ستاره: تفاوت میان نسخه‌ها
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
بدون خلاصۀ ویرایش برچسب‌ها: حذف حجم زیادی از مطالب منبع‌دار برداشتن بخش بزرگی از صفحه ویرایش همراه ویرایش از وبگاه همراه |
خنثی‌سازی به نسخهٔ 26318748 FreshmanBot (بحث). (T) برچسب: خنثی‌سازی |
||
خط ۱:
[[پرونده:Starsinthesky.jpg|چپ|بندانگشتی|250px|یک ناحیه تولید ستارگان در [[ابر ماژلانی بزرگ]]، تصویر از [[اسا]] و [[ناسا]]]]
{{کاربردهای دیگر}}
'''سِتاره''' گوی پرنور، درخشان و بسیار داغی از [[پلاسما (فیزیک)|پلاسما]]ست که انسجام خود را توسط [[نیروی گرانش]] خود حفظ می‌کند. نزدیکترین ستاره به زمین خورشید و پس از آن پروکسیما قنطورس است. ستارگان قابل دیدن در شب از روی زمین، به دلیل فاصلهٔ بسیار دورشان به شکل نقاطی ثابت (گاهی چشمک زن) و روشن دیده می‌شوند. در طول تاریخ، گروه‌های ستاره‌های برجسته‌تر، به نام [[صورت فلکی|صورت‌ها]] و [[صورتواره|صورت‌واره‌های فلکی]]، گروه‌بندی شده و روشن‌ترین ستارگان نیز نام‌گذاری شده‌اند. [[کاتالوگ ستاره‌ای|کاتالوگ‌هایی از ستارگان]] توسط اخترشناسان گردآوری شده‌است که ستارگان شناخته‌شده را مشخص می‌کند و نام‌های استانداردی برای ستارگان پیشنهاد می‌کنند. هرچند که بیشتر ستارگان جهان از جمله تمامی ستارگان خارج از [[کهکشان راه شیری]] با چشم غیر مسلح از روی زمین قابل دیده شدن نیستند. در حقیقت بیشتر آن‌ها حتی از دید قویترین [[تلسکوپ]]ها نیز پنهان می‌مانند.
[[پرونده:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|بندانگشتی|تصویربرداری رنگ کاذب از [[خورشید]]، یه [[ستاره نوع جی رشته اصلی]] و نزدیکترین ستاره به زمین است.]]
یک ستاره حداقل در بخشی از عمر خود، به دلیل [[همجوشی گرماهسته‌ای]] [[هیدروژن]] به [[هلیم]] در مرکز آن، می‌درخشد. انرژی ایجاد شده از بخش درونی ستاره می‌گذرد و به [[فضای بیرونی]] اطراف تابیده می‌شود. وقتی ذخیره هیدروژن در هسته یک ستاره رو به اتمام می‌رود، تقریباً تمام عناصر طبیعی سنگینتر از هلیم از طریق [[سنتز هسته‌ای]]، یا در برخی از ستارگان از طریق [[سنتز هسته‌ای]] [[ابرنواختر]]ی در هنگام انفجار آن‌ها پدید می‌آیند. ستاره در اواخر دوران عمر خود ممکن است شامل [[ماده تباهیده]] نیز باشد. [[اخترشناسان]] با بررسی حرکت ستاره‌ها در فضا، [[فروزندگی|درخشندگی]] آن‌ها و [[طیف‌سنجی نجومی]] می‌توانند [[جرم (فیزیک)|جرم]]، سن، [[فلزیگی]] (ترکیب شیمیایی ستاره) و سایر ویژگی‌های ستاره‌ها را به‌دست‌آورند. جرم کلی یک ستاره تعیین‌کننده مراحل تکامل و سرنوشت نهایی آن است. سایر مشخصات یک ستاره مانند قطر و دما در طول عمر ستاره متغیر هستند. با استفاده از نموداری به نام نمودار هرتسپرونگ-راسل دمای بسیاری از ستارگان را نسبت به روشنایی آن‌ها نمایش می‌دهد که از طریق آن می‌توان وضعیت تکامل و سن ستاره را تعیین نمود.
عمر یک ستاره از [[رمبش گرانشی]] یک [[سحابی]] گازی [[زایش ستارگان|آغاز می‌شود]] که عمدتاً شامل هیدروژن به همراه هلیم و کمی از عناصر دیگر است. وقتی که چگالی هسته ستاره به اندازه کافی می‌رسد، هیدروژن در فرایندی پایدار توسط همجوشی هسته‌ای به هلیم تبدیل شده و انرژی فراوانی آزاد می‌شود.<ref name="sunshine">{{cite web
| last = Bahcall | first = John N.
| date = June 29, 2000
| url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
| title = How the Sun Shines | publisher = Nobel Foundation
| accessdate = 2006-08-30}}</ref>
سایر قسمت‌های داخلی ستاره این انرژی را از طریق فرایندهای تابش و [[همرفت]] به بیرون انتقال می‌دهند. فشار داخلی ستاره از فروریختن آن براثر نیروی گرانشی خودش جلوگیری می‌کند. وقتی که سوخت هیدروژن ستاره به پایان می‌رسد، اگر جرم ستاره حداقل ۰٫۴ بار از خورشید بزرگتر باشد، منبسط شده و تبدیل به [[غول سرخ]] می‌گردد.<ref name="late stages">{{cite web
| last = Richmond | first = Michael
| url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
| title = Late stages of evolution for low-mass stars
| publisher = Rochester Institute of Technology
| accessdate = 2006-08-04}}</ref>
پس از آن ستاره به مرحله تباهیدگی رسیده و بخشی از جرم خود را در فضا دفع می‌کند که بعدها در تشکیل ستارگان نسل جدیدتر با عناصر سنگینتر به کار می‌رود<ref>{{cite web
| url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
| archiveurl = http://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
| archivedate = 2008-02-10
| title = Stellar Evolution & Death
| publisher = NASA Observatorium
| accessdate = 2006-06-08}}</ref> و هسته ستاره هم به بقایای ستاره‌ای تبدیل می‌شود که ممکن است [[کوتوله سفید]]، [[ستاره نوترونی]] یا در صورت کافی بودن جرم [[سیاهچاله]] باشد.
[[ستاره دوتایی|ستارگان دوتایی]] یا چندتایی شامل دو یا چند ستاره کوچک می‌شود که در میدان گرانش یکدیگر اسیر هستند و معمولاً در مدارهای پایداری به دور یکدیگر می‌گردند. وقتی دو ستاره خیلی به هم نزدیک باشند، برهمکنش گرانشی میان آن‌ها بر تکامل آن‌ها تأثیر می‌گذارد.<ref name="iben">{{cite journal
| last = Iben | first = Icko, Jr.
| title=Single and binary star evolution
| journal=Astrophysical Journal Supplement Series
| date=1991 | volume=76 | pages=55–114
| bibcode=1991ApJS...76...55I
| doi=10.1086/191565}}</ref> ستارگان می‌توانند بخشی از ساختارهای بزرگ مثل [[خوشه ستاره‌ای|خوشه‌های ستاره‌ای]] یا [[کهکشان]]ها باشند.
== تاریخچه مشاهدات ==
| |||