محاسبه قدر ستاره‌ای : منجمین اولیه موقعیت ستاره‌ها بر كره آسمانی و درخشندگی مشاهده شده آنها را ثبت نمودند. اولین فهرست موجود از ستاره‌ها توسط منجم یونانی هیپاركوس در سال‌های 130 تا 160 میلاد نوشته شد. بطلمیوس پس از افزودن ستاره‌هایی چند به این فهرست آن را در اثر مشهوری به نام الماجست در سال 150 پس از میلاد چاپ كرد كه نام 1028 ستاره را دربر می‌گرفت. هیپاركوس ستاره‌های رویت‌پذیر با چشم غیر مسلح را از لحاظ قدر، به شش گروه طبقه‌بندی كرده‌بود. درخشان‌ترین آنها با قدر 1 و كم‌نورترین آنها با قدر 6 گروه‌بندی شده بودند. پس از اندازه‌گیری‌های دقیق درخشندگی ستاره‌ها در قرن نوزدهم، معلوم شد كه به طور متوسط، ستاره‌های دارای یك قدر معین، حدود 2/5 برابر درخشان‌تر از گروه كم‌نورتر بعدی هستند و ستاره‌های دارای قدر یك، 100 برابر درخشان‌تر از ستاره‌های دارای قدر شش می‌باشند.

NGC2170Barnard_Davis900
(این نكته كه تفاوت‌ها در قدر ستاره‌ها از نسبت یكسانی برخوردار بوده، نمایانگر این حقیقت است كه عكس‌العمل چشم انسان به نور بیشتر لگاریتمی است تا خطی)
در سال 1854، نورمن پوگسن در آكسفورد، با تعریف اختلاف قدر پنج قسمتی (یعنی بین اولین و ششمین قدر) در یك نسبت درخشانی 100، مقیاس قدر را بر اساس كمی بنا نهاد.
اگر ضریب درخشانی اختلاف قدر را R تعریف كنیم، در این صورت، ستاره‌ای با قدر پنجم، R برابر روشن‌تر از ستاره‌ای با قدر ششم است. به همین ترتیب، ستاره‌ای با قدر چهارم، R*R برابر روشن‌تر از ستاره‌ای با قدر ششم و همچنین ستاره‌ای با قدر اول R*R*R*R*R برابر روشن‌تر از ستاره‌ای با قدر ششم خواهد بود. با این وجود مطابق تعریف پوگسن، این مقدار باید برابر با 100 باشد، در نتیجه R می‌بایست ریشه پنجم 100 باشد كه برابر است با 2/512

تعریف: ضریب درخشانی بین دو ستاره كه قدر ظاهری ‌آن‌ها یك درجه با هم متفاوت است، 2/512 می‌باشد.

با تعریف این مقیاس، لازم بود نقطه مرجعی برای آن در نظرگرفته شود. پوگسن ابتدا ستاره‌ قطبی را ستاره مرجع در نظرگرفت. اما مدتی بعد دریافت كه این ستاره، ستاره‌ای متغیر است. بنابراین ستاره وگا را نقطه مرجع قرار داد و قدر آن را نیز صفر تعریف كرد. (امروزه برای تعریف نقطه مرجع از روش پیچیده‌تری استفاده می‌شود).

قدر ظاهری:

لازم است به این نكته توجه شود كه قدر مشاهده شده یك ستاره اطلاعاتی در مورد روشنی ذاتی آن به ما نمی‌دهد. ستاره‌ای كه در آسمان به نظر نورانی می‌رسد، می‌تواند ستاره كم‌نوری باشد كه اتفاقا بسیار نزدیك به خورشید یا ستاره درخشان دیگری كه در فاصله دورتری واقع است، قرار گرفته است. در نتیجه به این قدرها اصطلاحاً قدر ظاهری گفته می‌شود.
نكته: قدر ظاهری بصری به روشنی مشاهده شده، توسط ابزاری كه داری طول موج یكسان با جشم انسان می‌باشند، بستگی دارد.
قدر ظاهری را می‌توان در باند موج‌های خاصی، همچون قرمز یا آبی نیز اندازه‌گیری نمود و چنین اندازه‌گیری‌هایی می‌تواند رنگ یك ستاره را نیز به ما بگوید. (در آینده مفصل به این مبحث می‌پردازیم).
بعضی ستاره‌ها و اجرام فلكی دیگر نظیر خورشید، ماه و سیارات، بسیار روشن‌تر از وگا هستند و بنابراین می‌توانند قدر ظاهری منفی داشته باشند. همچنین قدر می‌تواند به صورت اعشاری باشد، مانند ستاره شعرای یمانی كه دارای قدر 1/5- است. در زیر قدر ظاهری چند اجرام آسمانی را ذكر می‌كنیم
خورشید: 26/7-
ماه كامل: 12/6-
سیاره زهره در روشن‌ترین حالت: 4/4-
روشن‌ترین ستارگان، سیروس و وگا: صفر
محدوده بینایی چشم غیر مسلح: تا قدر 6/5+
محدوده بینایی تلسكوپ 150 میلیمتری: تا قدر 13+
سیاره پلوتو: 15/1+

217877_443124145731608_519932836_n

روش محاسبه قدر:

از تعریف لگاریتمی مقیاس قدر، دور فرمول پدید می‌آید.
اولین رابطه، ضریب روشنی، R دو شیئی كه قدر ظاهری آن‌ها به میزان معین m از یكدیگر متفاوت است را به دست می‌دهد. رجوع شود به فرمول (1-1 شكل).
دومین رابطه: اختلاف قدر دو جسم را به دست می‌دهد كه ضریب روشنی آنها است. می‌توان این رابطه را به ترتیب ذیل از رابطه اول استخراج كرد.
با گرفتن لگاریتم بر مبنای 10، از هر دو طرف فرمول (1-1) رابطه (2-1) به دست می‌آید كه در شكل بیان شده است. (رجوع شود به رابطه (2-1 شكل)).
برای مثال با توجه به قدرهای گفته شده در بالا برای بعضی از اجرام آسمانی می‌توانیم حساب كنیم كه خورشید چقدر از ماه روشن‌تر است. تفاوت قدر این دو عبارت است از
14/1 = 12/6 – 26/7 در نتیجه مقدار 436800 به دست می‌آید. (رجوع شود به رابطه (3-1 شكل)).
این نكته بر توانایی چشم انسان در تحمل درجات مختلف روشنایی، تأكید می‌روزد:
روشنایی ماه كامل در چشم ما شگفت‌انگیز است و در عین حال می‌توانیم نور خورشید را در یك ساحل آفتابی روشن‌تر تحمل كنیم.
به مثالی دیگر توجه كنید:
روشنی ستاره‌ای 10000 برابر كمتر از ستاره وگا با قدر صفر است. قدر این ستاره چقدر است؟
برای این مسئله راه حل سریعی وجود دارد. 10000 برابر است با 100 * 100. در عین حال ضریب 100 روشنایی با قدر 5 است. در نتیجه این ستاره باید 10 درجه كم‌نورتر از وگا باشد و بنابراین دارای قدر دهم است. در صورت استفاده از فرمول همین جواب به دست می‌آید. (رجوع شود به رابطه (4-1 شكل)).




طبقه بندی: نجوم،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:13 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات

احتمالاً تاکنون چیزهایی درباره جهان های موازی شنیده اید. بر اساس نظریات مطرح در کیهان شناسی، این جهان ها در واقع حوزه های فضا-زمانی مستقلی از جهان ما هستند. این حوزه های فضا-زمانی مستقل در ابعادی فراتر از چهار بُعد فضا-زمانی جهان ما در پهنه بیکران کائنات شناورند.

شاید تصور کنید که همه این جهان ها از جهان ما بسیار دور هستند و در فواصل فراکیهانی نسبت به جهان ما قرار گرفته اند اما لزوماً چنین نیست. هرچند شاید باور نکنید ولی در واقع برخی از این جهان های موازی ممکن است حتی از فاصله‌ای که شما هم‌اکنون از صفحه مانیتور خود دارید هم به شما نزدیک‌تر باشند! اما ببینیم چگونه؟

راز این معمای شگفت انگیز به حدود دو دهه قبل باز میگردد. در سال 1995 میلادی، دو فیزیکدان به نام‌های ادوارد ویتِن (1) از موسسه مطالعات پیشرفته پرینستون آمریکا و پائول تاونسند (2) از دانشگاه کمبریج انگلستان، نسخه‌های مختلف نظریه مشهور اَبَرریسمان را در فیزیک تعمیم داده و با این کار، نظریه جدیدی به نام “نظریه M” را ارائه دادند (M حرف اول واژه “مادر” یا “اسرارآمیز” به زبان انگلیسی است).

بر مبنای نظریه M، کل هستی، یازده بعدی است که ده بعد آن، ابعاد مکانی و یک بعد آن، بعد زمان است (3). این هستی یازده بعدی مجموعاً حوزه نامتناهی و اسرارآمیزی به نام ابرجهان را تشکیل می‌دهد. براساس نظریه M، جهان ما در واقع یک حباب – یا بهتر بگوییم، یک ابرحباب – چهار بعدی شناور در ابرجهان است. اما برمبنای نظریه M علاوه بر ابرحباب جهان ما، اَبَرحباب ها یا جهان‌های بی‌شمار دیگری نیز در گستره ابعاد بالاتر اَبَرجهان شناورند ولی ازآنجائیکه این جهان‌ها در خارج از ابعاد جهان ما واقعند متوجه حضور آنها نمی‌شویم.

Parallel_Universe_by_VisionGfx

برای درک بهتر این موضوع و با توجه به آنکه ذهن بشر نمی‌تواند بیش از سه بعد مکانی را تجسم کند، مسأله را به یک بعد کمتر تقلیل می‌دهیم تا قابل تجسم باشد. فرض کنید جهان ما بجای سه بعدی، دو بعدی بود (مثلاً مثل سطح یک کُره). در این صورت ما انسان ها نیز موجوداتی دو بعدی بودیم که در این جهان یعنی روی سطح این کُره زندگی می‌کردیم. در این مثال، جهان‌های دیگر همانند کُره‌های دیگری هستند که در عرصه بیکران ابرجهان سه بعدی شناورند. آدم‌های دو بعدی هیچ درک و تصوری از بعد سوم ندارند. به همین دلیل هم حتی اگر برخی از این کُرات – یا همان جهان‌های دیگر – به کُره آنها بسیار نزدیک هم باشند، بازهم آنها متوجه حضورشان نخواهند شد. این آدم‌های دو بعدی ممکن است با تلسکوپ‌هایشان قادر باشند تا دوردست‌های روی سطح کُره (جهان) خودشان را هم ببینند ولی از حضور کُرات دیگری که ممکن است حتی بغل گوششان باشند بی‌خبرند. به همین ترتیب ما هم هرچند با تلسکوپ‌های قدرتمند خود می‌توانیم تا مرزهای افق کیهانی جهان خود را رصد کنیم اما از وجود جهان‌های دیگری که ممکن است فقط یک قدم با ما فاصله داشته باشند بی‌خبریم.

بدین ترتیب برمبنای نظریه M در کیهان شناسی نوین، جهان ما با جهان های ناپیدای بیشماری احاطه شده است. این جهان های اسرارآمیز و ناپیدا در واقع ممکن است همان جهان هایی باشند که فلاسفه، حکما و روشن بینان عصر کهن از دیرباز با مضامینی نظیر جهان های غیبی، هفت آسمان و … به وجود آنها اشاره کرده بودند. برخی از این جهان ها ممکن است از جهان ما بسیار دور باشند و برخی دیگر ممکن است در همین یک قدمی جهان ما باشند.

اما آیا روزی سفر به این جهان‌های موازی محقق خواهد شد؟ آیا می‌توان پیامی را به این جهان‌ها ارسال و یا از آنها دریافت کرد؟ آیا این جهان ها بر روی جهان ما تأثیر می گذارند و از جهان ما تأثیر می پذیرند؟ چند جهان دیگر غیر از جهان ما در پهنه کائنات وجود دارد؟ آیا در سایر جهان ها هم مثل جهان ما موجوداتی زندگی می کنند؟…
اینها برخی از سوالات شگفت انگیزی هستند که همچنان ذهن بشر را به چالش می کشند.

پی نوشت:
1- Edward Witten
2- Paul Townsend
3- البته بر اساس برخی از نسخه های ارائه شده از این نظریه، حتی زمان هم بیش از یک بُعد دارد




طبقه بندی: نجوم،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:11 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات
محاسبه فواصل نجومی:
یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه دیگر پارامترهای آن مورد محاسبه قرار می‌گیرد، فاصله آن از ما است. از روی فاصله اجسام می‌توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید. از گذشته‌های دور برای محاسبه فاصله اجرام آسمانی روشهایی ابداع شده بود. اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دورتر از سیاره‌های مریخ و مشتری جواب نمی‌دادند؛ زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود. اما این روشها با گذر زمان پیشرفت کرد و روشهای جدیدی بوجود آمدند. در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روشهای اندازه گیری اشاره می‌کنیم.

اختلاف منظر ظاهری :

انگشتتان را مقابل خود بگیرید، چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاه کنید حال این کار را با چشم چپ هم انجام دهید. در هر مورد پشت زمینه انگشت شما تغییر می‌کند، زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیل اختلاف منظری که باهم دارند زمینه‌های متفاوت را به شما نشان می‌دهند. با این روش می‌توان با داشتن فاصله دو چشم از هم فاصله انگشت را محاسبه کرد، این روش که اختلاف منظر نامیده می‌شود. برای محاسبه فاصله اجرام نزدیک بسیار خوب و ساده است (برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفاده می‌شود.)

برای محاسبه جابجایی منظره پشت یک جرم در دو نوبت که معمولا در طرفین مدار زمین است عکس می‌گیرند و جابجایی زاویه‌ای آن را با حالت قبلی مقایسه کرده و بر حسب درجه قوسی بدست می‌آورند. حال با استفاده از معادله زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست می‌آورند(همانطور که می‌دانید هر واحد نجومی (Au) برابر فاصله زمین تا خورشید یا 150میلیون کیلومتر است). که طبق تعریف هر 206265 واحد نجومی را یک پارسک در نظر می‌گیرند و رابطه را به صورت زیر می‌نویسند. که با محاسبه P (جابجایی ظاهری بر حسب ثانیه) قوس d بدست می‌آید. (P = 1/d (pc

با این روش به دلیل ناتوانی فقط می‌توان تا 100 پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به 1000پارسک قابل تغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست و معمولا در مورد اندازه گیری در منظومه شمسی خودمان استفاده می‌شود.

اختلاف منظر طیفی :

ستارگان بر اساس دمای سطحی و شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می‌شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می‌کند و با دانستن نوع طیف ستاره می‌توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد. نموداری به نام هرتز پرونگ – راسل (H – R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می‌کند. از روی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می‌توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد. با بدست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده‌ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله جرم محاسبه می‌شود.

در این فرمول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم است که بوسیله فوتومتری از روی زمین تعیین می‌شود. به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می‌گویند. این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیتهایی دارد، ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است. زیرا تا حدود فاصله دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می‌کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است، اما در مورد خوشه‌ها و کهکشانها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده ار این روش دقت کمی دارد.

استفاده از  و ابر نواختران :

متغیرهای قیفاووسی و ابرنواختران از شاخصهای اندازه گیری فاصله هستند، زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد. متغییرهای قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه فاصله کهکشانها هستند. اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواخترهای گروه I) a) می‌توانند فاصله اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند. زیرا درخشندگی این ابرنواختران به قدری زیاد می‌شود که می‌توان آنها را از فواصل دور نیز رصد کرد. برای مثال در سال 1992 یک تیم از اخترشناسان از تغییرهای قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله آن از زمین استفاده کردند.

آنها برای این منظور از تلسکوپ فضایی هابل بهره جستند. در 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکسبرداری کردند. با مقایسه عکسها با یکدیگر آنها 27 متغییر را در عکسها شناسایی کردند. با رصدهای متوالی از آن متغییرها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند، سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می‌دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می‌کنند. اگر مقدار آهن زیاد باشد متغییر I) a) است و کم باشد از نوع II است.

از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می‌کنند و دوره تناوب آن را بدست می‌آورند. همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییرها رابطه مستقیم دارد. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می‌آید. با قرار دادن دوره تناوب متغییر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (I)یا (II) می‌توان درخشندگی مطلق آن را بدست آورد. از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و (در پایه 2.54) تغییر می‌کند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می‌توان قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد. حال با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رابطه مودال فاصله ، فاصله بدست می‌آید:

m – M = distance modulus =5 log d – 5

484596_441668445877178_805658710_n

استفاده از قانون هابل :

روش دیگر برای محاسبه فاصله اجرام مخصوصا کهکشانها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده می‌کنیم:

V = d×H

که درآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است. برای محاسبه فاصله کهکشانها و اجرام دور دست سرعت شعاعی (در راستای دید) جرم را بوسیله انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روی طیف آن محاسبه می‌کنند. طبق پدیده انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزدیک شود انتقال به آبی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر بدست می‌آید، که در آن Z انتقال به سرخ است. بوسیله رابطه زیر از روی انتقال به سرخ می‌توان سرعت را بدست آورد:

v = C×Z

حال با قرار دادن سرعت در رابطه هابل فاصله بدست می‌آید:

d = C×Z/H

البته روش فوق دقت زیادی ندارد. دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابل است. زیرا این ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقدار آن تغییر می‌کند. هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلال بوجود می‌آورد. در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله اجرام استفاده از ابرنواخترهاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه می‌کند.




طبقه بندی: نجوم، فیزیك،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:09 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات

RED_GIANT_001_by_foxd3sign



وقتی هسته‌ی یك ستاره از سوخت هیدروژن تهی شود، چه اتفاقی می‌افتد؟



ادامه مطلب

طبقه بندی: نجوم،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:04 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات

كلاس O:

این ستارگان بسیار داغ و درخشانند. دمای سطح آنها 30000 تا 60000 درجه كلوین است و درخشش نور آنها به حدود 140000 برابر خورشید می‌رسد. قطر آنها حدود 15 برابر خورشید و جرم به 60 برابر خورشید می‌رسد. رنگ آنها آبی است و بیشترین اشعه خروجی آنها از نوع ماورا بنفش است. كمیاب‌ترین ستارگان هستند و فراوانی آنها یك عدد در هر 3 میلیون ستاره اطراف خورشید است.
مشخصه مهم آنها این است كه مقدار زیادی هلیوم خنثی دارند. هیدروژن نیز در آنها زیاد است ولی نه به زیادی كلاس‌های دیگر، سیلسیوم، اكسیژن، نیتروژن و كربن یونیزه نیز در اینها زیاد است.
این ستارگان سریع می‌سوزند و در سطح آنها طوفان‌های شدید و آثار تبخیری شدید وجود دارد كه باعث می‌شوند هرگز سیاره‌ای اطراف آنها نتوانند تشكیل شوند. سلسیوم و منیزیم یونیزه و كلیه فلزات یونیزه در اینها زیاد است.

كلاس B:

به رنگ آبی مایل به سفید هستند. درخشش آنها به 20000 برابر خورشید می‌رسد. قطر آنها به 7 برابر و جرم به 18 برابر خورشید می‌رسد. دمای سطح آنها 10000 تا 30000 درجه كلوین است. میزان هلیوم در آنها زیاد است ولی نه به زیادی كلاس O. اما هیدروژن آنها بیش از كلاس O است. فلزات یونیده نیز در آنها فراوان است.
عمر آنها كوتاه است (چند میلیون سال) و فراوانی آنها یك عدد از هر 800 عدد ستاره اطراف خورشید است.
این ستارگان تمایل به تشكیل خوشه‌های ستاره‌ای دارند كه علت تولد تعداد زیادی از این ستارگان از یك ابر هیدروژنی واحد است.
مانند Orion OB1 Association كه تعداد زیادی ستاره كلاس B همه از یك ابر عظیم هیدروژنی ایجاد شده‌اند در نتیجه همه این ستاره‌ها به هم نزدیكند و در صورت فلكی اوریون قرار دارد و بسیاری از ستارگان این صورت فلكی را شامل می‌شود.
Orion OB1 قسمت بزرگی از بازوی كهكشان راه شیری را اشغال می‌كند.

star-colors-

كلاس A:

معمول‌ترین ستارگان هستند كه با چشم غیر مسلح در آسمان دیده می‌شوند. رنگ آنها سفید است و درخشش حدود 80 برابر و قطر 2/1 برابر و جرم 3/1 برابر جرم خورشید دارند.
دمای سطح آنها 7500 تا 10000 درجه كلوین است. مقدار هیدروژن در آنها بالا است و فلزات یونیزه نیز زیاد است. كلسیم به طور ویژه در این ستارگان زیاد می‌باشد و از هر 160 ستاره اطراف خورشید یك عدد از این نوع است.

كلاس F :

رنگشان سفید مایل به زرد است. دمای سطح آنها 6000 تا 7500 درجه كلوین است. درخشش 6 برابر، قطر 1/3 برابر و جرمشان 1/7 برابر خورشید است. شدت واكنش‌های هسته‌ای در اینها كاهش یافته است اما هنوز وجود دارد. در این كلاس فلزات خنثی مثل آهن و كرومیوم شروع به جایگزین شدن به جای فلزات یونیزه می‌كنند. فلزات یونیزه و هیدروژن در اینها اندك است. میزان كلسیم مانند گروه قبلی (A) دراینها نیز فراوان است. از هر 32 ستاره اطراف خورشید یك ستاره از این كلاس است و 3 درصد كل ستارگان عالم را تشكیل می‌دهند.

star

كلاس G :

شناخته شده‌ترین كلاس است. خورشید ما نیز از این كلاس است. هیدررژن در اینها از كلاس F نیز كمتر است. میزان كلسیم بسیار زیاد است. فلزات یونیزه و خنثی وجود دارند. مولكول Ch نیز در آنها فراوان وجود دارد. رنگ آنها زرد است. دمای سطح از 5000 تا 6000 درجه كلوین است. درخشش 1/2 برابر، قطر 1/1 برابر و جرم 1/1 برابر خورشید هستند. فوق عظیم بودن برای آنها غیر قابل تحمل است. برای همین غول كلاس G بسیار كمیاب است. از هر 13 ستاره اطراف خورشید یك عدد از آن است.

كلاس K :

زرد مایل به نارنجی هستند. درخشش حدود 0/4 خورشید و قطر حدود 0/9 قطر خورشید و جرم 0/8 جرم خورشید است. دمای سطح آنها 3500 تا 5000 درجه كلوین است (سردتر از خورشید) درمقداری از آنها واكنش‌های تبدیل هیدروژن به هلیوم دیگر رخ نمی‌دهد. میزان هیدروژن در آنها بسیار كم است. فلزات خنثی مثل منگنز، آهن و سیلیسیوم در آنها فراوان است. تیتانیوم اكسید نیز در بعضی از آنها وجود دارد. فراوانی آنها یك عدد از 8 ستاره اطراف خورشید است.

كلاس M :

فراوان‌ترین ستارگان عالم را تشكیل می‌دهند. خیلی از آنها غول پیكر یا فوق غول پیكر و بعضی از آنها كوتوله قرمز هستند و بعضی حتی كوتوله قهوه‌ای هستند. تمام انواع فلزات خنثی (مولكولی) در آنها بسیار فراوان است. میزان تیتانیوم اكسید نیز زیاد است و انادیوم اكسید نیز كمی موجود است. هیدروژن اصلا وجود ندارد. بزرگترین ستارگان شناخته شده در این كلاس هستند. دمای سطح آنها 2000 تا 3500 درجه كلوین است. به طور میانگین قطر آنها 0/4 و جرم 0/3 برابر خورشید است. رنگ آنها نارنجی و یا قرمز است.

قابل توجه است كه :

ستارگان كلاس O برابر 0/00003 درصد
ستارگان كلاس B برابر 0/13 درصد
ستارگان كلاس A برابر 0/6 درصد
ستارگان كلاس F برابر 3 درصد
ستارگان كلاس G برابر 8 درصد
ستارگان كلاس K برابر 13 درصد
و ستارگان كلاس M برابر 78 درصد كل ستارگان را شامل می‌شوند.

منبع: كتاب ساختار عالم و معرفی و شرح 300 ستاره از آسمان، تألیف احمد وكیل‌زاده، نشر هشت بهشت




طبقه بندی: نجوم،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:03 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات
.: Weblog Themes By BlackSkin :.

تعداد کل صفحات : 11 :: ... 3 4 5 6 7 8 9 ...

شبکه اجتماعی فارسی کلوب | Buy Mobile Traffic | سایت سوالات