یک خبر خوب !

 

 

رييس مركز پژوهشي اختر فيزيك مراغه از نام‌گذاري سال ‪ ۲۰۰۸‬با عنوان سال رصد خانه مراغه از سوي سازمان يونسكو خبر داد.





دكتر علي عجبشيري‌زاده، روز پنجشنبه در گفت و گو با خبرنگار ايرنا قدمت رصد خانه مراغه را ‪ ۸۰۰‬سال اعلام كرد و گفت: با اختصاص اعتبارهاي لازم بخش‌هاي تاريخي و همجوار اين رصدخانه احيا مي‌شود.

وي با بيان اين كه اقدامات اوليه براي احياي محوطه تاريخي رصدخانه انجام شده، اضافه كرد: در زمان حاضر نقشه بازسازي محوطه رصدخانه تهيه شده كه در صورت اجراي اين طرح از حمايت‌هاي بين‌المللي نيز براي احياي اين رصدخانه مي‌توانيم بهره‌مند شويم.

وي گفت: بازسازي رصدخانه مراغه با همكاري سازمان ميراث فرهنگي ، صنايع دستي و گردشگري انجام مي‌شود كه به رغم تهيه تمام زيرساخت‌ها و هماهنگي‌هاي لازم از سوي اين مركز ، تاكنون محوطه اين اثر از سوي مسوولان ميراث فرهنگي تعيين نشده است.

عجبشيري‌زاده افزود: در صورت اجراي اين طرح علاوه بر احياي بناي رصدخانه، مركز تحقيقات نجوم جديدي نيز در اين محوطه ايجاد مي‌شود.

رصدخانه مراغه مهمترين اثر تاريخي و جهاني اين شهر محسوب مي‌شود كه در نوع خود در گذشته، كامل‌ترين و مهمترين بنا در زمينه نجوم شمرده مي شده و پيش از اختراع تلسكوپ در جهان و در قرن هفتم هجري -قمري توسط خواجه نصيرالدين طوسي پايه‌گذاري شد.

تحقيقات نشان مي‌دهد كه پيش از رصدخانه كپرنيك آلمان، رصدخانه‌اي به عظمت رصدخانه مراغه وجود نداشته و رصدخانه‌هايي در هند نيز در قرن دوازدهم ميلادي بر مبناي اين رصدخانه ساماندهي شده است.

شهرستان ‪ ۲۵۰‬هزار نفري مراغه در ‪ ۱۴۷‬كيلومتري جنوب تبريز مركز استان آذربايجان شرقي واقع است.

منبع: ايرنا

تکامل ستارگان

تکامل ستاره ها

 

 

طرحی از دوران زندگی خورشید

 

یک ستاره از زمان تولد تا پایان عمر خود دچار تغییرات اساسی زیادی میشود .

بسته به جرم ستاره عمر آن میتواند از 100هزار سال تا میلیاردها سال به طول انجامد .

یافتن این سیر تکاملی فقط با مطالعه بر روی یک ستاره انجام نمی شود، زیرا این تحولات به قدری کند است که حتی پس از گذشت چندین قرن نمی توان آنها را کشف کرد ، در عوض اخترشناسان برای پی بردن به این تغییرات ستارگان بی شماری را که در مراحل مختلف عمر خود هستند بررسی می کنند و زندگی آنها را به وسیله مدل های کامپیوتری شبیه سازی میکنند .

 

تولد

 

سیر تکاملی ستاره ها از ابرهای مولکولی بزرگ GMC  که به عنوان پرورشگاه ستاره ها شناخته می شوند آغاز می شود . به طور میانگین در هر سانتی متر مکعب از فضای خالی بین ستاره ها و کهکشان ها بین 0.1 تا 1 ذره وجود دارد ولی در نزدیکی ابرهای مولکولی این تعداد به حدود 1میلیون ذره در سانتی متر مکعب می رسد.

ابعاد این ابرها بین 50 تا 300 سال نوری است و هر کدام می تواند به تنهایی زادگاه 100هزار تا 10 میلیون ستاره ی مانند خورشید ما باشد.

رویداد های گوناگونی می تواند موجب رمبش ( فرو ریختن ) گرانشی این ابرهای مولکولی بشود. مانند برخوردشان با یکدیگر ،عبور از مناطق چگال و بازوهای مارپیچی کهکشان ها ، و یا موج عظیمی که در اثر یک انفجار ابرنواختری ( انفجاری در مراحل پایانی عمر برخی ستارگان )  با سرعت های بسیار بالا به سوی این ابرها به راه می افتد .

رمبش این ابرها سبب می شود به قطعات کوچک تری تقسیم بشوند که این خود باعث افزایش دما و فشار آنها می شود . این روند ادامه پیدا میکند تا اینکه کره های دوار و گازی بسیار داغی پدید می آیند که نسبت به محیط اطراف خود تیره به نظر می رسند. این حالت نخستین مرحله از زندگی یک ستاره است که پیش ستاره نامیده می شود و اغلب در میان غبار ها و سحابی ها مخفی هست .

اگر یک پیش ستاره بسیار کوچک باشد ، هرگز در اثر انقباض خود به دمای مورد نیاز برای شروع همجوشی هسته ای هیدروژن نمی رسد. چنین اجرامی را با نام کوتوله های قهوه ای می شناسند .

برای بیان یک مرز بین این اجرام و ستاره ها علاوه بر اختلاف جرمشان باید ترکیبات شیمیایی آنها را نیز بررسی کرد. هر مقدار که دارای ترکیبات سنگین تری نسبت به هلیم و هیدروژن باشند ، اندازه شان کاهش می یابد .

یک جسم هم جنس با خورشید برای اینکه بتواند به یک کوتوله قهوه ای تبدیل شود باید جرمی معادل با 0.075 جرم خورشید داشته باشد .

جرم بعضی از اینها به حدود 13 برابر جرم مشتری می رسد ، در این صورت می توانند مقدار کمی همجوشی دوتریم در هسته ی خود داشته باشند که این باعث نورانیت آنها به مقدار بسیار کمی میشود .

کوتوله های قهوه ای به آرامی سرد می شوند ومرگ آنها بیش از صدها میلیون سال به طول می انجامد .

در صورتی که این پیش ستاره ها کمی سنگین تر باشند ، دمای هسته آنها تا 10 میلیون کلوین خواهد رسید و واکنش زنجیره ای پروتون-پروتون آغاز خواهد شد. اگر ستاره کمی سنگین تر از خورشید باشد ، چرخه CNO  نیز در واکنش شرکت می کند و سهم قابل توجهی از تولید انرژی را به خود اختصاص خواهد داد .

انرژی آزاد شده از واکنش های هسته ای فشاری رو به بیرون به وجود می آورد که این فشار از رمبش بیش از اندازه ی ستاره در اثر نیروی گرانشی جلوگیری می کند. در این مرحله ستاره به یک تعادل هیدرواستاتیکی و ثبات می رسد.

 

ستاره های جدید دارای رنگ ها و اندازه های متفاوتی هستند که می توان آنها را بر اساس طیفشان از داغ و آبی تا سرد و سرخ دسته بندی کرد. این دسته بندی از اجرامی با جرم 0.085 خورشید آغاز می شود و تا 20 برابر جرم خورشید ادامه می یابد . رنگ و درخشندگی ستاره ها به دمای سطحی آنها ( که وابسته به جرم است ) بستگی دارد .

ستاره های جدید به مرور به سمت پایین رشته اصلی در نمودار H-R  حرکت میکنند.

هر چه جرم ستاره بیش تر باشد زود تر سوخت خود را به پایان میرساند و در نتیجه زود تر رشته اصلی را ترک خواهد کرد. کوتوله های سرخ کوچک و سرد ، هیدروژن خود را به کندی می سوزانند و تا صدها میلیارد سال بر روی رشته اصلی باقی خواهند ماند؛ در صورتی که غول های بسیار سنگین و داغ ، رشته اصلی را فقط بعد از چند میلیون سال ترک می کنند .

ستاره هایی با جرم متوسط و با جرمی در حدود جرم خورشید تا 10 میلیارد سال بر روی رشته اصلی می مانند.

خورشید هم اکنون در میانه عمر خویش بر روی رشته اصلی است .

هنگامی که یک ستاره هیدروژن موجود در هسته خود را به پایان برساند، رشته اصلی را ترک خواهد گفت.

 

 

منبع: ویکی پدیا

 

گردآوری و ترجمه: هادی محمودی

                      محمدرضا صالحی مقدم