دانلود تحقیق تولد تا مرگ ستارگان

اختصاصی از فی لوو دانلود تحقیق تولد تا مرگ ستارگان دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

دسته بندی : علوم پایه _ فیزیک

فرمت فایل:   ( قابلیت ویرایش و آماده چاپ ) 

حجم فایل:  (در قسمت پایین صفحه درج شده )

فروشگاه کتاب : مرجع فایل 

---

 قسمتی از محتوای متن ( در صورتی که متن زیر شکل نامناسبی دارد از ورد کپی شده )

تولد تا مرگ ستارگان در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست که آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از 40 تریلیون کیلومتر معادل 2/4 سال نوریست. ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از 100 بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم، البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، تنها 3000 ستاره خواهیم دید. ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از 5 بیلیون سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا اینکه به یک غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده که کوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینکه به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد. ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند کرد. برخی از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند. به جای آن مستقیما وارد مرحله کوتوله سفید و سپس کوتوله سیاه می شوند. درصد کمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یک انفجار مهیب به نام ابر نواختر می شوند. ستارگان در شب اگر شما شبی به آسمان نگاه کنید متوجه خواهید شد که به نظر می رسد درخشش آنها کم و زیاد می شود و اصطلاحا ستاره ها چشمک می زنند. حرکتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مکان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی کنید مشاهده خواهید کرد که همه ستارگان به آرامی به دور یک نقطه کوچک در آسمان در گردشند. چشمک زدن ستارگان و کم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حرکت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند. حرکت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد. درخشش ستارگان میزان درخشندگی ستارگانی که نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یک، درخشش واقعی ستاره که در اصل مقدار انرژی نورانیست که از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یک ستاره نزدیک که کم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یک ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود.

تعداد صفحات : 22 صفحه

  متن کامل را می توانید بعد از پرداخت آنلاین ، آنی دانلود نمائید، چون فقط تکه هایی از متن به صورت نمونه در این صفحه درج شده است.

پس از پرداخت، لینک دانلود را دریافت می کنید و ۱ لینک هم برای ایمیل شما به صورت اتوماتیک ارسال خواهد شد.

 

« پشتیبانی فروشگاه مرجع فایل این امکان را برای شما فراهم میکند تا فایل خود را با خیال راحت و آسوده دانلود نمایید »

 

پاورپونت در مورد ستارگان و سیاهچاله ها

اختصاصی از فی لوو پاورپونت در مورد ستارگان و سیاهچاله ها دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

لینک پرداخت و دانلود *پایین مطلب*

فرمت فایل: PowerPoint (قابل ویرایش و آماده پرینت)

 تعداد  اسلاید24

لینک دانلود  کمی پایینتر میباشد

دانلود تحقیق ستارگان دنباله دار

اختصاصی از فی لوو دانلود تحقیق ستارگان دنباله دار دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

چند دنباله دار مهم
دنباله دار هالی :  دنباله دار هالی یک دنباله دار دوره ای ( متشکل از گاز منجمد و غبار ) است . که به دور خورشید می گردد . اولین بار در 240 قبل از میلاد در چین ثبت شد . اما ادموند هالی اولین کسی بود که دوره ای بودن آن را تشخیص داد . آخرین بار در 1986 دیده شد و بار دیگر در 2061 مشاهده خواهد شد . دوره تناوب آن 76 سال است وقتی که زمین از مدار هالی ( هر سال دوبار ) می گذرد . رگبار شهاب اتا اکواریدس و اریونیدس اتفاق می افتد .
شومیکرلوی 9 ( SHOEMAKER-LEVY9 )  :شومیکرلوی 9 ( SL-9 ) یک دنباله دار با دوره تناوب کوتاه است که توسط زوج کارولین شومیکرو دیوید لوی کشف شد وقتی دنباله دار به مشتری بسیار نزدیک شد نیروهای جاذبه ای مشتری بخشی از آن را از آن جدا کردند و قطعات جدا شده آن در طی 6 روز در ماه جولای 1994 به مشتری اصابت کردند که اشتعال بزرگ اتمسفر مشتری از زمین دیده می شد .
دنباله دار لینیر COMET LINEAR :دنباله دار لینیر معرفی شده به نام C/1994 ( LINEAR ) دنباله داری بود که وقتی به خورشید نزدیک شده از بین رفت . هسته منجمد دنباله دار وقتی که از نزدیکی خورشید در جولای 2000 عبور میکرد تجزیه شد . گرمای زیاد خورشید و از بین رفتن این دنباله دار مؤثرتر از نیروهای جاذبه ای خورشید بود .
دنباله دار هال – باپ HALE – BOPP COMET:هال باپ ( معرفی شده به نام C/1995 S4 ) یک دنباله دار دوره ای است که به دور خورشید می گردد و برای اولین بار در 23 جولای 1995 مشاهده شد . و توسط دو ستاره شناس آماتور به نامهای آلن هال ( از نیومکزیکو )‌و توماس باپ ( از آریزونا ) کشف شد . این دنباله دار شعاعی در حدود 40 کیلومتر دارد و زمان گردش آن 4/11 ساعت است و در 1997 برای آخرین بار دیده شده و دیدار بعدی آن در سال 4377 خواهد بود . دوره گردش آن 2380 سال است .
دنباله دار های دیگر
حدود 600 دنباله دار تا به امروز مشاهده شده اند و یک دو جین دنباله دار هر سال کشف میشوند اغلب دنباله دارها دوره های بسیار طولانی ( بیشتر از 200 سال ) دارند .
دنباله دارهای بلند دوره : ( دنباله دارهای با دور مدار بیش از 200 سال و بیشتر از 30 میلیون سال ) Oort Cloud یک ابر از سنگ و غبار است که احتمالاً یک دنباله با دوره طولانی است که احتمالاً منشأ آن از منظومه شمسی است و نام آن از Oort گرفته شده که اولین کسی بود که وجود آن را در 1950 پیش بینی کرد . یک فرضیه می گوید که oout cloud مسئول خاموشی دوره ای کره زمین است
دنباله دارهای با دوره کوتاه:( دنباله دارهای با دوره مدار زیر 200 سال ) قسمتی در آنسوی نپتون وجود دارد که حداقل 70000 مدار اجسام کمربند کپلر کوچک در آن است این کمربند از 30 تا 50 A.U.S قرار گرفته و در 1992 کشف شد و ناحیه ای است که در آن فرآیند تشکیل سیاره قبل از تشکیل یک جسم بزرگ متوقف شده است . آنها قدیمی تر از منظومه شمسی هستند و از باقیمانده  دیسک های بهم افزوده 5/4 میلیون سال از خیلی قبل هستند .این امکان وجود دارد که کمربند کپلر منشأ دنباله دارهای با دوره کوتاه باشد.کمربند کپلر از نام آلمانی – آمریکایی دنباله دار هالی گرفته شده بود کپلر وجود آن را در 1951 پیشگویی کرد

کشف دنباله دار
گروه اعزامی غبارهای ستاره ای ناسا دنباله دار wild 2 را در 2004 ملاقات نموده و  نمونه ای از ذرات دنباله دار را گرفته و به زمین باز خواهد گشت . فضانورد کوچک ( حدود 770 پوند ،‌350 کیلوگرم ) در هفتم فوریه 1999 به فضا پرتاب شد و دنباله دار wild 2 را در دوم ژانویه 2004 ملاقات نموده و در 15 ژانویه 2006 و در غرب بوتا در ایالات متحده به زمین باز خواهد گشت . دنباله دار wild2 یک دنباله دار با دوره کوتاه است که توسط ستاره شناس سوئیسی پل ویلد ( paul wild ) در 6 ژانویه 1978 کشف شد . هسته دنباله دار  حدود 3 مایل (5 کیلومتر) است . مدار  wild2 به دور خورشید 39/6 سال است و مدار بیضوی آن از حدود مدار مریخ تا مدار مشتری است .
گلوله های برفی جهان :یک تئوری بسیار جنجال برانگیز و جدید است که براساس آن دنباله دارها‌ ( متشکل از آب منجمد ) به طور مداوم زمین را بمباران می کنند . این گلوله برفها ( شاید ) با سیستم فرضی ماهواره قطبی مشاهده شوند .در این تئوری دنباله دارهای منجمد در اتمسفر بخار می شوند و بخار آب را به محیط اضافه میکنند .

شامل 9 صفحه Word

دانلود تحقیق ستارگان

اختصاصی از فی لوو دانلود تحقیق ستارگان دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

 ستاره یک توپ عظیم الجثه درخشان در فضاست که مقادیر بسیار زیادی نور و دیگر اشکال انرژی را تولید می کند. خورشید نیز یک ستاره است و نور و گرمای زمین را تامین می نماید. ستارگان در پهنه آسمان مانند نقاطی نورانی در حال چشمک زدن به نظر می آیند. البته به جز خورشید که به دلیل فاصله کم با زمین به شکل یک توپ دیده می شود. 

خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشکیل شده اند. با اینحال برخی از ستارگان نیز که کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی نامیده می شوند ترکیبی از بسته های محکم اتمی یا ذرات تشکیل دهنده اتم می باشند. این گونه ستارگان از هر چیزی که در زمین یافت می شود، چگالتر و متراکمترند.

 

یک خوشه کروی، اجتماعی از ستارگان است که توسط گرانش د رکنار یکدیگر قرار می گیرند. این خوشه کروی یکی از متراکمترین 147 خوشه شناخته شده در کهکشان راه شیری می باشد.
عکس از ناسا

ستاره ها در ابعاد گوناگونی وجود دارند. شعاع خورشید 695.500 کیلومتر است. ستاره شناسان خورشید را جزء ستارگان کوچک می دانند چرا که دیگر انواع ستارگان بسیار از خورشید ما بزرگترند. شعاع گونه ای از ستارگان که به آنها ستارگان ابر غول می گویند، 1000برابر شعاع خورشید است. کوچکترین نوع ستارگان، ستارگان نوترونی هستند که شعاع برخی از آنها تنها 10 کیلومتر است.

در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست که آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از 40 تریلیون کیلومتر معادل 2/4 سال نوریست.

ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از 100 بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم، البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، تنها 3000 ستاره خواهیم دید.

فایل ورد 23 ص

مقاله در مورد مرگ ستارگان

اختصاصی از فی لوو مقاله در مورد مرگ ستارگان دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

لینک پرداخت و دانلود *پایین مطلب*

فرمت فایل:Word (قابل ویرایش و آماده پرینت)

تعداد صفحه:72

 فهرست مطالب

مرگ ستارگان کوچک : کوتوله سفید

سحابی سیاره ای

کوتوله سفید

انفجار ابرنواختر

تپ اخترها وستارگان نوترونی

تپ اخترها

ستارگان نوترونی

19-3 شکل گیری ستاره

(الف) تولد ستاره های سنگین

شارشهای برون گرای مولکولی وتولد ستاره

غولهای قرمز

افزایش دمای هسته هلیوم

مرز جداسازی بین ستارگان کوچک وبزرگ حدود چهاربرابر جرم خورشید می باشد . ستاره ای با جرم کمتر از Mo4 را در نظر بگیرید که از شاخة غول قرمز در نمودار H-R برای دومین بار بالا می رود . دو حرکت قبلی ستاره به طرف ناحیة غول قرمز ، صعودش با شروع جرقه هلیوم به پایان می رسد . انتظار داریم که دومین صعود نیز به روش مشابهی با شروع جرقه کربن خاتمه یابد، یعنی سوختن انفجارآمیز وسریع کربن پایان این مرحله باشد . به هر صورت ، به علت کافی نبودن جرم جهت نگه داشتن دمای لازم برای سوختن کربن در این ستاره ، جرقه کربن نمی تواند به وقوع به پیوندد . براساس آزمایشات سیکلوترون ، کربن در هسته برای اینکه بتواند به سوزد ، بایستی قبلاً به دمای 600 میلیون درجه کلوین رسیده باشد . محاسبات نشان می دهند که اگر جرم ستاره کمتر از Mo4 باشد ، تراکم گرانی در مرکز جهت بالا بردن دما به 600 میلیون درجه کلوین ، گرمای کافی تولید نمی کند . بنابراین ، کربن نمی تواند بسوزد . در عوض ، ستاره بالا رفتن خود را به قسمت فوقانی شاخه غول قرمز ادامه می دهد ، در نتیجه قطرش زیاد شده ، دمای سطحی آن کاهش یافته ورنگ ستاره به قرمزی می گراید .

سرانجام ، لایه های خارجی ستاره خیلی قرمز – یعنی خیلی سرد – می شوند ، که هسته ها در چنین لایه هائی شروع به جذب الکترون نموده تا به اتمهای خنثی تبدیل شوند . شکل گیری اتمهای خنثی آنقدر ادامه می یابد تا قسمت قابل ملاحظه ای از جرم ستاره عوض الکترونها وهسته های جدا به شکل اتمهای خنثی درآید .

سحابی سیاره ای

هنگامی که یک اتم خنثی با ترکیب مجدد یک الکترون ویک هسته شکل می گیرد ، چه اتفاقی رخ خواهد داد ؟ مهمترین نتیجه این است ، که فوتون منتشره همراه خود انرژی حمل می کند . معمولاً فوتون قبل از فرار از ستاره توسط اتم یا ذره دیگری جذب می شود . با شکل گیری اتمهای خنثی فوتونهای بی شماری تولید می شوند ، که اندکی بعد در راه خروج از ستاره جذب می شوند . جذب آنها سبب گرم شدن لایه خارجی می گردد .

گرمای تولیدی در لایه های خارجی ستاره در اثر جذب فوتونها در مقایسه با گرمای آزاد شده توسط واکنش هسته ای در مرکز ستاره ، بسیار کم می باشد . براساس یک نظریه ، این گرما تغییراتی اساسی در ظاهر ستاره ایجاد می کند . لفاف گرم شده توسط جذب فوتونها منبسط        می گردد . انبساط ، دمای لفاف را پائین می آورد . در دمای پائین تر ، اتمهای خنثی بیشتری از الکترونها وهسته های جدا در لفاف شکل می گیرند ، در نتیجه ، انرژی بیشتری به صورت فوتون آزاد می شود . مجدداً ، بیشتر فوتونها توسط اتمهای نزدیک ستاره جذب می گردند . آنها لایة خارجی ستاره را گرم کرده وسبب انبساط بیشتر آن می شوند .

به بیان دیگر ، این نظریه فرایند عقب رانی را طوری پیش بینی می کند که هسته ها با جذب الکترونها لفاف را گرم کرده واین عمل سبب جذب الکترون بیشتر وبالنتیجه انبساط بیشتر می شود. لفاف ستاره به سرعت به طرف خارج منبسط می شود تا اینکه ستاره را کاملاً ترک نماید . در حقیقت ، لفاف ستاره در فضا تخلیه شده وبه یک پوستة تقریباً رقیق وشفاف از اتمها تبدیل می شود ، که سریعاً به حرکت خود ادامه می دهد .

هسته ، که قبلاً توسط لفاف پنهان شده بود ، اکنون قابل رؤیت می گردد . اگر شخصی در طول این فرایند ستاره را مشاهده کند ، تغییر شگف انگیزی در ظاهر آن رؤیت خواهد نمود . درآغاز ، ستاره عادی به نظر می رسد . سپس ، موقعی که لفاف انبساط را شروع می کند ، هنوز برای پنهان کردن هسته به اندازه کافی چگال می باشد ، در نتیجه ناظر سطح لفاف نسبتاً سرد را به صورت یک شیء قرمز بزرگ نورانی می بیند . هنگامی که لفاف به اندازه کافی منبسط وکم وبیش شفاف شود ، هسته نمایان شده وناظر شیء سفید داغ وکوچکی – هسته – را که توسط یک پوستة گاز تخلیه شده در فضا – لفاف تخلیه شده – احاطه شده است ، مشاهده می کند .

چنین اجرام مشاهده شده ای را سحابی های سیاره ای نامیده اند . نام «سحابی سیاره ای » از این رو به کار رفته است که اولین بار ستاره شناسان به هنگام عکسبرداری از این سحابی ها توسط تلسکوپهای کوچک دریافتند که تصاویر شبیه به سیارات می باشند . اکنون می دانیم که سحابیهای سیاره ای ارتباطی با سیارات منظومه شمسی ندارند ، اما نام آنها پابرجا مانده است .