تحقیق در مورد ستاره

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

دسته بندی : وورد

نوع فایل :  .doc ( قابل ویرایش و آماده پرینت )

تعداد صفحه : 3 صفحه

 قسمتی از متن .doc : 

خورشید ما کمی بیش از چهار و نیم میلیارد سال پیش تشکیل شده است. خورشید ما نیز مثل هر ستاره دیگری در جهان به شکل توده در هم پیچیده ای از ابرهای گازی که عمدتا از هیدروژن و هلیم تشکیل شده بود به وجود آمده اما خرده ریزه هایی که از انفجار سایر ستاره ها باقی مانده بودند، غبارهای بسیار ریز کیهانی که از عناصر سنگین تر همانند کربن، اکسیژن، آلومینیوم، کلسیم و آهن تشکیل شده بودند، نیز در سرتاسر این ابرها پراکنده بودند. این ذرات گرد و غبار که حتی از ذرات غباری که لبه پنجره می نشیند، کوچک تر است، به عنوان نقاط تجمع در سحابی خورشیدی عمل می کند. سایر موارد از جمله یخ، دی اکسید کربن منجمد، دور این نقاط گردهم می آیند و بدین ترتیب این ذرات کم کم بزرگ و بزرگ تر شده و به اجرامی به اندازه یک دانه شن، یک صخره و نهایتا یک تخته سنگ تبدیل می شوند. طی چند میلیون سال، تریلیون ها تریلیون قطعه یخی، سنگ ریزه و اجرام فلزی در اطراف خورشید جوان گردهم می آیند. طی ربع میلیارد سال بعد بسیاری از این اجسام در یکدیگر ادغام شده و بدین شکل سیارات بزرگ ، اقمار، سیارک ها و اجرام موجود در کمربند کوئیپر به وجود می آیند. (برای کسب اطلاعات بیشتر می توانید به مقاله «tightening our kuiperbelt» که در شمار فوریه 2003 نشریه Natural History به چاپ رسیده است مراجعه کنید.) اجرام کوچکتری که حول خورشید در حال چرخشند، طی مدت های طولانی که از تشکیل آنها گذشته است، چندان تغییر نکرده اند. بعضی وقت ها یکی از این قطعات سرگردان که باقیمانده های تشکیل سیارات محسوب می شوند با سطح زمین برخورد می کنند. هنگامی که قطعات با زمین برخورد کنند، شهاب سنگ نامیده می شوند. مجموعه داران شهاب سنگ ها را برحسب میزان جلب توجهشان قیمت گذاری می کنند، اما اخترشناسان این اجرام را با توجه به تاریخ شان ارزش گذاری می کنند. همانطور که سنگواره های گیاهان و جانوران، داستان حیات در زمین را ثبت می کنند، این اجرام نیز داستان منظومه شمسی را در سال های اولیه آن ثبت کرده اند. بعضی اوقات نیز این امکان وجود دارد که از آنها برای بررسی تاریخ شکل گیری منظومه شمسی استفاده کنیم. در تحقیقات جدید که توسط شوگوتاچیبانا (Shogo Tachibana) و گری هاس (gary Houss) در دانشگاه ایالتی آریزونا انجام شده است نیز دقیقا همین کار صورت گرفته است؛ یعنی آنها با بررسی آهن رادیواکتیو - یا به عبارت بهتر - تحقیق روی دوتا از قدیمی ترین شهاب سنگ های شناخته شده، توانستند گام دیگری به شناخت حوادثی که به تولد خورشید منجر شد، بردارند. آهن موجود در زمین رادیواکتیو نیست، یا حداقل در حال حاضر رادیواکتیو نیست. بیش از 90 درصد آهنی که در زندگی روزمره با آنها سروکار داریم، از جمله آهنی که در ساختمان ها به کار می رود یا آهن موجود در کلم بروکسل و خون، حاوی 26 پروتون و 30 نوترون است. سایر اتم های آهن نیز حاوی 28، 31 یا 32 نوترون است. انواع مختلف یک عنصر که ایزوتوپ نامیده می شوند، توسط اختلافی که در تعداد نوترون های هسته آنها وجود دارد، از یکدیگر متمایز می شوند، اما برای نامگذاری آنها مجموع تعداد نوترون ها و پروتون های هسته ذکر می شود؛ بنابراین انواع مختلف آهن به صورت آهن 56 یا آهن 58 و غیره نامگذاری می شود. تمام این ایزوتوپ های آهن از لحاظ رادیواکتیوی پایدارند. ایزوتوپ های دیگری نیز از آهن وجود دارند اما پایدار نیستند. طی زمان اتم های سازنده ایزوتوپ های ناپایدار به طور خودبه خود ذرات زیر اتمی را از هسته خود منتشر می کنند. این فرآیند (که تلاشی هسته ای نامیده می شود) باعث تغییر در تعداد پروتون ها و نوترون های موجود در هسته می شود و بدین ترتیب یک ایزوتوپ به ایزوتوپ دیگر یا حتی به عنصر متفاوت دیگری تبدیل می شود. در نهایت نیز ایزوتوپ ناپایدار مورد نظر از بین می رود. از سرعت تلاشی رادیواکتیو می توان به عنوان ساعتی برای تعیین زمان حوادث مهمی که در تاریخ زمین یا منظومه شمسی روی داده است، استفاده کرد. حداقل به طور نظری، می توان به اندازه گیری نسبت ایزوتوپ های رادیواکتیو ویژه به محصولات پایداری که طی تلاشی بعضی عناصر به وجود می آید، دریافت که از زمانی که جسم آخرین بار از گونه های رادیو اکتیو غنی شده است، چه مدت زمانی می گذرد با توجه به این نکته که هرکدام از ایزوتوپ های رادیواکتیو با سرعت ثابتی که ویژه آن ایزوتوپ است، تجزیه می شود، سرعت تجزیه را می توان بر حسب مفهوم «نیمه عمر بیان کرد. نیمه عمر نشان دهنده مدت زمانی است که طول می کشد یک ایزوتوپ ویژه تجزیه شده و به ایزوتوپ پایدارتر خود تبدیل شود. اندازه گیری هایی که با استفاده از ایزوتوپ های با عمر کوتاه همانند کربن 14 که دارای نیمه عمر حدود 700/5 سال است، می تواند تاریخ آثار تمدن های اولیه بشری را که در تحقیقات باستانشناسی به دست می آید، نشان دهد. اما اندازه گیری های صورت گرفته توسط ایزوتوپ های با نیمه عمر طولانی تر، همانند اورانیم 238 که نیمه عمری حدود 5/4 میلیارد سال دارد می توانند تاریخ تشکیل صخره ها، سیارات و ستارگان را بیان کنند. آهن 60 که ایزوتوپ رادیواکتیو با نیمه عمر حدودا 5/1 میلیون سال است طی انفجارهایی که در ستارگان بسیار سنگین یا ابر نواختر (Supernova) روی می دهد، به وجود می آید. از آنجایی که منشا این ایزوتوپ منحصر به فرد است، می توان از این خاصیت مفید برای درک رویدادهای کیهانی استفاده کرد. تاجیبانا و هاس نسبت ایزوتوپی حدود ده نمونه کوچک که از دو شهاب سنگ قدیمی تهیه شده بود را اندازه گیری کردند. این دو جرم که به خاطر مکانی که در آن یافت شده اند، بیشانبور و کریمکا نامیده می شوند (اولی در هند و دومی در اوکراین به دست آمده اند) به دسته ای از اجرام تعلق دارند که طی چند میلیون سال تولد خورشید تشکیل شده اند. تمام آهن 60 موجود در دو نمونه شهاب سنگ مدت ها پیش از بین رفته و به کبالت 60 رادیواکتیو تبدیل شده است. کبالت 60 رادیواکتیو هم به نوبه خود به اتم پایدار نیکل 60 تبدیل شده است. تاجیبانا و هاس با آزمایشاتی که روی ذرات مواد معدنی موجود در شهاب سنگ ها انجام دادند، دریافتند مقدار اضافی قابل توجهی از نیکل 60 در نمونه موجود است که این نکته نشان دهنده آن است که آهن 60 زمانی در این نمونه ها وجود داشته است. این محققین با استفاده از سایر عناصر و ایزوتوپ ها، به عنوان ساعت مرجع تاریخ آهن 60 را ردیابی کرده و دریافتند که در سحابی خورشیدی اولیه به ازای هر یک میلیارد (109) اتم پایدار آهن 56 حدود 300 اتم آهن 60 داشت. شاید این عدد بسیار کوچک به نظر برسد اما باید گفت این عدد ده برابر نسبت ایزوتوپ هایی است که فعلا در گازهای بین ستاره ای کهکشان راه شیری وجود دارد. این مقدار اضافی از آهن 60 درابتدای تشکیل منظومه شمسی رازهای زیادی در مورد منشا کهکشان ما بیان می دارد. اخترشناسان می دانند که خورشید از ابرگازی شکلی حاصل شده است. علاوه بر آن می دانیم که عاملی باعث شده است تا این توده ابر به چنان چگالی برانی برسد که به تشکیل خورشید منجر شده است. اما پرسش این است که آن حادثه اولیه چه بوده است؟ طبق مدلی که پیش از این ارائه شده است، امواج انفجار ناشی از ابر نواخترها مظنون اصلی این رویداد است. میزان آهن 60 موجود در این دو شهاب سنگ قدیمی دلایل جدیدی در تأیید این نظر فراهم می کند. احتمالا لایه های در حال انبساط مواد ستاره ای که حاوی اتم های آهن 60 حاصل از انفجار ابر نواخترها بودند، هسته های اولیه ابرهای خورشیدی را تشکیل دادند و به همین دلیل حاوی این ساعت های آهن رادیواکتیو هستند. در همان زمان، نیروی اولیه لازم برای تشکیل خورشید منظومه شمسی و نهایتا زمین فراهم شده است

آیا منظومه ای مثل منظومه شمسی ما در جاهای دیگر کیهان هست ؟اگر چه تاکنون سیارات بسیاری خارج از منظومه شمسی کشف شده ،ولی هیچ کدام شبیه سیارات منظومه شمسی نیستند .ممکن است کاملا در شرایط متفاوتی شکل گرفته باشند و این مساله سیستم سیاره ما را منحصر به فرد می کند.در مدل قدیمی شکل گیری سیارت غبار و گاز اطراف ستاره به طور تدریجی فشرده و چگال شده و به صورت سنگ در آمده است که در نهایت با هم ترکیب شده و و هسته ستاره را به وجود می آورند.سپس هسته ها به صورت غبارهایی گاز مانند جمع شده اند.این مدل غولهای گازی مثل زحل و مشتری در نواحی سرد منظومه شمسی قرار دارند. اما بر خلاف این امر بیش از صد و ده سیاره خارجی که کشف شده است در مورد این مدل جواب عکس داده اند.این سیارات از غول منظومه ما سنگین تر هستند و عموما به مشتری های داغ شناخته می شوند.و مدارشان نسبت به مدار زمین و حتی زهره به ستاره مادرشان نزدیک تر است موقعیتی بس عجیب .بعضی از دانشمندان فکر می کنند این غولهای گازی در جایی دورتر شکل گرفته اند و در مرور زمان و بر اثر کشش ستاره مادر به سمت آن کشیده شده اند و نزدیکتر

البته هنوز هم در توضیح اینکه چرا با اینهمه این غولهای گازی در ستاره فرو نمی روند همه دانشمندان مانده اند و سعی دارند با دلایل وبرهانهای سر سری این مسئله مهم را از سر خود باز کنند.تفاوت بعدی سیارات کشف شده خارجی با زمین و کلا سیارات منظومه شمسی ما اینست که مدار انها بشدت بیضی تر از مدار سیاراتی چون زمین و مشتری است .در این میان از حق نگزریم که بعضی از آنها هم مداری گرد دارند اما در این میان چندتا چیز مهمی نیست !!!(البته هست )ولی این سیارات باز هم مداری مثل زمین و مشتری ندارند وبیضی بودنشان بیشتر قابل تشخیص است .اما گروهی کلا با نظریه بالا مخالفند و می گویند که این نظریاتی که در مورد منظومه شمسی مطرح می کنیم در مورد منظومه های دیگر صدق نمی کند و آنها به روشی دیگر متولد شده اند.اینگروه معتقدند ممکن است این منظومه ها هنگامی بوجود آمده باشند که حلقه های غبار اطراف ستاره ها ناپایدار شده و ناگهان تقسیم شوند وبخش های مختلفی بر اثر وزن خود سیارات را تشکیل داده باشند.در این مدل مدار سیارات به حالت عادی بیضی تشکلی می شوند

خوب این خودش چند سال جای بحث داره.بیشتر سیارات خارجی بر اساس میزان تاثیر آنها بر حرکت ستاره مادر بر اثر جاذبه خود کشف شده اند . این روش خود برای سیارات بزرگ با مدارهای کوچک حساس است .در واقع سیاراتی که ما پیدا کردیم همه اینگونه هستند البته منظور از همه اینجا اکثریت است وخود همین اکثریت فقط کشف شده ها را شامل می شود .محققان برای رصد سیاره ای که با ستاره مادر خود مثل مشتری فاصله دارند باید حداقل رفتار ستاره را 12 سال زیر نظر بگیرند شاید چیزی بدست آورند.این گروه هنوز بر اعتقاد خود راسخند که هنوز زود است که بگوییم منظومه هایی مانند منظومه شمسی ما وجود ندارد ولی اگر اینگونه باشد باید نظریه های خود را در مورد پیدایش سیارات را عوض کنیم چون قالب این نظریه بر اساس منظومه شمسی چیده شده و با دیگر سیارات هیچ سنخیتی ندارد. در آخر ممکن است بیش از چند راه برای خلق جهان وجود داشته باشد.

تحقیق در مورد زندگی یک ستاره

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

دسته بندی : وورد

نوع فایل :  .doc ( قابل ویرایش و آماده پرینت )

تعداد صفحه : 5 صفحه

 قسمتی از متن .doc : 

زندگی یک ستاره

جالب است بدانید که ستارگان هم مانند موجودات زنده متولد می‌شوند، زندگی می‌کنند و سپس می‌میرند، ولی طول زندگی آنها بسیار طولانی است. متاسفانه عمر کوتاه انسانها کفاف نمی‌دهد تا بتوانند زندگی یک ستاره را در مراحل مختلف شاهد باشند. با این حال اخترشناسان این مراحل را برای ما مشخص می‌کنند.

در طول زندگی انسان ، ستارگان بیشمار راه شیری عملا بدون تغییر به نظر می‌رسند. گاهی یک نواختر (ستاره‌ای که بطور ناگهانی و انفجاری مقادیری عظیم انرژی از خود آزاد می‌کند) ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم نورتر می‌شود. منظره زیبایی که یک ابرنواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. ستارگان نیز در نهایت تغییر می‌کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی‌مانند. ستاره ، هنگامی که انبار عظیم سوخت هسته‌ای آن به پایان برسد، می‌میرد. ستارگان بسیار جوان هنوز در میان گازهایی که از آن شکل می‌گیرند، پنهان هستند.ستاره بعد از تولد

بعد از آنکه ستاره شکل می‌گیرد (تولد ستاره)، بلافاصله حیاتی پایدار بدست می‌آورد. در همین زمان واکنشهای هسته‌ای در داخلی‌ترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند و انرژی آزاد می‌گردد. سرانجام همه هیدروژن درون آن به مصرف می‌رسد. بعد از این ، تغییراتی در لایه‌های درونی ستاره آغاز می‌شود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع می‌شوند، لایه‌های بیرونی باد می‌کنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.

در اثر تغییرات زیاد ، ستاره به مرحله متغیر بودن می‌رسد. در نهایت هیچ منبع ممکن برای آزادسازی انرژی باقی نمی‌ماند. ستارگان کوچکتر در اثر انقباض به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگان سنگین‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر می‌شوند. ماده بیرون ریخته از یک ابرنواختر ، بخشی از گاز بین ستاره‌ای را تشکیل می‌دهد که زادگاه ستارگان جدید است.

سحابی سیاره‌ای

ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، قبل از آن که به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می‌آورند. این مرحله سبب پیدایش سحابی‌های سیاره‌ای می‌شود. یک سحابی سیاره‌ای هنگامی تشکیل می‌شود که ستاره مرکزی آن ، لایه‌ای به بیرون پرتاب کند. لایه گاز همانند حلقه‌ای از دود منبسط می‌شود.

تأثیر نیروی گرانش بر زندگی ستارگان

سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است. نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ستاره مواجه می‌گردد. سرانجام ستاره تحلیل می‌رود و گرانش ، کنترل را بدست می‌گیرد. در این حالت ستاره شکل کاملا متفاوت با ستاره‌ای معمولی و سالم به خود می‌گیرد.

مراحل مختلف زندگی ستاره

تشکیل کوتوله سفید

نیروی گرانش یک نیروی جاذبه است، لذا ذرات ماده در اثر این نیرو به هم نزدیکتر می‌شوند. همچنین چون نیروی گرانش با جرم ذرات نسبت مستقیم دارد و نیز چون جرم ستاره فوق‌العاده زیاد است، لذا جاذبه گرانشی درون آن بسیار شدید خواهد بود. به عنوان مثال در اعماق خورشید فشار در فاصله یک دهمی سطح تا هسته ، تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است. در این فاصله فشار تا هزار میلیون بار بیشتر از فشار جو زمین صعود می‌کند. این فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید مواجه می‌شود. این گاز توسط کوره هسته‌ای گرم نگه داشته می‌شود.هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز داغ درون ستاره سرد می‌شود. بنابراین نیروی گرانش غالب می‌شود. آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد. ستاره‌ای رو به مرگ مانند خورشید ، درهم فرو می‌ریزد تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجه رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل پیدا می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این حالت ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.

تشکیل ستاره نوترونی

اگر جرم ستاره‌ای بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گذارد و متوقف نمی‌شود. فرایند فرو ریزش تا جایی که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر برسد، ادامه پیدا می‌کند. در این نقطه ، ستاره گلوله‌ای چگال از ذرات هسته‌ای است که آن را ستاره نوترونی می‌نامند. یک فنجان از ماده آن ، یک میلیون میلیون تن وزن دارد.

تشکیل تپ اختر

برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش ، تابشهایی در محدوده امواج رادیویی گسیل می‌کنند. اینگونه ستارگان نوترونی ، تپ اختر نامیده می‌شوند.

تشکیل ابرنواختر

یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد. ستاره رو به مرگ ، ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود ، به صورت یک ابرنواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام کهکشانها پیشی می‌گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی تشکیل می‌شود.تشکیل سیاهچاله‌ها

یک ستاره رو به مرگ ، مثلا با جرمی 10 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 و به اندازه‌ای در حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر از سرعت نور می‌رسد.

از موشک گرفته تا ذرات نور و علائم رادیویی ، هیچ یک نمی‌توانند از سطح آن بگریزند. این گرانش به قدری نیرومند است که همه چیز را به طرف خود می‌کشد. ما فقط می‌دانیم که در این