دانلود مقاله مرگ ستاره

نگاه اجمالی سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است.

نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض و خرد کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ماده ستاره روبرو می‌شود، اما سرانجام ستاره تحلیل می‌رود.

گرانش کنترل را بدست می‌گیرد و ستاره شکل کاملا متفاوتی با ستاره‌ای معمولی و سالم مانند خورشید به خود می‌گیرد.

حتی اگر جرم ستاره بسیار زیاد باشد، ممکن است با تبدیل به یک سیاهچاله در اعماق فضا ناپدید شود.

گرانش یک ستاره نیروی گرانش ، همواره جذب می‌کند و مایل است که ذرات ماده را همیشه به هم نزدیکتر سازد.

ما به این سبب وزن داریم که جرم زمین جرم بدن ما را به طرف خود می‌کشد و در نتیجه نیروی گرانشی هر یک از اتمهای بدن ما ، اتمهای دیگر را به طرف خود می‌کشد.

از آنجا که جرم یک ستاره معمولی بسیار زیاد است و حتی ممکن است یک میلیون بار بیشتر از جرم زمین باشد، گرانش درونی آن نیز بسیار شدید است.

لحظه‌ای اعماق خورشید را مجسم کنید، فشار آن در یک دهمی فاصله سطح تا هسته تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است.

در این فاصله ، فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید روبرو می‌شوند، هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز ستاره سرد می‌شود و بعد گرانش به نیروی مسلط تبدیل می‌شود.

آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد.

مراحل مرگ ستاره ستاره‌ای رو به مرگ ، مانند خورشید در هم فرو می‌رود تا به اندازه زمین برسد.

در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی‌دهد.

ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند.

در این مرحله ، ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود.

یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.

ستاره نوترونی اگر جرم ستاره‌ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گزارد و متوقف نمی‌شود، آن قدر فرو ریزش ادامه می‌یابد که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر می‌رسد.

در این نقطه ستاره گلوله‌ای است چگال از ذرات هسته‌ای که آن را ستاره نوترونی می‌نامند.

یک فنجان از ماده آن یک میلیون میلیون تن وزن دارد.

برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش تابشهایی در طول موج رادیویی گسیل می‌کنند، این گونه ستاره‌های نوترونی ، تپ اختر (پولسار) نام دارد.

در قلب سحابی خرچنگ ، تپ اختری وجود دارد که سی بار به دور خود می‌چرخد.

مرگ ستاره نوترونی یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد.

ستاره رو به مرگ ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود به‌صورت یک ابرنواختر شعله‌ور شود.

درخشش آن چند روز از تمام کهکشانها پیشی می‌گیرد.

از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی پدید می‌آید.

جرم ستارگان نوترونی نمی‌تواند بیشتر از دو برابر جرم خورشید باشد.

یک ستاره رو به مرگ مثلا با جرم ده برابر جرم خورشید ، چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می‌گیرد که هیچ نیرویی نمی‌تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند.

وقتی که چنین ستاره‌ای منقبض می‌شود (رمبش ستاره)، به اندازه حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر از سرعت نور می‌رسد.

سیاهچاله‌ ها هیچ چیز ، از موشک گرفته تا ذرات نور و علائم رادیویی نمی‌توانند از سطح ستاره منقبض شده ، بگریزند.

این گرانش به قدری نیرومند است که همه چیز را به طرف خود می‌کشد.

ما فقط می‌دانیم که در این حالت ، ستاره به یک سیاهچاله تبدیل می‌شود.

سیاهچاله را نمی‌توان دید، زیرا نور نمی‌تواند آن را ترک کند.

جرم سیاهچاله‌ها پیوسته مواد دیگر را به طرف خود می‌کشد و به این ترتیب است که نمی‌توان آنها را آشکار کرد.

چون سیاهچاله به دور ستاره دیگر می‌گردد، اثر شدیدی بوجود می‌آورد.

تلسکوپ های پرتو ایکس ، عملا تابشهایی از گاز در حال ریزش به سیاهچاله‌ها را آشکار کرده‌اند.

گرچه کشش گرانش آنها محسوس است، ولی هنگامی که ماده‌ای به درون یکی از گردابهایی کیهانی سقوط می‌کند، گویی از جهان ناپدید می‌شود.

مقدمه بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند.

پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند.

هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند، مقداری از ماده خویش را مصرف می‌کند.

ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت.

ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می‌درخشند.

در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است.

در این دماها ماده نمی‌تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد.

گازهایی که ستارگان را تشکیل می‌دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند.

چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که در درون آنها وجود دارد.

ستارگان در فضا حرکت می‌کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست.

در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه‌ای در آنها مشهود نمی‌افتد.

نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که در هزار سال پیش بود.

این ثبات ظاهری در نتیجه فاصله عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد.

با این فواصل چندین هزار سال طول خواهد کشید تا تغییر قابل ملاحظه‌ای در نقش ستارگان پدید آید.

این ثبات ظاهری مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود.

اختر فیزیکدانان بر این باورند که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار می‌دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد.

در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله‌ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.

نحوه تشکیل ستاره گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند.

با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می‌گیرند.

این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند.

بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.

مقیاس قدری همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می‌شود، تقسیم شده‌اند.

روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین 16 - 1 هستند.

قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم: logL + Cte = m( قدر ظاهری ) 2.5 - که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.

روشنایی ستاره مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یک ستاره می‌نامند.

مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می‌کنند که قدر ستاره α چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود.

علامت منفی در فرمول نشان می‌دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.

رنگ ستارگان هر وسیله‌ای که برای آشکارسازی نور بکار می‌رود دارای حساسیت طیفی است.

مثل چشم انسان که اولین وسیله‌ای است برای آشکارسازی نور و حساسیت چشم برای نورهای مختلف یکسان نیست.

هر وسیله دیگری هم که برای اندازه گیری نور بکار می‌رود مثل فیلمهای عکاسی برای نورهای با طول موجهای متفاوت ، دارای حساسیت یکسان نیست.

پس روشنایی یک جسم بستگی به نوع وسیله اندازه گیری شده دارد.

بر این اساس قدرهای مختلفی داریم، که یکی از آنها قدر دیدگانی و دیگری قدر عکسبرداری می‌باشد.

طیف ستارگان هنگام مطالعه طیف ستارگان (یا همان بررسی کیفی ستارگان) مشاهده می‌شود که اختلاف فاحشی بین ستارگان وجود دارد.

از آنجایی که وجود هر خط سیاه در طیف ستاره بیانگر وجود یک عنصر شیمیایی ویژه در اتمسفر آن ستاره است، شاید به نظر می‌رسد که علت اختلاف در طیف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شیمیایی سازنده ستارگان باشد.

ولی در نهایت چنین نیست، بلکه علت اختلاف طیف ستارگان دمای ستارگان می‌باشد.

چون ستارگان دارای دماهای متفاوتی هستند، طیف آنها نیز متفاوت است.

اندازه گیری دمای ستارگان در مورد ستارگان امکان اندازه گیری دمای جنبشی (دمایی که توسط دماسنج اندازه گیری می‌شود) وجود ندارد.

زیرا نمی‌توانیم ترمومتر را در قسمتهای مختلف ستاره قرار داده و این دما را اندازه گیری کنیم.

از طرفی لایه‌های مختلف ستاره دارای دماهای مساوی هستند و هر چه از لایه‌های خارجی به طرف لایه‌های داخلی حرکت کنیم دما افزایش می‌یابد.

بنابراین تعریف دمای منحصر به فردی که مربوط به هر لایه از ستاره باشد غیر ممکن است.

اندازه گیری فراوانی عناصر در ستارگان در حالت کلی مشاهده خطوط طیفی مربوط به یک عنصر در طیف یک ستاره دلیل بر وجود آن عنصر در اتمسفر این ستاره است و برعکس این ممکن نیست.

یعنی عدم حضور خطوط طیفی یک عنصر در طیف یک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زیرا علاوه بر حضور یک عنصر لازم است، شرایط فیزیکی (دما و فشار) برای تشکیل خطوط طیفی آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانیم خطوط طیفی آن عنصر را مشاهده کنیم.

با توجه به اینکه شدت خطوط جذبی بستگی به فراوانی آن عنصر دارد، بنابراین می‌توانیم از روی شدت خطوط طیفی ، فراوانی عناصر را در ستارگان تعیین کنیم.

جرم ستارگان اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود.

تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می‌کند مورد مطالعه قرار دهیم.

ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم.

عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا دو ستاره‌ای می‌نامند.

در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید.

در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سرآرتورادینگتون اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می‌کند.

اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود.

منابع انرژی ستارگان برای هر ستاره‌ای سه منبع انرژی را می‌توان نام برد که عبارتند از: انرژی پتانسیل گرانشی ، انرژی حرارتی ، انرژی هسته ای انرژی پتانسیل گرانشی می‌توان فرض کرد که خورشید یا ستارگان در حال تراکم تدریجی هستند و بدین وسیله انرژی پتانسیل گرانشی خود را بصورت انرژی الکترومغناطیسی به محیط اطراف تابش می‌کنند.

انرژی حرارتی می‌توان فرض کرد که ستارگان و خورشید اجرام بسیار داغ آفریده شده‌اند و با تابش خود به محیط اطراف در حال سرد شدن هستند.

انرژی هسته‌ای می توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سبکتر همجوشی کرده و انرژی آزاد شده در این همجوشی منبع انرژی ستارگان را تأمین می‌کند، یا می‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سنگینتر از طریق واپاشی به هسته‌های سبکتر تبدیل شده و انرژی آزاد شده از این واپاشیها انرژی ستارگان را تأمین می‌کند.

مرگ ستارگان سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد.

ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است.

این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند.

ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد.

دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است.

برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند.

ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند.

سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.

ستارگان دور قطبی شمالی در هر عرض جغرافیایی برخی از ستارگان طلوع و غروب می کنند دیگران که ستارگان دور قطبی نامیده می شوند همواره بالای افق هستند ستارگان دور قطبی را به شرط آنکه شرایط جوی اجازه دهد هر شب سال می توان دید اگر دخالت خورشید که نور روشن آن تشخیص نور ضعیف ستارگان را غیر ممکن می سازد نبود در طول روز نیز قابل مشاهده بودند.

عرض جغرافیایی و ستارگان دور قطبی شمالی شماره ستارگان دور قطبی شمالی با عرض جغرافیایی تغییر می کند و با دوری از استوا افزایش می یابد برای ناظری در 20 درجه شمالی ستارگان دب اکبر)) هم دور قطبی نیستند طلوع و غروب می کنند و مدتی زیر افق می مانند اما برای ناظری در 40 درجه شمالی ستارگان دب اکبر همه دور قطبی هستند.

قطبهای مساوی نام ستاره قطبی از این واقعیت اخذ شده است که چون محور زمین را ادامه دهیم.

آسمان را در نقطه ای بسیار نزدیک به این ستاره قطع می کند این ادامه محور زمین را محور عالم می نامند.

محور عالم به فرض از بالا و پایین الی غیر النهایه ادامه دارد .

بالا در اینجا به معنی فراتر از قطب شمال زمین و پایین به معنی آن سوی قطب جنوب زمین است.

محور زمین صرفاً جزوء کوچکی از محور عالم است.

نقاطی را که در آن محور عالم آسمان را می شکافد به ترتیب قطب شمال سماوی و قطب جنوب سماوی نامند.

معدل النهار نقاطی بر کره سماوی که در نیمه راه قطبهای شمال و جنوب سماوی جای گرفته اند معدل النهار (استوای سماوی) را تشکیل می دهند معدل النهار دایره ایست فرضی به شعاع بی نهایت که در همان صفحه استوای زمین قرار گرفته است.

این هر دو دایره مرکز واحدی دارند راه دیگری برای تجسم معدل النهار آنست که تصور کنیم شعاع استوای زمین پیوسته افزایش یابد تا آنکه این دایره بر سطح داخلی کره آسمان منطبق گردد.

صورت فلکی تنین (اژدها) به لاتین اژدها راdraco می گویند این صورت فلکی نسبتاً طویل و پر پیچ و خم است- قسمتی از آن بین دب اکبر و دب اصغر قرار دارد و بقیه به دور دب اصغر می پیچد.

و به مجموعه ای از چهار ستاره منتهی می شود این چهار ستاره سر اژدها را مشخص می کند.

پنج هزار سال پیش ذیخ یا آلفا- تنین ستاره قطبی بود.

زیرا که قطب شمال سماوی در نزدیکی آن جای داشت در آن زمان ذیخ تنها ستاره ساکن آسمان به نظر می آمد و ستارگان دیگر همگی دوایری را به دور آن می پیمودند.

ذیخ مورد احترام مصریان بود.

در حال حاضر قطب شمال سماوی در نزدیکی ستاره قطبی است .

قطب شمال سماوی هر 25800 سال یک دایره کامل را می پیماید.

حرکت قطب شمال سماوی، و نیز حرکت قطب جنوب سماوی، به سبب آنست که محور زمین حرکت تقدیمی دارد، یعنی هر 25800 سال یک بار مخروط مضاعف باریکی را می روبد.

نامهای ستارگان حدود شصت ستاره معروف را اغلب به نامهای خاصشان می نامند.

از این جمله اند جدی (ستاره قطبی)، شعرای یمانی(پرنورترین ستاره آسمان)، انور فرقدان و قلب الاسد.

عموماً ستارگان را با حروف یونانی که به صورت پیشوندی برنام صورت فلکی اضافه می شود مشخص می کنند.

ستارگان دب اکبر به نامهای آلفا-دب اکبر، بتا-دب اکبر، گاما-دب اکبر و الی آخر شناخته می شود .(در انگلیسی حالت اضافه نام لاتین صورت فلکی به کار می رود : حالت اضافه ursa major در لاتین ursa majoris)است.

معمولاً پر نور ترین ستاره پیشوند (آلفا) را می گیرد.

دومین ستاره از لحاظ روشنی با(بتا) مشخص می شود و الی آخر .

پر نورترین ستاره سگ بزرگ «کلب اکبر) به آلفا- کلب اکبر مرسوم است.

سومین ستاره صورت فلکی دوپیکر گاما-جوزا نامیده شده است.

هر گاه تعداد ستارگان پرنور در یک صورت فلکی از شماره الفبای یونانی تجاوز کند حروف کوچک لاتینی به کار گرفته می شود اگر تعداد ستارگان از عده حروف این دو الفبا فزونتر گردد منجمان به اعداد پناه می برند.

نقشه ستارگان را چگونه بکار بریم؟

مبتدیان نجوم معمولاً در استفاده از نقشه دچار اشکال می شوند.

شاید نمی دانند که چگونه باید نقشه را در دست گرفت تا با ستارگان آسمان متناظر باشند اشکال این است که ناظر بر سطح خارجی یک کره (زمین) قرار دارد و ستارگان را که بر سطح داخلی کره ای دیگر (کره آسمان) اندر رصد می کند.

هنگام استفاده از این نقشه فرض کنید که مانند یک تمبر پست پشت آن چسبناک است نقشه باید بر سطح داخلی کره آسمان چسبانده شود بدین طزیق چسب به ستارگان می چسبد.

قبل از انطباق نقشه لازم است که آن را در امتداد درست قرار دهید: ستاره قطبی نقشه را بر ستاره قطبی آسمان منطبق کنید، دب اکبر نقشه، دب اکبر آسمان ار بپوشاند آنگاه ستارگان دیگر نقشه به درستی نشان دهنده ستارگان واقعی خواهند بود.

در هر عرض جغرافیایی برخی از ستارگان طلوع و غروب می کنند دیگران که ستارگان دور قطبی نامیده می شوند همواره بالای افق هستند ستارگان دور قطبی را به شرط آنکه شرایط جوی اجازه دهد هر شب سال می توان دید اگر دخالت خورشید که نور روشن آن تشخیص نور ضعیف ستارگان را غیر ممکن می سازد نبود در طول روز نیز قابل مشاهده بودند.

در این قسمت به ستارگانی می پردازیم که فقط در بخشی از سال برای ناظران عرضهای جغرافیایی میانه، بالاتر از افق قرار دارند.

در بقیه سال به هنگام روز بالای افقند و دیده نمی شوند اما چون ستارگان به سبب گردش ظاهری سالانه هر روز چهار دقیقه زودتر از روز قبل طلوع می کنند، بالاخره زمانی می رسد که به هنگام شب نیز بالای افق دیده شوند.

مشاهده ستارگان را می توان با مشاهده یک کارناوال مقایسه کرد در مدت دوازده ماه، کارناوال کامل ستاره های غیر دور قطبی را می توان نظاره کرد این کارناوال هر ساله تکرار می شود.

آشنا شدن با بسیاری از ستارگان پرنور، دشوار نیست ؛ یاد گرفتن برخی از صورتهای فلکی معروف هم سخت نیست بدین منظور لازم نیست که همه آسمان را به دنبال آنها گشت.

می توان دایره ای خیالی بر آسمان رسم کرد و صورتهای فلکی را وقتی به این دایره نزدیک می شوند.

یا از آن می گذزند مشاهده کرد.

مناسب ترین دایره به این منظور نصف النهار سماوی مکان است.

این دایره از سمت الراس و نقاط شمالی و جنوبی افق ناظر می گذرد سمت الراس نقطه ای است بر آسمان که مستقیماً بالای سر ناظر قرار دارد البته فقط نیمی از نصف النهار سماوی بالای افق است.

مهمترین راه تعیین تقریبی نصف النهار سماوی مکان آن است که خطی خیالی از سه نقطه زیر بگذرانیم.

آ.نقطه شمال بر افق یک قطب نمای مغناطیسی ساده در این کار کمک خواهد کرد.

ب.سمت الراس -نقطه ای در آسمان که مستقیماً بالای سر ناظر است.

پ.نقطه ای که جنوب را بر سطح افق مشخص می کند از یک قطب نمای مغناطیسی استفاده کنید.

توجه کنید که نصف النهار سماوی مکان از ستاره قطبی یا جدی می گذرد.

کارناوال ستارگان را برای سهولت کار به دوازده قسمت هر قسمت برای یک ماه تقسیم می کنیم.

در زیر صورتهای فلکی نزدیک به نصف النهار سماوی در هر ماه توصیف شده اند.وصف ستارگان به صورتی که در یکی از شبهای ماه ظاهر می شوند.از نظر ما کفایت خواهند کرد.

اگر آسمان را در یک شب از هر ماه یعنی در دوازده شب سال بشناسید آنگاه با سیمای شبانه آسمان آشنا شده اید.

می توان از هر ماه و از هر ساعتی در شب آغاز کرد.

ما از ماه بهمن آغاز می کنیم.

نقشه های آسمان چنان رسم شده اند که آن را در ساعت نه بعدازظهر روز دهم ماه نشان میدهد.

صورتهای فلکی بهمن ماه در شبهای ماه بهمن، دو صورت از زیباترین صورتهای فلکی را می توان در نزدیکی نصف النهار یافت.

این دو عبارتند از: 1.جبار (بزرگ منش شکارچی) 2.ممسک العنان (دارنده عنان ، ارابه ران).

صورتهای فلکی اسفند ماه سه صورت فلکی بسیار جالب توجه را می توان در اسفند ماه در نزدیکی نصف النهار دید.

1.جوزا (دوپیکر) 2.کلب اصغر (سگ خرد) 3.کلب اکبر (سگ بزرگ) آسمان را در نزدیکی نصف النهار سماوی آذین می بندند.

صورتهایی که در ماه بهمن در این مکان بودند جلوتر رفته اند جبار و ممسک العنان اکنون در غرب نصف النهار جای دارند.

صورتهای فلکی فروردین ماه اسد (شیر)، اسد اصغر (شیر کوچک) و شجاع (مار باریک) در ماه فروردین نزدیک نصف النهارند در این موقع دو پیکر و سگ ها در مغرب نصف النهار هستند.

شکارچی و دارنده عنان نزدیک افق غربی قرار دارند.

صورت فلکی شجاع(مارباریک) این صورت فلکی بیش از یک ربع دایره در آسمان می گسترد.

سر مار نزدیک کلب اصغر است و دم آن به فاصله تقریبی 100 درجه از سر نزدیک صورت فلکی میزان جای دارد.

ستارگان این صورت کم فروغند: پرنورترینشان ستاره ایست از قدر دوم به نام فرد که معنی آن تنها و یگانه است.

ستاره ای است سرخ رنگ که قلب مار قرار دارد.

بر طبق افسانه ای قدیمی،مار باریک (هودرا) مخلوطی غریب بود.

چندین سر داشت و می توانست آنها را عوض کند.

چون سری قطع می شد.

دو سر تازه به جای آن می روئید.

صورتهای فلکی (اردیبهشت ماه) دب اکبر بر فرق آسمان جای دارد.

قراولان نصف النهار را قطع می کنند و نزدیک سمت الراسند.

دهانه کاسه آبگردان به طرف پایین است و دسته آن در امتداد مشرق.

صورتهای فلکی خرداد ماه عوا و سنبله دو صورت فلکی هستند که در این ماه باید آنها را دید.

هر کدام یک ستاره پرنور دارند که به تشخیص آنها کمک می کند.

عوا نصف النهار را در نزدیکی سمت الراس قطع می کند حال آنکه سنبله در نیمه راه میان سمت الراس و نقطه جنوبی افق است.

در نزدیکی افق جنوبی چند ستاره از صورت فلکی قنطورس دیده می شود.

پرنورترین ستارگان این صورت فلکی هرگز در عرضهای جغرافیایی میانه بالای افق نیستند آنها را در عرضهای جغرافیایی نزدیک به استوا و جنوبی تر می توان دید.

صورت فلکی تیر ماه صورتهای فلکی عقرب (کژدم) و اکلیل شمالی (کاسه درویشان) در تیر ماه از نصف النهار سماوی در اوائل شب می گذرد.

اکلیل شمالی در نزدیکی سمت الراس و عقرب نزدیک به افق جنوبی است.

ستارگان عقرب بر ظاهر نقش کژدمی را پدید می آورد و ستارگان اکلیل شمالی به نقش تاج می مانند.

صورتهای فلکی جائی صورت جائی (جائی علی رکبته زانو زده) بالای سر است این صورت رد پای عوا و اکلیل شمالی را که اکنون دیگر از نصف النهار گذشته اند و راهی افق غربی هستند دنبال می کند.

ستارگان صورت فلکی جاُُُُثی توجهی که به این صورت فلکی می شود به خاطر روشنی ستارگان آن نیست.

هیچ ستاره ای از قدر صفر یک یا دو در این صورت فلکی وجود ندارد چند ستاره روشنی که ظاهراً شکل حرف H را پدید می آورد از قدر سومند.اما به دو دلیل عمده جایی شایان توجه است.

آ.این صورت در برگیرنده یکی از زیباترین خوشه های کروی است این خوشه ای است که عموماً با شماره آن در فهرست مه سیه M13 شناخته می شود و در شبهای صاف بی ماهتاب به سختی چون ستاره محوی از قدر پنجم به چشم برهنه می آید این لکه ابر مانند چون با تلسکوپ بزرگ شود به صورت خوشه فشرده ای از ستارگان پدیدار می گردد.

بیش از 50،000 ستاره از ستارگان این خوشه به اندازه کافی روشن هستند که با تلسکوپهای موجود مشاهده شوند ستارگانی که نزدیک به مرکز خوشه اند به قدری مجتمع اند که آنها را جدا از هم نمی توان شمارش کرد عده ستارگان آن بالغ بر 500،000 براورد شده است.

باید توجه داشت که این خوشه فقط به ظاهر در صورت جائی است در واقع به مراتب از ستارگان دیگر این صورت فلکی دورتر است این خوشه کروی 34،000 سال نوری از زمین فاصله دارد.

ب.جائی ناحیه ای از آسمان را شامل می شود که خورشید به سمت آن در حرکت است خورشید، زمین و سیارات دیگر به صورت یک واحد با سرعت 20 کیلومتر در ثانیه در فضا حرکت می کنند در هر ثانیه تمامی منظومه شمسی 20کیلومتر بدان ناحیه از آسمان نزدیکتر می شود.

صورتهای فلکی شهریور ماه نصف النهار باز هم انباشته از صورتهای فلکی شگفت انگیز است.

شلیاق (چنگ رومی) و دجاجه (ماکیان) نزدیک سمت الراسند.

قوس (کمان) نزدیک جنوب بر افق است عقاب در نیمه راه کمان و چنگ رومی است.

صورتهای فلکی مهر ماه قیفاووس صورت فلکی دور قطبی اینک بر تارک آسمان است.

نصف النهار سماوی آن را به دو نیم می کند.

حوت جنوبی (ماهی جنوبی)، صورت فلکی دیگری به نصف النهار شایسته توجه است.

صورتهای فلکی آبان ماه اینک ذات الکرسی بر فرق آسمان در نزدیکی نصف النهار سماوی جای دارد.

فرس اعظم (اسب بالدار) نیز در امتداد نصف النهار است.

صورتهای فلکی آذرماه امراه المسلسله (زن به زنجیر بسته) فرس اعظم را در آسمان دنبال می کند.

امراه المسلسله از فرس اعظم به سمت الراس نزدیکتر است.

صورت فلکی جالب توجه دیگری که در نصف النهار است قیطس (نهنگ) است که در حدود 30 درجه بالای افق جنوبی است.

صورتهای فلکی دی ماه در این ماه برساووش (برنده سرغول)، ثور (نرگاو) و شهر در نزدیکی نصف النهارند.

برساووش را در نزدیکی سمت الراس می توان دید ثور را در جنوب شرقی آن شهر آن شهر نهر منطقه وسیعی از آسمان جنوبگان را می پوشانند ممسک العنان (دارنده عنان) و جبار شکارچی در شرق نصف النهار جای دارند.

دور تازه ای از حرکت جمعی ستارگان قریباً آغاز می شود.

هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می شود، شاید هسته اش سالم بماند.

اگر هسته بین 4/1 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می کند تا این که پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند.

این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می شود.

وقتی که قطر ستاره ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می شود.

برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می شوند که با چرخش خود، 2 نوع اشعه منتشر می کنند.برای این که تصور بهتری از یک ستاره نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید..

می توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است.

یعنی می توان گفت یک قاشق از ستاره نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد.

این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می آیند.

پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه ی عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می شوند که خود سبب به وجود آمدن توده های متراکم نوترونی خواهد شد.

عده کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می شود که تنها کوارک ها باقی بمانند.

و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks)و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگین تر است خواهد بود که این کوارک تا کنون در هیچ ماده ای کشف نشده است.

از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است.

در اواخر سال 2002 میلادی..

یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J.

Cotton مطالعاتی را در مورد یک ستاره نوترونی به همراه یک ستاره همدم به نام 0748676 EXOا نجام داد.

این گروه برای مطالعه ی این ستاره دو تایی که در فاصله ی 30000 سال نوری از زمین قرار دارد..

از یک ماهواره مجهز به اشعه ایکس بهره برد.( این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد) هدف این تحقیق تعیین ساختار ستاره نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه ی زیاد ستاره بر روی نور بود.

با توجه به نظریه ی نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه ی زیاد عبور کند..

مقداری از انرژی خود را از دست می دهد.

این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می کنند.

به این پدیده انتقال به قرمز می گویند.

این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستاره نوترونی را اندازه گیری کردند.

جاذبه ی عظیم ستاره نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می شود که میزان آن به مقدارجرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد.

تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند.

با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می توانند حدس بزنند که داخل ستاره نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته ی دیگر را نیز شامل می شود.

این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد.

و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذره دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

درحین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود.

انفجارهای هسته ای (Thermonuclear Blasts)که بر اثر جذب ستاره همدم توسط ستاره نوترونی ایجاد می شود..

همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ی ایکس بود.

(ستاره نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن..

جاذبه ی قوی..

مواد ستاره همدم را به سوی خود جذب می کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده..

پس از عبور از جو بسیار کم ستاره نوترونی که از اتم های آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهواره XMM-نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

نکته ی قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است تشخیص اثر نیروی جاذبه ی ستاره بر روی طیف نور به طور دقیق امکان پذیر نبود.

ولی ستاره موردنظر در پروژه بعدی (که آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.