• بازدید : 84 views
  • بدون نظر
با سلام، محصولی را که مشاهده می کنید پایان نامه در زمینه نجوم با موضوع بررسی سیر تحولات ستارگان می باشد. ستاره شناسی می تواند به دو روش مورد بررسی قرار گیرد : یکی به عنوان قدیمی ترین دانش مشاهده ای که درباره ی آسمان پر ستاره بحث می کند؛ دیگری به عنوان جوانترین علم هنگامی که با  اختر فیزیک نظری ترکیب شود. ستاره شناسی و اختر فیزیک پهنه کیهان را می پوشانند. از سیارات نزدیک تا اختروش های دور قابل دسترس . در حقیقت ستاره شناسی و اختر فیزیک در تمام ازمنه از آغاز جهان تا پایان ممکن را دربرمی گیرد. بنابراین ستاره شناسی هم کیهان و هم بشر را در زمان و همچنین در فضا در نظر می گیرد.
  • بازدید : 61 views
  • بدون نظر

دانلود رایگان تحقیق بررسی سیر تحولات ستارگان-خرید یانترنتی تحقیق بررسی سیر تحولات ستارگان-دانلود رایگان پایان نامه سیر تولات ستارگان-تحقیق بررسی سیر تحولات ستارگان

این فایل در ۱۷۰صفحه قابل ویرایش تهیه شده وشامل موارد زیر است:

  • بازدید : 59 views
  • بدون نظر
دانلود رایگان تحقیق ستاره شناسی(نجوم)-خرید اینترنتی تحقیق ستاره شناسی(نجوم)-دانلود رایگان مقاله ستاره شناسی(نجوم)-تحقیق ستاره شناسی(نجوم)

این فایل رد ۲۰صفحه قابل ویرایش تهیه شده وشامل موارد زیر است:
ستاره شناسی ، علمی است که با مشاهده و توضیح وقایعی که در خارج از زمین و جو آن رخ می‌دهد سر و کار دارد. این علم منشا پیدایش و خواص فیزیکی و شیمیائی اشیائی که قابل مشاهده در آسمان بوده (و خارج زمین قرار دارند) و همینطور فرآیندهای منتجه از آنها را مطالعه می‌کند. 
تقسیمات ستاره شناسی 
ستاره شناسی به چند شاخه تقسیم می‌گردد. اولین تقسیم بندی بین ستاره شناسی نظری و ستاره شناسی شهودی می‌باشد. مشاهده گرها روشهای مختلفی را برای جمع آوری اطلاعات درباره حوادث بکار می‌برند، اطلاعاتی که بعدا توسط نظریه پردازان برای ایجاد تئوریها و مدلهایی ، برای شرح مشاهدات و پیش بینی حوادث جدید بکار می‌رود. حوزه‌های مطالعه همچنین به دو طریق دیگر تقسیم بندی می‌شوند: موضوعی ، که معمولا به منطقه فضا (مثلا ستاره شناسی کهکشانی) یا مسائل اشاره شده (مانند تشکیل ستاره یا کیهان شناسی) بستگی دارد؛ یا به روش مورد استفاده برای گرد آوری اطلاعات (بطور مبنائی ، چه ناحیه‌ای از طیف الکترومغناطیس استفاده می‌شود). در حالیکه تقسیم بندی اولیه به هر دوی مشاهده گر و نظریه پرداز مربوط می‌شود، دومی مربوط به مشاهده گرهاست(نه کاملا) ، چون نظریه پردازها سعی می‌کنند از اطلاعات موجود در تمامی طول موجها استفاده کنند و مشاهده گرها اغلب بیش از یک منطقه از طیف را مشاهده می‌کنند. 
تقسیم بندی بر اساس موضوع یا مسائل اشاره شده 
اجرام آسمانی 
تاریخچه نجوم 
محاسبات نجومی: مطالعه مکان اشیاء در آسمان و تغییر مکان آنها، که سسیستم مختصات مورد استفاده و علم حرکت اجرام در کهکشان را تعیین می‌کند. 
کیهان شناسی: مطالعه کیهان به عنوان یک کل و تکامل آن. 
ستاره شناسی کهکشانی: مطالعه ساختمان و اجزاء کهکشان ما و سایر کهکشانها. 
ستاره شناسی برون کهکشانی: مطالعه اجرام (عمدتا کهکشانها) خارج از کهکشان ما. 
شکل گیری کهکشان و تکامل: مطالعه شکل گیری کهکشانها و تکامل آنها. 
علوم سیاره‌ای: مطالعه سیارات منظومه شمسی. 
ستاره شناسی ستاره‌ای: مطالعه ستارگان. 
تکامل ستاره‌ای: 
مقدمه 
یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه دیگر پارامترهای آن مورد محاسبه قرار می‌گیرد، فاصله آن از ما است. از روی فاصله اجسام می‌توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید. از گذشته‌های دور برای محاسبه فاصله اجرام آسمانی روشهایی ابداع شده بود. اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دورتر از سیاره‌های مریخ و مشتری جواب نمی‌دادند؛ زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود. اما این روشها با گذر زمان پیشرفت کرد و روشهای جدیدی بوجود آمدند. در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روشهای اندازه گیری اشاره می‌کنیم. 
اختلاف منظر طیفی 
ستارگان بر اساس دمای سطحی و شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می‌شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می‌کند و با دانستن نوع طیف ستاره می‌توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد. نموداری به نام هرتز پرونگ – راسل (H – R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می‌کند. از روی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می‌توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد. با بدست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده‌ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله جرم محاسبه می‌شود.
در این فرمول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم است که بوسیله فوتومتری از روی زمین تعیین می‌شود. به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می‌گویند. این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیتهایی دارد، ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است. زیرا تا حدود فاصله دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می‌کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است، اما در مورد خوشه‌ها و کهکشانها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده ار این روش دقت کمی دارد. 
 
استفاده از متغیرهای قیفاووسی و ابر نواختران 
متغیرهای قیفاووسی و ابرنواختران از شاخصهای اندازه گیری فاصله هستند، زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد. متغییرهای قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه فاصله کهکشانها هستند. اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواخترهای گروه I) a) می‌توانند فاصله اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند. زیرا درخشندگی این ابرنواختران به قدری زیاد می‌شود که می‌توان آنها را از فواصل دور نیز رصد کرد. برای مثال در سال ۱۹۹۲ یک تیم از اخترشناسان از تغییرهای قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله آن از زمین استفاده کردند.
آنها برای این منظور از تلسکوپ فضایی هابل بهره جستند. در ۲۰ نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکسبرداری کردند. با مقایسه عکسها با یکدیگر آنها ۲۷ متغییر را در عکسها شناسایی کردند. با رصدهای متوالی از آن متغییرها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند، سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می‌دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می‌کنند. اگر مقدار آهن زیاد باشد متغییر I) a) است و کم باشد از نوع II است.
از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می‌کنند و دوره تناوب آن را بدست می‌آورند. همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییرها رابطه مستقیم دارد. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می‌آید. با قرار دادن دوره تناوب متغییر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (I)یا (II) می‌توان درخشندگی مطلق آن را بدست آورد. از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و (در پایه ۲٫۵۴) تغییر می‌کند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می‌توان قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد. حال با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رابطه مودال فاصله ، فاصله بدست می‌آید:
رصدآسمان شب
آسمان شب یکی از نعمت های طبیعت که خداوند آن را در اختیار بشر قرار داده تا بتواند با آن رابطه برقرار کند و از آن به عنوان راهنما و آزمایشگاه نجومی استفاده کند. آسمان شب، این طبیعت فراموش شده، بیش از ۴۵۰۰ سال است که مورد توجه بشر قرار می گیرد و این آثار باستانی از دیرباز تا کنون مورد کاوش انسان قرار گرفته است. 
ما در این مقوله می خواهیم شما را با چگونگی رصد اجرام آسمانی آشنا کنیم تا بتوانید حتی بدون استفاده از هرگونه ابزار، صور فلکی، سیارات و ستارگان مهم را رصد کنید. این روش به گونه ای انتخاب شده که می تواند به کسانی که در آغاز فعالیت رصدی خود هستند، کمک کند. 
چگونه به ستارگان نگاه کنیم؟ 
برای شروع ستاره شناسی و مشاهده ستارگان، به چیزی بیش از چشمانتان و یک دوربین دوچشمی مناسب احتیاج ندارید. کافی است که نقشه آسمان شب را مطابق با جهت جغرافیایی آسمان محل خود قرار داده و به کمک آن به شناسایی و رصد ستارگان بپردازید. اما برای مشاهده دقیق برخی از اجرام مانند سحابی ها و کهکشان ها به ابزار اپتیکی نیاز داریم. زیرا این ابزار می توانند نور بیشتری را نسبت به چشمانمان جمع آوری می کنند و همچنین قادر به بزرگنمایی هستند. دوربین دوچشمی و تلسکوپ دو ابزار اپتیکی پرکاربرد در این زمینه هستند که هر کدام خصوصیت منحصر به خود را دارد
  • بازدید : 54 views
  • بدون نظر
این فایل در ۳صفحه قابل ویرایش تهیه شده وشامل موارد زیر است:

ستارگان اجرامي هستند آسمان ي که داراي منبع انرژي بوده (به سه صورت انرژي گرانشي ، حرارتي و هسته اي) و اين انرژي را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطيسي خرج مي کند(از امواج راديويي تا اشعه گاما)

بطور کلي ستارگان داراي مراحل مختلف جنيني ، کودکي و جواني و پيري هستند. پس از اکتشاف برابري جرم و انرژي توسط انيشتين ، دانشمندان تشخيص دادند، که کليه ستارگان بايد تغيير و تحول يابند. هر ستاره هنگامي که نور (انرژي) پخش مي کند، مقداري از ماده خويش را مصرف مي کند. ستارگان هميشگي نيستند، روزي به دنيا آمده اند و روزي هم از دنيا خواهند رفت. ستارگان گويهاي بزرگي از گاز بسيار گرم هستند که بواسطه نورشان مي درخشند.
در سطح دماي آنها هزاران درجه است و در داخل دمايشان بسيار بيشتر است. در اين دماها ماده نمي تواند به صورتهاي جامد يا مايع وجود داشته باشد. گازهايي که ستارگان را تشکيل مي دهند بسيار غليظتر از گازهايي هستند که معمولا بر سطح زمين وجود دارند. چگالي فوق العاده زياد آنها در نتيجه فشارهاي عظيمي است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت مي کنند، اما حرکت آنها به آساني مشهود نيست. در يک سال هيچ تغييري را در وضعيت نسبي آنها نمي توان رديابي کرد، حتي در هزار سال نيز حرکت قابل ملاحظه اي در آنها مشهود نمي افتد.

نقش و الگوي آنها در حال حاضر کم و بيش دقيقا همان است که در هزار سال پيش بود. اين ثبات ظاهري در نتيجه فاصله عظيمي است که ميان ما و آنها وجود دارد. با اين فواصل چندين هزار سال

طول خواهد کشيد تا تغيير قابل ملاحظه اي در نقش ستارگان پديد آيد. اين ثبات ظاهري مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فيزيکدانان بر اين باورند که در بعضي کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شيري ، ستارگان نوزاد بسياري در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار مي دارند تکامل ، تخريب و محصول نهايي يک ستاره ، به جرم آن بستگي دارد. در واقع سرنوشت نهايي ستاره که تا چه مرحله اي از پيشرفت خواهد رسيد با جرم ستاره ارتباط مستقيم دارد.

● نحوه تشکيل ستاره

گوي آتشين مورد نظر در نظريه انفجار بزرگ ، حاوي هيدروژن و هليوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباري در فضا بصورت پلاسماي فضايي متشکل از ذرات بسياري از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نيز مقداري يونهاي هليوم به بيرون تراوش مي کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخي سحابيها شکل مي گيرند. اين مواد متراکم رشد کرده و توده هاي عظيم گازي را بوجود مي آورند که تحت عنوان پيش ستاره ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل مي شوند. بسياري از اين توده ها در اثر نيروي گرانش و گريز از مرکز بزرگ و کوچک مي شوند، که اگر نيروي گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ريزش ستاره مطرح مي شود و اگر نيروي گريز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشي ستاره و شکل گيري اقمار و سيارات مي رود.

● مقياس قدري

همه ستارگان به شش طبقه روشنايي که قدر ناميده مي شود، تقسيم شده اند. روشنترين ستارگان داراي قدر اول و کم نورترين ستارگان که توسط چشم غير مسلح قابل روءيت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقيه ستارگان داراب قدرهاي بين ۱۶ – ۱ هستند. قدر يک ستاره عبارت است از: سنجش لگاريتمي از روشنايي ستارگان ، اگر قدر يک ستاره را با m نمايش دهيم، داريم:

ـ (قدر ظاهري) ۲.۵logL + Cte = m-

ـ که مقدار ثابت Cte همان صفر مقياس قدري است.

● روشنايي ستاره

مقدار انرژي تابيده شده از ستاره به واحد سطح زمين را روشنايي يکم ستاره مي نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدري) را طوري انتخاب مي کنند که قدر ستاره &#۹۴۵; چنگ رومي (Vega) برابر صفر شود. علامت منفي در فرمول نشان مي دهد که قدر روشنايي ستاره بالا باشد، داراي قدر پايين خواهد بود.

● ستارگان اصلي

ستارگان اصلي ، ستارگاني هستند که در نوار باريکي قرار مي گيرند که از گوشه چپ بالا تا گوشه راست پايين کشيده شده است. ستارگان داغ و نوراني در گوشه چپ بالا و ستارگان سرد و کم نور در گوشه راست پايين جاي دارند. ستارگان سري اصلي در حالت تعادل هستند. ستاره هاي آبي ، سفيد ، زرد و قرمز در اين سري هستند.
● دماي ستارگان
▪ دماي سطح ستارگان داغ آبي رنگ ، ۲۰۰۰۰ درجه کلوين است. آنها بسيار سنگينتر و داغتر هستند.
▪ دماي سطح ستارگان سفيد در حدود ۹۰۰۰ درجه کلوين است.
▪ ستارگان زرد ، سرد هستند و دمايشان به ۶۰۰۰ درجه کلوين مي رسد.

▪ خورشيد ما ، يکي از ستارگان زرد سري اصلي است. دما در سطح خورشيد ۶۰۰۰ درجه کلوين است. بنابراين انتظار مي رود که دما در مرکز خورشيد به مراتب از ۲x۱۰۶ درجه کلوين بيشتر باشد.
▪ ستارگان قرمز ، کوچکترين و سردترين ستارگان اصلي هستند و دمايشان ميان ۲۲۰۰ تا ۲۷۰۰ درجه کلوين است.
● غولها و ابرغولها
غولها و ابرغولها در بيرون سري اصلي جاي دارند. آنها بطور غير معمولي ، پر جرم و نوراني هستند. هسته آنها فرو ريخته و اکنون در لايه هاي بيروني ستاره ، ماده به انرژي تبديل مي شود. رنگ غولها ممکن است قرمز يا زرد باشد. ابرغولها به رنگ سفيد ، آبي ، زرد يا قرمز هستند. آنها کميابتر از غولها هستند.
● کوتوله هاي سفيد
کوتوله هاي سفيد نيز در بيرون سري اصلي واقع هستند. آنها کم نور بوده و ماده بسيار فشرده اي دارند. شانزده و نيم سانتيمتر مکعب از ماده آنها حدود يک تن جرم دارد. در اين ستاره ها تغييرات انرژي بسيار کمي صورت مي گيرد.
● ستارگان متغير
ستارگان متغير نورانيت متغيري دارند. آنها شامل نواختران و ابر نواختران ، قيقاووسيها و دوتاييهاي گرفتگي هستند. نورانيت نواختران و ابر نواختران ناگهان چندين قدر افزايش مي يابد و سپس به تدريج به حالت اول بر مي گردد. به نظر مي رسد که نواختر مرحله اي است که ستاره فرو مي ريزد تا به کوتوله سفيد تبديل شود. ابر نواختران بسيار پر جرم تر از نواختران هستند.
برخي از آنها ممکن است بعد از اوج نورانيت ، آنقدر کم نور شوند که ديگر به چشم نيايند. برخي ديگر ، در اثر انفجار ، مقادير زيادي ماده به فضا مي پراکنند. سحابي خرچنگ باقيمانده انفجار يکي از ابر نواخترها است. در دو هزار سال گذشته تنها انفجار شش يا هفت ابر نواختر گزارش شده است. قيفاووسيها ستارگان متغير ديگري هستند که لايه بيروني آنها بطور متناوب منبسط و منقبض مي شود.
دماي سطح ستاره به هنگام انقباض ، افزايش مي يابد. اختلاف دما در اين حالت از ۷۰۰ تا ۱۲۰۰ درجه کلوين است. قيفاووسيهايي که دوره تناوبشان بلند است، نوراني هستند و برعکس ، آنهايي که دوره تناوب کوتاهتري دارند ، کم نور و کوچک اند. از اينرو ، اخترشناسان مي توانند از دوره تناوب قيفاووسيها به نورانيت واقعي آنها پي ببرند و به عنوان مقياسي براي اندازه گيري فاصله مورد استفاده قرار دهند.
● دوتاييهاي گرفتگي
دوتاييهاي گرفتگي منظومه هايي از دو يا چند ستاره هستند که به دور مرکز جرم مشترکشان مي گردند. در بيشتر حالتها ، يک ستاره کم نور و کم جرم بوده و ستاره ديگر پر نور و بزرگ است. هنگامي که ستاره کم نور از مقابل ستاره ديگر مي گذرد، جلو نور آن را مي گيرد و از اينرو ستاره بزرگ کم نور ديده مي شود.

عتیقه زیرخاکی گنج