين صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بيشتر موارد، براي نامگذاري درخشانترين ستاره در هر صورت فلكي از حرف آلفا (نخستين حرف در الفباي يوناني) در قسمتي از نام علمي آن استفاده مي شود. براي نمونه، نام علمي ستاره وگا، درخشانترين ستاره در صورت فلكي ليرا، آلفاي ليرا است.
حرف بتا به دومين ستاره درخشان در هر صورت فلكي اختصاص دارد و گاما براي سومين ستاره درخشان صور فلكي به كار مي رود. به همين شكل در نامگذاري 24 ستاره درخشان در هر صورت فلكي از 24 حرف زبان يوناني استفاده مي شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به كار گرفته مي شوند.
به دليل طولاني شدن عدد مربوط به ستارگان كشف شده، IAU از سيستم جديدي براي نامگذاري ستارگاني كه كشف مي شوند، استفاده مي كند. اغلب اسامي جديد تشكيل شده از حروف اختصاري به همراه گروهي از نشانه ها مي باشند. حروف اختصاري، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتي درباره ستاره بيان مي كند. براي مثال، ستاره PSR J1302-6350 يك تپ اختر است، از آنجا كه حرف اختصاري PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بيانگر موقعيت و مكان اين ستاره (بعد و ميل آن) در آسمان مي باشند. حرف J مبين آن است كه مكان ستاره در دستگاه اندازه گيري J2000 اعلام شده است.
مشخصات ستارگان
هر ستاره داراي پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگي، كه ستاره شناسان آن را در واحدي به نام قدر مي سنجند. 2) رنگ. 3) دماي سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه اين مشخصات به طور پيچيده اي با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بيانگر دماي سطح است و درخشندگي آن به دماي سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص مي كند كه ستاره اي با اندازه مشخص چقدر مي تواند انرژي توليد كند بنابراين بر دماي سطح تاثير گذار است. براي اينكه اين ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداري به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده مي كنند. اين نمودار به ياد ستاره شناس دانماركي هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنري نوريس راسل (Henry Norris Russell) از ايالات متحده كه به طور جداگانه كار مي كردند و در سال 1910 آن را ابداع كردند، نامگذاري شد. اين نمودار همچنين مي تواند به ستاره شناسان در فهم و توضيح چرخه زندگي ستارگان كمك كند.
قدر و تابندگي ستاره
قدر ستاره يك سيستم شماره گذاري براي تعيين ميزان درخشندگي ستارگان است و توسط ستاره شناس يوناني، هيپاركوس، در سال 125 قبل از ميلاد ابداع شد. هيپاركوس گروهي از ستارگان را بر اساس ميزان درخشندگي آنها كه از زمين به چشم مي خورد، شماره گذاري كرد. او شماره 1 را به درخشانترين ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگي كمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همين ترتيب به قدر 6 رسيد كه آنها كم نورترين ستارگان آسمان بودند.
امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان كه از زمين رويت مي شود، قدر ظاهري مي گويند. آنها سيستم هيپاركوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگي واقعي ستارگان، چيزي كه قدر مطلق ستاره ناميده مي شود، را نيز با آن بيان كنند. بر اساس دلايل فني، قدر مطلق يك ستاره برابر است با قدر ظاهري آن، براي ناظري كه در فاصله 6/32 سال نوري از ستاره قرار دارد.
ستاره شناسان همچنين سيستم اندازه گذاري قدر را براي ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان كم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره اي كه از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن كمتر از 1 مي باشد. براي مثال، قدر ظاهري ستاره ريگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسيار نورانيتر، از صفر نيز كمتر مي باشد و شامل اعداد منفي مي شود. درخشانترين ستاره آسمان سيريوس (شباهنگ) است و قدر ظاهري آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ريگل 1/8- است. بر اساس شناختي كه ستاره شناسان تا كنون از ستارگان به دست آورده اند، هيچ ستاره اي نمي تواند داراي قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف ديگر، كم نور ترين ستارگاني كه تاكنون با تلسكوپ رصد شده اند، قدر ظاهري معادل 28 دارند.
بر اساس تئوري قدر مطلق هيچ ستاره اي نمي تواند كمتر از 16 باشد.
تابندگي يك ستاره برابر است با مقدار انرژي كه ستاره منتشر مي كند. اصطلاحا به اين مقدار انتشار، قدرت ستاره مي گويند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گيري مي كنند. براي مثال قدرت خورشيد 400 تريليون تريليون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمي سنجند. در عوض آنها ميزان تابندگي را بر اساس ميزان تابندگي خورشيد اندازه گيري مي كنند. براي نمونه آنها مي گويند كه تابندگي آلفاي سنتوري (قنطورس) 3/1 برابر تابندگي خورشيد و تابندگي ريگل حدودا 150.000 برابر تابندگي خورشيد است.
تابندگي به روش ساده اي با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با يك فاكتور از 100 در دستگاه تابندگي. بنابراين ستاره اي با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره اي باقدر مطلق 7، 100 بار تابناكتر است. ستاره اي با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره اي با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره اي با قدر مطلق 7 تابناكتر است.
رنگ و دما
اگر شما با دقت به آسمان نگاه كنيد، حتي بدون تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، خواهيد ديد كه رنگ ستارگان يا تقريبا قرمز، يا تقريبا زرد و يا تقريبا آبيست. براي مثال، ستاره بيتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلكي شكارچي يا جبار، قرمز رنگ به نظر مي رسد. ستاره پولوكس (Pollux)، مانند خورشيد، زرد رنگ است و ستاره ريگل، تقريبا آبي به نظر مي آيد.
رنگ يك ستاره به دماي سطحي آن بستگي دارد. ستاره شناسان دماي ستارگان را با واحد اندازه گيري كلوين (kelvin) با علامت اختصاري K مي سنجند. واحد كلوين از 15/273- درجه سانتيگراد آغاز مي شود. بنابراين دماي صفر كلوين برابر است با 15/273- درجه سانتيگراد و دماي صفر درجه سانتيگراد برابر است با 15/273 كلوين.
دماي سطحي ستارگان قرمز تيره تقريبا 2500K مي باشد. دماي سطحي ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دماي سطحي خورشيد و ديگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دماي سطحي ستارگان آبي رنگ بين 10.000K تا 50.000K مي باشد.
گرچه ستارگان با چشم غير مسلح، تك رنگ به نظر مي آيند اما در واقع آنها طيفي از رنگها را منتشر مي نمايند. شما مي توانيد به كمك يك منشور مشاهده كنيد كه نور خورشيد، به عنوان يك ستاره زرد، از رنگهاي بسياري تشكيل شده است. طيف مرئي شامل همه رنگهاي رنگين كمان مي باشد. اين رنگها از قرمز (كه توسط ضعيفترين فوتونها ايجاد مي شود) تا بنفش (كه توسط قويترين فوتونها ايجاد مي شود) هستند.
نور مرئي يكي از شش پرتوي طبقه بندي شده در رده پرتوهاي الكترومغناطيس است. اين پرتوها از كم انرژي ترين آنها به ترتيب عبارتند از امواج راديويي (مايكروويو يا موج ريز، پرتوهاي راديويي با فركانس بالا هستند كه در اغلب موارد در گروهي جدا پس از امواج راديويي مورد مطالعه قرار مي گيرند اما در اين مقاله آنها در گروه امواج راديويي نام برده مي شوند.م.)، پرتوهاي فروسرخ، نور مرئي، پرتوهاي فرابنفش، اشعه ايكس ري و پرتوي گاما. همه اين شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر مي شوند، البته بعضي از ستارگان همه شش پرتوي مذكور را متساطع نمي نمايند. تركيبي از همه اين شش گروه را طيف الكترومغناطيس مي نامند.
ابعاد
ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشيد مي سنجند. آلفا سنتوري A شعاعي معادل 05/1 برابر شعاع خورشيد دارد و تقريبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ريگل بيش از 78 برابر شعاع خورشيد است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشيد مي باشد.
ابعاد و دماي سطح ستاره، درخشندگي آن را معين مي كند. دو ستاره را در نظر بگيريد كه دماي سطح يكسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در اين شرايط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با دماي سطح يكسان را مقايسه كنيد، نخست، بايد شعاع ستاره بزرگتر را تقسيم بر شعاع ستاره كوچكتر نمائيد و سپس مربع عدد حاصل را به دست آوريد (حاصل تقسيم به توان 2).
حال دو ستاره را با شعاع برابر ولي دماي سطح (بر حسب كلوين) متفاوت تجسم كنيد. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دماي آن به توان 4 است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را كه دماي مختلف دارند مقايسه كنيد، دماي ستاره گرمتر را بر دماي ستاره سردتر تقسيم كرده و حاصل اين تقسيم را به توان 4 برسانيد.
جرم
ستاره شناسان جرم ستارگان را نيز بر اساس جرم خورشيد اندازه گيري مي كنند. براي مثال آلفا سنتوري A جرمي معادل 08/1 جرم خورشيد دارد، جرم ريگل 5/3 برابر جرم خورشيد است. جرم خورشيد معادل دو ميليون ميليون ميليون ميليون ميليون كيلوگرم يعني 2 به همراه سي عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما داراي ابعاد برابر نيستند. در واقع چگالي ستارگان نسبت به هم متفاوت است. براي نمونه، ميانگين چگالي خورشيد 1400 كيلوگرم در هر متر مكعب است، يعني تقريبا 140 درصد چگالي آب. شباهنگ B جرمي حدودا معادل جرم خورشيد دارد اما چگالي آن 90.000 برابر چگالي خورشيد است.
طبقه بندي درخشندگي
نقاطي كه در بالاي نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نوراني و نقاط پائين نمودار نشانگر ستارگان كم نور مي باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمريكايي ويليام مورگان (William W. Morgan) و فيليپ كينان (Philip C. Keenan) چيزي را بداع كردند كه سيستم طبقه بندي درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 اين سيستم را اصلاح كرده و گسترش دادند. در اين سيستم، اعداد كوچك به بزرگترين و درخشان ترين رده ها اطلاق مي گردد. رده هاي MK عبارتند از: la ، ابرغولهاي درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهاي درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهاي كوچك و V، ستارگان رشته اصلي يا كوتوله ها.
رده هاي طيفي
نقاطي كه در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعكس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد مي باشند. در سيستم MK هشت رده طيفي وجود دارد كه هر كدام بيانگر ميزان مشخصي از دماي سطحي ستاره مي باشند. اين طبقه بندي از داغترين به سردترين ستارگان به ترتيب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طيفي به نوبه خود از ده نوع طيفي تشكيل مي شود كه اين ده نوع با اعداد مشخص مي گردند. شماره مربوط به داغترين ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترين ستاره عدد نه است.
بنابر آنچه گفته شد علائم سيستم MK تركيبي از حروف براي بيان درخشندگي و اعداد براي بيان طيف هر ستاره مي باشد. براي مثال نام خورشيد در اين سيستم G2V است. نام آلفا سنتوري نيز G2V مي باشد و نام ستاره ريگل B8la است.
گدازش ستارگان
انرژي مهيب ستارگان در فرايندي به نام گدازش هسته اي ايجاد مي شود. اين فرايند زماني آغاز مي شود كه دماي هسته ستاره در حال شكل گيري به 1 ميليون K برسد. يك ستاره از دل يك ابر بسيار بزرگ كه به آرامي در چرخش است و تقريبا به طور كامل از عناصر شيميايي هيدروژن و هليوم تشكيل شده است، به دنيا مي آيد. اين ابر همچنين ممكن است حاوي اتمهاي ديگر عناصر و غباري از ذرات ميكروسكوپي باشد.
به اقتضاي نيروي گرانش، اين ابر شروع به منقبض شدن مي كند و در نتيجه كوچكتر مي شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بيشتر مي شود درست همانطور كه سرعت يك اسكيت باز كه بر روي يخ به دور خود در حال چرخيدن است، با جمع كردن بازوانش بيشتر و برعكس با باز كردن بازوان كمتر مي شود. لايه هاي خارجي ابر يك ديسك چرخان را ايجاد مي كنند. لايه هاي داخلي به شكل يك توده كروي كه همچنان در حال انقباض است تبديل مي شوند.
ماده در حال انقباض گرمتر مي شود و فشار آن نيز بيشتر مي گردد. اين فشار تمايل زيادي به خنثي كردن نيروي گرانشي كه عامل انقباض است، دارد. در نهايت، سرعت انقباض بسيار كاهش پيدا مي كند. در قسمت داخلي توده در اين هنگام جنين ستاره يا پيش ستاره به وجود مي آيد. پيش ستاره يك جرم توپي است كه نه ديگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پيرامون پيش ستاره پوسته اي از گاز و غبار است كه لايه هاي بيروني توده نخستين مي باشند.
