رمبش گرانشی

رمبش گرانشی ادغام و فشرده شدن یک جسم نجومی به سبب گرانش خود است. مثل کوچک و فشرده شدن یک جسم نجومی مانند یک سحابی در اثر گرانش ناشی از جرم ذرات داخل آن.

رمبش گرانشی یکی از عوامل اصلی شکل گیری جهان است چرا که در سیر تشکیل ستاره ها نقش مهمی را ایفا می کند و موجب متراکم شدن ابر گازی اولیه می شوند و نهایتا باعث می شود تا...

ادامه مطلب...

قدر مطلق ستاره

همانگونه که در مطلب قبل گفتیم ،برای ستاره ها و به طور کلی برای اجرام تابان یک مقیاسی به نام قدر تعیین می شود که نشان دهنده مقدار روشنایی آن جرم است. در مطلب قبل به تعریف قدر ظاهری پرداختیم و در این مطلب به توضیح قدر مطلق می پردازیم.(حتما می دانید که قدر مطلق ستاره هیچ ربطی به قدر مطلق ریاضی ندارد!!)

فرض کنید که در شب اتوموبیلی با چراغ روشن از نزدیک شما به فاصله ای دور می رود و شما هم با حسگر دقیق خود قدر چراغ اتوموبیل را اندازه میگیرید. واضح است که در ابتدا حرکت شما قدر ظاهری اندکی دریافت می کنید و در آخر حرکت اتومویل هم به علت دوری چراغ قدر زیادی دریافت می کنید(دقت کنید هر چه روشنایی با قدر رابطه عکس دارد).این نشان می دهد که به علت وابستگی روشنایی به فاصله ما نمی توانیم قدر ظاهری یکسانی در یافت کنیم.پس...

ادامه مطلب...

قدر ظاهری ستاره

تقریبا همه منجمین هر اطلاعی که ازجهان ماورای خورسید بدست می آورند از بررسی نور منتشر شده ستارگان، کهکشان ها،سحابی ها و... نشات گرفته است.منجمین برای اندازه گیری و مقایسه نور ستاره ها و ویزگی آن ها مجبور به تعریف واحد ها و مقیاس هایی برای اندازه گیری ستاره ها شدند.

هیپارکوس،منجم یونانی، برای فهرست بندی 850 ستاره مقیاسی به نام قدر ظاهری تعریف کرد. او به پرنور ترین ستاره عدد 1 و...

ادامه مطلب...

مسئله مرکز جرم سه ذره

 

• مسئله

مطابق شکل سه ذره روی صفحه مختصات قرار گرفته اند اگر جرم هر یک  m باشد.مرکز جرم را بیابید.

(AB=AC=d)

جواب در ادامه مطلب...

ستاره های دوتایی: دوتایی طیف سنجی

•  دوتایی طیف سنجی 

اگر دوره تناوب یک سیستم دوتایی به طور بازدارنده ای طولانی نباشد و حرکت مداری دارای یک مؤلفه در امتداد خط دید باشد، انتقال تناوبی در خطوط طیفی قابل مشاهده خواهد بود. با فرض این که تابندگی های ستارگان قابل مقایسه هستند، هر دو طیف قابل مشاهده خواهند بود. با اینحال، اگر یک ستاره بسیار تابان تر از دیگری باشد، آنگاه طیف همدم کمتر تابان ضعیف خواهد بود و تنها یک مجموعه واحد از خطوط طیفی در حال تغییر متناوب دیده خواهد شد. در هر دو وضعیت، وجود یک سیستم ستارهای دوتایی نشان داده می شود. رابطه میان طیف و فاز مداری برای یک سیستم ستاره ای طیف سنجی را نشان می دهد.

این دسته بندی های خاص منحصر به فرد نیستند. به عنوان مثال،یک سیستم تفکیک نشده می تواند هر یک از دوتایی های گرفتی باشد. همچنین درست است که برخی از سیستم ها می توانند به میزان قابل توجهی بیشتر از دیگران در ارائه اطلاعات در مورد ویژگی های ستاره ای مفید باشند. سه نوع از سیستم ها می توانند اطلاعاتی برای تعیین جرم فراهم کنند: دو تایی های مرئی تر کیب شده با اطلاعات اختلاف منظریک دوتایی های مرئی که برای سرعت های شعاعی در یک مدار کامل قابل دسترس هستندگ و دئتایی هی طیف سنجی،دوخطی، گرفتی.  

منبع : کتاب مقدمه ای بر اختر فیزیک جدید

ستاره های دوتایی: دوتایی طیفی

 

• دوتایی طیفی

 یک دوتایی طیفی یک سیستم با دو طیف برهمنهی شده، مستقل، و قابل تشخیص می باشد. اگر یک ستاره سرعت شعاعی غیر صفر داشته باشد، اثر دوپلر  باعث می شود که خطوط طیفی یک ستاره نسبت به طول موج های چهارچوب سکون آن جا به جا شوند. از آنجا که ستارگان در یک سیستم دوتایی به طور مداوم حول مرکز جرم مشترک خود در حال حرکت هستند، لزوماً باید در طول موج مر خط طیفی هر ستاره تغییرات تناوبی وجود داشته باشد (البته، مگر اینکه صفحه مداری دقیقاً عمود بر خط دید باشد). همچنین آشکار است،زمانی که خطوط یک ستاره آبی گرا هستند، خطوط دیگری باید نسبت بع طول موج هایی که تولید می شوند، اگر ستاره در حال حرکت با سرعت ثابت نسبت به مرکز جرم باشد، قرمزگرا باشند. با این حال، برای ظاهر نشدن وابستگی زمانی طول موج های طیفی، ممکن است دوره تناوب مداری بسیار طولانی باشد. درهرصورت، اگر یک ستاره روشنتر از همدم آن باشد و اگر تفکیک جداگانه هریک از آنها امکانپذیر نباشد، هنوز هم تشخیص جسم به عنوان یک سیستم دوتایی با مشاهده طیف جابهجا شده دوپلری به طور مخالف و برهمنهی شده، ممکن می باشد.

حتی اگر انتقال دوپلری قابل توجه نباشد(به عنوان مثال، اگر صفحه مداری عمود بر خط دید باشد)، چنانچه دو مجموعه از طیفهای برهمنهی شده از ستارگانی که به طور قابل توجهی ویژگی های طیفی متفاوتی دارند سرچشمه گرفته باشند هنوز هم ممکن است بتوان آنها را آشکارسازی کرد 

منبع: کتاب مقدمه ای بر اختر فیزیک جدید

ستاره های دوتایی: دوتایی گرفتی

• دوتایی گرفتی

 برای دوتایی هایی که صفحات مداری آنها تقریباً در امتداد خط دید ناظر قرار دارند، یک ستاره، با مسدود کردن نور مؤلفه گرفته شده، به صورت دوره ای از مقابل دیگری عبور میکند . چنین سیستمی با تغییرات منظم در مقدار نور رسیده به تلسکوپ شناخته می شود. نه تنها انجام مشاهدات این منحنی مای نوری حضور دو ستاره را آشکار می کند، بلکه دادهها همچنین می توانند اطلاعاتی درباره دمای مؤثر نسبی و شعاع های هر ستاره بر اساس کمینه های عمق های منحنی نوری و طول های گرفتها فراهم کنند.

منبع : کتاب مقدمه ای بر اختر فیزیک جدید

ستاره های دوتایی: دوتایی نجوم سنجی

• دوتایی نجوم سنجی

 اگر یک عضو یک عضو از یک دو تایی به میزان قابل توجهی روشن تر از دیگری باشد، ممکن نیست بتوان هر دو عضو را به طور مستقیم مشاهده کرد. در چنین موردی وجود عضو نهان را می توان از مشاهده حرکت نوسانی مؤلفه قابل مشاهده، نتیجه گرفت. از آنجا که قانون اول نیوتن، مستلزم آن است که سرعت یک جسم ثابت بماند، مگر اینکه یک نیرو بر آن وارد شود، چنین رفتار نوسانی مستلزم آن است که جرم دیگری وجود داشته باشد.

منبع : کتاب مقدمه ای بر اختر فیزیک جدید

ستاره های دوتایی: دوتایی مرئی

• دوتایی مرئی

هر دو ستاره در دوتایی را میتوان به طور مستقل تفکیک کرد، و اگر دوره تناوب مداری طولانی نباشد، ممکن است بتوان بر حرکت ویژه هر یک از تعضای سیستم نظارت کرد. این سیستم ها اطلاعات مهمی درباره جدایی زاویه ای ستاره ها از مرکز جرم مشترک آنها فراهم می آورند. اگر فاصله تا دوتایی را نیز بدانیم، جدایی های خطی ستاره ها را هم می توان محاسبه کرد. 

 

منبع : کتاب مقدمه ای بر اختر فیزیک جدید

ستاره های دوتایی: دوگانه نوری

 

• دوگانه نوری

این سیستم ها در واقع اصلا دوتایی نیستند! اما به سادگی دو ستاره هستند که در امتداد خط دید یکسانی قرار گرفته اند(یعنی زاویه بعد و میل یکسانی دارند). به دلیل جدایی فیزیکی بزرگ آن ها، ستاره ها به طور گرانشی مقید نیستندف و از این رو  این سیستم در تعیین جرم ستاره ها مفید نمیباشند. 

 

منبع : کتاب مقدمه ای بر اختر فیزیک جدید