ستاره‌ها با جرم، سن و ترکیباتشان قابل توصیف هستند. با در نظر گرفتن این نکته باید عنوان کرد که تفاوت‌های قابل ملاحظه‌ای در این پارامترها بین ستارگان کهکشان راه شیری در بخش‌های مختلف وجود دارد. در این بخش در مورد ماهیت این تفاوت‌ در ستارگان کهکشان راه شیری و آنچه در زمینه تکامل شناخت راه شیری لازم است می‌آموزیم.

ستارگان کهکشان راه شیری

در حدود $$10^{11}$$ ستاره در راه شیری وجود دارد و از آنجا که اجرام کیهانی معمولا به شکل ضریبی از جرم خورشید که برابر با $$M_{⨀}\approx 2\times 10^{30}\ kg$$ است، معرفی می‌شوند؛ ستارگان کهکشان راه شیری جرمی در حدود $$10^{11}M_{⨀}$$ دارند که تقریباً یک دهم جرم ماده تاریک است.

عمده ستارگان کهکشان راه شیری دیسک کهکشانی را اشغال کرده‌اند. ستاره‌ها از حیث جرم یا سن و یا ترکیبات شیمیایی‌شان با یکدیگر متفاوت هستند. این تفاوت‌ها عامل اصلی سایر تفاوت‌ها از قبیل درخشش و دمای ستارگان است. طیفی بندی یک ستاره ویژگی مهم آن است که رابطه نزدیکی با دمای ستاره دارد.

با توجه به کاهش دمای روی سطح ستاره گروه‌های طیفی ستاره‌ای عبارت از O، B، A، F، G، K و M هستند.

درخشان‌ترین ستارگان کهکشان راه شیری، بزرگ و آبی-سفید هستند که به گروه O و B تعلق دارند. اما اغلب ستارگان کهکشان راه شیری کوچک، کم نور و قرمز هستند و به گروه M تعلق دارند.

ستارگان کهکشان راه شیری از ابرهای عظیم گاز تشکیل شده‌اند و بخش عمده زندگی درخشان خود را به عنوان ستارگان رشته اصلی می‌‏گذرانند، بقای این ستاره‌ها با تبدیل هیدروژن به هلیم در هسته مرکزی‌شان رخ می‌دهد.

مراحل بعدی تکامل یک ستاره بستگی به جرم آن ستاره (هرچه جرم ستاره بیشتر باشد عمر آن کوتاه‌تر خواهد بود) دارد، اما در بیشتر موارد تکامل ستارگان کهکشان راه شیری شامل بزرگ شدن ستاره و تشکیل یک ستاره عظیم و درخشان و تبدیل هلیوم به طیفی از عناصر سنگین‌تر است.

ستارگان کهکشان راه شیری در سه بخش اصلی راه شیری (هاله ستاره‌ای، دیسک، برآمدگی میانی) قرار دارند، اما سوال این است که آیا این ستاره‌ها از نظر جرم، سن و ترکیبات نزدیک به هم هستند؟

مشاهدات نشان می‌دهد که پاسخ منفی است. مشخص شده است که هاله ستاره‌ای و برآمدگی میانی راه شیری دربردارنده ستاره‌‏های قدیمی‌تری نسبت به دیسک هستند و ستارگان هاله ستاره‌ای عناصری سنگین‌تر از هلیم در اختیار دارند.

این تفاوت‌ها بین ستارگان کهکشان راه شیری منجر به تعریف طبقات مختلف ستاره‌‏ای شده است که به این طبقات مختلف جمعیت‌های ستاره‌ای می‌گویند. بررسی تفاوت‌های جمعیت‌های ستاره‌ای اطلاعات فراوانی در زمینه ماهیت و تکامل راه شیری در اختیار ما قرار می‌دهد.

برای آشنایی بیشتر با ویژگی‌های ستارگان، می‌توانید فیلم آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی را مشاهده کنید که توسط فرادرس ارائه شده، لینک این آموزش در ادامه آورده شده است.

  • برای دیدن فیلم آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی کلیک کنید.

خوشه‌های کروی ستاره‌ای چه هستند؟

اولین مدرکی که وجود تفاوت‌های سیستماتیک در ویژگی‌های ستاره‌ها در بخش‌های مختلف راه شیری را اثبات می‌کند از مقایسه تصویر کهکشان خودمان با کهکشان مارپیچی مجاور M31 (آندرومدا) بدست می‌آید.

اما پیش از آنکه نتایج این مقایسه را شرح دهیم لازم است اطلاعاتی در مورد خوشه‌های کروی ستاره‌ای که به نام خوشه‌های کروی نیز شناخته می‌شوند، بدانیم. خوشه‌های کروی مجموعه‌هایی فشرده و متراکم از $$10^{4}$$ تا $$10^{6}$$ ستاره بسیار پیر هستند که در یک ناحیه کروی از فضا که اندازه آن کمتر از $$50\ pc$$ است قرار گرفته‌اند.

حدود $$\frac{2}{3}$$ خوشه‌های ستاره‌ای در هاله ستاره‌ای و $$\frac{1}{3}$$ آن‌ها در دیسک راه شیری قرار دارند. با آنکه خوشه‌های ستاره‌ای به راحتی قابل تشخیص هستند اما تنها $$1\%$$ از مجموع ستاره‌های هاله ستاره‌ای را در بر می‌گیرند.

نحوه توزیع خوشه‌های کروی ستاره‌ای در راه شیری در تصویر (۲) نمایش داده شده است که تصویر مناسبی از شکل هاله ستاره‌ای و تفاوت اساسی آن با دیسک راه شیری را نمایش می‌دهد.

خوشه کروی 47TUC
تصویر ۱: ستارگان کهکشان راه شیری و خوشه کروی 47TUC، این خوشه ستاره‌ای کروی یکی از 150 خوشه کروی شناخته شده در راه شیری است.

ستاره شناس آلمانی آمریکایی «والتر باده» (Walter Baade) دریافت که تنها می‌تواند ستاره‌های درخشان گروه O و B و غول‌های سرخ‌ را به عنوان ستارگان منفرد در تصویر گرفته شده از M31 ردیابی کند.

با اینکه این کهکشان حدود $$750\ kpc$$ از ما فاصله دارد اما این ستاره‌شناس توانست تفاوت‌هایی بین رنگ ستارگان در دیسک و کره M31 را تشخیص و گزارش دهد.

او مشاهده کرد که ستارگان دیسک آبی بودند در حالیکه ستاره‌های هاله (کره) قرمز بودند. او این دوگونه ستاره‌ای را به ترتیب جمعیت$$I$$ و جمعیت$$II$$ ستاره‌ای نامگذاری کرد.

والتر باده هم چنین عنوان کرد تفاوت در رنگ‌ها بدین معنی است که ستاره‌های جمعیت$$I$$ به درخشان‌ترین ستاره‌ها در دیسک راه شیری شباهت دارند و غالباً آبی رنگ هستند در حالیکه ستاره‌های جمعیت$$II$$ به درخشان‌ترین ستارگان در خوشه‌های کروی راه شیری شبیه هستند و غالباً قرمز رنگ هستند.

لبه کناری کهکشان راه شیری
تصویر ۲: ستارگان کهکشان راه شیری و تصویر از لبه کناری راه شیری که موقعیت خوشه‌های ستاره‌ای کروی را نشان می‌دهد. این خوشه‌ها تقریباً به شکل کروی از مرکز راه شیری به سمت خارج پراکنده شده‌اند و بر خلاف دیسک هستند که شکلی کاملاً تخت دارد. خطوط، نمایش دهنده بخش‌های مختلف دیسک است که دارای تراکم ستاره‌ای برابر هستند. خورشید در فاصله $$5.8\ kpc$$ از مرکز راه شیری قرار گرفته است.
والتر باده
تصویر ۳: والتر باده در آلمان در دانشگاه‌های گوتینگن و مونستر تحصیل کرد. او در سال 1931 پس از چند سال تدریس و تحصیل در دانشگاه هامبورگ به آمریکا مهاجرت کرد و در رصدخانه‌های مونت ویلسون و مونت پالومار به کار و تحقیقاتش ادامه داد. در این دوره بود که باده مهمترین تحقیقات ستاره شناسی خود را انجام داد. این تحقیقات شامل تشخیص وجود دو جمعیت ستاره‌ای متمایز و کشف این نکته بود که بسیاری از اندازه‌گیری‌های انجام شده پیشین برای سایر کهکشان‌ها به سبب اینکه دو جمعیت متفاوت از طبقه ستاره‌های متغیر به عنوان یک جمعیت واحد در نظر گرفته شده، اشتباه بوده است. باده هم‌چنین نشان داد سحابی خرچنگ باقی‌مانده سوپرنوای مشاهده شد در سال 1054 میلادی است. باده بعدها برای تدریس به آلمان بازگشت و در سال 1960 در این کشور درگذشت.

به دنبال اکتشافات باده تلاش‌های بسیاری در زمینه مطالعه ویژگی‌های جمعیت‌های مختلف ستاره‌ای صورت گرفت. پیشرفت‌ها در تکنولوژی رصد و تئوری‌های ستاره‌شناسی منجر به تصحیح نظریه اصلی باده شد و در حال حاضر جمعیت‌های ستاره‌ای با توجه به سن، محتویات فلزی و موقعیت ستاره‌ای آن‌ها قابل تعریف و دسته‌بندی هستند.

از آنجا که این تحقیقات در درک بیشتر ما از ماهیت ستاره‌ها و سرمنشاء جمعیت‌های ستاره‌ای بسیار سودمند بودند، تعاریف جایگزین از جمعیت‌های ستاره‌ای اغلب مورد استقبال واقع نمی‌شوند.

به هر حال تعاریف مربوط به جمعیت‌های ستاره‌ای، برای ستاره شناسان مختلف معانی متفاوتی به همراه دارد. این مشکل به دلیل ارتباطی که بین سه پارامتر کلیدی (سن، محتویات فلزی و موقعیت) جمعیت‌های ستاره‌ای وجود دارد،  تشدید می‌شود.

در این مطلب ما یکی از طبقه‌بندی‌های ساده‌تر ستاره‌ای را با تمرکز بر دو جمعیت ستاره‌ای عمده که ابتدا توسط باده طرح شد، در نظر می گیریم. هم چنین به گونه سومی از جمعیت‌های ستاره‌ای که برای باده ناشناخته بود و تا به حال نیز مشاهده نشده، اما به احتمال زیاد در ابتدای تاریخ هستی وجود داشته است نیز اشاره خواهیم کرد.

پرسش: پارامترهای کلیدی جمعیت‌های ستارگان کهکشان راه شیری که در حال حاضر مورد استناد واقع می‌شوند عبارت از سن، محتویات فلزی و موقعیت هستند. اما والتر باده تنها رنگ‌ها و موقعیت این جمعیت‌ها را مشاهده کرد و در طبقه‌بندی ستارگان لحاظ کرد. کدامیک از این پارامترهای کلیدی با رنگ در ارتباط است و چرا؟

پاسخ: رنگ ستارگان کهکشان راه شیری به سن آنها بستگی دارد. ستاره‌های درخشان آبی، عمر کوتاهی دارند بنابراین همگی جوان هستند. در حالی که ستاره‌های درخشان قرمز پیر هستند و در نهایت به غول سرخ تبدیل خواهند شد.

پیش از تعریف و شناخت سه جمعیت ستارگان کهکشان راه شیری، تعریف اندازه کمی محتویات فلزی ستاره‌ها نیز سودمند است.

یک تعریف مناسب برای این کمیت در ستارگان کهکشان راه شیری استفاده از نسبت جرم عناصر سنگین‌تر از هلیم به مجموع جرم عناصر موجود در جسم سماوی است. این کمیت را میزان فلزی بودن می‌نامند و با حرف $$Z$$ نمایش می‌دهند. این رابطه در ادامه نمایش داده شده است:

$$Z=\frac{the\ mass\ of\ elements\ heavier\ than\ helium\ in\ the\ object}{the\ mass\ of\ all\ elements\ in\ the\ object}$$

اندازه $$Z$$  برای خورشید $$0.02$$ است و به این معنی است که $$2\ %$$ جرم خورشید از عناصر سنگین‌تر از هلیم تشکیل شده است. با ذکر پارامترهای مهم برای درک جمعیت‌های ستاره‌ای حال می‌توان تفاوت‌های این پارامترها را در سه گونه جمعیت ستاره‌ای بررسی کرد.

جمعیت ستاره‌ای نوع $$\large I$$

جمعیت ستاره‌ای نوع $$I$$ که باده آن را در ارتباط با دیسک کهکشان می‌دانست، شامل تعداد زیادی از ستاره‌های بسیار جوان است که بعضی از آن‌ها تنها چند میلیون سال عمر دارند.

به علاوه این جمعیت ستاره‌ای ،حاوی تعدادی ستاره با سن $$10^{10}$$ سال نیز می‌باشند. میزان فلزی بودن ستاره‌های این جمعیت اغلب بین $$Z=0.01$$ تا $$Z=0.04$$ است؛ هرچند که ستاره‌هایی با میزان فلزی بودن پایین‌تر نیز در این جمعیت ستاره‌ای وجود دارند.

ستارگان جمعیت ستاره‌ای نوع اول اساساً در مدارهای دایره‌ای (پیرامون مرکز راه شیری) حرکت می‌کنند و این حرکت باعث می‌شود از انحراف آن‌ها به سمت بالا و پایین صفحه میانی راه شیری جلوگیری شود و در نتیجه ساختار آن‌ها به ساختار تخت و مدوری محدود می‌شود که دیسک راه شیری را تشکیل می‌دهند. محاسبات نشان‌ می‌دهد که در حدود 240 میلیون سال طول می‌کشد تا خورشید یک دور کامل دور کهکشان راه شیری بزند. این مقدار برای سایر ستارگان جمعیت یک که نزدیک به خورشید هستند نیز قابل استناد است.

جمعیت ستاره‌ای نوع $$\large II$$

ستاره‌های جمعیت نوع $$II$$ در فضای کروی هاله ستاره‌ای و برآمدگی میانی راه شیری پراکنده شده‌اند و تصور می‌شود پیرترین ستاره‌های شناخته شده راه شیری با بازه سنی $$(12\ to\ 15)\times 10^{9}\ yr$$ عضو این جمعیت باشند.

مثال روشنی از این ستاره‌ها خوشه‌های ستاره‌ای کروی هستند. به این دلیل که جمعیت ستاره‌ای نوع $$II$$ بسیار پیر است، تنها ستاره‌های با جرم پایین (که عمری طولانی دارند) به عنوان ستاره‌های رشته اصلی شناخته می‌شوند. این ستارگان هیدروژن را در هسته‌های خود می‌سوزانند و می‌درخشند. ستاره‌های سنگین‌تر در این جمعیت که هم‌زمان با ستاره‌های سبک‌تر زنده این مجموعه شکل گرفته‌اند در حال حاضر رشته اصلی را ترک کرده و تبدیل به غول سرخ یا کوتوله سفید شده‌اند.

برای زمانی طولانی چنین تصور می‌شد که میزان فلزی بودن ستاره‌های جمعیت‌$$II$$، به مراتب کمتر از ستاره جمعیت$$I$$ است اما در حال حاضر می‌دانیم گزاره فوق تنها در مورد ستاره‌هایی که در هاله ستاره‌ای قرار دارند صحیح است، زیرا که در آن‌ها حدوداً $$Z$$ کوچکتر از  $$0.002$$ است.

پایین‌ترین میزان فلزی بودن در این جمعیت در حدود $$2\times 10^{-6}$$ است، در حالی که برخی ستاره‌های برآمدگی میانی راه شیری میزان فلزی بودن مشابه خورشید دارند.

بر خلاف دیسک، ستاره‌های جمعیت$$II$$ در مدارهای دایره‌ای حرکت نمی‌کنند و محدود به صفحه راه شیری نمی‌باشند. این ستارگان در مدارهایی با مراکز مختلف گردش می‌کنند و با اینکه چندین kpc از صفحه راه شیری فاصله دارند بازهم به سمت مرکز راه شیری جذب می‌شوند.

البته این موضوع در مورد ستاره‌های جمعیت$$II$$ که متعلق به کره می‌باشند و در زمان کوتاهی حین حرکت از یک سمت صفحه راه شیری به سمت دیگر آن از میان دیسک عبور می‌کنند نیز صادق است.

این ستاره‌ها به دلیل سرعت زیادشان نسبت به ستاره‌های جمعیت$$I$$ که به دیسک تعلق دارند ستاره‌های پرسرعت نیز نامیده شده‌اند. برخلاف دیسک، چرخش خالصی در هاله ستاره‌ای وجود ندارد به این معنی که تقریباً نیمی از ستاره‌های هاله در مدارهایی خلاف جهت معمول حرکت می‌کنند (یعنی برخلاف جهت حرکت اغلب ستاره‌های دیسک که در جهت حرکت عقربه‌ای ساعت هنگامی که از قطب شمال راه شیری به آنها نگریسته می‌شود، حرکت می‌کنند).در نتیجه مجموع چرخش در هاله صفر است.

جمعیت‌های ستاره‌ای کهکشان راه شیری
تصویر ۴: تصویر از زاویه روبروی کهکشان راه شیری که مدارهای گردش ستاره‌های جمعیت$$I$$ (به رنگ آبی) و جمعیت$$II$$ (به رنگ نارنجی) را نمایش می‌دهد. مدار گردش ستاره‌های جمعیت$$I$$ به شکل دایره ای و در جهت گردش عقربه‌های ساعت و مدار گردش ستاره‌های جمعیت$$II$$ سه قسمتی و برخلاف جهت گردش عقربه‌های ساعت است. ستاره‌های جمعیت$$I$$ در حدود $$8.5\ kpc$$ از مرکز راه شیری فاصله دارند در حالی که ستاره‌های جمعیت$$II$$ بین 4 تا 35 kpc از مرکز راه شیری فاصله می‌گیرند. هم چنین ستاره‌های جمعیت$$II$$ در حدود kpc 20 به سمت بالا و پایین دیسک حرکت می‌کنند در حالیکه ستاره‌های جمعیت$$I$$ نزدیک به صفحه راه شیری باقی می‌مانند.

جمعیت ستاره‌ای نوع $$\large III$$

واژه جمعیت ستاره‌ای$$III$$ ‌بیش از آنکه مربوط به جمعیتی رصد شده باشد یک جمعیت ستاره‌ای را در تئوری شرح می‌دهد. این جمعیت در بردارنده ستارگانی است که از گازهای غیرفرآوری شده که در زمان انفجار بزرگ پدید آمده است، تشکیل شده‌اند.

این گازها احتمالاً فقط ترکیبی از هیدروژن و هلیم بوده‌اند. حتی لیتیم که سومین ماده فراوان در این گاز بوده است تنها به میزان یک در یک میلیون در آن یافت شده، در نتیجه میزان فلزی بودن این ستاره‌ها در ابتدای شکل‌گیری ‌شان ($$Z\sim 10^{-9}$$) است.

این مقدار از فلزی بودن بسیار پایین‌تر از کمترین میزان فلزی بودن ستاره‌های جمعیت$$II$$ است. در ستاره‌های جمعیت$$II$$ میزان فلزی بودن $$Z\approx 2\times 10^{-6}$$ است.

هنوز ستاره‌ای از جمعیت‌$$III$$ رصد نشده است اما از نظر تئوری و محاسباتی این ستاره‌ها باید در نسل‌های اولیه ستاره‌های هستی موجود باشند.

مثال: هسته‌های لیتیم که در زمان انفجار بزرگ تولید شده‌اند، مقدار بسیار جزئی از کل مجموع هسته‌هایی هستند که در آن انفجار تولید شده است (در حدود $$1.6\times 10^{-10}$$ هسته از مجموع هسته‌ها). از آنجا که جرم هر هسته لیتیم هفت برابر جرم هیدروژن است، میزان فلزی بودن گازی که ستاره‌های جمعیت$$III$$ از آن شکل گرفته‌اند چقدراست؟ (تنها سه عنصر سبک هیدروژن، هلیم و لیتیم در انفجار بزرگ تولید شده‌اند. نسبت هلیم تولید شده در انفجار بزرگ به کل هسته‌های تولید شده در این انفجار $$0.075$$ بوده است و جرم هلیم 4 برابر هیدروژن است.)

پاسخ: از آنجاکه تنها سه عنصر هیدروژن، هلیم و لیتیم در انفجار بزرگ تولید شده است می‌توان از تعریف میزان فلزی بودن استفاده کرد و داریم :

$$Z=\frac{the\ mass\ of\ elements\ heavier\ than\ helium\ in\ the\ object}{the\ mass\ of\ all\ elements\ in\ the\ object}$$

این رابطه را می‌توان به شکل زیر بازنویسی کرد:

$$Z=\frac{the\ mass\ of\ lithium\ in\ the\ gas}{the\ mass\ of\ elements\ in\ the\ gas}$$

نماد $$N_{X}$$ را به عنوان تعداد هسته‌ها در عنصر $$X$$ و نماد $$M_{X}$$ را به عنوان جرم هر هسته در عنصر $$X$$ در نظر می‌گیریم و خواهیم داشت:

$$Z=\frac{N_{\mathrm{Li}} M_{\mathrm{Li}}}{N_{\mathrm{H}} M_{\mathrm{H}}+N_{\mathrm{He}} M_{\mathrm{He}}+N_{\mathrm{Li}} M_{\mathrm{Li}}}$$

ما مجموع هسته‌های تولید شده یعنی $$N_{tot}=N_{H}+N_{He}+N_{Li}$$ را در انفجار بزرگ نمی‌دانیم، اما این موضوع مهم نیست چرا که می‌دانیم چه نسبتی از مجموع هسته‌ها برای هر نوع وجود داشته است به این معنی که مقادیر $$\frac{N_{He}}{N_{tot}}$$، $$\frac{N_{H}}{N_{tot}}$$ و $$\frac{N_{Li}}{N_{tot}}$$ را در اختیار داریم ( این مقادیر در صورت مسئله ذکر می‌شوند و از رصدهای ستاره شناسان بدست می‌آیند)، لذا رابطه فوق به این شکل بازنویسی می‌شود:

\begin{aligned}
Z &=\frac{\left(N_{\mathrm{Li}} M_{\mathrm{Li}}\right) /\left(N_{\mathrm{tot}} M_{\mathrm{H}}\right)}{\left(N_{\mathrm{H}} M_{\mathrm{H}}+N_{\mathrm{He}} M_{\mathrm{He}}+N_{\mathrm{Li}} M_{\mathrm{Li}}\right) /\left(N_{\mathrm{tot}} M_{\mathrm{H}}\right)} \\
&=\frac{\left(N_{\mathrm{Li}} / N_{\mathrm{tot}}\right)\left(M_{\mathrm{Li}} / M_{\mathrm{H}}\right)}{\left(N_{\mathrm{H}} / N_{\mathrm{tot}}\right)\left(M_{\mathrm{H}} / M_{\mathrm{H}}\right)+\left(N_{\mathrm{He}} / N_{\mathrm{tot}}\right)\left(M_{\mathrm{He}} / M_{\mathrm{H}}\right)+\left(N_{\mathrm{Li}} / N_{\mathrm{tot}}\right)\left(M_{\mathrm{Li}} / M_{\mathrm{H}}\right)}
\end{aligned}

حال می‌توان مقادیر عددی را در رابطه فوق قرار داد (این مقادیر در صورت سوال مشخص شده‌اند). توجه داشته باشید از آنجا که تنها هیدروژن، هلیم و لیتیم در انفجار بزرگ تولید شده‌اند تعداد هسته هیدروژن برابر است با:

$$N_{H}=N_{tot}-N_{He}-N_{Li}$$ بنابراین $$\frac{N_{H}}{N_{tot}}=1-(\frac{N_{He}}{N_{tot}})-(\frac{N_{Li}}{N_{tot}})$$ و داریم:

$$\begin{aligned}
Z &=\frac{1.6 \times 10^{-10} \times 7}{\left(1-0.075-1.6 \times 10^{-10}\right) \times 1+0.075 \times 4+1.6 \times 10^{-10} \times 7} \\
&=\frac{1.12 \times 10^{-9}}{0.925+0.30+1.12 \times 10^{-9}}=9.1 \times 10^{-10} \\
& \approx 10^{-9}
\end{aligned}$$

بنابراین میزان فلزی بودن جمعیت ستاره‌ای نوع سوم، $$Z\sim10^{-9}$$ به دست می‌آید.

مثال: الف) مشاهدات والتر باده از کهکشان M31 را شرح داده و کاربرد آن را برای راه شیری ذکر کنید. ب) از چه راهی می‌توان تکامل ستاره‌ها را توضیح داد، شما چگونه تفاوت بین ستاره‌های آبی و قرمز را در رصدهای باده تفسیر می‌کنید؟

پاسخ: الف) والتر باده دریافت که ستاره‌های درون کره M31 همگی غول سرخ هستند، حال آنکه ستاره‌های درون دیسک این کهکشان ستاره‌های آبی بودند. علاوه بر این ستاره‌های قرمز درون کره M31 به خوشه‌های کروی کهکشانی شباهت داشتند و رصدهای او از ستاره‌های آبی درون دیسک M31 به آنها که در صفحه راه شیری رصد می‌شوند مشابهت داشت. رصدهای او نشان داد انواع متفاوت ستاره‌ها، بخش‌های متفاوت یک کهکشان را اشغال کرده‌اند.

(ب) هنگامی که یک ستاره سوزاندن هیدروژن در هسته خود را پایان می‌دهد، از یک ستاره رشته اصلی به غول سرخ مبدل می‌شود. در یک جمعیت جوان، تعداد بسیاری ستاره سنگین رشته اصلی (که آبی رنگ هستند) وجود دارد، اما با گذر زمان آن‌ها به غول سرخ بدل می‌شوند و به همین دلیل در یک جمعیت پیر ستاره‌ای نور غول سرخ‌ها برتری دارد. بنابراین می‌توانید نتیجه بگیرید که ستاره‌های درون بازوهای مارپیچ M31 و صفحه راه شیری باید جوان باشند حال آنکه ستاره‌های برآمدگی میانی M31 و نیز ستاره‌های درون خوشه‌های کروی پیر هستند.

مثال: جمعیت‌های ستاره‌ای ازنظر سن، میزان فلزی بودن و موقعیت با یکدیگر تفاوت دارند اما گاهی حرکت ستاره‌ها به عنوان جایگزینی برای موقعیت آن‌ها در نظر گرفته می‌شود، چرا چنین جایگزینی قابل قبول است؟

پاسخ: موقعیت‌هایی که ستاره‌ها درون کهکشان‌ها دارند با حرکات آنها تعیین می‌شود برای مثال، احتمال بیشتری وجود دارد که ستاره‌های با سرعت بالاتر تا مسافت‌های دورتری از مرکز کهکشان مسافرت کنند. بنابراین موقعیت نشانه‌ای از حرکت است.

معرفی فیلم آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی

مجموعه فرادرس در تولید و تهیه محتوای آموزشی خود اقدام به تهیه فیلم  آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی کرده است. این مجموعه آموزشی از شش درس تشکیل شده و برای دانشجویان رشته فیزیک و افراد علاقه‌مند به نجوم و کیهان‌شناسی مفید است. پیش‌نیاز این درس آموزش فیزیک پایه ۱ و آموزش ریاضی پایه دانشگاهی است.

درس اول این مجموعه مروری بر نجوم باستان و درس دوم به روش های اخترشناسی می‌پردازد. درس سوم به تعریف و مطالعه ویژگی‌های منظومه شمسی و درس چهارم به بررسی اجزای دیگر منظومه شمسی غیر از ماه و سیارات اختصاص دارد. در درس پنجم اخترفیزیک و مفهوم‌های به کار برده در این موضوع را خواهید آموخت و در درس ششم ویژگی‌های سحابی‌ها و کهکشان‌ها بررسی می‌شود.

جمع‌بندی

در این مطلب در مورد ستارگان کهکشان راه شیری صحبت کردیم. این ستارگان بر اساس درخشندگی، رنگ و سن در دسته‌بندی جمعیت ستاره‌ای مختلف قرار می‌گیرند. همچنین یک طبقه‌بندی جمعیت ستاره‌ای سه تایی را بررسی و ویژگی‌های هر گروه را معرفی کردیم.

اگر این مطلب برای شما مفید بوده است، آموزش‌ها و مطالب زیر نیز به شما پیشنهاد می‌شوند:

«سارا داستان»، دکتری فیزیک نظری از دانشگاه گیلان دارد. او به فیزیک بسیار علاقه‌مند است و در زمینه‌ متون فیزیک در مجله فرادرس می‌نویسد.

بر اساس رای 3 نفر

آیا این مطلب برای شما مفید بود؟

نظر شما چیست؟

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *