دسته ای از ستاره های دوتایی که دوره چرخش آنها کمتر از سی سال باشد که این نشان می دهد فاصله آنها کمتر از ده واحد نجومی است.بخاطر این نزدیکی این ستاره ها از نوع دوتایی طیفی و/ یا دوتایی گرفتی هستند.انتقال جرم در بعضی از مراحل بین آنها وجود دارد وهمین انتقال جرم در آینده دوستاره ونحوه تکامل آنها بسیار موثر است.اگر دوستاره لب(lobe) روچه خود را پر نکرده باشند دوستاره از هم جدا هستند .اگر یکی از ستاره ها لب روچه را پر کرده باشد دوستاره نیمه چسبیده خواهند بود وانتقال جرم بین آنها وجود خواهد داشت.اگر دوستاره لب روچه را پر کرده باشند دوستاره در تماس خواهند بود.تحول دو ستاره به جرم اولیه وجدایی زاویه ای آنها بستگی دارد.ستاره سنگینتر به یک ستاره غول سرخ تبدیل خواهد شدولب روچه خود را پرخواهد کرد.مواد از نقطه لاگرانژی درونی به سمت ستاره همدم جاری می شوند ودر نتیجه مسیر تحولی آنرا تحت تاثیر قرار می دهند.انتقال جرم می تواند هم دوره چرخش دوستاره وهم جدایی زاویه ای آنهارا متاثر کند.

انتقال جرم در ستاره هاي دوتايي با توجه به فاز تكاملي ستاره اي كه جرم از دست مي دهد به سه مورد تقسيم مي شود(موردA مورد B ومورد C )مورد A زماني است كه انتقال جرم در حالت هيدروژن سوزي رخ مي دهد.مورد B زماني است كه هيدروژن سوزي به آخر رسيده ولي هنوز هليم هسته شروع به سوختن نكرده است.موردC نشاندهنده هر انتقال جرمي است كه بعد از سوختن هليم هسته رخ مي دهد.

اگر اندازه حركت مداري طي انتقال جرم ثابت بماند انتقال جرم از نوع كنسرواتيو به حساب مي آيد.اگر جرم ستاره اي كه جرم از دست مي دهد از جرم ستاره همدم كمتر باشد مدار آندو پهنتر مي شود اما اگر از جرم همدم بيشتر باشد مدار كوچكتر خواهد شد.

در مورد ستاره هایی که جدایی آنها نسبتا" زیاد است موادی که از لب روچه ستاره غول سرخ فرار می کنند سحابی یا ابری درست می کنند که هم هسته ستاره غول سرخ یعنی کوتوله سفید را در بر می گیردوهم ستاره همدم.سپس نیروهای اصطکاکی وگرانشی موجب می شوند که دو ستاره بمرور بهم نزدیکتر شده ودوره چرخش آنها نیز کوتاه تر بشود.

بعد از مدتی ابر مشترک دو ستاره را ترک می کند وچیزی که باقی می ماند ستاره ای متغییر از نوع انفجاری است که در آن انتقال جرم از ستاره همدم به کوتوله سفید موجب انفجارات دوره ای از انواع انفجارات نواختری .نواخترهای تجدید شونده و نواخترهای کوتوله می شود.اگر یکی از دوستاره به حد کافی پرجرم باشد می تواند به ستاره ای نوترونی یا حتی سیاهچاله تبدیل شود.تاکنون چندین مورد از چنین دوتایی های کشف شده اند که البته دارای تابش اشعه ایکس هم می باشند اما یک انفجار ابرنواختری می تواند موجب جدایی دو ستاره از همدیگر شود.

ستارگان RR شلیاقی ستاره های پیری هستند که دوره تناوب تغییرات نوری آنها تنها كسري از روز است (بنابراين رصد تغييرات آنها در طول يك روز بايد جالب باشد)دوره تناوب تغییرات نوری این گروه از ستاره ها بین 4ساعت تا یک روز دمای میانگین آنها 7000 درجه کلوین ودرخشندگی میانگین آنها 80 برابر وجرم آنها نیز در حد جرم خورشید است.قدر مطلق آنها در حدود 0.75 و تغییرات نوری آنها نیز بین 0.3 تا2 قدر می باشد.اين متغیيرها مستقل از دوره تناوبشان، قدر مطلق ثابتی دارند.

این ستارگان از لحاظ تعداد بیشتر ولی از لحاظ درخشندگی نورانیت نسبتا" کمتری نسبت به متغییر های قیفاووسی دارند و به همین منظور نمی توانند نسبت به متغییر های قیفاووسی در تعیین فواصل کهکشان ها کمک زیادی انجام دهند.

.RRشلیاقی یعنی اولین ستاره کشف شده این گروه يكي از معروف ترين آنها است. نور اين ستاره در حد مشاهده با چشم نيست. دوره تناوب آن در حدود 8 ساعت و قدر آن در حداكثر حالت 6.9 و در مقابل در حداقل حالت از قدر 8 است.. پس با يك دوربين كوچك هم قابل رصد و شناسايي است. اما براي مقايسه آن ستاره مشخص و خاصي در آن منطقه نيست. براي يافتن آن ستاره زتا و اپسيلون از آن را به هم متصل ميكنيم و به اندازه دوبرابر اين فاصل امتداد ميدهيم تا به اين متغيیر شگفت انگيز و بسيار جالب برسيم.جالب اينکه گاهی اوقات می توان تغييرات این ستارگان را در يک شب مطالعه کرد.

نزدیکترین ستاره چندتایی به خورشید با قدر28/0- که سومین ستاره پر نور آسمان هم به حساب می آید ودر نزدیکی صورت فلکی صلیب جنوبی درنیمکره جنوبی آسمان قرار دارد. قدر ستارهA در حدود 4/0- از رده طیفی G2V جرم 1/1 برابر جرم خورشید، قطر آن 4/1 برابر قطر خورشید، دمای سطحی آن 5700 درجه و درخشندگی 8/1 برابر خورشید. قدر ستاره B برابر با 34/1 ، رده طیفی K1V جرم آن 907/0 برابر خورشید،‌ قطر در حد 3/4 و قدر مطلق ستاره B نیز برابر با 7/5 است.

دوره تناوب دوستاره در حدود 80 سال می باشد. فاصله واقعی آنها در حدود 25 واحد نجومی یاحدود 3600 میلیون کیلومتر است.

فاصله ستاره آلفا قنطورسی برای اولین باردر سال 1839 بروش اختلاف منظر اندازه‌گیری شد. Bessel یکسال پیش از این باهمین روش فاصله ستاره 61 دجاجه رااندازه‌گیری کرده بود. مشاهدات جدید فاصله ستاره آلفا را در حدود 395/4 سال نوری نشان می دهد. زاویه مدار چرخش A و B نسبت به خط دید 80 درجه و خروج از مرکز مداری نیز 52/0 است. اختلاف منظر دوستاره آلفا قنطورس 742/0 ثانیه قوسی است.

ستاره آلفا قنطورس دارای همدمی است که نام آن پیروکسیما قنطورس است. این ستاره با فاصله ۱/۴ سال نوری نزدیک ترین ستاره به خورشید می باشد از رده طیفی M5Ve، جرم 1/0 جرم خورشید و از قدر 11 است. ستاره ای از نوع کوتوله قرمز بوده، نور آن 7000 برابر خورشید و قدر مطلق آن 4/15 است.

با وجود فاصله 2/2 درجه ای از مجموعه Aو B به دلیل داشتن حرکت مشابه در فضا است، که این سه ستاره به عنوان همدم شناخته شده اند ظاهراً دروه تناوب این ستاره به دور ستاره الفا در حدود یک و نیم سال است. ستاره پروکسیما ستاره ای متغییر از نوع درخشی بوده و گه‌گاهی به اندازه یک قدر نور آن بیشتر می‌شود. مدار این ستاره به صورت سهموی (hyper bolic) است.

تصور بر این است که سیستم ستاره ای قنطورس دارای۹ عضو دیگر می‌باشد که به صورت پراکنده در فضا قراردارند.دوستاره A و B از شناخته شده ترین ستاره های آسمان هستند و به دلیل شباهت زیاد به خورشید کاندیدای خوبی برای وجود سیارات فرا خورشیدی هستند.

ستاره بتا دجاجه، به دلیل تفاوت رنگی بین دو ستاره تشکیل دهنده آن شاید بهترین ستاره دوتایی آسمان باشد. در مورد اسم این ستاره دو مطلب وجود دارد:

الف: اسم اصلی آن ستاره al- Minhal al- Dajjajh یا منقار الدجاجه بوده که بعد از تبدیل به زبان لاتین به اشتباه به این شکل درآمده است.

ب: این نام ریشه عربی ندارد. احتمالاً تغییر یافته اسم abireo می‌باشد که اسم صورت فلکی دجاجه در کتاب المجسط بطلیموس می باشد.

ستاره پرنورتر زرد رنگ از قدر 4/3 ،رده طیفی k3II ، قدر مطلق 34/2- ، دمای 4500 درجه کلوین قطر 60 برابر و درخشندگی آن 130برابر خورشید است.

ستاره دوم رنگ آبی سبز بوده، قدر آن 17/5 رده طیفی B8-9V از ستارگان رشته اصلی قدر مطلق 22/0-، قطر 6/3 برابر خورشید، دمای 11000 درجه ودرخشندگی آن 74 برابر خورشید است. این ستاره توسط گازهایی که از خود بیرون می‌دهد احاطه شده است، مقداری تغییرات نوری دارد با دوره تناوب 7300 ساله به دور ستاره پرنورتر می چرخد.

ستاره بتا دجاجه در فاصله 385 سال نوری از زمین و مقدار جدایی زاویه‌ای آنها 6/34 ثانیه قوسی است. ستاره پرنور سیستم دارای یک همدم بسیار نزدیک از قدر 5/5 می‌باشد که در فاصله 39/0 ثانیه قوسی معادل با 46 واحد نجومی حول آن می‌چرخد این ستاره دوتایی با یک تلسکوپ کوچک و حتی دوربین دو چشمی هم قابل مشاهده است.

عکسی جالب از ستاره در سایت زیر آمده است

فایل‌های پیوست

تصاویر بندانگشتی
   

تو این تاپیک به معرفی چندین رصدخانه ی جهان می پردازیم.

Maria
کلمه لاتینی به معنای دریاها (معادل فرد آن mare می باشد).این کلمه اولین بار توسط گالیله برای اشاره به نواحی تاریک یکنواخت وبستر های قدیمی گدازه ای برسطح ماه ٬جاهایی که منجمان قبل از او تصور می کرده اند دریا باشد استفاده شده است.این نام گرچه دارای دقت فیزیکی نمی باشد همچنان توسط ستاره شناسان استفاده می شود.

درياها درواقع مناطقي هستند كه در آنها مواد مذاب ناشي از برخورد شهاب سنگها بر روي سطح جاري شده اند.اين مناطق داراي پوششي از گردوغبار هم مي باشند.



دریای شرقی
Mare Orientale

اقیانوس طوفانها
Oceanus Procellarum

دریای باران
Mare Imbrium

دریای ابرها
Mare Nubium

دریای رطوبت
Mare Humorum

دریای شادی
Mare Sererenitis

دریای آرام
Mare Tranquilitatis

دریای شهد
Mare Nectaris

دریای حاصلخیزی
Mare Foecunditatis

دریای بخارها
Mare Vaporum

دریای خطرها (بلایا)
Mare Crisium

دریای اسمیت
Mare Smythii

دریای کناره
Mare Marginis

دریای امواج
Mare Undarum

دریای کف آلود
Mare Spumans

دریای مسکو
Mare Moscoviense

دریای استعداد
Mare Ingenii

دریای جنوبی
Mare Australe

دریای سرما
Mare Frigoris

دریای هامبولت
Mare Homboldtianum

خلیج کوچک رنگین کمان
Sinus Roris

خلیج کوچک شبنم
Sinus Iridum

خلیج کوچک سیلها
Sinus Roris

خلیج کوچک میانه
Sinus Aestuum

باتلاق عفونت
Palus Putredinis

دریاچه رویاها
Lacus Somniorum

دریاچه مرگ
Lacus Mortis

باتلاق بیماریها
Palus Epidemiarum

تابش الکترومغناطیسی ناشی از حرکت ذرات باردار(معمولا" الکترون) در یک میدان مغناطیسی با سرعتی قابل مقایسه با سرعت نور می باشد.این ذرات مسیری مخروطی در میان میدان داشته وبدلیل شتابشان تابش می کنند.این فرایند با فرایند تابش آزاد-آزاد مرتبط می باشد.طول موج امواج تابیده با افزایش انرژی الکترون بلند تر می شود و کاملا" قطبیده خواهدبود.

باقیمانده تابش الکترومغناطیس ناشی ازشکل گیری جهان در حادثه بیگ بنگ در حدود 100000 سال پس از آن يعني در زماني كه گيتي بسيار داغ وچگال بوده است.در اين زمان دما آنچنان بالا بوده كه عناصر ابتدايي نمي توانسته اند شكل بگيرند وبه ساده ترين شكل يعني پروتون نوترون الكترون فوتون ونوترينو بوده اند.در كيهان شناسي زمانهايي نيز تعريف شده اند كه در آن بدليل اينكه كيهان بصورت مخلوطي از كواركها بوده حتي پروتونها ونوترينوها نيز اجازه وجود نداشته اند.

در ابتدا بدليل داغ بودن محيط هيچ اتمي نمي توانسته شكل بگيرد وتمام ذرات در تعادل ترموديناميكي با فوتونها بودند اما بدليل گسترش كيهان ودر نتيجه سرد شدن ورسيدن دما به حدود 3000 درجه كلوين(بعد از گذشت 100000 سال ) اتمهاي ابتدايي با تركيب پروتون و الكترون شروع به شكل گيري نمودند در نتيجه اين تركيب شدن تابشي بوجود آمد كه تا به امروز هم قابل مشاهده است.اين تابش از آن زمان تاكنون واكنش چنداني با ماده نداشته است.طيف آن همچنان به صورت طيف سياهچاله بوده تنها دماي آن با آهنگي كند وثابت رو به كاستي است.

این تابش با تابش جسم سیاه با دمای 3 درجه کلوین ( 270 – درجه سانتیگراد) مطابقت دارد.

تاريخچه

در سال 1935 مك كلار(McKellar) از طريق تحريك مولكولهاي سيانوژن در فضاي ميان ستاره اي به وجود آن پي برد ولي در آن زمان كسي درك درستي از آن نداشت.جورج گاموف وهمكارانش بين سالهاي 1946 تا 1948 وجود آن را پيش بيني نمودند.در سال 1964 پنزیاس و ویلسون از آزمایشگاههای تلفن بل در نیوجرسی بطور اتفاقي متوجه تابشی ضعیف در کل آسمان شدند که در تمام جهات خودنمایی می کرد.از طرف دیگر گروهی از دانشمندان در دانشگاه پرینستون در حال انجام تحقیقاتی در مورد پراکندگی هلیوم در جهان بر اساس حادثه بیگ بنگ بودند وبدنبال کشف تابش ده درجه کلوین بودند. دو گروه با ارتباط ومشورت باهم پی بردند که تابش کشف شده همان تابش مورد نظر البته در دمای سه درجه کلوین است.در سال 1978 ویلسون و پنزیاس به دلیل همین کشف به دریافت جایزه فیزیک نوبل مفتخر شدند.

این تابش با نام تابش کیهانی وتابش 3 درجه نیز شناخته می شود ودر حال حاضر يكي از محكمترين دلايل وجود حادثه انفجار بزرگ به حساب مي آيد.

بر اساس این پدیده که نام کامل آن در اصل YORP (سرواژه Yarkovssky-Okeefe-Radzievskii-Paddack)می باشد اخترشناسان بر این باورند که حرارت خورشید بر نحوه چرخش اجسام کوچک منظومه شمسی اثر می گذارد.حرارت نور خورشید سطح سیارکها و شهاب واره ها را گرم می کند وهنگامی که حرارت آزاد می شود اثر پس رفتن یا رانش آهسته ای ایجاد می کند.در مقایسه اگر به هر نوع پروانه چرخانی(از فرفره کاغذی تا ملخ هواپیما) به مدت طولانی وشدت کافی نور بتابانید سر انجام آغاز به چرخش می کند.

هرچند این نیرو بسیار ضعیف است اثرش طی میلیون ها سال بسیار فراتر از مقداری جزئی خواهد بود.اخترشناسان بر این باورند که شاید اثر یارکوفسکی موجب سرعت گرفتن برخی سیارکها تا جایی است که از هم بپاشند واحتمالا"منجر به شکل گیری سیارکهای دوتایی شوند.برخی هم حتی سرعتشان کم می شود آن قدر که یک دور کامل چرخیدن آنها چندین روز طول می کشد.این اثر همچنین در تغییر مدار سیارکهای بین مریخ و مشتری ازجمله منتقل شدن آنها به مدارهای گذرنده از مدار سیارات –همچون سیارکهای نزدیک زمین- نقش مهمی دارند.البته مشاهده اثرات این پدیده بسیار مشکل است.یکی از نمونه های مشاهده این اثر سیارک شماره 54509 باقطر 114 متر است که هر روز آن تنها 12 دقیقه طول می کشد.

دو سیاره تیر وزهره که مدارشان درون مدار سیاره زمین است وبه خورشید نزدیکتر هستند در چرخششان بدور خورشید گهگاهی بین زمین وخورشید قرار می گیرند وموجب رخ دادن پدیده عبور یا ترانزیت می شوند. این دو سیاره بدلیل کوچکی نسبت به خورشید وفاصله دورشان بر خلاف ماه که در چرخش بدور زمین گاهی بین زمین وخورشید قرار میگیرد وموجب خورشیدگرفتگی شده و می تواند جلوی کل قرص خورشید رابگیرد نمی توانند موجب پوشاندن قرص خورشید بطور کامل شوند.در هنگام بروز پدیده ،تنها به شکل نقطه ای تیره ،کوچک وگرد (قطر ظاهری زهره یک سی ام وقرص تیر تنها یک صدوهشتادم خورشید است) از یک سمت قرص خورشید وارد قرص شده وبعد از چند ساعتی از سوی دیگر خارج می شوند.

برای دیدن این پدیده باید مانند هنگام رصد لکه های خورشیدی از فیلترهای مناسب خورشید استفاده کرد.این پدیده درمورد سیاره تیر که سرعت بیشتری در چرخش بدور خورشید دارد بیشتر رخ می دهد بطوریکه در هرقرن بطور متوسط 13 بار رخ می دهد.عبور زهره نسبت به تیر نادرتر است وبا دوره های تناوب 8 ساله-122 ساله -8 ساله -105 ساله تکرار می شود.آخرین عبور زهره در سال 2004 بوده عبور بعدی در سال 2012 ، عبور بعدی 2117 وعبور سال 2125 الی آخر..........

دلیل نادر بودن عبور سیاره زهره:سیاره زهره هر 1.5 سال یکبار حول خورشید می چرخد ولی از آنجاییکه صفحه مداری آن با صفحه مدار زمین زاویه کوچکی می سازد بیشتر مواقع زهره ،زمین وخورشید در یک راستا قرار نمی گیرند وسیاره گاهی از پایین وگاهی از بالای قرص خورشید عبور می کند.دو نقطه در مدار زهره وجود دارد که در صفحه مدار زمین بدور خورشید قرار می گیرند(نقاط گره ای)بنابراین اگر سیاره در هرکدام از نقاط گرهی باشد(این دو موقعیت در تاریخهای ژوئن ودسامبر هستند) وزمین هم در موقعیت مناسب باشد ،آنگاه زمین ،زهره وخورشید در یک امتداد قرار گرفته وپدیده عبور رخ خواهد داد.

تاریخچه رصد پدیده

در سال 1627 کپلر کتابی درباره مدارهای سیارات منتشر کرد که در آن سه قانون معروف(قوانین کپلر ) معرفی شده بودند.بدنبال انتشار کتاب او متوجه شد که دو سیاره تیر وزهره در سال 1631 از مقابل قرص خورشید عبور خواهند کرد.کپلر قبل از فرا رسیدن سال 1631 از دنیا رفت.منجمی بنام گاسندی توانست عبور سیاره تیر را ببیند ولی از آنجاییکه عبور سیاره زهره از اروپا قابل مشاهده نبود نتوانست آنرا مشاهده کند.کپلر همچنین پیش بینی کرده بود که عبور بعدی زهره در حدود صد سال دیگر رخ خواهد داد ولی یک ستاره شناس آماتور انگلیسی پیش بینی کرد که عبور بعدی زهره در سال 1639 یعنی تنها 8 سال دیگر رخ خواهد داد.محاسبات او ودوستش بنام هوروک تنها یکماه قبل از پدیده کامل شدند واین اطلاعات بطور کامل در دنیا پخش نشد. او ودوستش بطور کامل پدیده را مشاهده کردند وتوانستند قطر ظاهری سیاره را بدست بیاورند.

چهل سال بعد ادموند هالی پیش بینی کرد که می توان از رصد پدیده عبور زهره به فاصله دقیق زمین تا خورشید پی برد. تا آن زمان بر اساس قوانین کپلر فواصل در منظومه شمسی بر اساس واحد نجومی شناخته شده بودند بنابراین فاصله زمین تا زهره نیز برحسب واحد نجومی مشخص بود پس کافی بود تا فاصله دقیق زمین تا زهره بر حسب کیلومتر مشخص شود تا تمام فواصل در منظومه شمسی بر حسب کیلومتر مشخص شوند.

در طرح پیشنهادی ادموند هالی که مورد مسابقه هم قرار گرفت افراد رصد کننده در فواصل بسیار دور از هم به اندازه گیری زمانهای عبور شامل تماس اول، تماس دوم ،تماس سوم وچهارم می پرداختند.بکمک این زمانها وبکمک اختلاف منظر که ناشی از اختلاف دید ناشی از فاصله مکانهای رصد بود ،با داشتن فاصله دو مکان رصد بر حسب کیلومتر می شد فاصله سیاره زهره تا زمین را بر حسب کیلومتر اندازه گیری کرد.البته اندازه گیری آن زمانها مشکل بود چراکه بویژه در لحظات تماس دوم وسوم که بدلیل پدیده قطره سیاه لحظه مماس بودن واقعی تصاویر زهره وخورشید براحتی مشاهده نمی شود ودر نتیجه ثبت زمان وقوع نیز کاری دشوار است.پدیده قطره سیاه بدلیل خواص جوی زمین رخ می دهد.اگر دو انگشت اشاره وشصت خود رادر کنار هم قرار دهید واز میان آنهابه یک فاصله دور نگاه کنید می توانید با مماس کردن دو انگشت ، مشابه این پدیده را ببینید .

دولت بریتانیا در سال 1761 که قرار بود پدیده رخ دهد جیمز کوک کاپیتان معروف خود را مامور کرد که با کشتی اندیوور به مکانی در نیمکره جنوبی برود وبه رصد پدیده وهمچنین اکتشاف نقاط جدید بر سطح زمین بپردازد.گروههای رصدی دیگری نیز در اقصی نقاط دنیا به رصد پرداختند.جیمز کوک در یک سفر طولانی بهمراه انواع بیماریهای شایع ملوانان راهی سفر شد.البته وضعیت جوی نامناسب وخیلی مشکلات دیگر مانع نتیجه گیری مناسب در تعیین فاصله زهره تا زمین گردید.در سال 1769 دوباره جیمز کوک طی یک سفر 8 ماهه به سمت غرب رفت وتوانست پدیده را رصد کندالبته اینبار نیز نتایج مشاهدات چندان رضایت بخش نبودند.

اندازه گیری ها در سال 1874 و1882 که روشهای عکسبرداری به کمک آمده بودند با دقت بسیار بهتری انجام شدند.در حال حاضر بدلیل اینکه فواصل با دقت بسیار بالایی پیدا شده اند اهمیت این پدیده از این لحاظ تقریبا"از بین رفته است.