تایش سنکروترون

این تابش را نخستین بار در سال ۱۹۴۸، فرانک الدر (Frank Elder)، روبرت لانگمویر (Robert Langmuir) و هربرت پولک (Herbert Pollack)، در هنگام آزمایش با یک سنکروترون الکترونی مشاهده کردند. در این دستگاه، الکترون در یک میدان مغناطیسی تا انرژی‌های نسبیتی شتاب می‌گرفت. آن‌ها متوجه شدند که الکترون در راستای لحظه‌ای حرکت خود و در یک مخروط باریک، نور مرئی تابش می‌کند. در اخترفیزیک، نخستین بار از تابش سنکروترون برای توضیح گسیل رادیویی راه شیری، سخن به میان آمد. این گسیل رادیویی را کارل جانسکی در سال ۱۹۳۱کشف کرده بود. طیف و دمای درخشایی بالای این تابش (بیش از ۱۰۵ کلوین) با گسیل معمولی آزاد-آزاد گرمایی ناشی از گاز یونیده هم‌خوانی نداشت. در سال ۱۹۵۰، هانس آلفوِن (Hannes Alfvèn) و نیکلای هرلُف‌سان (Nicolai Herlofson)، به همراه کارل اوتو کیپن‌هوور (Karl-Otto Kiepenheuer) پیشنهاد کردند که زمینه‌ی رادیویی کهکشان به‌دلیل تابش سنکروترون می‌باشد. کیپن‌هوور اعتقاد داشت که الکترون‌های پرانرژیِ پرتو کیهانی در میدان مغناطیسی ضعیف کهکشان، تابش رادیویی گسیل می‌دارند. این توضیح درست از آب درآمده است. تابش سنکروترون، یک فرایند گسیل مهم در باقی‌مانده‌های ابرنواختری، کهکشان‌های رادیویی و اختروش‌ها نیز می‌باشد. این یک فرایند تابشی غیر گرمایی است، به عبارتی، انرژی الکترون‌‌‌‌‌‌‌‌های تابش کننده ناشی از حرکات گرمایی نیست.
 
 
 
کتاب مبانی ستاره‌شناسی صفحه ۳۴۰ و ۳۴۱
برچسب‌ها: کتاب مبانی ستاره‌شناسی, محیط بین‌ستاره‌ای, Fundamental Astronomy
+ نوشته شده در سه شنبه بیست و سوم آبان ۱۳۹۱ ساعت 6:20 توسط شاه علی  | 

تشکیل پیش‌ستاره

جرم راه شیری، حدود 100 میلیارد برابر جرم خورشید است. با توجه به سن حدود 10 میلیارد ساله­ی آن، ستارگان با نرخ میانگین ۱۰ جرم خورشید در سال ساخته می­شوند. البته این برآورد، تنها یک حد بالا برای نرخ کنونی است؛ چرا که نرخ تشکیل ستارگان در گذشته، باید بسیار بالاتر بوده باشد. با توجه به اینکه طول­عمر ستاره­های رده­ی O تنها حدود یک میلیون سال است، بر مبنای تعداد ستارگان مشاهده شده در این رده می­توان به برآورد بهتری از نرخ تشکیل ستارگان دست یافت. نتیجه آنکه در حال حاضر، تنها با نرخ حدود سه جرم خورشید در سال، ستارگان جدید راه شیری در حال شکل­گیری هستند.

عقیده بر این است که هم­اکنون ستاره­ها در ابرهای وسیع و متراکم بین­ستاره­ای، که بیش‌تر در بازوهای مارپیچ کهکشان جای گرفته­اند، به­وجود می­آیند. یک ابر، تحت گرانش خود، شروع به انقباض می­کند و به چند پاره تقسیم می­شود. هر کدام از این پاره­ها یک پیش­ستاره خواهند بود. از مشاهدات چنین برمی­آید که ستاره­ها به­صورت گروهی به­وجود می­آیند و نه به تنهایی. ستاره­های جوان در خوشه­های باز و جمع­های غیرمتراکم ستاره­ای یافت می­شوند. این خوشه­ها و جمع­های ستاره­ای نوعاً چند صد ستاره را در بر می­گیرند که باید همزمان به­وجود آمده باشند.
 
 
کتاب مبانی ستاره‌شناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه ۳۳۷
برچسب‌ها: محیط بین‌ستاره‌ای, کتاب مبانی ستاره ­شناسی, Fundamental Astronomy
+ نوشته شده در سه شنبه چهارم مهر ۱۳۹۱ ساعت 19:33 توسط شاه علی  |