nx دارای 32 صفحه می باشد و دارای تنظیمات در microsoft word می باشد و آماده پرینت یا چاپ است
فایل ورد nx کاملا فرمت بندی و تنظیم شده در استاندارد دانشگاه و مراکز دولتی می باشد.
این پروژه توسط مرکز nx2 آماده و تنظیم شده است
توجه : در صورت مشاهده بهم ريختگي احتمالي در متون زير ،دليل ان کپي کردن اين مطالب از داخل فایل ورد مي باشد و در فايل اصلي nx،به هيچ وجه بهم ريختگي وجود ندارد
بخشی از متن nx :
تولد تا مرگ ستارگان
خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشكیل شده اند. با اینحال برخی از ستارگان نیز كه كوتوله های سفید و ستاره های نوترونی نامیده می شوند تركیبی از بسته های محكم اتمی یا ذرات تشكیل دهنده اتم می باشند. این گونه ستارگان از هر چیزی كه در زمین یافت می شود، چگالتر و متراكمترند. ستاره ها در ابعاد گوناگونی وجود دارند. شعاع خورشید 695500 كیلومتر است. ستاره شناسان خورشید را جزء ستارگان كوچك می دانند چرا كه دیگر انواع ستارگان بسیار از خورشید ما بزرگترند. شعاع گونه ای از ستارگان كه به آنها ستارگان ابر غول می گویند، 1000برابر شعاع خورشید است. كوچكترین نوع ستارگان، ستارگان نوترونی هستند كه شعاع برخی از آنها تنها 10 كیلومتر است.
در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یك جفت ستاره است كه دو عضو آن دور یكدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیكترین ستاره به خورشید كه پروكسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یك مجموعه چند ستاره ایست كه آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروكسیما بیش از 40 تریلیون كیلومتر معادل 2/4 سال نوریست.
ستاره ها در گروههایی به نام كهكشان گرد هم جمع آمده اند. تلسكوپها تا كنون كهكشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در كهكشان راه شیری قرار گرفته است و یكی از 100 بیلیون ستاره ایست كه در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون كهكشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر كدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در كائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه كنیم، البته بدون كمك تلسكوپ یا دوربین دو چشمی، تنها 3000 ستاره خواهیم دید.
ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می كنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از 5 بیلیون سال دیگر عمر خواهد كرد. سپس شروع به بزرگ شدن می كند تا اینكه به یك غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده كه كوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینكه به یك كوتوله سیاه تبدیل گردد.
ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند كرد. برخی از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند. به جای آن مستقیما وارد مرحله كوتوله سفید و سپس كوتوله سیاه می شوند. درصد كمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یك انفجار مهیب به نام ابر نواختر می شوند. ستارگان در شب اگر شما شبی به آسمان نگاه كنید متوجه خواهید شد كه به نظر می رسد درخشش آنها كم و زیاد می شود و اصطلاحا ستاره ها چشمك می زنند. حركتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مكان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی كنید مشاهده خواهید كرد كه همه ستارگان به آرامی به دور یك نقطه كوچك در آسمان در گردشند.
چشمك زدن ستارگان و كم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حركت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند. حركت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد.
درخشش ستارگان میزان درخشندگی ستارگانی كه نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یك، درخشش واقعی ستاره كه در اصل مقدار انرژی نورانیست كه از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یك ستاره نزدیك كه كم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یك ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالیست كه آلفا سنتوری A تنها 100000/1 ریگل انرژی نورانی تولید می كند در عوض فاصله آن از زمین تنها 325/1 فاصله ریگل از زمین است.
طلوع و غروب ستارگان وقتی از نیمكره شمالی زمین به آسمان نگاه می كنیم، ستارگان به دور نقطه ای كه به آن قطب شمال سماوی می گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمكره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای كه به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حركت می كنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان،
همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است كه حركتهایی كه ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلكه همه آنها به دلیل حركت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین به نظر می آیند. برای ناظری كه بر روی زمین ایستاده، زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حركت گردشی به نظر می رسند.
اسامی ستارگان اجداد ما شاهد بودند كه ستارگان مشخصی بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیكر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده، در كنار یكدیگر قرار می گیرند. بعضی از این الگوها، كه به آنها صور فلكی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلكی اریون (شكارچی) به یاد یك قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است. امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می كنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی 88 صورت فلكی را شناسایی كرده است. این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلكی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین ستاره در صورت فلكی لیرا، آلفای لیرا است.
حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلكی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلكی به كار می رود. به همین شكل در نامگذاری 24 ستاره درخشان در هر صورت فلكی از 24 حرف زبان یونانی استفاده می شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به كار گرفته می شوند.
به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان كشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نامگذاری ستارگانی كه كشف می شوند، استفاده می كند. اغلب اسامی جدید تشكیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می كند. برای مثال، ستاره PSR J1302-6350 یك تپ اختر است، از آنجا كه حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بیانگر موقعیت و مكان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرف J مبین آن است كه مكان ستاره در دستگاه اندازه گیری J2000 اعلام شده است.
مشخصات ستارگان هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگی، كه ستاره شناسان آن را در واحدی به نام قدر می سنجند. 2) رنگ. 3) دمای سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بیانگر دمای سطح است و درخشندگی آن به دمای سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص می كند كه ستاره ای با اندازه مشخص چقدر می تواند انرژی تولید كند بنابراین بر دمای سطح تاثیر گذار است. برای اینكه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداری به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده می كنند. این نمودار به یاد ستاره شناس دانماركی هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell) از ایالات متحده كه به طور جداگانه كار می كردند و در سال 1910 آن را ابداع كردند، نامگذاری شد. این نمودار همچنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان كمك كند.
قدر و تابندگی ستاره قدر ستاره یك سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپاركوس، در سال 125 قبل از میلاد ابداع شد. هیپاركوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها كه از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری كرد. او شماره 1 را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگی كمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همین ترتیب به قدر 6 رسید كه آنها كم نورترین ستارگان آسمان بودند.
امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان كه از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپاركوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی كه قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان كنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یك ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری كه در فاصله 6/32 سال نوری از ستاره قرار دارد.
ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گذاری قدر را برای ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان كم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره ای كه از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن كمتر از 1 می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسیار نورانیتر، از صفر نیز كمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشانترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ریگل 1/8- است. بر اساس شناختی كه ستاره شناسان تا كنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف دیگر، كم نور ترین ستارگانی كه تاكنون با تلسكوپ رصد شده اند، قدر ظاهری معادل 28 دارند. بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند كمتر از 16 باشد.
تابندگی یك ستاره برابر است با مقدار انرژی كه ستاره منتشر می كند. اصطلاحا به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می كنند. برای مثال قدرت خورشید 400 تریلیون تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می كنند. برای نمونه آنها می گویند كه تابندگی آلفای سنتوری (قنطورس) 3/1 برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدودا 150000 برابر تابندگی خورشید است.
تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یك فاكتور از 100 در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره ای باقدر مطلق 7، 100 بار تابناكتر است. ستاره ای با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره ای با قدر مطلق 2 و 10000 بار از ستاره ای با قدر مطلق 7 تابناكتر است.
رنگ و دما اگر شما با دقت به آسمان نگاه كنید، حتی بدون تلسكوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید كه رنگ ستارگان یا تقریبا قرمز، یا تقریبا زرد و یا تقریبا آبیست. برای مثال، ستاره بیتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلكی شكارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد. ستاره پولوكس (Pollux)، مانند خورشید، زرد رنگ است و ستاره ریگل، تقریبا آبی به نظر می آید. رنگ یك ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری كلوین (kelvin) با علامت اختصاری K می سنجند. واحد كلوین از 15/273- درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر كلوین برابر است با 15/273- درجه سانتیگراد و دمای صفر درجه سانتیگراد برابر است با 15/273 كلوین.
دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریبا 2500K می باشد. دمای سطحی ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین 10000K تا 50000K می باشد.
گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تك رنگ به نظر می آیند اما در واقع آنها طیفی از رنگها را منتشر می نمایند. شما می توانید به كمك یك منشور مشاهده كنید كه نور خورشید، به عنوان یك ستاره زرد، از رنگهای بسیاری تشكیل شده است. طیف مرئی شامل همه رنگهای رنگین كمان می باشد. این رنگها از قرمز (كه توسط ضعیفترین فوتونها ایجاد می شود) تا بنفش (كه توسط قویترین فوتونها ایجاد می شود) هستند.
نور مرئی یكی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الكترومغناطیس است. این پرتوها از كم انرژی ترین آنها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی (مایكروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فركانس بالا هستند كه در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند اما در این مقاله آنها در گروه امواج رادیویی نام برده می شوند.م.)، پرتوهای فروسرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایكس ری و پرتوی گاما. همه این شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذكور را متساطع نمی نمایند. تركیبی از همه این شش گروه را طیف الكترومغناطیس می نامند.
ابعاد ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشید می سنجند. آلفا سنتوری A شعاعی معادل 05/1 برابر شعاع خورشید دارد و تقریبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ریگل بیش از 78 برابر شعاع خورشید است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشید می باشد.
ابعاد و دمای سطح ستاره، درخشندگی آن را معین می كند. دو ستاره را در نظر بگیرید كه دمای سطح یكسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در این شرایط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با دمای سطح یكسان را مقایسه كنید، نخست، باید شعاع ستاره بزرگتر را تقسیم بر شعاع ستاره كوچكتر نمائید و سپس مربع عدد حاصل را به دست آورید (حاصل تقسیم به توان 2).
حال دو ستاره را با شعاع برابر ولی دمای سطح (بر حسب كلوین) متفاوت تجسم كنید. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دمای آن به توان 4 است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را كه دمای مختلف دارند مقایسه كنید، دمای ستاره گرمتر را بر دمای ستاره سردتر تقسیم كرده و حاصل این تقسیم را به توان 4 برسانید. جرم
ستاره شناسان جرم ستارگان را نیز بر اساس جرم خورشید اندازه گیری می كنند. برای مثال آلفا سنتوری A جرمی معادل 08/1 جرم خورشید دارد، جرم ریگل 5/3 برابر جرم خورشید است. جرم خورشید معادل دو میلیون میلیون میلیون میلیون میلیون كیلوگرم یعنی 2 به همراه سی عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما دارای ابعاد برابر نیستند. در واقع چگالی ستارگان نسبت به هم متفاوت است. برای نمونه، میانگین چگالی خورشید 1400 كیلوگرم در هر متر مكعب است، یعنی تقریبا 140 درصد چگالی آب. شباهنگ B جرمی حدودا معادل جرم خورشید دارد اما چگالی آن 90000 برابر چگالی خورشید است.
طبقه بندی درخشندگی نقاطی كه در بالای نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نورانی و نقاط پائین نمودار نشانگر ستارگان كم نور می باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمریكایی ویلیام مورگان (William W. Morgan) و فیلیپ كینان (Philip C. Keenan) چیزی را بداع كردند كه سیستم طبقه بندی درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 این سیستم را اصلاح كرده و گسترش دادند. در این سیستم، اعداد كوچك به بزرگترین و درخشان ترین رده ها اطلاق می گردد. رده های MK عبارتند از: la ، ابرغولهای درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهای درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهای كوچك و V، ستارگان رشته اصلی یا كوتوله ها.
رده های طیفی نقاطی كه در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعكس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد می باشند. در سیستم MK هشت رده طیفی وجود دارد كه هر كدام بیانگر میزان مشخصی از دمای سطحی ستاره می باشند. این طبقه بندی از داغترین به سردترین ستارگان به ترتیب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طیفی به نوبه خود از ده نوع طیفی تشكیل می شود كه این ده نوع با اعداد مشخص می گردند. شماره مربوط به داغترین ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترین ستاره عدد نه است. بنابر آنچه گفته شد علائم سیستم MK تركیبی از حروف برای بیان درخشندگی و اعداد برای بیان طیف هر ستاره می باشد. برای مثال نام خورشید در این سیستم G2V است. نام آلفا سنتوری نیز G2V می باشد و نام ستاره ریگل B8la است.
گدازش ستارگان انرژی مهیب ستارگان در فرایندی به نام گدازش هسته ای ایجاد می شود. این فرایند زمانی آغاز می شود كه دمای هسته ستاره در حال شكل گیری به 1 میلیون K برسد. یك ستاره از دل یك ابر بسیار بزرگ كه به آرامی در چرخش است و تقریبا به طور كامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشكیل شده است، به دنیا می آید. این ابر همچنین ممكن است حاوی اتمهای دیگر عناصر و غباری از ذرات میكروسكوپی باشد.
به اقتضای نیروی گرانش، این ابر شروع به منقبض شدن می كند و در نتیجه كوچكتر می شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بیشتر می شود درست همانطور كه سرعت یك اسكیت باز كه بر روی یخ به دور خود در حال چرخیدن است، با جمع كردن بازوانش بیشتر و برعكس با باز كردن بازوان كمتر می شود. لایه های خارجی ابر یك دیسك چرخان را ایجاد می كنند. لایه های داخلی به شكل یك توده كروی كه همچنان در حال انقباض است تبدیل می شوند.
ماده در حال انقباض گرمتر می شود و فشار آن نیز بیشتر می گردد. این فشار تمایل زیادی به خنثی كردن نیروی گرانشی كه عامل انقباض است، دارد. در نهایت، سرعت انقباض بسیار كاهش پیدا می كند. در قسمت داخلی توده در این هنگام جنین ستاره یا پیش ستاره به وجود می آید. پیش ستاره یك جرم توپی است كه نه دیگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پیرامون پیش ستاره پوسته ای از گاز و غبار است كه لایه های بیرونی توده نخستین می باشند.
ادامه خواندن مقاله تولد تا مرگ ستارگان
نوشته مقاله تولد تا مرگ ستارگان اولین بار در دانلود رایگان پدیدار شد.