تالار گفتگو ستاره‌شناسان

دوستان باسلام چون مطلبی با این عنوان ندیدم جسارت کردم و این موضوع رو ایجاد کردم اولین پست رو میزارم خواهش میکنم دوستان مفاهیم پایه ای رو که بطور کامل خواننده رو قانع میکنه اینجا بذازین تا همه بهره مند بشن مفاهیم بعدی رو شما بزارین ممنون!

[SIZE=5][SIZE=6]درجه ,ساعت,دقیقه و ثانیه قوسی چیست ؟[/SIZE][/SIZE]
بدون مقدمه:
هر ۱ ساعت قوسی= ۶۰ درجه قوسی (Deg)
هر ۱ درجه قوسی = ۶۰ دقیقه قوسی (arcmin)
هر ۱ دقیقه قوسی = ۶۰ ثانیه قوسی (arcsec)
مثال کاربردی برای تفهیم بهتر به زبان ساده:
در آســـــــــــمان با چشم غیر مســـــــلح
الف) همه میدانیم از افق غربی تا افق شرقی ۱۸۰ درجه قوسی میباشد وقتی طول روز در اعتدالین بهاری و پاییزی ۱۲ساعت میشود یعنی خورشید این فاصله افق شرقی الی افق غربی را که ۱۸۰ درجه میباشد در ۱۲ ساعت طی میکند که اگر ۱۸۰ درجه بر ۱۲ ساعت تقسیم شود حاصل میشود ۱۵ ، این یعنی خورشید در آسمان با آهنگ حرکت ۱۵ درجه قوسی در هر ساعت آسمان را طی میکند.اشاره به خورشید و اعتدالین برای درک بهتر بود در واقع تمامی ستارگان و سیارات و اجرام آسمانی در اثر حرکت وضعی زمین همیشه با آهنگ حرکت ۱۵ درجه قوسی در ساعت آسمان حرکت میکنند .
مثال کاربردی
وقتی طبق زوایایی که برای مچ و انگشتان دست تعریف شده خورشید به اندازه یک مشت بسته در درازای دست در بالای افق قرار دارد میتوانید محاسبه کنید چند دقیقه زمان تا غروب کامل باقی مانده است از آنجایی که یک مشت بسته تقریبا برابر با ۱۰ درجه قوسی میباشد با یک تناسب بیار ساده خواهیم داشت :
۱۵ درجه = ۱ (ساعت )
۱۰ درجه = X
تناسب را حل کرده و پاسخ = تقریبا ۴۰ دقیقه تا غروب خورشید زمان باقیست.
در انتها :
هر ۶۰ دقیقه(زمان) برابر ۱۵ درجه قوسی
هر ۴ دقیقه (زمان) برابر ۱ درجه قوسی
( کارل یانسکی کاشف امواج رادیویی آسمان در سال ۱۹۳۱ ، متوجه تاخیر دقیق و منظم نویـــــــز دریافتی -هر شب ۴ دقیقه زودتر از شب قبل- در دستگاه های آزمایشگاه تلفن شرکت بل شد که با آگاهی از این مطلب که اجرام آسمانی هر شب ۱ درجه زودتر (برابر با ۴ دقیقه زمان زودتر) طلوع میکنند پی برد که منشاء این نویز در آسمان است )
در تلســـــــــــــــــــــــــــکوپ
قطر زاویه ماه ۵/۰ درجه قوسی برابر با ۳۰ دقیقه قوسی میباشد ،
این یعنی هنگامی که شما با یک تلسکوپ با فاصله کانونی ۱۲۰۰ میلی متر و چشمی ۲۵ به ماه نگاه میکنید میتوانید پی ببرید در واقع محدوده ی کاملی که در چشمی میبینید حدود ۱ درجه قوسی میباشد (یعنی یک صدو هشتادم از گنبد آسمان بالای سرتان) اما چطور؟
بسیار ساده وقتی ماه نیمی از محدوده میدان دید چشمی رو میپوشاند با یادآوری این مطلب که قطر زاویه ای ماه ۵/۰ درجه است میتوان تمام میدان دید محدوده چشمی را تخمین زد و این را بدون محاسبات عددی برهم کنش اجزای اپتیکی، فقط با توجه به اینکه ماه در چشمی تقریبا نیمی از محدوه قابل دید را میپوشاند میتوان فهمید.
پس بدین ترتیب میتوان از این روش برای اندازه گیری زاویه ای تقریبی دیگر اجرام نیز استفاده کرد.
*تفهیم کامل این مقیاس ها نیاز به یک مقاله جامع دارد و این پاسخ ها شاید خیلی پاسخگو نباشند.
منبع :پرسش و پاسخ - کانون نگارش و ترجمه

[COLOR="#0000FF"]ستاره
اختر، نجم Star[/COLOR]
ستاره ها اجرامی هستند که بر اثر واکنش همجوشی هسته ای از خود نور و انرژی تولید می کنند، به نظر می رسددر مکانی تاریک ،چشم غیر مسلح بتواند میلیونها ستاره را ببیند در حالیکه تعداد آنها برای هر بیننده حداکثر می تواند به ۳۰۰۰ ستاره (حداکثر قدر ۵/۶)برسد.در میان میلیاردها ستاره (تمام ستاره های آسمان که با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستندمتعلق به کهکشان راه شیری هستند)تنها حدود ۶۰۰۰ ستاره در کل آسمان با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است.ستاره ها در جزایر کیهانی که همان کهکشانها هستند زندگی می کنند.
بر اساس جرم و درخشندگی ستاره ها ممکن است در رده غولها ، ابرغولها ،کوتوله های سرخ یا سفید ویا در رده ستاره های متوسط (ستاره های رشته اصلی)قرار گیرند.
وقتی زندگی ستاره ای با جرم متوسط به پایان می رسد،هسته مرکزی این ستاره تبدیل به کوتوله سفید شده که فقط به علت فشردگی و گرمای بالا نور تولید میکند و واکنش همجوشی در آن صورت نمی گیرد.اگر جرم ستاره در هنگام مرگ بیشتر از چند برابر جرم خورشید باشد به ستاره نوترونی واگر خیلی بیشتر باشد به یک سیاهچاله تبدیل میشود.
اجرامی که از ابتدا به اندازه کافی جرم نداشته اند که تبدیل به ستاره شوند(کمتر از ۰۸/۰ برابر جرم خورشید) کوتوله های قهوه ای نام میگیرند.نزدیک ترین ستاره به ما خورشید؛نزدیکترین ستاره بعدی ستاره پروکسیما قنطورسی و نورانی ترین ستاره آسمان شعرای یمانی است.مشخصات ستارگان در جداولی به نام فهرستهای ستاره شناسی چاپ می شود.
این مشخصات شامل قدر قدر مطلق درخشندگی رده طیفی جرم میل و بعد - حرکت نسبی ، اختلاف منظر -نمار رنگ و ویژگیهای دیگری می باشد .تعدادی از این پارامترها را در فهرستهای ستاره ای مانند فهرست تیکو و یا فهرست ابرخس مشاهده نمود.
تقسیم بندی اصلی ستارگان بر اساس نمودار هرتسپرونگ-راسل صورت می گیرد.به کمک این نمودار می توانید با نحوه تکامل ستاره ها نیز آشنا شوید.تعداد ستاره های عالم در حدود ۳۰ میلیارد میلیارد تخمین زده شده است.
ستارگان آنقدر دور هستند که طول عمر انسان برای مشاهده حرکات آنها نسبت به یکدیگر با چشم کافی نیست.چنین به نظر می آید که آنها در گنبد آسمان(کره سماوی)محکم میخ شده اند یا ثابتند وبه این خاطر بر خلاف سیاره ها که متحرکند ثوابت نامیده می شوند.وضعیت آنها در آسمان نسبت به یکدیگر همواره شکلها وانگاره های ثابتی را می سازند که به آنها صورتهای فلکی گفته می شود.
این صورتهای فلکی در زمان ایرانیان مصریان باستان بابلی ها ویونانیان ودیگر اقوام نیز همانگونه به نظر می آمدند که امروزه دیده می شوند.پیشینیان ما هزاران سال پیش آنها رابا دقت نظاره می کردند ونام خدایان قهرمانان وجانوران را به آنها می دادند.بسیاری از صورتهای فلکی از قبیل عقرب یا اسد خود گویای آن هستند که چراچنین نام گرفته اند ولی در برخی دیگر به زحمت می توان رابطه ای میان شکل ونام آنها یافت.امروزه ۸۸ صورت فلکی را می شناسیم.شماری از آنها حتی ۵۰۰۰ سال قبل از میلاد مسیح در کنار رودهای دجله وفرات شناخته شده بودند تعدادی هم در دوران یونان باستان به آنها اضافه شدند.قدیمی ترین وتاحدودی کامل ترین شرح وتوصیف گنبد ستارگان که در اختیار ماست به حدود ۲۰۰۰ سال قبل از میلاد بر می گردد در آن زمان ۴۳ صورت شناخته شده بودند.
نام اغلب ستارگان ریشه عربی(زبان علمی رایج میان ایرانیان واعراب) دارد لیکن ستارگانی با نامهای یونانی ولاتین(یونانی قدیم ) نیز وجود دارند .برای نمونه به صورت فلکی جبار توجه نمایید.ستاره شانه چپ آن یدالجوزا یا ابط الجوزا عربی بوده (به معنای شانه جبار)-
ستاره شانه راست بلاتریکس نام دارد که از زبان لاتین آمده وبه معنای جنگجوی زن است البته دارای اسم عربی هم می باشد (ناجذ) .نورانی ترین ستاره آسمان هم در صورت فلکی سگ بزرگ قرار دارد ونام آن شعرای یمانی یا ستاره سیریوس می باشد که دارای ریشه یونانی است به معنای تابان.
فقط ستارگان پرنور آسمان نام مخصوص به خود دارند.علاوه بر روش خاص نامگذاری روش جامعتر دیگری هم برای نامگذاری وجود دارد. در این روش که روش نامگذاری بایری هم شناخته میشود از حروف الفبای یونانی استفاده می کنندبه این ترتیب که نورانی ترین ستاره یک صورت فلکی را با نخستین حرف یعنی آلفا ،دومین ستاه پرنور را با حرف دوم یعنی بتا ،سومین ستاره با نام گاما چهارمین با نام دلتا ،پنجمین با نام اپسیلون ،ششمین با نام زتا الی آخر نامگذاری می کنند.
برای مثال ستاره شعرای یمانی در صورت فلکی سگ بزرگ دارای نام آلفای سگ بزرگ هم می باشد. دومین ستاره این صورت فلکی هم بانام مورزیم (Murzim ) وبتای سگ بزرگ شناخته می شود....الی بقیه ستاره های اینصورت فلکی.
در معدودی از صورتهای فلکی به دلایل تاریخی نورانی ترین ستاره با پیشوند آلفا مشخص نمی شود برای مثال نورانی ترین ستاره جبار یعنی ستاره رجل جبار (به معنای پای شکارچی )با حرف بتا شناخته می شود.
بدیهی است که هر صورت فلکی تعداد ستاره های خیلی بیشتری از تعداد حروف الفبا دارد این گونه ستاره های کم سو با اعدای مانند ۳۷ یا هر عدد دیگر مشخص می شوند.برای مثال ستاره ۴۶ دب اکبری

[COLOR="#0000FF"] آسمان ستارگان در طول سال
[/COLOR]
ستارگان زمستانی
اگر در آغاز ماه ژانویه ( یازدهم دی ماه ) حدود ساعت 22 در جهت جنوب شرقی به آسمان بنگریم ، در آنجا تمام شکوه و عظمت صورتهای فلکی زمستانی را خواهیم دید .
صورتهای فلکی جبار و دو صورت فلکی از مجموعه صورتهای منطقة البروج یعنی ثور و جوزا جزو آنها هستند . ستاره ی " عیوق " ( capella ) در صورت ممسک الاعنه ( یا ارابه ران ) ، " الدبران " در " ثور " ، " رجل الجبار " ( rigel ) در جبار " شعرای یمانی " در کلب اکبر ، " شعرای شامی " ( procyon ) در کلب اصغر و ستارگان دو قلوی " کاستور " و " پولوکس " شش گوشه ای موسوم به شش گوشه زمستانی را تشکیل می دهند . در غرب آسمان ، صورتهای فلکی پاییزی امراة المسلسله و فرس اعظم را در حال غروب می بینید ، در شرق صورتهای فلکی اسد به عنوان پیشاهنگ صورتهای فلکی بهاری خود نمایی می کند . در شمال شرق آسمان دب اکبر با هفت ستاره درخشان خود به آسانی قابل شناسایی است .

نورانی ترین تمام ثوابت ، یعنی ستاره شعرای یمانی در صورت فلکی کلب اکبر ، برای مصریان اهمیت ویژه ای داشت . هر گاه این ستاره ، پس از یک دوره طولانی غیبت و نامرئی بودن ، دوباره در آسمان بامدادان ظاهر می شد ، طغیان بارور کننده رود نیل که برای این قوم متمدن باستان ارزش حیاتی داشت ، اتفاق می افتاد . ما امروزه می دانیم که ستاره نورانی شعرای یمانی تقریبا بیست بار نورانی تر از خورشید منظومه شمسی می درخشد . ستاره یدالجوزا ، غول قرمز ، و ستاره رجل الجوزا ، حتی بین ده تا شصت هزار برابر خورشید نور دارند .

ستارگان بهاری
اگر در آغاز آوریل ( 12 فروردین ماه ) در جهت شمال به طور عمودی به بالا نگاه کنیم ، در بلندترین نقطه آسمان مشهورترین صورت فلکی ، یعنی دب اکبر را می بینیم . در زیر دب اکبر ، صورت فلکی اسد در بلندای افق جنوبی قرار دارد . صورت فلکی اسد در بلندای افق قرار دارد . صورت فلکی مارآبی در جنوب و جنوب شرقی به طور کامل قابل رویت است . صورت فلکی سنبله در جنوب شرقی به صورت فلکی اسد متصل می شود و در کنار این دو صورت فلکی منطقة البروج ، به راحتی می توان صورتهای فلکی غراب و باطیه را پیدا کرد . در پی دب اکبر در شرق عوا ( زورق ) یا نگهبان خرس می آید . همچنین اکلیل شمالی دایره شکل و صورت فلکی جاثی ( هرکول ) نیز در شرق طلوع کرده اند .
در غرب صورتهای فلکی شکوهمند زمستانی ، که اکنون بزودی خورشید از میان آنها می گذرد و آنها را در نور خود غیر قابل دیدن می کند ، در حال خداحافظی اند . ولی حداقل صورتهای فلکی ارابه ران و جوزا ( دو پیکر ) باز هم به خوبی قابل مشاهده اند .
در شمال ، حرف دبلیوی ( W ) آسمان یعنی صورت فلکی ذات الکرسی قابل شناسایی است . ستاره قطبی در صورت فلکی دب اصغر که از نظر ما در وضعیت خود ثابت است و به زحمت حرکت دارد ، در چنبره تنین ( اژدها ) قرار گرفته است و تنین خود نیز مانند صورت فلکی دب اکبر جزو صورتهای فلکی حول قطبی به شمار می آید ، به عبارت دیگر در تمام طول سال در آسمان ستارگان شمالی قابل رویت است .


ستارگان تابستانی

در اواخر ژوئن ، اوایل ژوئیه ( حدود پنجم تا پانزدهم تیر ماه ) باید تا ساعت 10 یا 11 شب به وقت تابستانی انتظار کشید ، تا بتوان مهمترین صورتهای فلکی را پیدا کرد . در ژرفای جنوب آسمان در این زمان می توان به سادگی قسمت بالایی صورت فلکی عقرب را با ستاره نورانی قلب العقرب ( آنتارس ) تشخیص داد .
بر فراز آن صورتهای فلکی حیه ، مارگیر ، و جاثی قرار دارند . در غرب صورت فلکی اسد در حال غروب است و صورت فلکی سنبله در پی آن است . در ارتفاع بالا و بر فراز افق غربی دب اکبر قابل شناسایی است ، در ارتفاع بالا و بر فراز افق غربی دب اکبر قابل شناسایی است ، در جنوب غربی صورتهای فلکی عوا و اکلیل شمالی قرار دارند . در شرق صورتهای فلکی شلیاق و دجاجه ، عقاب و دلفین را که از جمله صورتهای فلکی شاخص تابستانی اند ، می یابید . در شمال ، صورت فلکی ذات الکرسی ( کاسیوپیا ) به ژرفترین وضعیت خود رسیده است.

ستارگان پاییزی

اگر در آغاز ماه اکتبر ( حدود 9 و 10 مهرماه ) حدود ساعت 22 به آسمان بنگریم ، در افق جنوبی صورتهای فلکی دلو و حوت جنوبی را می یابیم . همچنین صورت فلکی دلفین در جنوب غربی و صورتهای فلکی حوت و قیطس در شرق ، آب و اقیانوس را برای انسان تداعی می کنند . در جنوب غربی مثلث تابستانی با ستاره نسر واقع در صورت فلکی شلیاق ، ذنب الدجابه در صورا فلکی دجاجه و ستاره نسر طایر در صورت فلکی عقاب به راحتی قابل تشخیص است . در غرب ، صورت فلکی جاثی ( هرکول ) غروب می کند . به هر حال معروفترین و زیباترین صورتهای فلکی پاییزی ، امراة المسلسله ، فرس اعظم ، بر ساوش و ذات الکرسی نام دارند . آنها را می توان در جنوب و در شرق افق آسمان یافت .
در شمال شرقی نخستین صورتهای فلکی زمستانی یعنی " ارابه ران " یا " ممسک الاعنه " در آسمان خودنمایی می کند . صورت فلکی ثور نیز با گروه ستارگان خوشه پروین ( هفت خواهران ) تازه طلوع کرده است .
بالای افق شمالی دب اکبر ، آن هم به طریق " صحیح " قرار گرفته است . یعنی خرس بر پاهایش ایستاده و یا ارابه بر چرخهایش قرار دارد . کهکشان راه شیری هم ، که تقریبا" با خط الراس آسمان ، یعنی بلندترین نقطه آسمان مماس است ، مانند همیشه به خوبی دیده می شود .


منبع : با اقتباس از کتاب صورتهای فلکی ترجمه بهروز بیضایی

برای دیدن فهرستی از نزدیکترین ستاره ها به خورشید به سایت زیر مراجعه نمایید:
List of nearest stars and brown dwarfs - Wikipedia, the free encyclopedia

برای دیدن فهرستی از درخشنده ترین ستاره های آسمان به سایت زیر مراجعه نمایید:
List of brightest stars - Wikipedia, the free encyclopedia

[COLOR="#0000FF"]درخشندگی
Luminosity[/COLOR]
مقدار کل انرژی تابش شده از یک ستاره (یا کهکشان ) در یک ثانیه در تمام طول موجها.درخشندگی با دما وقطر وترکیب ستاره رابطه مستقیم دارد.درخشندگی ستارگان معمولا" بر اساس درخشندگی خورشید وبر حسب وات در ثانیه یا ارگ در ثانیه بیان می شود.درخشندگی ظاهری یا flux مقدار انرژی دریافتی در ثانیه بر هریک متر مربع از سطح تلسکوپ می باشد و واحد آن وات بر مترمربع یا ارگ بر ثانیه بر سانتی متر مربع است.اگر فرض کنیم که ستاره در تمام جهات به یک اندازه تابش می کند می توانیم بکمک روابط قانون عکس مربع (inverse-square law)کل انرژی برونداد ستاره را اندازه گیری نماییم.

بر این اساس اگر کل درخشندگی را با L فاصله ستاره تا زمین را با d کل شار انرژی خروجی ستاره (F) مطابق رابطه زیر بدست خواهد آمد.

F=L/(4пd*d)

این را باید در نظر داشت که مقدار فاصله تقریبی می باشد ومقدار درخشندگی متناسب با مربع این فاصله می باشد.مقدار درخشندگی بولومتریک (یعنی انرژی در تمام طول موجها)خورشید برابر با 86/3 ضربدر ده بتوان 26 وات یا 86/3 ضربدر ده بتوان 33 ارگ در ثانیه است.مقدار درخشندگی ستاره ها بسیار متفاوت است بطوریکه در خشندگی بعضی میلیونها برابر خورشید وبعضی در حدود یک ده هزارم خورشید است. گفتنی است جرم ستاره در محدوده جرمی بیشینه 100 تا کمینه 75 هزارم برابر جرم خورشید قرار می گیرد.
منبع :دانشنامه ستاره شناسی

[COLOR="#0000FF"]ستاره نوترونی
Neutron star[/COLOR]
سنگینترین وچگالترین ستاره های دنیا که از مواد تبهگن (دژنره )تشکیل شده و فشار تبهگنی مربوط به ذرات نوترونی آنهارا نگه می دارد.ستاره نوترونی آخرین مرحله عمر ستاره هایی است که جرم آنها بعد از سوختن مواد درون هسته از حد چاندراسخار برای کوتوله های سفید شدن بیشتر است ولی از جرم لازم برای غلبه برفشار تبهگنی نوترونی برای تبدیل به سیاهچاله شدن کمتر است.یک سال بعد از کشف نوترون در سال 1932 والتر باده وفریتز زوویکی این نظریه را که طی انفجار ابرنواختری ,ستاره به کره ای از نوترونهای بهم چسبیده تبدیل می شود مطرح کردند وآنرا ستاره نوترونی نامیدند.ابتدا تصور براین بود که این ستاره ها بسیار کم نور بوده وکشف آنها مشکل باشد تا اینکه تا سال 1967 ستاره شناسی به نام Franco Pacini مطرح کرد که اگر این گونه ستاره ها با سرعت زیاد بچرخندودارای میدان مغناطیسی قوی باشند می توانند امواج الکترومغناطیسی تابش کنند.از طرف دیگر ستاره شناسان رادیویی با نامهای آنتونی هویش و ژاکلین بل موفق به دریافت پالسهای رادیویی از چند ستاره که اکنون تصور می شود دارای خواص شدید مغناطیسی وستاره های نوترونی باچرخش بسیار سریع یا همان تپنده ها هستند شدند.
تصور براین است که هر ستاره ای که با جرم در حد ده برابر جرم خورشید در رشته اصلی بسر برده باشد توانایی تبدیل به ستاره نوترونی شدن را دارد.در حالیکه ستاره بعد از چندین مرحله سوخت هسته ای از رشته اصلی دور می شود هسته آن به جسمی غنی از آهن تبدیل می شود.زمانیکه تمام سوخت هسته به انتها رسید هسته باوجود فشار دژنره باقی می ماند ولی بارسوب مواد لایه های بیرونی ستاره به سمت هسته, جرم هسته از حد چاندراسخار بیشتر می شود.فشار درون هسته از فشار تبهگنی الکترون بیشتر می شود هسته به انقباض خود ادامه می دهدودمای آن به 5 میلیارد درجه می رسد .در این دمای فوق العاده, ذرات آهن به ذرات آلفا وتابش پرانرژی گاما تبدیل می شوند.در حالیکه دما بالا تر می رود الکترون ها و پروتونها با هم ترکیب شده ذره نوترون تولید وشارشی از ذرت نوترینو بوجود می آید.زمانی که چگالی به 400000میلیون میلیون کیلوگرم برمتر مکعب رسید فشار تبهگنی نوترون موجب توقف انقباض بیشتر شده و لایه های بیرونی ستاره بشکل انفجار ابرنواختری نوع دوم منفجر می شوند.چیزی که باقی می ماند یک ستاره نوترونی است.اگر جرم آن در حد 2 یا 3برابر جرم خورشید باشد به انقباض ادامه می دهد وبه یک سیاهچاله تبدیل می شود.نوع دیگری از ستاره های نوترونی در زوجهای ستاره نزدیک بهم تولید می شوند.
سطح ستاره نوترونی از آهن تشکیل شده است.در حضور میدان قوی مغناطیسی اتمهای آهن به حالت پلیمری در می آیند.در این وضعیت ضریب هدایت الکتریکی آن درجهت میدان مغناطیسی بسیار عالی ولی در جهت عمود برآن یک عایق خوب می شود.درست زیر سطح آهنی ,ستاره بصورت جامد ولی با ترکیب متغییردر آمده است.هسته های بزرگتر بویژه غنی از نوترون شکل می گیرد که در آن مواد رادیواکتیو برای مثال نیکل 62 به حالت پایدار در می آید.هر چه بدرون ستاره نزدیکتر می شویم چگالی نیز بیشتر می شود وزمانی که چگالی به 400 هزار میلیون برابر آب می رسد هسته دیگر بزرگتر نشده ونوترون شروع به نشت به سمت بیرون می کند.اگر چگالی بیشتر شود هسته در دریایی از نوترون حل می شود.جریان نوترونی ایجاد شده یک ابرجریان است وهیچ گونه مقاومت در مقابل حرکت یا ویسکوزیته ای نخواهد داشت.تا چند کیلومتری سطح : چگالی به چگالی هسته اتمی نزدیک می شود ولی هر چه به هسته نزدیکتر می شویم اطلاعات ما کمتر می شود .نمی دانیم هسته جامد است یا مایع؟شاید ذرات هسته ای دیگری مانند پیون یا هیپرون نیز در آنجا بوجود آمده باشند.احتمال تغییر فاز نیز وجود دارد.جاییکه ذرات کوارک از نوترون جاری شده ویک مایع دیگر تولید کنند.
جرم یک ستاره نوترونی در حد جرم خورشید ولی شعاع آن در حد ده کیلومتر است.چگالی چنین محیطی هزار میلیون میلیون برابر آب است ومیدان گرانشی ایجاد شده نیز بسیار قوی است.وزن یک جسم در کنار ستاره نوترونی 100000میلیون برابر وزن در سطح زمین است.این میدان گرانشی قوی حتی برتابشهای ایجاد شده از ستاره نیز اثر می گذارد وموجب انتقال به قرمز (zدر حد 0.2) میشود.چگالی بسیار بالا به ستاره اجازه می دهد با سرعت های بسیار زیاد در حد صدها دور در ثانیه بچرخند بدون اینکه از هم بپاشد.زمانی که ستاره منقبض می شود بدون اینکه اندازه حرکت تغییر بکند باید انتظار چنین چرخش سریعی هم داشت.اگر ستاره دارای میدان مغناطیسی اولیه باشد این میدان حفظ می شود .ستاره های تپنده ,چشمه های انفجاری اشعه گاما وستاره های نوترونی در بعضی از ستاره های دوتایی تولیدکننده اشعه ایکس دارای میدانی مغناطیسی با شدت حتی یکصد میلیون تسلا(تقریبا"یک میلیون میلیون برابر شدت میدان مغناطیسی زمین)هستند.تصور براین است که در کهکشان راه شیری یکصد میلیون ستاره نوترونی وجود داشته باشد که تنها در موارد خاص برای مثال زمانی که بصورت ستاره تپنده یا عضوی از ستاره های دوتایی باشند کشف آنها راحت تر است. ستاره*های نوترونی در پایان دهه 1960 با عنوان پالسارهای رادیویی و در دهه 1970 به عنوان ستاره*های اشعه ایکس شناخته می شدند.
منبع :دانشنامه ستاره شناسی

[COLOR="#A52A2A"]کوتوله قهوه ای
Brown dwarf[/COLOR]
ستاره ای که جرم آن کمتر از 08/0 وبیشتر از 01/0 جرم خورشید باشد.دمای درونی این ستاره ها برای شروع واکنشهای هسته ای کافی نیست.درخشندگی آن ناشی از چروکیدن وکوچک شدن وآزاد شدن انرژی گرانشی است.از آنجاییکه دمای آنها از 2500 درجه کلوین که حد ستاره های کوتوله قرمز است کمتر می باشد کوتوله قهوه ای نام گرفته اند.اولین کوتوله قهوه ای کشف شده ستاره Gliese 229B می باشد که همدم ستاره Gliese 229 در صورت فلکی خرگوش بوده و در سال 1995 کشف شده است.فاصله آن از زمین 19 سال نوری است وتخمین زده شده که جرم آن در حدود 20 تا 50 برابرجرم سیاره مشتری باشد.مشاهدات طیف سنجی که با کمک تلسکوپ 5متری هیل انجام شده نشان از وجود متان, مانند آنچه که در سیارات بزرگ منظومه شمسی دیده می شود دارد.تاکنون بیش از 100 کوتوله قهوه ای در عکسبرداریهای در منطقه مادون قرمز طیف کشف شده است که دمای تعدادی از آنها از اولین کوتوله قهوه ای کشف شده بیشتر واز دمای ستاره های کوتوله رده طیفی M کمتر است.بنابراین رده جدیدی از ستاره ها بانام ستاره های رده Lبه سیستم رده بندی طیفی اضافه شده است.مشاهدات تلسکوپ فضایی هابل نشان می دهند که تعداد کوتوله های کم جرم تر از کوتوله های پرجرم تر بیشتر است.تعداد این ستاره ها از آنچه قبل از این تصور می شده بیشتر است ولی این کثرت نمی تواند نقشی در ماده گمشده داشته باشد.نقشه برداریهای انجام گرفته با تلسکوپ هابل همچنین نشان می دهند که این ستاره ها بجای اینکه عضو سیستمهای دوتایی باشند بیشتر بصورت منفرد در فضا قرار دارند بنابراین مانند ستاره ها ونه مانند سیارات شکل گرفته اند.با این وجود تصور می شود که سیارات فراخورشیدی سنگین وزن , بیشتر از نوع کوتوله های قهوه ای باشند.
سرد ترین کوتوله قهوه ای کشف شده Gliese 570D نام دارد که در طول موجهای رادیویی کشف شده است.طیف آن دارای خطوط عنصر لیتیوم می باشد.دمای آن 480 درجه سانتیگراد اندازه گیری شده است.به اندازه سیاره مشتری بوده اما جرم آن 50 برابر بیشتر است.این ستاره در یک سیستم ستاره ای سه تایی در صورت فلکی میزان ودر فاصله 19 سال نوری از زمین قرار دارد.

بطور کلی بسیاری از دانشمندان این اجرام را چیزی بین ستاره وسیاره می پندارند.

برای کسب اطلاعات بیشتر به زبان انگلیسی به آدرس زیر مراجعه نمایید:

Brown dwarf - Wikipedia, the free encyclopedia

[COLOR="#FF0000"]کوتوله قرمز
Red dwarf[/COLOR]
ستاره در انتهای پایینی سمت راست(سرد) رشته اصلی از رده طیفی K یا M
دمای سطحی کوتوله های قرمز بین 2500 و 5000 درجه کلوین وجرم آنها بین 08/0 تا 8/0 برابر جرم خورشید است.کوتوله های قرمز رایج ترین ستاره ها در کهکشان هستند و80 درصد جمعیت کهکشان را شامل می شوند.دومثال برای کوتوله قرمز ستاره بارنارد و پروکسیما قنطورسی است.
از لحاظ ترکیب مانند خورشید بوده ولی ضخامت لایه همرفتی آنها نسبت به شعاع آنها بیشتر است.دارای عوارضی مانند خورشید هستند از جمله لکه٬ کروموسفر ٬تاج وزبانه ها.آهنگ چرخشی بسیاری از کوتوله های قرمز بابررسی تغییرات نوری ناشی ازوجود لکه های تیره سطحی سرد که از لکه های خورشید بزرگترهستند مشخص شده است.آشکارشده است که هرچه آهنگ چرخش ستاره کندتر باشد ستاره فعالیت کمتری دارد.ستاره های کوتوله قرمز با آهنگ چرخش بیشتر از 3 تا 5 کیلومتر در ثانیه دارای فعالیت زیاد شراره ای (FLARE ) بوده وبانام ستاره های شراره ای(flare stars) شناخته می شوند.
تمام کوتوله های قرمز نزدیک که توانسته ایم طیف آنها را با دقت بررسی کنیم نشان از وجود کروموسفر دارند.تابش اشعه ایکس هم نشان از وجود تاج در آنها دارد وهرچه فعالیت کوتوله قرمز بیشتر باشد نیز تابش اشعه ایکس آن بیشتر بوده ودر نتیجه تاج آنها نیز داغتر است.
در حالیکه در یک سمت رشته اصلی ستاره های کوتوله قرمز قرار دارند در سمت دیگر(بالا سمت چپ)غولهای آبی قرار دارند.
منبع :دانشنامه ستاره شناسی

[COLOR="#D3D3D3"]کوتوله سفید
White dwarf[/COLOR]
ستاره ای تکامل یافته با جرم مشابه جرم خورشید ولی با ابعاد مشابه زمین(چگالی در حد تن در سانتی مترمکعب).کوتوله های سفید از مواد تبهگن(دژنره )تشکیل شده وتوسط فشار تبهگنی الکترون شکل خود را حفظ می کنند.چگالی مواد تشکیل دهنده آن از چگالی هر جسم زمینی بیشتر است بطوریکه هر یک سانتی مترمکعب از مواد آن حدود یک تن وزن دارد.اولین کوتوله سفید کشف شده ستاره همدم ستاره شعرای یمانی است که اکنون با نام ستاره شعرای بی (sirius b) شناخته می شود.در سال 1844 فرید ریچ بسل متوجه بی نظمی هایی در حرکت ستاره شعرای یمانی شد ونتیجه گیری کرد که باید ناشی از وجود یک همدم باشد.دوستاره تشکیل یک زوج دوتایی می دادند که با دوره 50 ساله گرد همدیگر می چرخیدند.با توجه به حرکت سیستم٬ جرم همدم باید قابل مقایسه با ستاره اصلی باشد(با کمک قانون سوم کپلر جرم بین 0.75 تا 0.95برابر جرم خورشید برای آن محاسبه شده بود.) وباید نور آن آنقدر کم باشد که تا آن زمان بطور مستقیم مشاهده نشده بود.در سال 1862 آلوان کلارک وپسرش آلوان گراهام کلارک ستاره کم نوری در فاصله بسیار نزدیکی از ستاره شعرای یمانی کشف کردند. بعد از مدتی آشکار شد که این ستاره همان ستاره همدم گیج کننده است.بعد از مشخص شدن فاصله سیستم آشکار شد که درخشندگی ستاره همدم تنها 360/1 درخشندگی خورشید است.در سال 1914 W.S.adamsبه این نکته عجیب پی برد که طیف ستاره همدم از نوع ستاره های سفید بوده ودمای سطحی آن بین 2.5 تا3 برابر خورشید می باشد.مقدار تابش کلی انرژی از سطح یک ستاره متناسب با توان چهارم دمای آن زیاد می شود و هر سانتی مترمربع از سطح ستاره همدم بین 30 تا 80 برابر خورشید تابش می کند.تنها راه تطابق این مقدار تابش ودرخشندگی کم را می توان به قطر کم ستاره همدم نسبت داد .این ستاره از هر ستاره شناخته شده ای کوچکتر می نمود.این نتیجه رضایت بخش نبود تا اینکه در سال 1925 W.S.adams موفق به کشف انتقال به قرمز گرانشی در چند عدداز خطوط جذبی آن شد.این اثر نسبیتی عام٬ به نسبت جرم ستاره به قطر آن بستگی دارد..از آنجاییکه با توجه به حرکت مداری جرم آن مشخص شده بود adams موفق به اندازه گیری قطر ستاره با روشی جدای از روشهای قبلی شد ونتیجه همان مقادیر قبلی رانشان می داد یعنی قطر ستاره بسیار کم بود.چگالی زیاد این ستاره ها آنها را از تمام انواع ستاره های شناخته شده معمولی متمایز می نمود.
در یک ستاره عادی مانند خورشید فشار گرمایی گاز وتابش ستاره موجب پایداری ستاره در مقابل رمبش گرانشی می شود.در سال 1926 ستاره شناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه ستاره های از نوع کوتوله سفید اعتبار ندارد.بجای آن٬ فشار لازم برای مقابله با فشار گرانشی توسط پدیده ای در مکانیک کوانتمی قابل توجیه است.این پدیده کوانتمی تنها یک ماه قبل توسط فیزیکدان ایتالیایی الاصل آمریکا بانام انریکو فرمی ودانشمند انگلیسی پاول دیراک کشف شده بود.مانند بیشتر ستاره ها مواددرون ستاره های کوتوله سفید بصورت یونی می باشد که در آن الکترونها از اتم مادر جدا شده اند(بخاطر تصادم بین اتمها) وچیزی که می بینیم دنیایی از الکترون ها وهسته ها می باشد.آن چیزی که فرمی ودیراک کشف کردند این بود که تا چه اندازه الکترونها می توانند تحت فشار بهم نزدیک شوند.الکترونها تمایلی ندارندکه با الکترون دیگر در یک مکان ویک سرعت مساوی قرار بگیرند هرچه آنها را بیشتر به سمت هم فشار دهیم سریعتر حرکت کرده وفرار می کنند.این حرکات منجر به فشاری می شود که فشار تبهگنی نامیده می شود.این فشار با فشار گرمایی معمولی که تنها به چگالی مواد تشکیل دهنده بستگی دارد متفاوت است وبجای آن به حاصل ضرب چگالی ودمای گاز بستگی دارد.هرچه جرم ستاره ای که با داشتن فشار تبهگنی به حالت پایداری رسیده است بیشتر باشدحرکت الکترونهای درون آن سریع تر است تااینکه برای ستاره های با جرم مانند خورشید سرعت الکترونها به سرعت نور نزدیک می شود.تئوری نسبیت حرکت سریعتر از نور را ممنوع می کند بنابراین تصحیحاتی نسبیتی را باید برای محاسبه فشار تبهگنی درمورد چنین ستارگانی در نظر گرفت.بنابراین مشخص می شود که فشار با آهنگ کندتری نسبت به چگالی افزایش پیدا می کند.در سال 1931 چاندرا سخار ستاره شناس آمریکایی هندی الاصل با در نظر گرفتن روابط نسبیتی به بررسی ساختمان درونی کوتوله های سفید پرداخت.او نشان دادکه جرم یک کوتوله سفید نمی تواند از 1.4 برابر جرم خورشید بیشتر باشد(حد چاندراسخار). اگر جرم بیشتر از این باشد گرانش بر این فشار غلبه کرده وموجب رمبیدن ستاره در خود خواهد شد.ستارگان با جرم های اولیه بین 0.08 تا حدود 8 برابر جرم خورشید (که حدود 95 در صد از ستارگان کهکشان راه شیری را شامل می شود.)در نهایت به کوتوله سفید تبدیل خواهند شد.
تمام ستارگان با تابش کردن در فضا انرژی خودرا ازدست می دهند بنابراین با گذشت زمان گرانش که تمایل به چگالتر کردن ستاره دارد خود را بیشتر نشان می دهد.اگر ستاره در حالت عادی با کمک فشار گرمایی به حالت پایدار رسیده است برای پاسخ دادن به گرانش قویتر باید گرمتر بشود.یعنی بعد از کاهش انرژی بدلیل تابش٬ ستاره باید گرمتر شودواین خود به معنای ادامه کاهش انرژی ٬ از طریق تابش است وهمچنان طی تکامل ستاره گرمتر وفشرده تر می شود وسرد شدن ورسیدن به انتهای مسیر تکامل به آسانی رخ نمی دهد.اما در مورد کوتوله های سفید می دانیم که بر اثر پدیدارشدن فشار دژنره که مستقل از دمای ستاره هم می باشد٬ ستاره می تواند تمام انرژی درونی خود را به فضا بفرستد بدون اینکه ساختمان درونی اش تغییرکند(وگرانش بیشترموجب تکرار مراحل مانند آن چیزی که قبل از این اشاره شده است بشود) وبدین ترتیب مراحل تکامل ستاره به انتهای خود نزدیک می شود ومی تواند به یک ستاره سرد و تاریک بانام کوتوله سیاه تبدیل شود.
عملا" شاهد هستیم ستاره بدنبال این مراحل شامل هلیم وعناصر سنگین تر خواهد شدچراکه موجودی هیدروژن طی مراحل قبلی مصرف شده است.با توجه به حد چاندراسخار می دانیم که همه ستارگان در مراحل آخر تکامل به چنین وضعیتی نمی رسند فقط ستاره هایی که جرم آنها زمان رسیدن به مرحله کوتوله سفید شدن کمتر از حد تعریف شده باشد به چنین وضعیتی می رسند.
در حال حاضر می دانیم که ستاره های سنگینتر به ستاره نوترونی یا سیاه چاله تبدیل می شوند.ستاره های نوترونی با فشار تبهگنی به پایداری نسبی می رسند البته نه با فشار تبهگنی الکترون بلکه با فشار تبهگنی نوترون.برای ستاره های نوترونی نیز حد جرم تعریف شده است ولی دقت آن به اندازه دقت تعریف حد جرم کوتوله های سفید نیست.
تاکنون کوتوله های سفید زیادی شناسایی شده اند که با ویژگیهای تئوری کوتوله های سفید همخوانی دارند.در حال حاضر بیشتر توجه به کوتوله های سفید در مجموعه ستاره های دوتایی بویژه زوجهایی که به دلیل پف کردن از ستاره همدم انتقال جرم از آن به سوی کوتوله سفید وجود داشته باشد مورد توجه هستند.چنین سیتمهایی ستارگان متغییر انفجاری (CATACLYSMIC variable) نامیده می شوند وشامل نواختر ها و نواخترهای کوتوله میشوند.نشانه هایی نیز وجود دارد مبنی بر اینکه جمعیت زیادی از کوتوله های سفید کم فروغ در هاله کهکشان راه شیری وجود دارند.کوتوله های سفید در نمودار هرتسپرونگ راسل در پایین رشته اصلی ودر سمت چپ قرار دارند.
تلسکوپ فضایی هابل با آینه 2.4 متری و اپتیک پیشرفته اش رصدهای موفقیت آمیزی از کوتوله های سفید با دوربین میدان دید باز و سیاره ای خود انجام داده است. در اوت سال 1995، این دوربین بیش از 75 کوتوله سفید را در خوشه کروی M4 در صورت فلکی عقرب مشاهده کرد. این کوتوله های سفید چنان کم نور بودند که پرنورترین آنها از یک لامپ 100 واتی، که از فاصله ای معادل فاصله کره ماه مشاهده شود، درخشانتر نبود. M4 در فاصله 7000 سال نوری از ما واقع شده، اما نزدیکترین خوشه کروی به زمین است. همچنین این خوشه 14 میلیارد سال سن دارد، به همین دلیل است که بسیاری از ستارگانش به انتهای عمرشان نزدیک شده اند.
تلسکوپ های نور مرئی تنها وسیله رصد کوتوله های سفید نیستند. کوتوله سفید HZ 43 با استفاده از ماهواره پرتو ایکس ROSAT مشاهده شد. تابش پرتو X از داخل سطح مرئی کوتوله سفید می آید. این ناحیه بسیار چگال است و دمای آن می تواند در یک کوتوله سفید خیلی جوان تا 100000 درجه باشد. لایه های بیرونی کوتوله سفید فقط شامل هلیوم و هیدروژن هستند و بنابراین نسبت به تابش پرتو ایکسی که از لایه های داخلی بسیار داغ تر گسیل شده است شفاف اند.(منبع:Search Results for "nojoum.com")

رنگ کوتوله های سفید
رنگ تقریبا" 1000 کوتوله ی سفید اندازه گیری شده است. این رنگها گستره ای از آبی سیر تا زرد را نشان می دهند. گستره ی دما های مربوط به این رنگها از حدود 100000 درجه کلوین تا 5000 درجه کلوین است که آبی ترین تا سرخترین اجسامی را که گمان می رود کوتوله سفید باشند در بر می گیرد.
طیف کوتوله های سفید بسیار متفاوت از ستاره های معمولی است. در بیشتر طیف ها خطوط طیفی اندکی وجود دارد. تنها خطوطی که به صورت برجسته و واضح دیده می شوند خطوط هیدروژن است.

طیف کوتوله های سفید

در طیف بعضی از کوتوله های سفید، نمود های غیر عادی به چشم می خورد. به طور مثال، کوتوله های سفیدی وجود دارند که در طیف آنها اثری از خطوط مربوط به هیچ عنصری دیده نمی شود.!!! طیف برخی از کوتوله های سفید فقط خطوط هلیوم را نشان می دهد، بی آنکه خطوط هیدروژن در آن قابل مشاهده باشد. در طیف برخی دیگر خطوط عناصر سنگین مانند کلسیوم و آهن وجود دارد. آن دسته از کوتوله های سفید که در طیفشان اثری از هیدروژن نیست؛ احتمالا" ستاره هایی هستند که هیدروژن پوش بیرونی آنها، هنگامی مه ستاره غول بوده است، تماما" از دست رفته و تمام هیدروژن مغزی آن نیز به سبب واکنشهای هسته ای، سوخته است.
جو کوتوله های سفید
طیف های رصد شده نشان می دهد که جو کوتوله های سفید به طور قابل توجهی با هم متفاوتند. مسلما" به خاطر ثقل سطحی بسیار زیاد این ستاره های سرد ساختار جو آن نیز کاملا" غیر عادی است. جو آن باید فشار زیاد و اندازه ای کوچک (به ضخامت تنها 100 متر) داشته باشد. این ضخامت در مقایسه با شعاع آن که در حدود 100000 کیلومتر (100 میلیون متر) بسیار کم است.(منبع:شبکه فیزیک هوپا : انجمن فیزیکدانان جوان ایران | اخبار و مقالات فیزیک
در زیراین جو پوسته ای با ضخامت تقریبی 50 کیلومتر وجود دارد ودر نواحی پایینی این پوسته نیز حالتی از اتمهای کربن واکسیژن به شکل کریستالی وجود دارد. از آنجاییکه الماس خود حالتی کریستالی از کربن می باشد کوتوله های سفید را می توان با الماس مقایسه کرد.
برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت زیر مراجعه نمایید
White Dwarfs

سیاهچاله
سیاه چاله، سیاهچال Black hole

فرض کنید جرم ستاره ای درحدود 20 برابر جرم خورشید باشد بعد از طی مراحل تکامل وانفجار بصورت ابرنواختری, اگر جرم ستاره باقی مانده به سه برابر خورشید برسد از آنجاییکه این جرم برای تبدیل به ستاره نوترونی شدن زیاداست ستاره بطور کامل متراکم شده و به یک سیاهچاله تبدیل خواهد شد.برطبق قوانین فیزیک واستنتاج منطقی عاقبت کار یکتایی (Singularity) خواهد بود.یکتایی نقطه ای که شعاع آن صفر وچگالی آن بینهایت خواهد بود.هر چه به این جرم نزدیکتر شویم سرعت فرار از آن بیشتر خواهد شد و در فاصله ای که بانام شعاع شوارزشیلد شناخته میشود سرعت فرار از چنین جرمی با سرعت نور برابر می شود.اندازه این شعاع ویژه به جرم ستاره بستگی مستقیم دارد برای ستاره ای با جرم خورشید مقدار آن 3 کیلومتر است این بدان معناست برای اینکه خورشید به یک سیاه چاله تبدیل شود باید قطر آن به 3 کیلومتر کاهش بیابد.اگر کره ای با شعاع شوارزشیلد حول نقطه مرکزی رسم کنیم (نام این کره افق رویداد(Event horizon )می باشد)درون این کره سرعت فرار از سرعت نور بیشتر خواهد بود و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت باسرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد ، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد.برطبق روابط فیزیکی معمول هیچ خبری از درون این کره در دسترس نمی باشد و نیروهای شدید کشندی درون این محیط موجب انفجار و از هم گسیختگی هر جسمی که به آن نزدیک شود می گردد.
برطبق نسبیت عام فضای اطراف افق رویداد به شدت تاب برمی دارد.مقدار تاب برداشتن به جرم سیاهچاله بستگی دارد وهر جرم بیشتر باشد مقدار آن بیشتر خواهد بود.از آنجاییکه سیاه چاله هیچ نوری از خود بیرون نمی دهد تنها براساس همین تغییر فضای اطراف آن است که ما می توانیم وجود آنرا بطور غیرمستقیم ردیابی کنیم.درواقع مابا مشاهده اثر آن بر مواد بیرون از افق رویداد میتوانیم تاحدودی آنرا تشخیص دهیم.سیاهچاله مواداطراف خود را به شدت جذب می کند واین مواد جذبی قبل از برخورد با آن به دلیل سرعت سقوط فوق العاده زیاد پرتوهای ایکس گاما و امواج رادیویی گسیل می کنند.
سیاهچاله هایی که در یک دستگاه دوتایی قرار دارند از گازهای ستاره همدم خود گازدریافت می کنند واین گاز با نزدیک شدن به افق رویداد دراثر نیروهای شدید گرانشی گرم شده وشروع به تابش اشعه ایکس می کنند پس یک راه برای تشخیص سیاهچاله ها جستجوبرای یافتن ستاره های دوتایی است که منبع قوی امواج اشعه ایکس باشند.موادی که از ستاره همدم می آیند بطور مستقیم برسطح سیاهچاله سقوط نمی کنند بلکه ابتداتشکیل یک قرص برافزایشی می دهند مواد درون این قرص با حرکت سریع ومارپیچی به سیاهچاله نزدیک شده وبه مرور زمان میسوزند.عکسهای گرفته شده توسط تلسکوپ فضایی هابل در مواردبسیار زیادی نشاندهنده این قرص می باشد.
این گمان وجود دارد که در مرکز کهکشانها سیاهچاله های ابر سنگین وجود داشته باشد.از جمله در کهکشان خودمان.نحوه حرکت ابرهای گازی وشدت پرتوهای ارسالی از مرکز کهکشان خودمان از دلایل وجود چنین سیاهچاله ای می باشد. بررسی سرعت ستاره*های نزدیک به مرکز کهکشان راه شیری که امروزه توسط تلسکوپ*هابل قابل انجام است، بیانگر این واقعیت است که جرم هسته کهکشان بسیار بزرگ بوده که در یک ناحیه کوچک قرار دارد این نمونه می*تواند وجود سیاهچاله در مرکز کهکشان*ها را مورد تایید قرار دهد. همچنین مشاهده اشعه گاما متغییر را می*توان به عنوان شاهدی دال بر قبول سیاهچاله ابرجرم*دار در مرکز کهکشان*ها دانست. اخیرا" وجود سیاهچاله در مرکز کهشکان M87 نیز مورد قبول منجمین قرار گرفته است.

چگالی متوسط یک سیاهچاله متناسب با عکس مربع جرم آن است. برای یک سیاهچاله در حد جرم خورشید چگالی ده میلیون تن در سانتی مترمکعب بدست می*آید که چهل برابر چگال*تر از مواد هسته*ای است . در صورتی که برای یک سیاهچاله با جرم صد میلیون برابر جرم خورشید چگالی یک گرم در سانتی مترمکعب محاسبه می*شود که برابر چگالی آب است. بنابراین شرایطی که می*تواند یک سیاهچاله کوچک ایجاد گردد بسیار سخت تر از شرایطی است که یک سیاهچاله بزرگ می*تواند تولید شود.

بطورکلی سیاهچاله ها به سه گروه تقسیم می شوند:
سیاهچاله*های ستاره*ای (Stellar Black Holes )
این دسته از سیاهچاله*ها معمولا" از رمبش ستارگان بوجود آمده و جرم آنها بین 3 تا 100 برابر جرم خورشید است. بهترین کاندید برای مشاهده این دسته از سیاهچاله*ها، سیستم*های دوتایی منبع اشعه X است که یکی از دو شی مشاهده نمی*شود. این دسته از سیستم*های نجومی *از خود اشعه X تشعشع می*کنند که از اوایل دهه 1970 مورد توجه قرار گرفتند.

اولین دوتایی کاندید از این گروه، Cygnus X-1 است که ستاره اپتیکی دوتایی یک ابرغول آبی است که جرم آن حدود 20 برابر جرم خورشید است و دور زوج نامرئی خود که جرم آن در حدود 40 برابر جرم خورشید است با پریود 6/5 روز می*چرخد. فاصله آن از ما در حدود 2/2 کیلو پارسک است . در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاهچاله وارد می*شود ولی به دلیل سرعت زاویه*ای، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاهچاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که آنرا قرص برافزایشی (accretion disk) گویند.

دو دسته اشعه در طیف تابش این سیستم دوتایی که از قرص برافزایشی تابش می*گردد دیده می*شود که یکی از این دو، تابش جسم سیاه با دمای 31000K بوده و دسته دوم اشعه X سخت تا انرژی 150K است . در واقع طیف این دسته دوم اشعه که تا انرژی 150Kev را هم داراست شاهدی بر وجود سیاهچاله بعنوان زوج نامرئی این دوتایی است. البته اگر این زوج ستاره نوترونی هم باشد اشعه X تولید می*شود ولی نشان داده شده است که در این صورت اشعه X دارای انرژی حدود100K نخواهد بود . اخیرا" اشعه گاما پرانرژی هم برای این دوتایی مشاهده شده است که بر سیاهچاله بودن شی غیرقابل رویت این دوتایی تاکید می*کند. تا کنون تعداد زیادی از این سیستم*های دوتایی که می*تواند شاهد وجود سیاهچاله باشد کشف شده است و امروزه یکی از زمینه*های مشاهده*ای کشف و بررسی این گونه دوتایی*هاست.

2-سیاهچاله*های ابرجرم دار (Supermassive Black Holes )

جرم اینگونه سیاهچاله بین یک میلیون تا ده هزار میلیون برابر جرم خورشید است. اینگونه سیاهچاله*ها در مرکز کهکشان*ها از جمله کهکشان راه شیری قرار دارند. شدت تابش از مرکز کهکشان*های فعال که می*تواند به خاطر ورود جرم به مرکز کهکشان باشد و کوچک بودن اندازه هسته این کهکشان*ها بیانگر وجود سیاهچاله ابرجرم دار در مرکز آنهاست.

3- سیاهچاله*ها با جرم متوسط
شکاف بین جرم سیاهچاله*های معمولی (3 تا 100 برابر جرم خورشید) و سیاهچاله*های ابرجرم*دار (با جرم یک میلیون تا ده هزار میلیون برابر جرم خورشید) منجمین را بر آن داشت که به دنبال سیاهچاله*هایی با جرم(با جرم 100 تا 100هزار برابر جرم خورشید) هم باشند. این گونه سیاهچاله*ها می*توانند در مرکز خوشه*های ستاره*ای در نزدیکی مرکز کهکشان*ها وجود داشته باشند. به دو روش می*توان به دنبال شواهد تجربی برای این دسته از سیاهچاله*ها بود. یکی از روش*های مشاهده*ای این گونه سیاهچاله*ها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است. اخیرا" منابعی از اشعه X با این محدوده شدت با طیف انرژی چند ده الکترون ولت در مرکز خوشه*های ستاره*ای مشاهده شده است. این دسته از منابع اشعه به منبع فوق درخشان پرتو ایکس یا Ultraluminous X-ray source (ULXs)مشهور هستند.
کلمه سیاهچاله از اینجا گرفته شده که هیچ پرتوی الکترومغناطیسی نمی تواند از آن ساطع شود درنتیجه سیاه دیده میشود.
منبع: با اقتباس از مقاله ای از دکتردهقانی از دانشگاه شیراز
در سایت زیر مطلبی درباره اندازه گیری جرم سیاهچاله ها آورده شده است.
روشی نوین برای اندازه گیری جرم سیاه چاله ها
nojumnews.irپرسش وپاسخی درباره سیاهچاله ها از سایت
آیا سیاهچاله همیشه سیاهچاله باقی می*ماند، یا به چیز دیگری تبدیل می*شود؟

جسمی که سیاهچاله شد، دیگر تا ابد سیاهچاله خواهد بود. تنها تغییر مهمی که می*تواند در سیاهچاله رخ بدهد، افزایش یافتن جرم آن بر اثر بلعیدن مواد مختلف است (شاید از ستاره*ی نزدیکش، یا از گازهای مرکز کهکشان و یا فضانورد بخت*برگشته*ای که زیادی به آن نزدیک شده است!).
از دید نظری، سیاهچاله می*تواند تبخیر شود. این موضوعی است که نخستین بار استفان هاوکینگ به آن پی برد. پدیده*هایی در عرصه*ی مکانیک کوانتومی وجود دارند که می*توانند باعث شوند که سیاهچاله پرتوهایی از خود گسیل کند. همین موضوع باعث می*شود که سیاهچاله انرژی از دست بدهد و بنابر فرضیه*ی اینشتین، از دست دادن انرژی معادل است با کاهش جرم.
پس سیاهچاله می*تواند لاغر هم بشود. البته این تابش هاوکینگ بسیار ضعیف است. به عنوان مثال، سیاهچاله*ای که به اندازه*ی خورشید جرم داشته باشد، 1067 سال طول می*کشد تا تبخیر شود. این مقدار بسیار بیشتر از عمر کنونی عالم است. تازه، سیاهچاله*های سنگین*تر، بسیار دیرتر از این تبخیر خواهند شد. سیاهچاله*ی مرکزی کهکشان ما، که بین 3 تا 4 میلیون برابر خورشید جرم دارد، بیشتر از یک میلیارد میلیارد برابر دیرتر تبخیر می*شود.

[COLOR="#0000FF"]نواختر
Nova[/COLOR]
نوعی ستاره متغییر انفجاری ( CATACLYSMIC) که دارای درخششهای ناگهانی چند ساعته تا چند روزه به صورت افزایش(حتی تا یک میلیون برابر) در درخشندگی می باشد و دامنه تغییرات نوری به 11 تا 12 قدر می رسد.(نواختر 1975 دجاجه (V1500 Cyg) بطور استثنایی دارای دامنه تغییراتی به اندازه 19 قدر است.)در نواختر ها کاهش نورانیت با آهنگ بسیار کندتری نسبت به افزایش نورانیت رخ می دهد.کلمه نواختر یا ستاره جدید دارای ریشه های تاریخی است چراکه قبل از این تصور می شده که آنها ستارهای تازه متولد شده باشند.برخلاف انفجار ابرنواختری که یکبار رخ می دهد وکل ستاره را برای یکبار تحت تاثیرات مخرب وشدید قرار می دهد پدیده نواختر پدیده ای در مقیاس کوچکتر ودر بسیاری موارد قابل تکرار می باشد. در حال حاضر می دانیم که نواخترها کوتوله های سفیدی هستند که عضو یک سیستم ستاره دوتایی بوده ودر مواردی ستاره های دوتایی هستند که برهمکنش مستقیم دارند.ستاره همدم در این سیستمهای دوتایی عموما" ستاره ای غول می باشد که لب روچه خود را پرکرده است.
نواختر هارا میتوان از چند جنبه تقسیم بندی نمود.
I – بر اساس اینکه یک نواختر با چه مدت زمانی تاخیر ، دوباره رخ می دهد وچند ویژگی دیگر نواخترها به سه گروه تقسیم می شود:
1- نواخترهای کلاسیکی
2-نواخترها تکرار شونده
3- نواخترهای کوتوله
دو مورد اول از لحاظ ساختمانی مشابه بوده ولی مورد سوم که با نام ستاره های متغییر U جوزایی هم شناخته می شوند دارای ویژگیهای متفاوتی می باشند.
یک نواختر کلاسیک دارای درخششی ناگهانی به اندازه هزاران تا یک میلیون بار افزایش در درخشندگی(معادل 8 تا 15 قدر افزایش نورانیت) وپرتاب لایه هایی از ستاره اصلی می باشد . در این نواخترها ،ستاره اصلی که یک کوتوله سفید می باشد بدنبال واکنشهای هسته ای ،لایه های سطحیش از عناصر کربن ،نیتروژن واکسیژن غنی شده که البته توانایی تولید انرژی از این مواد را ندارد.بعد ازاینکه این ستاره توانست به لطف گرانشش مقداری از هیدروژنهای همدم نوع غولش را به شکل قرص برافزایشی جذب کند این مواد نهایتا" به سطح کوتوله سفید رسیده لایه های زیرین را فشار می دهند.بعد از مدتی که مقدار مواد جذب شده به مقدار لازم رسیده(انتقال جرم) و دما به یک دمای بحرانی (در حدود 10 میلیون درجه کلوین)رسیدشرایط برای رخ دادن واکنشهای هسته ای آماده می شود ، با یک انفجار ناگهانی ، لایه های بالایی (شامل هیدروژن بعلاوه مقداری هلیم جذب شده ) منفجر شده وبه فضا پرتاب میشوند . آنچه بعد از انفجار باقی می ماند همان کوتوله سفید بوده بعلاوه یک پوسته که به سرعت در حال دورشدن از آن می باشد(پدیده مشابه در صورتیکه ستاره اصلی به جای کوتوله سفید از نوع نوترونی باشد موجب تولید انفجارات اشعه ایکسی (X-ray bursts) می گردد) طی انفجار ، توده های ابر گازی با سرعت زیاد حدود 1500 کیلومتر در ثانیه از ستاره کنده می شوند . این سرعت از سرعت لازم برای پاشیده شدن گاز در فضای بین ستاره ای بیشتر است: علاوه برگاز ،ذرات غبار هم به فضا پرتاب می شوند که این ذرات طی گسترش در فضا سرد شده ودر میان توده های گازی نزدیک محل انفجارمتوقف می شوند.مقدار کلی جرم از دست داده یک ستاره انفجاری در حدود یک در ده هزارم کل جرم کوتوله سفید می باشد واین کسر می تواند بیش از این هم باشد.
جالب این است که بعد از مدتی جذب مواد از غول همسایه معمولا" دوباره شرایط برای انفجاری مشابه آماده می شود.نواختر تکرار شونده. در این نواخترهاگرچه مکانیزم انفجار مانند نواخترهای کلاسیک است ولی مقدار افزایش نورانیت در آنها کمتر است.در هفت مورد از نواخترهای این گروه افزایش نورانیت به اندازه 4 تا 9 قدر بوده ودوره تکرار نیز بین 10 تا 100 سال است.یک نمونه بارز هم نواختر RS حوایی (در صورت فلکی حوا)است ک قدر آن از 5/12 به 8/4 می رسد.انفجار این نواختر در سالهای 1898،1933،1958،1967 و1985 بوده است.معمولا" نورانیت این نواختر طی 24 ساعت افزایش می یابد سپس طی 100روز یا بیشتر نورانیت آن به حالت اولیه برمی گردد.بعد از گذشت 700 روز از افزایش نورانیت ودر حالیکه نور آن بسیار کاهش یافته یک افزایش نور جزیی هم دارد.فاصله بین افزایش نورانیتها دارای نظم مشخصی نیست ودر حالت کمینه نور هم قدر آن بین 1 تا 3 قدر متغییر می باشد.گونه دیگر این گروه ستاره های BLAZE (ستاره های متغییر T تاج شمالی) وستاره های U عقربی می باشد.ستاره های T قطب نمایی (در صورت فلکی قطب نما یا Pyxis)هم دارای دوره تکرار حدود 80 ساله می باشد.عقیده بر این است که نواخترهای تکرار شونده دارای دو زیر گروه هستند: نوع A که سر دسته آن ستاره T قطب نمایی می باشد همان نواخترهای کلاسیکی باشند که بیشتر ازیک انفجار از آنها مشاهده شده است .نوع B که انفجارهای آنها ناشی از ناپایداری وانفجارهای درون قرص برافزایشی باشد واز این لحاظ مانند ستاره های متغییر U جوزایی هستند.

II - بر اساس کاهش نورانیت به اندازه 10 قدر ازحالت بیشینه نورانیت ،نواخترها به دو دسته تقسیم می شوند:
1-نواخترهای سریع (NA) که کاهش نور از حالت حداکثر نورانیت و کم نور شدن به اندازه 10 قدر در کمتر از 100 روز رخ می دهد.در بیشتر موارد چند روز در حالت با درخشندگی زیاد می درخشند سپس به نورانیت اولیه بازمی گردند.نمونه نوعی این گروه نواختر برساووشی 1901 در صورت فلکی برساووش می باشد.
2- نواخترهای کند( NB) که کاهش نور به اندازه 10 قدردر150 روز یا بیشتر رخ می دهد.با آهنگی کندتر نسبت به گروه قبلی به حداکثر نورانیت رسیده،چند هفته تا چند ماه در همان حالت باقی می مانند سپس نور آنها روبه کاهش می گذارد.در حالیکه نور این نواخترها از حداکثر نورانیت رو به کاهش می گذارد عموما" دوباره با آهنگی کند ونامنظم یک افزایش نورانیت جزیی مشاهده می شود ودوباره کاهش نورانیت عادی ادامه پیدا می کند.در بعضی از نواخترها بعد از گذشت 2 تا 5 ماه از حداکثر نورانیت یک حالت کمینه نور عمیق وگسترده رخ می دهد که ستاره شناسان آن را ناشی از وجود لایه های غبار تیره در حال فرار از ستاره می دانند. بعد از اینکه این لایه های از بین رفتند نورانیت نواختر به همان مقداری که توقع داشته ایم برمی گردد.یک نمونه بارز این گروه نواختر 1934 جاثی می باشد.
3 – نواخترهای بسیار کند(NC).زیرگروه دیگری از نواخترها وجود دارد که در آنها هم افزایش نور کندتر است(حتی گاهی بیشتر از یک قرن ) وهم کاهش نور.تعداد نوخترهای شناخته شده این گروه کم است.اولین نواختر شناخته شده این گروه نواختر RT صورت فلکی مار(حیه) می باشد.نورانیت این نواختر آرام به 5/10 می رسد حدود 10 سال در این حالت باقی می ماند سپس یا آهنگی بسیار کند نورانیت آن رو به کاهش می گذارد در سال 1942 قدر آن به 14 رسیده است.این گروه نواختری با نام نواخترهای سیمبیوتیک هم شناخته می شوند.
از زمانهای قدیم آشکارشدن نقطه ای ستاره مانند در جایی از آسمان طی چند شب که قبل از آن ستاره ای وجود نداشته همیشه نظر بشر را به خود جلب می کرده است.البته این پدیده در زمان رنسانس در اروپا که عقاید کلیسایی حکم فرما بود وآسمان را کامل و بدون تغییر می پنداشتند مورد توجه قرار نمی گرفت. امروزه وقتی ستاره شناسان به مدارک چنین ستاره هایی از صدها سال پیش احتیاج دارند به فرهنگ وتمدنهایی مانند چین مراجعه می کنند.آشکار شدن ستاره تیکو وستاره کپلر (که هردو نواختر بودند) در سالهای 1572 و 1604 موجب ایجاد تغییراتی در طرز تفکر اروپاییان شدند.
با وجود عکس های مختلف از مناطق مختلف آسمان براحتی می توان گذشته بسیاری از نواختر ها را بررسی نمود.همچنین باتوجه به شناخت نسبتا" کاملی که از آنها کسب کرده ایم بکمک بررسی های طیف سنجی در زمان تغییرات نوری می توان به اطلاعات با ارزشی درباره آنها دست یافت. امکان مشاهده نواختر در کهکشانهای دیگر نیز وجود دارد وهدف این است که از آنها برای محاسبه کهکشانهای نزدیک استفاده شود.بیشتر نواخترهای کشف شده در کهکشان خودمان قرار دارندودر بعضی مناطق هم آهنگ کشف آنها به دو عدد در سال می رسد.آهنگ کشف نواخترهای کشف شده در فواصل نزدیک خورشید بدلیل وجود غبارهای بین ستاره ای که جلوی عبور نور را می گیرند تا 5درصد کاهش دارد درصورتیکه آهنگ کشف نواخترها در کل کهکشان در حدود 40 عدد در سال است.
تابش یک پیش نواختر (یعنی ستاره ای که به نواختر تبدیل خواهد شد) در نور مرئی مشابه خورشید است در حالیکه در حداکثر نورانیت تابش آن مانند یک ابرغول از رده طیفی F8 می باشد .یک نمونه از ستاره با این رده طیفی ستاره Wezen یا وزن چهارمین ستاره پرنور صورت فلکی سگ بزرگ می باشد.

همدم Compannion

ستاره های دوم یا سوم یا....در یک سیستم ستاره دوتایی یا چندتایی.دریک سیستم دوتایی یا چندتایی ستاره پرنورتر به عنوان ستاره اصلی وبقیه به عنوان ستاره همدم شناخته می شوند.
منبع :دانشنامه ستاره شناسی