سياهچاله ها مترجم: لنا سجاديفرسياهچاله ها مناطقي از فضا مي باشند كه نيروي گرانش در آنجا به قدري زياد است كه هيچ چيز نمي تواند از آن منطقه بگريزد. سياهچاله ها قابل رويت نيستند و در واقع نامرئيند زيرا حتي نور نيز در دام آنها گرفتار مي شود. تشريح بنيادي سياهچاله ها بر اساس معادلات موجود درتئوري نسبيت عام آلبرت اينيشتين مطرح شد. اين تئوري در سال 1916 منتشر گرديد. خصوصيات سياهچاله ها نيروي گرانش نزديك يك سياهچاله بسيار قوي است چرا كه همه ذرات سياهچاله در يك نقطه در مركزآن متمركز شده اند. فيزيكدانان به اين نقطه، نقطه تمركز (singularity) مي گويند و بر اين باورند كه اندازه آن از هسته يك اتم نيز كوچك تر است. به سطح يك سياهچاله افق رويداد مي گويند. اين سطح يك سطح معمولي قابل ديدن يا لمس كردن نيست. در افق رويداد، كشش نيروي گرانش بينهايت قدرتمند است. يك شي در اين منطقه تنها براي يك آن مي تواند حضور داشته باشد و سپس در ذرات نورغرق شده و فرو مي رود. ستاره شناسان براي تعيين اندازه يك سياهچاله شعاع افق رويداد را اندازه مي گيرند. شعاع يك سياهچاله بر حسب كيلومتر برابر است با سه برابر جرم خورشيدي اجرام موجود در سياهچاله. جرم خورشيد برابر است با يك جرم خورشيدي. هيچ سياهچاله اي به طور دقيق هنوز كشف نشده. دانشمندان براي اثبات اين كه يك جرم فشرده يك سياهچاله است بايستي اثراتي را اندازه گيري كنند كه تنها يك سياهچاله قادر به اعمال و ايجاد آنها مي باشد. انحناي شديد موج نور و كند شدن بيش از حد زمان مي توانند دو نمونه از آثار وجود يك سياهچاله باشند. اما ستاره شناسان اجرام فشرده اي را پيدا كرده اند كه با كمي ترديد مي توان آنها را سياهچاله فرض نمود و ادامه اين مقاله نيز بر اساس اين يافته ها مي باشد. تشكيل سياهچاله ها طبق نظريه نسبيت عام، يك سياهچاله زماني ايجاد مي شود كه يك ستاره سنگين سوخت هسته اي خود را به اتمام مي رساند و پس از آن توسط نيروي گرانش خودش فشرده مي گردد. تا هنگاميكه ستاره در حال مصرف سوخت مي باشد، انرﮊي ناشي از آن تعادل ستاره را در برابر نيروي گرانش حفظ مي كند. پس از اتمام سوخت ستاره ديگر قادر به تحمل وزن خود نيست در نتيجه مركز ستاره دچار فروريختگي مي شود. اگر جرم مركز ستاره بيش از سه برابر جرم خورشيد باشد، ظرف كمتر از يك ثانيه درون نقطه تمركز فرو مي ريزد. سياهچاله هاي كهكشاني اغلب ستاره شناسان بر اين باورند كه كهكشان راه شيري— كهكشاني كه منظومه شمسي ما در آن قرار گرفته – شامل ميليونها سياهچاله است. دانشمندان تعدادي از آنها را در راه شيري پيدا كرده اند. اين اجرام در ستاره هاي دوتايي كه اشعه ايكس صادر مي كنند مي باشند. يك ستاره دوتايي، يك جفت ستاره اند كه دور يكديگر مي چرخند. در يك ستاره دوتايي كه شامل يك سياهچاله و يك ستاره معمولي است، ستاره در فاصله نزديكي از سياهچاله در گردش است. در نتيجه، سياهچاله گازهاي ستاره را به شدت به درون خود فرو مي برد. سايش و اصطكاك اتم هاي موجود در اين گازها در منطقه افق رويداد دماي گازها را به چندين ميليون درجه مي رساند. به دنبال آن، انرﮊي به صورت اشعه ايكس از اين گازها متشعشع مي گردد. ستاره شناسان اين تشعشعات را با استفاده از تلسكوپ اشعه ايكس تشخيص مي دهند. ستاره شناسان بر اساس دو دليل مي پذيرند كه يك ستاره دوتايي شامل سياهچاله مي باشد: 1- هر دوتايي كه يك منبع شديد و متغير از اشعه ايكس است. وجود اين اشعه ها اثبات كننده وجود يك ستاره فشرده است. اين ستاره فشرده ممكن است يك سياهچاله و يا جرمي با فشردگي كمتر يعني ستاره نوتروني باشد. 2- يك ستاره مرئي با چنان سرعتي در مدار خود در گردش است كه تنها يك جرم با سه برابر جرم خورشيد ممكن است عامل اين سرعت باشد. سياهچاله هاي عظيم الجثه دانشمندان بر اين باورند كه همه كهكشانها داراي يك سياهچاله عظيم الجثه در مركز خود مي باشند. گمان مي رود جرم هريك از اين سياهچاله ها بين يك ميليون تا يك بيليون جرم خورشيدي باشد. ستاره شناسان به اينكه اين سياهچاله ها بيليونها سال پيش در اثر گازهاي متمركز شده در مركز كهكشانها توليد شده باشند مظنون مي باشند. دلايلي قطعي وجود يك سياهچاله عظيم الجثه در مركز كهكشان راه شيري را اثبات ميكنند . ستاره شناسان بر اين باورند كه اين سياهچاله يك منبع عظيم از امواج راديويي به نام سگيتاريوس آ (Sagittarius A* (SgrA*)) مي باشد. مهمترين دليل براي اينكه ثابت نمايد SgrA يك سياهچاله عظيم الجثه است، سرعت حركت ستاره ها به دور آن است. سريعترين ستاره كه تا به حال در كهكشان راه شيري مشاهده شده هر 2/15 سال يكبار به دور SgrA با سرعت 5000 كيلومتر (3100 مايل) در ثانيه گردش مي نمايد. حركت اين ستاره، ستاره شناسان را متقاعد مي كند كه شئ سنگيني چندين ميليون برابر جرم خورشيد در مركز مدار اين ستاره وجود دارد. تنها جرم شناخته شده كه مي تواند به اين سنگيني باشد و در مركز مدار اين ستاره قرار بگيرد يك سياهچاله است.

ستارگان دنباله دار مهم
بیشتر مردم ستاره دنباله دار را تکه‌ای غبار آلود در آسمان تصور می‌کنند. ابتدا ستاره دنباله دار به صورت جسم تار و مه آلودی در آسمان می‌شود و به آرامی در میان ستارگان حرکت می‌کند و درخشانتر می‌گردد، سپس دوباره کم نور می‌شود و ناپدید می‌گردد. از تکه غبار آلود به تدریج دنباله‌ای خارج می‌شود که در جهت مخالف راستای خورشید کشیده شده است. همچنان که ستاره دنباله دار درخشانتر می‌شود، دم آن نیز درازتر می‌شود، بطوری که گاهی تا دور دستهای آسمان امتداد می‌یابد. سپس دنباله کوتاه و ناپدید می‌شود."دنباله" فقط یکی از ویژگیهای متعدد ستاره دنباله دار است. مردم در قدیم تصور می‌کرده‌اند که ستاره دنباله دار سر زنی است که موهای بلند او به عقب کشیده شده است. و در واقع نام ستاره دنباله دار از واژه‌ای یونانی به معنای "مو" گرفته شده است.
ستاره‌های دنباله دار بزرگ
ستاره های دنباله دار نیز مانند شهابوارها از لحاظ اندازه و شکل متفاوتند. برخی از ستاره‌های دنباله دار کاملا بزرگند. در سال 1811 ستاره دنباله دار عظیمی در آسمان ظاهر شد که سر آنرا ابری از غبار تشکیل می‌داد که از خورشید بزرگتر بود و طول دنباله آن به میلیونها کیلومتر می‌رسید. دنباله آن فقط از غبار پراکنده بسیار ناچیزی تشکیل شده بود، ولی باشکوه به نظر می‌رسید.ستاره‌های دنباله دار بزرگ دیگری در سالهای 1861 و 1882 و 1910 ظاهر شدند. ستاره‌های دنباله داری که در سالهای 1861 و 1910 ظاهر شدند دارای دنباله‌ای بودند که نیمی از آسمان را فرا گرفته بود. از سال1910 به بعد چند ستاره دنباله دار درخشان دیده شده است، ولی هیچ یک از آنها مانند غولهای قبل از 1910 نبودند. در واقع انسانهایی که اکنون زندگی می‌کنند به زحمت ستاره دنباله دار حقیقی باشکوهی را دیده‌اند.

دنباله دار هالی
پس از انکه ایزاک نیوتن در سال 1687 قانون جاذبه را کشف کرد، دوستش ادموند هالی به ستاره‌های دنباله دار علاقمند شد. در سال 1682 ستاره دنباله داری در آسمان ظاهر شد که همان مسیر ستاره‌های دنباله دار سالهای 1531 و 1607 را طی کرد. هالی با استفاده از قانون جاذبه نشان داد آنچه ستاره دنباله‌دار به نظر رسیده است در واقع یک ستاره دنباله دار بوده است که در مداری طولانی گرد خورشید دور می‌زند و تقریبا هر 76 سال یکبار ظاهر می‌شود.او پیش بینی کرد که ستاره دنباله دار مزبور در سال 1758بر خواهد گشت و در همان مسیر معمول آسمان را طی خواهد کرد. پیش بینی هالی تقریبا درست بود. در سال 1759 ستاره دنباله دار مزبور باز گشت و در نتیجه به ستاره دنباله دار هالی معروف شد. از آن زمان تا کنون ستاره مزبور در سالهای 1835 و 1910 و 1986 ظاهر شده است. هالی یک ستاره دنباله دار با دوره تناوب کوتاه است که بین مدار سیارات عطارد و زهره ، و در دورترین فاصله ، در فراسوی مدار نپتون قرار می‌گیرد. هالی تنها ستاره دنباله داری است که از هسته‌اش عکسبرداری شده است.در سال 1986، پنج فضا پیما به مطالعه این ستاره پرداختند، و یکی از آنها به نام جوتو توانست عکس واضحی از هسته آن بگیرد. پهنای سر ، گیسو ، ستاره دنباله دار هالی هنگام نزدیک شدن به خورشید چند صد هزار کیلومتر و طول دنباله‌ها چندین میلیون کیلومتر است.
ادموند هالی دانشمند انگلیسی است که بخاطر کارهایش در مورد ستاره‌های دنباله دار شهرت یافته است. در جوانی تحقیقاتش درباره مدارهای سیاره‌ای به او این امکان را داد تا بتواند مدار 24 ستاره دنباله دار را مشاهده کند. در این میان ، سه ستاره دنباله دار ، توجه وی را بیشتر به خود جلب کردند. او با بهره گرفتن از نظریه‌های اسحاق نیوتن (1727 ـ 1643) ، پیش بینی کرد که ستاره‌های دنباله دار رؤیت شده در سالهای 1531، 1682 در واقع یک ستاره بوده و اینکه این ستاره دنباله دار دوباره در سال 1758 از زمین قابل رؤیت خواهد بود.پیش بینی او به حقیقت پیوست و این ستاره دنباله دار به افتخار او ستاره دنباله‌دار هالی به نام نهاده شد. روز هشتم نوامبر سال 1656 در لندن متولد شده در مدرسه سنت پال به تحصیل می‌پردازد

زندگی ستاره
سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است. نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض و خرد کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ماده ستاره روبرو می‌شود، اما سرانجام ستاره تحلیل می‌رود. گرانش کنترل را بدست می‌گیرد و ستاره شکل کاملا متفاوتی با ستاره‌ای معمولی و سالم مانند خورشید به خود می‌گیرد. حتی اگر جرم ستاره بسیار زیاد باشد، ممکن است با تبدیل به یک سیاهچاله در اعماق فضا ناپدید شود.
گرانش یک ستاره
نیروی گرانش ، همواره جذب می‌کند و مایل است که ذرات ماده را همیشه به هم نزدیکتر سازد. ما به این سبب وزن داریم که جرم زمین جرم بدن ما را به طرف خود می‌کشد و در نتیجه نیروی گرانشی هر یک از اتمهای بدن ما ، اتمهای دیگر را به طرف خود می‌کشد. از آنجا که جرم یک ستاره معمولی بسیار زیاد است و حتی ممکن است یک میلیون بار بیشتر از جرم زمین باشد، گرانش درونی آن نیز بسیار شدید است.لحظه‌ای اعماق خورشید را مجسم کنید، فشار آن در یک دهمی فاصله سطح تا هسته تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است. در این فاصله ، فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید روبرو می‌شوند، هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز ستاره سرد می‌شود و بعد گرانش به نیروی مسلط تبدیل می‌شود. آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد.
مراحل مرگ ستاره
ستاره‌ای رو به مرگ ، مانند خورشید در هم فرو می‌رود تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این مرحله ، ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.
ستاره نوترونی
اگر جرم ستاره‌ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گزارد و متوقف نمی‌شود، آن قدر فرو ریزش ادامه می‌یابد که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر می‌رسد. در این نقطه ستاره گلوله‌ای است چگال از ذرات هسته‌ای که آن را ستاره نوترونی می‌نامند. یک فنجان از ماده آن یک میلیون میلیون تن وزن دارد. برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش تابشهایی در طول موج رادیویی گسیل می‌کنند، این گونه ستاره‌های نوترونی ، تپ اختر (پولسار) نام دارد. در قلب سحابی خرچنگ، تپ اختری وجود دارد که سی بار به دور خود می‌چرخد.
مرگ ستاره نوترونی
یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد. ستاره رو به مرگ ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود به‌صورت یک ابر نواخترشعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام کهکشانهاپیشی می‌گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی پدید می‌آید. جرم ستارگان نوترونی نمی‌تواند بیشتر از دو برابر جرم خورشید باشد.یک ستاره رو به مرگ مثلا با جرم ده برابر جرم خورشید ، چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می‌گیرد که هیچ نیرویی نمی‌تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره‌ای منقبض می‌شود (رمبش ستاره)، به اندازه حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر از سرعت نور می‌رسد.
.

خورشید
خورشید ستاره‌ای است از ستارگان رشته اصلی که 5 میلیارد سال از عمرش می‌گذرد. این ستاره کروی شکل بوده و عمدتا از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. وسعت این ستاره 1.4 میلیون کیلومتر (870000 مایل) است. جرم این ستاره 7 برابر جرم یک ستاره معمولی بوده و همچنین 750 برابر جرم تمام سیاراتی است که به دورش می‌چرخند. در هسته خورشید ، جرم توسط واکنشهای هسته‌ای تبدیل به تشعشعات الکترومغناطیسی که نوعی انرژی هستند، می‌شود. این انرژی به سمت بیرون تابانده شده و باعث درخشنگی خورشید می‌گردد. سایر اجسام آسمانی موجود در منظومه شمسی که توسط جاذبه خورشید در مدارهایشان قرار گرفته‌اند نیز گرمایشان را از این انرژی می‌گیرند.
مواد تشکیل دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می‌شوند. اما چنین به نظر می‌رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد، چرا که بیشتر نوری که به زمین می‌رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می‌شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. بالای سطح خورشید ، کروموسفر یا رنگین کره و هاله خورشیدی قرار دارند که با همدیگر جو خورشید را تشکیل می‌دهند.مرکز خورشید مانند کوره‌ای هسته‌ای است با دمای 15 میلیون درجه سانتیگراد (27 میلیون درجه فارنهایت) که چگالی‌اش 160 برابر آب می‌باشد. تحت چنین شرایطی هسته‌های اتم هیدروژن باهم ترکیب شده و تبدیل به هسته‌های هلیووم می‌شوند. در این حین، 0.7 درصد جرم ترکیب شده ، تبدیل به انرژی می‌شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه در مرکز خورشید ترکیب می‌شوند، 3.9 میلیون تن به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی ، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. مسیر نامنظم 2 میلیون سال طول می‌کشد تا انرژی تولید شده در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت نور و گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه ، این انرژی به زمین می‌رسد.هنگامی که خورشید منبسط می شود تا تبدیل به یک غول سرخ شود، قطرش حدود 150برابر بزرگتر خواهد شد. گازهای منبسط شده و داغ، رنگ زرد و حرارت خود را از دست داده و قرمز رنگ و سرد خواهند شد. اما بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشید،درخشندگی آن 1000برابر افزایش یافته و نور بیشتری ساطع خواهد کرد.

زبانه‌ها و شعله‌های خورشیدی
زبانه حلقوی در شکل پایین ، خطوط میدان مغناطیسی ، دو لکه خورشیدی را به هم متصل کرده است. در سال 1973 ، یک زبانه خورشیدی (سمت چپ تصویر) 000/588 کیلومتر (365.000 مایل) از سطح خورشید را پوشاند. اغلب فعالیتهای شدید خورشید در نزدیکی لکه‌های خورشیدی رخ می‌دهند. شعله‌های خورشیدی ، جرخه‌هایی از انرژی هستند که عمر چند ساعته دارند، این شعله‌ها هنگامی بوجود می‌آیند که مقدار زیادی انرژی مغناطیسی بطور ناگهانی آزاد شود. زبانه‌های خورشیدی ، فوارانهایی از گاز مشتعل هستند که ممکن است صدها هزار کیلومتر در فضا پیش بروند. میدان مغناطیسی خورشید می‌تواند زبانه‌های حلقوی را هفته‌ها در فضا پیش بروند معلق نگاه دارد.

باد خورشیدی
هاله (جو بیرونی) خورشید حاوی ذراتی است که انرژی کافی برای فرار از جاذبه خورشید را دارند. این ذرات بصورت مارپیچی با سرعتی معادل900 کیلومتر (560 مایل) در ثانیه از خورشید دور شده و باد خورشیدی را بوجود می‌آورند. این ذرات در همان مسیرهای میدان مغناطیسی خورشید حرکت می‌کنند و از آنجا که دارای بار الکتریکی هستند، منظومه شمسی را پر از جریانات الکتریکی می‌کنند. ناحیه فعالیتهای خورشیدی ، هلیوسفر (کره خورشیدی) نامیده می‌شود. باد خورشیدی در هر ثانیه حدود یک میلیون تن هیدروژن حورشید را از بین می‌برد. 100000 میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام جرم خورشید را در فضای بین سیاره‌ای پخش کند، اما طول عمر طبیعی خورشید فقط 10 میلیارد سال است.
مسیر نامنظمدو میلیون سال طول می کشد تا انرژی تولید شدهدر مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورتنورو گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقهاین انرژی به زمین می رسد.

چرخه‌ها و لکه‌های خورشیدی
حرکت وضعی خورشید باعث ایجاد میدان مغناطیسی می‌شود، مناطق استوایی خورشید سریعتر از مناطق قطبی آن چرخیده و این امر باعث می‌شود که خطوط میدان مغناطیسی درون خورشید حلقه بزنند. این خطوط در صورت خروج از سطح خورشید ، باعث فعالیتهای خورشیدی نظیر لکه‌های خورشیدی ، شعله‌ها و زبانه‌های خورشیدی می‌شوند. این فعالیتها ، بخصوص لکه‌های خورشیدی ، چرخه‌ای 11 ساله دارند.
مرگ خورشید 5 میلیارد سال بعد ، بیشتر هیدروژن موجود در هسته خورشید گداخته شده و صرف تهیه هلیوم خواهد شد. در آن زمان ، جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار ، دمای آنرا افزایش خواهد داد. هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد. انرژی حاصل از این گداخت هسته‌ای در پوسته ، باعث انبساط لایه‌های خارجی خواهد شد و سیارات عطارد و زهره را ذوب می‌کند و آنها را در بر می‌گیرد. انبساط خورشید تا مدار زمین متوقف شده و حرارتش تمام موجودات زنده را از بین می‌برد. بعد از آن خورشید تبدیل به یک غول سرخ می‌شود. سپس ، لایه‌های خارجی در فضا پخش شده و یک سحابی سیاره‌ای تشکیل خواهند داد. هسته نیز بصورت یک ستاره کوتوله سفید باقی مانده و بتدریج از بین خواهد رفت. پس می‌توان گفت که با فرا رسیدن مرگ خورشید ، مرگ زمین و تمام موجودات این سیاره فرا می‌رسد

ستاره

با چشم غير مسلح در يك شب تاريك و بدون ماه و در هواي صاف مي توان حدود 2500 ستاره را در آسمان شناسايي كرد. با دوربين يا تلسكوپ مي شود ميليون ها ستاره را تشخيص داد. از سياره هاي منظومه شمسي خودمان نظير (زهره) و (زحل) كه چشم پوشي كنيم تمامي اين ستارگان دوردست خورشيدها يا به عبارت ديگر گلوله هاي گازي پر حرارتي هستند كه در سطح خود مي توانند تا هزاران درجه و در درون خود تا ميليون ها درجه حرارت داشته باشند. در حقيقت بعضي از آنها با شدتي ده هزار برابر خورشيد ما مي درخشند و برخي از آن ها هم خيلي كم نورتراز ستاره مركزي منظومه ما هستند. ولي تمام ستارگان در يك مورد مشتركند: آن ها در ژرفاي درون خود از طريق تبديل هيدروژن به هليم انرژي هسته اي توليد مي كنند اين چشمه جوشان و پايان ناپذير انرژي- به ستارگان كمك مي كند كه عمري بسيار طولاني داشته باشند. مثلا خورشيد با مواد سوختني كه دارد 10 ميليارد سال عمر خواهد كرد. انرژي ايجاد شده در مركز ستاره به خارج منتقل مي شود و از سطح ستاره به شكل پرتوهاي ماوراي بنفش - رونتگن - ذره اي - نوري - گرمايي و امواج راديويي انتشار مي يابد. برخي از ستارگان در پايان عمر خود از طريق انفجارهاي بسيار عظيم از بين مي روند. آنگاه از آن ها فقط گوي هاي مادي كوچك و كاملا در هم فشرده اي باقي مي ماند كه در علم ستاره شناسي ( كوتوله هاي سفيد ) ( ستاره نوتروني) و

يا (سياهچاله) ناميده مي شوند.