تبیان، دستیار زندگی

پیدایش منظومه شمسی

ستارگان دنباله دار بر اساس دوره تناوب مداری شان به دو دسته تقسیم میشوند:

ستارگان دارای دوره تناوب مداری بیش از 200 سال و ستارگانی كه دوره تناوب مداری شان كمتر از 200 سال می باشد.

گروه اول، ستارگان با دوره تناوب طولانی و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداری كوتاه هستند.

این ظن وجود دارد كه ستارگان دارای دوره تناوب مداری كوتاه، زمانی در ابر اوپتیك - اورت دارای دوره تناوب طولانی بوده اند. بسیاری از ستارگان دارای دوره تناوب مداری كوتا ، در فواصل زمانی منظمی دیده شده اند كه معروفترین آنها ستاره دنباله دار هالی است. ستاره دنباله دار انكی كوتاهترین دوره تناوب مداری را دارد كه 5/3 سال می باشد.

ستارگان دنباله دار با هر بار گذشتن از كنار خورشید، مقداری از مواد خود را بر اثر تبخیر از دست می دهند. دنباله ستارگان دارای دوره تناوب مداری كوتاه، بسیار درخشان است، اما با هر بار گذشتن از كنار خورشید، مواد خود را از دست داده و بدین ترتیب، امكان رویت آنها كمتر می شود.

بعضی از این ستارگان قبل از متلاشی شدن فقط یك بار دیده می شوند، هر چند كه طول عمر معمولی یك ستاره دنباله دار با دوره تناوب كوتاه حدود 10000 سال است. گردش بسیاری از ستارگان دنباله دار دارای دوره تناوب طولانی بدور خورشید هزاران یا حتی میلیونها سال طول می كشد. بنابر این، طول عمر این ستارگان بسیار بیشتر از نوع دیگر است.

ستاره دنباله دار

ستاره نوترونی

هنگامی كه ستاره پر جرمی به شكل 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 كوتوله سفید متراكم می كند تا این كه پروتونها و الكترونها برای تشكیل نوترونها به یكدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می شود. وقتی كه قطر ستاره ای 10 كیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شكل تپنده شناسایی می شوند كه با چرخش خود، 2 نوع اشعه منتشر می كنند.

برای این كه تصور بهتری از یك ستاره نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید.. می توانید فرض كنید كه تمام جرم خورشید در مكانی به وسعت یك شهر جا داده شده است. یعنی می توان گفت یك قاشق از ستاره نوترونی یك میلیارد تن جرم دارد.

این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می آیند. پس از انفجار یك ابرنواختر ممكن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه ی عناصر شیمیایی شكسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

اكثر دانشمندان عقیده دارند كه جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الكترونها به درون یكدیگر می شوند كه خود سبب به وجود آمدن توده های متراكم نوترونی خواهد شد. عده كمی نیز معتقدند كه فشردگی پروتونها و الكترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می شود كه تنها كوارك ها باقی بمانند. و این ستاره كواركی متشكل از كواركهای بالا و پایین (Up & down quarks)و نوع دیگری از كوارك كه از بقیه سنگین تر است خواهد بود كه این كوارك تا كنون در هیچ ماده ای كشف نشده است.

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

در اواخر سال 2002 میلادی.. یك تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotton مطالعاتی را در مورد یك ستاره نوترونی به همراه یك ستاره همدم به نام 0748676 EXOا نجام داد. این گروه برای مطالعه ی این ستاره دو تایی كه در فاصله ی 30000 سال نوری از زمین قرار دارد.. از یك ماهواره مجهز به اشعه ایكس 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 كه از یك میدان جاذبه ی زیاد عبور كند.. مقداری از انرژی خود را از دست می دهد. این كاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می كنند. به این پدیده انتقال به قرمز می گویند.

این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازك یك ستاره نوترونی را اندازه گیری كردند. جاذبه ی عظیم ستاره نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می شود كه 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 كند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می توانند حدس بزنند كه داخل ستاره نوترونی فقط متشكل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته ی دیگر را نیز شامل می شود.

این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند كه این ستاره تنها باید از نوترون تشكیل شده باشد. و در حقیقت طبق مدلهای كواركی ذره دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

درحین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایكس یك منبع پرقدرت اشعه ایكس لازم بود. انفجارهای هسته ای (Thermonuclear Blasts)كه بر اثر جذب ستاره همدم توسط ستاره نوترونی ایجاد می شود.. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ی ایكس بود. (ستاره نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن.. جاذبه ی قوی.. مواد ستاره همدم را به سوی خود جذب می كرد.) طیف پرتوهای X تولید شده.. پس از عبور از جو بسیار كم ستاره نوترونی كه از اتم های آهن فوق یونیزه شده تشكیل شده بود توسط ماهواره XMM-نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

نكته ی قابل توجه این است كه در آزمایشهای قبلی كه توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره ای متمركز بود كه 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 امكان پذیر نبود. ولی ستاره موردنظر در پروژه بعدی (كه آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود كه اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.