نوشته‌ها

BHR 71 پرستار ستارگان

این بار به سراغ یک سحابی تاریک در نیمکره ی جنوبی آسمان در حوالی قطب جنوب سماوی می رویم، یک سحابی کوچک در صورت فلکی مگس با نام علمی BHR 71 با پهنای یک سال نوری در فاصله ی ۶۰۰ سال نوری از ما. توده ای تاریک که همچون پرده ای سیاه جلوی ستارگان بسیار دوردست را گرفته است. تنها نوری که از آن دیده می شود همچون شکافی است که پایین این پرده ی تاریک را شکافته است. آنچه که گفتیم و می بینیم تصویری است که تلسکوپ VLT در نور مرئی برای ما نمایان کرده است:

(با کلیک بر روی عکس ها، آنها را بزرگتر ببینید)

سحابی BHR71 از دید تلسکوپ VLT

سحابی BHR71 از دید تلسکوپ VLT

اما داستان این سحابی به همین سادگی نیست، چون که اگر چشمان فروسرخی داشتیم دیگر آن را یک سحابی تاریک و آرام نمی دیدیم. اینجاست که تلسکوپ فضایی اسپیتزر که چشمان تیزبین فروسرخ اخترشناسان است، به کمک مان می آید تا پرده از اسرار این سحابی منزوی و تاریک بردارد. چرا که تلسکوپ فروسرخ به گرما و حرارت (طول موج های بلندتر از قرمز) حساس است، و می تواند تابش های گرمایی را در پس پرده ی تاریک سحابی بر ما آشکار کند:

سحابی BHR71 از دید فروسرخ اسپیتزر

سحابی BHR71 از دید فروسرخ اسپیتزر

عکس های اسپیتزر دو ستاره ی بسیار جوان (در واقع پیش ستاره، چون هنوز غبار و گاز اطراف خود را پس نزده اند و در نور مرئی تابش ندارند) را در دل این سحابی آشکار می کنند. دو ستاره ی بسیار جوانی که با تابش های شدید گرمایی خود در حال تلاش برای نمایان شدن در نور مرئی و رسیدن به ستارگان رشته اصلی هستند. اخترشناسان این دو را با نام های HH320 و HH321 می شناسند. (عجب اسم هایی!! بیشتر به شماره و کد می خورند تا اسم.) این ستارگان جوان غیر قابل کنترل در پشت این ابرهای تاریک در حال از بین بردن گرد و غبار دوران جنینی خود هستند و همانطور که در تصاویر مادون قرمز اسپیتزر مشاهده می شود، قسمت عمده ی این کار توسط جت های قدرتمندی از تابش که از قطبین ستاره ها به بیرون خارج می شوند، انجام می شود:

ترکیب تصاویر مرئی و فروسرخ سحابی

ترکیب تصاویر مرئی و فروسرخ سحابی

رصدهای مادون قرمزی نشان داده که پیش ستاره ی HH320 در واقع ۱۰ برابر از خورشید درخشنده تر است؛ ولی تابش آن در محدوده ی مادون قرمز می باشد، از آن جهت که تابش اصلی آن یک تابش گرمایی ناشی از فشار گازهای ستاره ایست. ترکیب تصاویر مرئی با فروسرخ نشان می دهند که علت گسیختگی پایین این ابر تاریک و چگال، جت قدرتمند همین ستاره ی جوان است. این جت درواقع خروج پرفشار غبار و گاز پیله شده اطراف پیش ستاره است، که با انرژی و فوران از دو قطب پیش ستاره اتفاق می افتد.

همانطور که در تصویر فروسرخ تلسکوپ اسپیتزر مشاهده می شود از دو جرم نورانی، خروج این جت ها مشاهده می شود، ستاره ی سمت چپ دارای فوران قدرتمندی است چرا که همان HH320 است. نکته ی جالبی که از رنگ های متفاوت جت این پیش ستاره می توان دید تغییر رنگ آن در فواصل مختلف است، که یک احتمال منطقی برای آن این است که ستاره ی جوان ما در فوران های منظم و پی در پی مواد پیرامون خود را بیرون زده است.

عکس های ترکیبی سحابی و ستارگانش

عکس های ترکیبی سحابی و ستارگانش

اما رنگ های مختلف  این جت ها: ته رنگ سبزی که در ابتدای جت مشاهده می شود نشانه ی هیدروژن داغ است. قسمت نارنجی گازهای گرم را نشان می دهد و حلقه ی قرمز انتهایی نشانه ی گازهای سرد است. در واقع این تفاوت دمایی گازهای خروجی نشان می دهدکه ستاره به صورت منظم فوران هایی از گاز و انرژی را به بیرون دارد، و گازهایی که در نزدیکی راه خروج جت ها هستند در اثر موج های ضربه ی ناشی از جت ها داغ شده اند.

طبق نظریه های فعلی در آینده ای نزدیک با غنی شدن چرخه ی سوخت هسته ای در مرکز این ستارگان، با پس زدن گاز و غبار تیره رنگ اطراف خود به صورت ستاره های بالغِ جوان در این سحابی مشاهده خواهند شد، و احتمالااین سحابی هم از تاریکی و انزوا درآمده و در اثر نور و انرژی شدید ستارگانش به درخشش در خواهد آمد.

 

منبع: ناسا و اسپیتزر

تهیه و تنظیم: محمد همایونی

سحابی امگا

تولد ستارگان زیرِ ذره بین!

همانطور که می دانیم ستارگان کره هایی متراکم شده از گاز داغ و چگال (: فشرده) هستند که توسط واکنش های همجوشی هسته ای در مرکز آنها (هسته ی ستاره) انرژی و نور تابش می کنند. علاوه بر این مرکز ستاره ها محل تولید عناصر مختلفِ موجود در طبیعت است. این کره های داغ و سوزان از سحابی ها و ابرهای مولکولی موجود در کهکشان ها به وجود می آیند.

تصویر تلسکوپ اسپیتزر از سحابی M17

تصویر تلسکوپ اسپیتزر از سحابی M17

در واقع نقطه ی شروع تشکیل یک ستاره زمانی است که قسمتی از یک سحابی در اثر عواملی (خارجی یا داخلی) دچار تنش شده و در اثر این اختلال، حالت ثبات و پایداری خود را از دست می دهد؛ در این حال نیروی گرانشِ ناشی از خود ذرات و مواد سحابیِ مختل شده، باعث فروریزش (رمبش) ماده یِ سحابیِ آن قسمت بر روی خودش می شود و این قسمت از بقیه ی سحابی جدا می شود تا یک پیش ستاره را تشکیل دهد. با تراکم پیش ستاره (: قطعه ی جدا شده از سحابی) لحظه به لحظه نیروی گرانش قوی تر شده و در اثر تراکم بیشتر، دمای آن بالاتر می رود. تراکم به قدری ادامه می یابد تا زمانی که دمای مرکز پیش ستاره به مقدار لازم برای شروع واکنش های همجوشی هسته ای(یعنی ۱۴ میلیون کلوین) برسد و ستاره شروع به تولید انرژی و تابش آن کند. و این یعنی تولد یک ستاره!!

قسمتی از ناحیه مرکزی سحابی امگا

قسمتی از ناحیه مرکزی سحابی امگا

مبحث جذاب بالاموضوعی بود که برای هجدهمین جلسه ی دوره تکمیلی در خانه نجوم نجف آباد انتخاب کردم. برای این درس از ویژگی های یکی از تصویرهای هابل از قسمتی از سحابی امگا، استفاده کردم و ضمن بررسی آن موضوعات مختلفی که در شکل گیری ستارگان موثر هستند را بررسی کردیم:

انواع سحابی ها

ماده ی لازم برای تشکیل ستاره

آشنایی با ابعاد سحابی اولیه

مکانیزم های مختلفِ شروع فروریزش سحابیِ اولیه

تأثیر ستارگان جوان بر ساختار سحابی و تولد ستارگان :

موضوعات هیجان انگیزی بودند که با مشارکت فعال نجوم آموزان و شوق و انرژی فراوان آنها تدریس و بیان شد.

سحابی امگا در ناحیه ی مرکزی راه شیری قرار دارد و می توان آن را در قسمت بالایی صورت فلکی قوس مشاهده کرد:

سحابی امگا در کادر کوچک بالا مشخص شده است.

سحابی امگا در کادر کوچک بالا مشخص شده است

محمد همایونی