مروری بر ساختار کهکشان ها

کهکشان ها، مجموعه ای از ستارگان هستند

ستارگان، سحابی ها، منظومه های فراخورشیدی همه و همه اجزای تشکیل دهنده ی کهکشان ها هستند. اجرامی که ما در آسمان شب می بینیم همگی در یا کهکشان هستند یا در درون کهکشانی قرار دارند. در این مقاله سعی داریم ستاره شناسان پارسی را با اطلاعات پایه ای درباره کهکشان ها آشنا کنیم. با ما همراه باشید

یک کهکشان در واقع محدوده ی گرانشی بسیار بزرگی متشکل از ستارگان گازها و غبار های میان ستاره ای مواد تاریک و احتمالا انرژی تاریک است.برخی از کهکشان های شناخته شده در کیهان دارای حدود ده میلیون تا ده هزار میلیارد ستاره هستند که همگی به دور هسته ی مرکزی کهکشان البته با سرعت های متفاوت در حال چرخش اند.به عنوان مثال ستاره ی خورشید که به همراه زمین و سایر سیارات در فاصله 25000 سال نوری مرکز کهکشان راه شیری واقع شده در مدت زمان 225 میلیون سال با سرعت حدودا 20 کیلومتر بر ثانیه به دور مرکز کهشکان خودی ما در حال گردش است
 
علاوه بر ستارگان منفرد کهکشان ها شامل تعداد بسیاری از سامانه های چند تایی ستاره ای و خوشه های ستاره ای که خود شامل خوشه های باز و بسته هستند که خوشه های باز در قسمت بیرونی و خوشه های بسته یا کروی غالبا در قسمت های مرکزی کهکشان ها یافت می شوند
گرچه حدود 90 درصد جرم اکثر کهکشان را ماده و احتمالا انرژی تاریک تشکیل می دهد اما آینده ی آنها و اینکه در آن زمان از لحاظ جرم چه وضعیتی خواهند داشت هنوز به طور مسلم مشخص نیست
 
بر اساس کشفیات و تحقیقاتی که تا به امروز پیرامون کهکشان ها صورت گرفته گمان می رود که در مرکز بسیاری از کهکشان ها سیاهچاله های پرجرمی وجود داشته باشد(مانند سیاهچاله ی موجود در کهکشان مارپیچی راه شیری ما) یا کهکشاه بیضوی M-87 در صورت فلکی سنبله
 
همچنین فضای بین کهکشانی هم حالتی نزدیک به خلا داشته و چگالی میانگین آن طبق محاسبات اختر فیزیکی کمتر از یک اتم در متر مکعب است که جنس مواد تشکیل دهنده ی ماده ی میان کهکشانی مانند فضای میان ستاره ای گاز و غبار یونیده است
 

انواع کهکشان ها
 
کهکشان ها در سه دسته ی کلی جای دارند:بیضوی-مارپیچی و بی نظم
 
 سیستم رده بندی ادوین هابل هم کمی گسترده تر از حالت قبل است به طوری که کهکشان های مارپیچی در این سیستم خود به دو دسته مارپیچی ساده و مارپیچی میله ای تقسیم می شوند و یا کهکشان های بیضوی بر اساس شکل ظاهری خود و درجه بیضیت به 7 دسته تقسیم می شوند
ذکر این نکته نیز ضروری است که سیستم دسته بندی هابل فقط متکی بر داده های ظاهری و بصری کهکشان هاست و در مورد ویژگی های خاص آنها مانند ساختار ستارگان تشکیل دهنده کهکشان بحثی نکرده است

 

 
کهکشان راه شیری و کهکشان های مارپیچی
 
کهکشان راه شیری یک جرم صفحه سان بزرگ حدود 30 کیلو پارسک(واحدی مشابه سال نوری در محاسبه ی فواصل نجومی که موقعیت ستاره را در فاصله ی6/32 سال نوری به عنوان یک پارسک در نظر می گیریم) یا بر حسب مقیاس سال نوری قطری معادل یکصد هزار سال نوری و ضخامتی حدود سی هزار سال نوری دار
این کهکشان در حدود سیصد میلیارد ستاره داشته و مجموع جرم تقریبی آن نیز حدودا ششصد میلیارد برابر جرم خورشید است که جرم خورشید به خودی خود سیصد و سی هزار برابر جرم زمین است
 در کهکشان های مارپیچی شکل که راه شیری ما نیز بکی از آنهاست بازوهای مارپیچی از الگوی مشخصی پیروی می کنند که از نظر تئوریک می تواند چرخش ستارگان را از حالت آشفتگی به حالتی همسان و متحد الشکل توجیه و تبدیل کند
بازوهای مارپیچی هم مانند ستارگان به دور مرکز کهکشان در حال گردش هستند البته با کمی انحراف و نوسان به این معنی که ستارگان در حرکت خود در بازوهای کهکشان خارج و دوباره وارد آنها می شوند(در واقع در بازوها به صورت رفت و برگشتی نوسان می کنند) که تصور می شود این بازوها دارای چگالی بسیار بالایی باشند زیرا وقتی ستاره ها اصطلاحا مجددا وارد بازو می شوند از سرعت آنها کاسته می شود و این کاهش سرعت معلول ورود آنها به ناحیه ای چگال تر از حالت خروج آنها از بازوی کهکشان است
بازوهای کهکشان ها ی مارپیچی به راحتی قابل رویت است زیرا این ناحیه پر چگال امکان تشکیل ستاره های جدید را فراهم می سازد و همچنین مکان استقرار ستارگان درخشان و جوان کهکشان نیز هست
 
کهکشان های کوتوله ی فوق فشرده نیز نام دسته ی جدیدی از تقسیم بندی کهکشان هاست که در سال 2003 میلادی توسط اخترشناس دانشگاه کوئیز لند"میشل درنیک واتر"ارائه شد

 

 
مقیاس های بزرگتر
 
اغلب کهکشان ها در محدوده ی گرانش تعدادی کهکشان قرار دارند.ساختارهای شامل بیش از 50 کهکشان را یک گروه کهکشانی و ساختار های بزرگتر شامل هزاران کهکشان قرار گرفته در محدوده ی چند مگا پارسک را یک خوشه ی کهکشانی می نامند
البته تعدادی کهکشان هم وجود دارند که متعلق به گروه یا خوشه ی خاصی نیستند
خوشه های کهکشانی اغلب تحت حاکمیت یک غول-کهکشان بیضوی هستند که با نیروهای کشندی خود قمر های کهکشانی خود را را از شکل اولیه خود خارج کرده و به مرور زمان آنها را به جرم خود اضافه می کند
ابر خوشه های کهکشانی نیز مجموعه ی عظیمی از ده ها هزار کهکشان است که شمال خو شه ها گروه ها و در برخی مواقع کهکشان های منفرد است
کهکشان راه شیری ما عضوی از گروه محلی کهکشانی است که 23 کهکشان را در پهنه ای به وسعت یک مگا پارسک در خود جای داده است.گروه محلی قسمتی از ابر خوشه ی کهکسانی سنبله است که مرکزیت آن خوشه ی کهکشانی سنبله می باشد

 

منبع : ستاره پارسی

اطلاعات کلی درباره اجرام غیر ستاره ای

اجرام غیر ستاره ای همانطور که از نامشان پیداست اجرامی هستند به جز ستاره های تک و تنها و به چند بخش تقسیم میشوند: 

 

 

                            ۱-خوشه های ستاره ای 

                            ۲-سحابی ها 

اجرام غیر ستاره ای:۳-کهکشان ها 

 

                              ۱-خوشه باز (کهکشانی) 

خوشه های ستاره ای:

                             ۲-کروی (بسته) 

               

                 ۱-نشری

سحابی ها :۲-بازتابی 

                 ۳-تاریک 

                 ۴-سیاره نما 

                 ۵-باقیمانده انفجار ابرنواختری

 

                                 ۱- معمولا بیش از چند صد ستاره ندارند.

ویژگی های خوشه باز:  ۲- از خوشه های کروی بزرگترند.

                                ۳-با تلسکوپ های کوچک به آسانی تفکیک می شوند. 

                                ۴-درخشان ترین ستاره ای آن آبی رنگ هستند (کوچکتر اما داغ تر)  

                                ۵- در بازوهای کهکشان دیده می شوند. 

                                ۶-در کهکشان ما بیش از چند هزار وجود دارد.  

                                ۷-چند مورد از آن ها با چشم غیر مسلح دیده می شوند.  

                                مانند:خوشه پروین 

  

                                   

                                    ۱- ممکن است بیش از چند صد هزار ستاره داشته باشند. 

ویژگی های خوشه کروی:  ۲- ستاره ها به هم نزدیک تر هستند.

                                    ۳- ستاره های آن حتی با تلسکوپ های بزرگ به آسانی تفکیک نمی                                     شوند.  

                                    ۴- تعداد شناسایی شده در کهکشان ما به ۲۰۰ تا نمی رسد.

                                    ۵-نسبت به خوشه های باز از ما دور ترند به همین دلیل کم نور تر به                                       نظر می رسند. 

 

 

ویژگی سحابی های نشری: در این نوع سحابی ها ستاره های بسیار سوزان قرار دارند که موجب تحریک گاز های و درخشان شدن سحابی می شوند. مانند: سحابی جبار 

 

ویژگی سحابی های بازتابی: اگر ستاره ها مقداری سرد تر باشند یا چگالی گاز ها در سحابی زیاد باشند گاز ها فقط نور ستاره را بازتاب می دهند. مانند: سحابی اطراف ستارگان خوشه پروین 

 

ویژگی سحابی های تاریک: هیچ ستاره ای در درون یا اطراف سحابی قرار ندارند. مشاهده سحابی های تاریک فقط در صورتی ممکن است که در مقابل سحابی های نشری یا بازتابی قرار گرفته باشند. این سحابی ها نور ستارگان پشت خو دا جذب می کنند. مانند:سحابی اسب سر 

 

ویژگی سحابی های سیاره نما: ستاره هایی با جرم خورشید در مرحله غول سرخی لایه های بیرونی جو خود را به صورت سحابی در فضا پخش می کنند. مانند:سحابی هلیکس

 

زندگی ستاره های پرجرم با انفجار ابرنواختری پایان می یابد و یحابی نامنظمی تشکیل می شود.

مانند:سحابی خرچنگ  

کهکشان ها:مجموعه ای از میلیاردها ستاره سحابی و خوشه های ستاره ای. 

 

 

طبقه بندی کهکشان ها:  ۱- بیضی شکل 

                                   ۲-مارپیچی ۱-معمولی ۲-میله ای 

                                   ۳-نامنظم 

 

 

سحابی خرچنگ در صورت فلکی ثور  

  

  

  سحابی هلیکس در صورت فلکی دلو 

 

   سحابی جبار در صورت فلکی جبار 

 

 

خوشه پروین در صورت فلکی ثور 

 

 

سحابی اسب سر در صورت فلکی جبار

برگرفته از کتاب شناخت مبانی نجوم جلد ۲

تصویر جدید هابل از سحابی آیریس

جدیدترین تصویر هابل از سحابی به نام NGC 7023 یا آیریس غبارهایی را نشان می‌دهد که برای اخترشناسان بسیار مهم و کارآمد است.

تصویر هابل نشاندهنده امواج خروشانی از ابرهای غبارهای کیهانی است، این غبارها از ذرات کوچکی از مواد جامد تشکیل شده اند که 10 تا 100 بار از ذره غباری که می توان بر روی سطوح لوازم خانه مشاهده کرد، کوچکتر هستند. دانشمندان به ویژه به بخشی از این سحابی علاقه نشان می دهند که قرمز تر از حد عادی به نظر می رسد.

اخترشناسان احتمال می دهند این ابرهای بزرگ که به عنوان یک سحابی انعکاسی شناخته می شوند نور ستاره عظیمی که 10 بار بزرگتر از خورشید بوده و در نزدیکی سحابی قرار دارد را بازتاب می دهد. سحابی های انعکاسی معمولا آبی به نظر می آیند زیرا ذرات غبار در آنها در پراکنده کردن نور آبی تاثیرگذاری بیشتری دارند و به همین دلیل دانشمندان احتمال می دهند برخی مواد هیدروکربنی باعث تغییر رنگ این ابرهای غباری شده اند.

 

 

برنارد ؛ عضوی از کهکشان های نامنظم

طبق معیارهای طبقه بندی کهکشان ها ، برنارد یک کهکشان نامنظم است. این کهکشان کوچک دارای شکلی عجیب است اما از درخشندگی و شکوه ستاره ای چیزی کم ندارد. در این کهکشان علاوه بر تشکیل ستارگان جدید، سحابی های عجیبی به چشم می خورند که با ستاره های سوزان خود امواجی را به سوی مواد ستاره ای اطراف ساتع می کنند.

علاوه بر این، برنارد سرگذشت جالبی دارد و احتمالا قربانی فرآیند بلع و زایش مجدد بوده است. اجرام نامنظم کیهانی مانند کهکشان برنارد به دانشمندان کمک می کنند تا به چگونگی تاثیر کهکشان ها و گاه جذب مواد ستاره ای از یکدیگر پی ببرند.

در این تصویر جدید که ESO آن را ثبت کرده است، کهکشان برنارد در پس انبوهی از ستاره ها و در سمت صورت فلکی قوس خودنمایی می کند. کهکشان برنارد که به NGC 6822 نیز معروف است نامش را از کاشف خود، یعنی ستاره شناس امریکایی " ادوارد امرسون برنارد " گرفته است. وی در سال 1884م بوسیله تلسکوپ 125 میلی متری اش این کهکشان را رصد کرد. کهکشان برنارد حدود 6/1 میلیون سال نوری از ما فاصله دارد و عضوی از گروه محلی است؛ یعنی همان خوشه کهکشانی که راه شیری نیز عضوی از آن است. ستاره شناسان، تصویر اخیر را با استفاده از نمایشگر عریض WFI که به تلسکوپ2/2 متری MPG/ESO وصل شده بود در رصد خانه لاسیلا ( جنوب امریکای جنوبی ) ثبت کرده اند.

 

 

کهکشان برنارد با اندازه ای حدود یک دهم راه شیری، در زمره کهکشان های کوتوله قرار می گیرد. این کهکشان حدود 10 میلیون ستاره دارد که بسیار کمتر از راه شیری با حدود 400 میلیارد ستاره است. در گروه محلی نیز مانند هرنقطه دیگری از کیهان، تعداد کهکشان های کوتوله بسیار بیشتر از تعداد عموزاده های خوش ترکیبشان مانند راه شیری، آندرومدا و کهکشان های سه سو است. اگرچه برنارد آن برآمدگی مرکزی و  بازوهای پیچشی باشکوه را ندارد اما اتفاقات زیادی در این کهکشان کوتوله در حال رخ دادن است. سحابی های قرمز رنگی در این تصویر وجود دارد که حاکی از مناطق فعال تشکیل ستاره است، جایی که ستاره های جوان و داغ باعث برافروخته شدن ابرهای کازی اطراف می شوند. در گوشه سمت چپ بالای تصویر نیز سحابی حباب مانندی جلب توجه می کند. در مرکز این سحابی، خوشه هایی از ستاره های جوان و غول پیکر، امواجی از خود به سمت مواد بین ستاره ای ساتع می کنند. این امر باعث ایجاد ترکیبی نورانی و درخشنده می شود که که از زاویه دید ما به شکل یک حلقه دیده می شود.  امواج مشابه دیگری که توسط ستاره های فعال و جوان منتشر می شوند در سراسر کهکشان برنارد به شکل نقاطی خودنمایی می کنند.

کهکشان های کوتوله و نامنظمی مانند برنارد، در اثر برخورد و یا ادغام با کهکشان های دیگر شکلی حباب مانند پیدا می کنند. کهکشان ها نیز مانند تمام اجرام کیهانی در حرکت بوده و گاه از کنار هم و گاهی نیز از درون یکدیگر عبور می کنند. تراکم ستارگان در کهکشان ها بسیار کم است، از اینرو ستارگان کمی در این نبرد کیهانی با یکدیگر برخورد می کنند. با این وجود، نیروی عظیم گرانش به طور چشمگیری می تواند مسیر حرکت را تغییر داده و با عث برخورد آنها با یکدیگر شود، به طوری که گروه  های ستاره ای، از کهکشان مادر جدا شده و باعث تشکیل کهکشان های کوتوله و نامنظمی مانند NGC 6822 می شوند.

آسمان شب ایران

تصویری جدید از راه شیری به کمک هرشل

در تصاویر جدیدی که توسط رصدخانه فضایی هرشل گرفته شده است، بخش کوچکی از کهکشان راه شیری به چشم می‌خورد که تا کنون به این شکل مشاهده نشده.

به تازگی رصدخانه هرشل با کمک تصاویر همزمان دو دوربینSPIRE  (تصویرگر نورسنجی و طیفی) و  PACS(طیف سنج و دوربین آشکارساز نور) تصاویرخارق‌العاده‌ای از ماده بین ستاره‌ای در کهکشان ما تهیه کرده است. این عکسهای جدید،در نخستین آزمایش بکارگیری همزمان این دو ابزار گرفته شده است.

دوربین SPIRE به طول موج‌های بین 250 تا 500 میکرون (یعنی 500 الی 1000 برابر بلندتر از طول موج‌های مرئی) واکنش نشان می‌دهد.PACS  هم طول موج‌های بین 70 تا 170 میکرون را پوشش می دهد. این دو با هم تصاویری پر از جزئیات، با 5 رنگ فروسرخ مختلف را تهیه می‌کنند، که نه تنها باعث آشکار سازی مواد جدید در کهکشان می‌شود بلکه اطلاعات کاملی را در اختیار ستاره‌شناسان قرار می‌دهد. اطلاعاتی نظیر حجم مواد، تجمع مواد، دما، ساختار و اینکه آیا برخی از آنها باعث شکل‌گیری ستاره‌های جدید می‌شوند یا خیر. ستاره‌ها در محیط های سرد و متراکم شکل می‌گیرند و این تصاویر مرکب محل‌های تشکیل ستاره‌ها را نیز آشکار می‌کند. این مکان‌ها در تصاویری با یک رنگ فروسرخ یا تصاویری که در طول موج‌های کوچکتر از فروسرخ گرفته شده به‌سختی  قابل تشخیص است.

 

این دوربین‌ها از فضایی به ابعاد 2×2 درجه (حدود 16 برابر اندازه قرص ماه از دید زمین) عکس می‌گیرند و مخزنی از مواد سرد را در پهنۀ کهکشان آشکار می‌کنند که قبلا در آن مکان آشفته به نظر می‌رسید. مادۀ بین ستاره‌ای در رشته‌ها و ریسمان‌های پر پیچ وخم ستاره‌های تازه متولد شده به هم پیوسته و متراکم می‌شود. شبکه‌ای پیچیده از ساختارهای رشته‌ای با ویژگی‌های شگفت انگیز می‌ببینیم، که نشان دهندۀ حلقه‌ای از رویدادهای مربوط به شکل‌گیری ستاره‌ها در همان زمان است که شبیه قطرات باران روی یک رشته است که در نور خورشید می‌درخشد.

از این پس هرشل جا‌یجای راه شیری را پیمایش خواهد کرد و پرده از رازهای شکل‌گیری ستاره‌ها بر خواهد  داشت.

«دیوید کلمن»(David Clements)، عضو تیمSPIRE  در بخش فیزیک دانشکدۀ امپریال لندن، گفت:" این تصاویر بیانگر این است کهSPIRE  وPACS  هماهنگی خوبی با هم دارند و این نه تنها در مطالعۀ کهکشان ما بلکه در مطالعات گسترده هرشل روی فرضیه‌های کهکشان کاربرد دارد".

 

منبع پایگاه خبری ماهنامه نجوم  

درخش برخورد قنطورس LCROSS

راکت قنطورس با سرعت 3/8 کیلومتر بر ثانیه دیروز در ساعت 4:31 دقیقه به وقت جهانی با سطح ماه برخورد کرد و تنها چند دقیقه بعد فضاپیما راهنمای LCROSS درخش آن را هدف برخورد خود قرار داد.

 این تصویر مادون قرمز میانی ، چند دقیقه پیش توسط ماموریت پرواز LCROSS به ماه گرفته شده است. نقطه کوچک سفید رنگ (در تصاویر بزرگ شده است) که در داخل سایه دیواره های یک گودال برخوردی ماه دیده می شود، در واقع درخش اولیه ای است که توسط برخورد قسمت بالایی راکت (قنطورس) ایجاد شده. رصد خانه های زمینی گزارش ثبت هر دوی این برخورد ها را داده اند. اما تجهیزات فضاپیما LCROSS قبل از برخورد خودشان با سطح ماه موفق شدند جزئیات زیادی از برخورد راکت، گودال ایجاد شده و ابر غبار حاصل برخورد را ثبت کنند. در هفته ای که می آید، داده های چالش بر انگیز این ماموریت برای تحقیقات در مورد نشانه هایی از آب بر روی سطح ماه استفاده خواهند شد.

 

منبع : apod.nojum.ir

یک کوتوله سفید در آستانه انفجار

وقتی یک کوتوله سفید بزرگتر از 1.4 برابر جرم خورشید برسد، یا بصورت ابرنواختر منفجر میشود و یا بر سر هسته خود سقوط میکند و جرم دیگری را بنام ستاره نیوترونی می سازد.

 یک ستاره کوتوله سفید در آستانه انفجار ابرنواختری

تلسکوپ فضایی اشعه ایکس نیوتن اولین تصویر واضح و نزدیک یک کوتوله سفید را که طی چند میلیون سال بعد می تواند بصورت ابرنواختر Ia منفجر شود کشف نموده است. البته با مقیاس زمانی در فضا این مدت خیلی زود و عنقریب شمرده میشود و هر چند این کوتوله سفید بدور ستاره همدم خود (ستاره HD 49798) در حال گردش است، اما به قدر کافی از ما دور است و خطری را برای زمین ایجاد نمی کند ولی آنقدر نزدیک است که بتواند به یکی از زیباترین اجرام آسمانی برای رصدگران مبدل شود. محاسبات نشان میدهد که این ستاره اول به درخشندگی ماه کامل درخشان میشود و به قدری روشن خواهد بود که حتی در روز با چشمان غیر مسلح قابل مشاهده می باشد، اما این واقعه زیاد طولانی نخواهد بود.

اخترشناسان از سال 1997 به این سو به دنبال این جرم آسمانی بودند و در آن زمان متوجه شدند که اتفاقات عجیبی در طول موج های اشعه ایکس در نزدیکی ستاره HD 49798 جریان دارد. حالا به پاس چشم تیز بین و حساسیت قوی تلسکوپ فضایی نیوتن این جرم اسرار آمیز کشف گردید. رصد ها نشان داد که یک ستاره کوتوله (کوچک) سفید یا به گونه دیگر قلب یک ستاره مرده با اشعه ایکس در فضا می تابد.

ساندرو میرگاتی از مرکز تحقیقاتی INAF–IASF در شهر میلان ایتالیا می گوید " این یک کوتوله معمولی نیست. بعد از اندازه گیری جرم آن، ما دریافتیم که دوبرابر تصور قبلی مان بزرگ است. اکثر کوتوله های سفید در واقع حدود 0.6 درصد جرم خورشید اند که در یک فضایی به اندازه زمین متراکم و جمع شده اند. اما این کوتوله سفید خاص و بی مانند دو برابر جرم دارد و در فضایی برابر با نیم قطر زمین جمع شده است و در هر 13 ثانیه یک بار بدور محور خود می چرخد که تا کنون تیز پا و سریعترین کوتوله شناخته شده می باشد". 

 

مشخص نمودن جرم یک ستاره برای اخترشناسان بسیار مهم است، زیرا تلسکوپ فضایی نیوتن می تواند به اخترشناسان در "وزن" نمودن یک ستاره کمک کند که در نتیجه میتوان خصوصیات گرانشی یک جسم را بر اساس نظریه نیوتن کشف نمود.  

 

اکثر کوتوله ها با دزدیدن گاز ستاره همدم رشد می کنند و این پروسه به رشد یپوسته یا برافزایشی مشهور است. حالا این کوتوله با جرم 1.3 برابر جرم خورشید به خطرناک ترین حد موجودیت خود رسیده است.

وقتی یک کوتوله سفید بزرگتر از 1.4 برابر جرم خورشید برسد، یا بصورت ابرنواختر منفجر میشود و یا بر سر هسته خود سقوط میکند و جرم دیگری را بنام ستاره نوترونی می سازد. انفجار یک کوتوله سفید مشهور ترین توضیح برای وجود ابرنواختر های نوع Ia در عالم می باشد. این انفجار های درخشان به مثابه یک فانوس برای یافتن کوتوله های سفیدی که در حال ربودن گاز ستاره همدم خود می باشند بکار میروند تا بتوان جرم آن را با دقت مشخص نمود.  

 

این تصویر سنگ سرخ یا (Rosset Stone) یک کوتوله سفید در یک منظومه دوتایی است. تشخیص دقیق جرم هر دو ستاره در منظومه های دو ستاره ی بسیار مهم است. حالا دانشمندان میتوانند مطالعات بیشتر در این بخش را ادامه دهند و سعی کنند تا گذشته آن را طوری بسازند که بتوان آینده آن را محاسبه کرد.

حالا میرگاتی می گوید به خوانندگان تان بگویید تا در جستجوی یک نمایش زیبای آسمانی باشند، البته نه به این زودی ها. امیدورایم دیگر ایمیل های  فریبنده در مورد اینکه عنقریب یک ابرنواختر به اندازه ماه در روز دیده خواهد شد دریافت نکنیم، درست شبیه فریب قبلی که همه انتظار داشتند مریخ را در آسمان شب به اندازه ماه ببینند.

منبع:آسمان پارس

 

تصویر خوشه های کروی M80 و M4 و ستاره قلب العقرب

افسانه‌ی تولد ستاره از بین رفت!

یک گروه بین‌المللی از ستاره‌شناسان باور قدیمی در مورد چگونگی شکل‌گیری ستارگان را رد کرده‌اند.

 

از دهه‌ی 1950 ستاره‌شناسان معتقد بودند که گروه‌های ستارگان تازه متولد شده‌ از قوانین یکسانی برای تشکیل استفاده می‌کنند به این صورت که نسبت ستارگان پرجرم به کم‌جرم تقریبا در تمام کهکشان‌ها یکسان است. برای مثال٬ به ازای هر ستاره‌ای که 20 مرتبه یا بیشتر بزرگ‌تر از خورشید است٬ 500 ستارۀ برابر یا کوچک‌تر از جرم خورشید وجود خواهد داشت.

 

«دکتر گرهارد مورر»(Dr.Gerhardt Meurer)٬ سرپرست تیم تحقیق از دانشگاه جان هاپکینز٬ می گوید: "این  ایده‌ا‌ی بسیار مفید بود ولی متاسفانه درست به نظر نمی‌رسد".

توزیع جرمی ستارگان تازه متولد شده "تابع جرم اولیه"(initial mass function) یا IMF نام دارد. در‌حالی‌که بخش اعظم نوری که از کهکشان‌ها می‌بینیم از پرجرم‌ترین ستاره‌ها ناشی می‌شود٬ جرم کلی در ستاره‌ها از ستارگان سبک‌تر که دیده نمی‌شوند نشأت می‌گیرد و در نتیجه  IMFدر تعیین جرم دقیق کهکشان‌ها نقش دارد. با اندازه‌گیری نور تعداد انبوهی از ستارگان و انجام اصلاحاتی در سن ستارگان٬ ستاره‌شناسان اکنون می‌توانند از IMF برای محاسبه‌ی جرم کلی آن توده‌ی ستاره‌ای استفاده کنند.

 

نتایج کهکشان‌های مختلف تنها در صورتی می‌تواند با هم مقایسه شوند که در همه جا  IMFیکی باشد. ولی گروه دکتر مورر نشان داده است که نسبت جرم زیاد به جرم کم در ستارگان تازه متولد شده، در کهکشان‌های مختلف٬ متفاوت است. برای نمونه کهکشان‌های کوتوله‌ی کوچک بیشتر از آنچه انتظار می‌رود ستارگان کم جرم را تشکیل می‌دهند.

 

گروه دکتر مورر برای رسیدن به یافته‌هایشان کاوش و بررسی رادیویی انجام دادند٬ زیرا کهکشان‌ها حاوی مقدار قابل ملاحظه‌ای گاز هیدروژن خنثی هستند که ماده‌ی اولیه برای تشکیل ستاره است و این هیدروژن خنثی امواج رادیویی ساطع می‌کند.

 

این گروه با استفاده از ماهواره‌ی NASA's GALEX و تلسکوپ اپتیکی 1.5 متری CTIO در شیلی، دو دسته تابش فرابنفش و H-alpha را ،که به شکل گیری ستارگان مربوط می شوند، اندازه‌گیری نمود.

انتخاب کهکشان‌ها بر اساس هیدروژن خنثی موجود در آن‌ها نمونه‌ای از کهکشان‌ها با شکل‌ها و  اندازه‌ها‌ی متفاوت را٬ بدون توجه به تاریخچه‌ی تشکیل ستاره‌هایشان٬ در اختیار گذاشت.

 

گسیل‌های H-alpha وجود ستاره‌های عظیم از ردۀ طیفی O را نشان داد که با جرمی در حدود 20 برابر جرم خورشید متولد شده‌اند.

 

گسیل‌های فرابنفشUV ، ستاره‌های O و ستاره‌های کمی کوچکتر از ردۀ طیفی B را مشخص کردند که در مجموع جرمشان سه برابر جرم خورشید بود.   

 

گروه مورر دریافت که نسبت گسیل H-alpha به گسیل  UVاز کهکشانی به کهکشان دیگر متفاوت است که به اختلاف در مقدار IMF آن‌ها نیز دلالت می‌کند.

 

دکتر مورر گفت: "این کار پیچیده‌ای است و لزوما باید عوامل دیگری را که بر نسبت گسیل  H-alpha به UV تاثیر می‌گذارند نیز در نظر بگیریم٬ مانند این نکته که ستاره‌ها‌ی نوع B مدت زمان طولانی‌تری در مقایسه با ستاره‌ها‌ی نوع O زندگی می‌کنند".

گروه دکتر مورر مسئله‌ی حساسیت  IMF به شرایط فیزیکی منطقه‌ی شکل‌گیری ستاره به ویژه فشار گازی را مطرح می‌کند. برای مثال ستاره‌های عظیم بیشتر در محیط‌های پرفشار مانند خوشه‌های ستاره‌ای تشکیل می‌شوند.

 

نتایج گروه امکان درک بهتری از دیگر پدیده‌‌هایی را که به تازگی مشاهده شده و به صورت معمایی برای ستاره‌شناسان هستند فراهم می‌کند، مانند تغییرات نسبت H-alpha به نور فرابنفش به صورت تابعی از شعاع کهکشان‌ که در بعضی از کهکشان‌ها مشاهده شده است. این مطلب هم‌اکنون قابل درک است٬ زیرا با پایین آمدن فشار به همراه شعاع٬ ترکیب ستاره ای نیز تغییر می‌کند همانند این‌که فشار با ارتفاع از روی زمین تغییر می‌کند.

لینک مطلب

شگفتی های اتا- حمال

احتمالاً در منظومه اتا- حمال همدمی در مداری بیضوی هر از گاهی به ستاره اصلی نزدیک می شود و برخورد بادهای دو ستاره بر خصوصیت کل مجموعه اثر می گذارد.

به نظر می رسد که اوضاع و احوال ستاره جنوبی، اتا- حمال (کارینا)، یکی از شگفت انگیزترین ستاره های کهکشان ما در حال تغییر و تحول است. این ابرغول آبی جرمی معادل 100 برابر جرم خورشید دارد (مرز پرجرم ترین ستاره های موجود در عالم) و نیروی خروجی آن در مدت 6 ثانیه برابر نیروی خروجی خورشید در مدت یک سال است! در دهه 1840 میلادی این ستاره با پرتاب انفجاری ماده ای به جرم 5 تا 15 برابر جرم خورشید ناگهان چنان درخشان شد که مدتی دومین ستاره پر نور آسمان شب پس از شباهنگ بود. اما درخشندگی بسیار و فوران های عظیم ماده فقط بخشی از داستان بود.

 تغییرات اخیر در سحابی صورتی رنگ اطراف این ستاره، مدرک معتبری است بر اینکه این ستاره، بسیار بیشتر از آنچه تصور می شد شگفت انگیز است. این ستاره یک ستاره پر جرم نیست؛ بلکه دو ستاره است. بسیاری از اخترشناسان از سال 1375 بر این باور بودند که اتا- حمال یک ستاره دوتایی است. آنها دریافتند که هر 5.5 سال یکبار تغییرات محسوس و کوتاهی در طیف این ستاره نمایان می شود.

                           

احتمالاً همدمی در مداری بیضوی هر از گاهی به ستاره اصلی نزدیک می شود و برخورد بادهای دو ستاره بر خصوصیت کل مجموعه اثر می گذارد. این باور دانشمندان در اواخر سال 1377 که تغییرات پیش بینی شده رخ دادند، قوت گرفت. تغییرات اخیر اتا- حمال اوایل تابستان 1382 دوباره طبق پیش بینی ها رخ دادند. در آن زمان رصدهای تلسکوپ فضائی هابل با دوربین پیرفته نقشه برداری در نور فرابنفش، سایه ای ضعیف و اثراتی بر درخشندگی ستاره را آشکار کرد که نشان از عبور ستاره همدم از مقابل ستاره اصلی داشت.

احتمالاً نور فرابنفش ستاره همدم، گازهای سحابی اطراف ستاره را گرم و یونیزه می کند و نواری از نور فرابنفش به طول چند ثانیه قوس شکل می دهد. رصدها تقریباً دانشمندان را مطمئن می کرد که اتا- حمال یک ستاره دوتایی است. جرم ستاره اصلی حدود 100 تا 150 برابر خورشید و جرم همدم حدود 30 تا 60 برابر خورشید است. همدم در مداری بسیار کشیده که تقریباً موازی خط دید ماست به دور ستاره اصلی می گردد.