تبلیغات
♥╬ به نام خالق کهکشان ها ╬♥ - ساز و كار یك ستاره تپنده

تپ اخترها (Pulsar)‏ یا ستاره های تپنده – ستاره‌های نوترونی چرخانی هستند که با سرعت بسیار زیادی دوران می‌کنند و پالس‌های مداومی از انرژی تابشی به همراه خطوط میدان مغناطیسی قوی را از خود منتشر می‌کنند. برخی از تپ‌اخترها نیز پرتوهای ایکس تابش می‌کنند. ستاره‌های نوترونی در حقیقت بقایای هستهٔ ستارهٔ منفجر شده‌ای هستند که حجم کوچک و چگالی بسیار بالایی دارند. برای نمونه تپ‌اختری به قطر ۲۰ کیلومتر ۱٫۵ برابر جرم خورشید را در خود جای داده‌است. تپ اخترها هنگام تولد دمایی در حدود چند میلیون درجه سلسیوس دارند و بلافاصله شروع به سرد شدن می‌کنند. نحوه و سرعت سرد شدن نیز به مواد تشکیل دهنده و چگالی آن‌ها بستگی دارد.

یك ستاره می‌تپد زیرا در تعادل هیدرواستاتیكی نیست. نیروی گرانی روی جرم خارجی ستاره كه كاملا به وسیله فشار داخلی متعادل نیست، وارد می‌شود. اگر ستاره‌ای در اثر افزایش فشار گاز منبسط شود، چگالی ماده و فشار كاهش می‌یابد تا به نقطه تعادل هیدرواستاتیكی برسد و به سمت بالا پرتاب شود (به دلیل تكانه انبساط). سپس، گرانی حكفرما شده و ستاره شروع به انقباض می‌كند. تكانه مواد در حال سقوط، انبساط را در ورای نقطه تعادل حمل می‌كند. بدین‌ترتیب، دوباره فشار افزایش یافته و چرخه نیز به صورت اول تكرار می‌شود. در خلال چنین تپشی انرژی از بین می‌رود و سرانجام این اتلاف انرژی میرائی تپش‌ها را به دنبال خواهد داشت. عمومیت و نظم ستاره‌های تپنده بر تبدیل انرژی اتلاف شده به طریقی دیگر دلالت می‌كند.

crabnebula__pulsar_tides
سحابی خرچنگ ده سال نوری وسعت دارد. دقیقا در مرکز سحابی یک تپ اختر قرار دارد: یک ستاره نوترونی به سنگینی خورشید اما به اندازه یک شهر کوچک. تپ اختر خرچنگ ثانیه‌ای سی بار به دور خود می‌چرخد.
کشف شده‌است که سحابی خرچنگ با سرعتی حدود ۱۰۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه منبسط می‌شود. انتظار می‌رود که این سحابی ٬درچند هزار سال آینده٬ به تدریج در تمام طول موجها کم فروغتر شده و سرانجام ناپدید گردد.



آهنگی كه انرژی از درون ستاره به بیرون منتقل می‌شود، می‌تواند توسط یك فرآیند میرائی تغییر كند. كدری داخلی مستقیما بر مقدار انرژی تابشی جذب شده اثر می‌گذارد. بنابراین یك تغییر كدری مانند یك سوپاپ عمل خواهد كرد. هنگامی كه جو یك ستاره شفاف است، تابش آزادانه شارش می‌یابد و ستاره روشن می‌شود. هنگامی كه كدری بیشتر است و از فرار تابش جلوگیری می‌كند، ستاره كم نور می‌شود. اگر ستاره در زمان بیشترین كدری متراكم شده باشد، تابش اضافی میرا می‌شود و فشاری بر لایه‌های خارجی ستاره وارد می‌كند. این فرآیند انرژی لازم برای ادامه تپش را فراهم می‌آورد. جو ستارگان تپنده دارای منطقه‌ای است كه در آن كدری زیاد می‌شود. زیرا هلیوم یكبار یونیده، تابش فرابنفش را جذب می‌كند تا به دوباره یونیده تبدیل شود. ناحیه یونیدگی +He (گاهی اوقات منطقه یونیدگی جزئی He نامیده می‌شود) سردتر از نواحی اطراف است، زیرا معمولا انرژی به كار رفته برای گرم‌ كردن گاز جهت یونیدگی آن به كار می‌رود. منطقه یونیدگی هلیوم در پایداری جو ستاره شركت می‌كند و بنابراین تپش‌ها دائمی می‌شوند. (مناطق دیگر یونیدگی دیگر عناصر نظیر H و C می‌توانند به روشی مشابه عمل كنند).

ستارگان تپنده در نواحی كاملا تعریف شده نمودار H-R قرار می‌گیرند. به عبارتی این مشاهده می‌تواند بر حسب عمق منطقه یونیدگی +He توضیح داده شوند. این عمق به ساختار ستاره وابسته است كه در واقع تابع مرحله‌ای از توسعه ستاره است. هنگامی كه این منطقه در عمق زیاد قرار گیرند عمل سوپاپ برای غلبه بر میرائی كافی نیست. هنگامی كه این ناحیه كم عمق است، عمل میرائی كفایت نمی‌كند و تپش‌ها نیروی لازم را تامین نمی‌كنند. قانون دوره تناوب – تابندگی قادر است هر ستاره‌ای را كه در اثر این ساز و كار سوپاپ میرائی ناپایدار می‌شود، بر حسب موقعیت آن در نمودار H-R توضیح دهد.
به طور كلی می‌توانیم دوره تناوب تپش ستاره به میانگین چگالی آن مربوط كنیم. بعد از بیشینه انبساط، لایه‌‌های ستاره به طرف داخل سقوط آزاد می‌كنند. این سقوط را همانند یك حالت خاص حركت مداری در امتداد خط راست در نظر می‌گیریم. بنابراین این گازها از قانون كپلر پیروی می‌كنند.
hr-4
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 در نظر بگیرید. محور طول ها را دما و محور عرض ها را درخشندگی ستاره در نظر بگیرید. این نمودار H-R است! البته در اکثر نمودار ها جهت افزایش دما از راست به چپ است یعنی نمودار از حدود 50000 درجه شروع و تا حدود 2000 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.
اما یکی از جالبترین کاربردهای نمودارH-R بررسی مسیر تحول ستاره روی این نمودار است. ستارگان هنگام تحول دماها و درخشندگی های متفاوتی را تجربه می کنند که با کنار هم قرار دادن این دماها و درخشندگی ها مسیر تحولی ستارگان به دست می آید. این مسیر از آغاز تولد ستاره شروع و تا مرگش ادامه مییابد.



تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:01 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات
.: Weblog Themes By BlackSkin :.