جواني باز يافته دردل خوشه هاي ستاره اي
جواني باز يافته دردل خوشه هاي ستاره اي
جواني باز يافته دردل خوشه هاي ستاره اي
خوشه هاي کروي توده هاي کروي شکلي از ده ها هزار تا يک ميليون ستاره اند.ابعادشان از مرتبه ي صدسال نوري است.در اين خوشه ها، برخلاف خوشه هاي ستاره اي باز (مانند خوشه ي پروين و خوشه ي قلايص)از توده هاي گاز و غبار خبري نيست.به عبارت ديگر دير زماني است که فرايند ستاره زايي در آنها پايان گرفته است.بررسي هاي طيف نمودي نشان داده اند که در هر خوشه ي کروي، ترکيب شيميايي همه ي ستاره ها شبيه به هم است.گرچه ميان خوشه هاي مختلف تفاوت هايي در ترکيب هاي شيميايي به چشم مي خورد.در خوشه ي کروي، ستاره ها همگي نسبتاً پير-خيلي پيرتر از خورشيد-هستند.ميزان عناصر سنگين تر از هليوم در آنها، نسبت به ستاره هاي دوروبر خورشيد بي اندازه کم است.بنابراين در هر خوشه ي کروي، ستاره ها به احتمال قريب به يقين منشأ مشترکي دارند و از ابر گاز اوليه ي واحدي پديد آمده اند و عمر همه ي آنها، کم و بيش، يکي است.
منجمان از اين قرائن و بسياري شواهد رصدي و نظري ديگر نتيجه گرفته اند که خوشه هاي ستاره اي کروي در اوايل عمر کهکشان، تکوين يافته اند.پيرترين خوشه ها احتمالاً عمري در حدود 12 تا 16 ميليارد سال دارند و احياناً پيش از آن که بد نه ي اصلي قرص کهکشان به وجود بيايد، پديد آمده اند.
بررسي اختر فيزيکي منظم خوشه هاي ستاره اي در دهه ي چهارم و پنجم قرن بيش، کم و بيش همزمان با مطالعات مربوط به تحول ستاره ها آغاز شد.چون ابعاد خوشه هاي کروي از يک صد تا 300 سال نوري و فاصله ي خوشه هاي نزديک از مرتبه ي چند ده هزار سال نوري است، همه ي ستاره هاي يک خوشه را مي توان به تقريب خوب در يک فاصله از خورشيد دانست.اساس علمي مطالعه ي تحول ستاره ها نمودار معروف هرتسپرونگ-راسل يانمودارHRاست (نگاه كنيد به کتاب نجوم به زبان ساده فصل نهم). هر نقطه بر اين نمودار نماينده ي ستاره اي است که دما (رنگ يا گونه ي طيفي)آن بر محور طول ها و درخشندگي (يا قدر مطلق) آن بر محور عرض ها آمده است اگر چندين هزار ستاره ي دوروبر خورشيد را به تصادف انتخاب کنيم و مکان شان را بر نمودار HR مشخص کنيم، الگوي ويژه اي به دست مي آيد که حکايت از وجود رابطه اي بين دما (يا رنگ)درخشندگي (يا قدر مطلق) مي کند.در حدود 90 درصد ستاره ها بر نواري جاي مي گيرند که آن را رشته ي اصلي مي نامند.علت آن که بيشتر ستاره ها بر اين نوار قرار مي گيرند اين است که ستاره ها بيشتر عمرشان را (هر اندازه که باشد)بر رشته ي اصلي سپري مي كنند0مطالعات نظري وشواهد رصدي حاكي از ان است كه هر ستاره تا زماني كه در هسته اش هيدروژن را مي سوزاند و هليوم توليد مي كند(هيدروژن سوزي)بر رشته ي اصلي جاي دارد.همين که هسته ي ستاره از هيدروژن تهي شد، فرايندهايي آغاز مي شود که سرانجام ستاره را به هليوم سوزي وامي دارد.ستاره هم شروع به جدا شد ن از رشته ي اصلي مي کند.اين که ستاره، رشته ي اصلي را در چه نقطه اي ترک مي کند بستگي به جرم اوليه و ترکيب شيميايي اوليه ي ستاره دارد.مثلاً ستاره اي به جرم و تركيب شيميايي خورشيد وقتي ده ميليارد ساله شود از رشته ي اصلي جدا مي شود0اما ستاره اي كه جرم اوليه اش سه برابر خورشيد است عمري بسيار کوتاه تر دارد و فقط پانصد ميليون سال را بر رشته ي اصلي مي گذراند.هرچه جرم ستاره کمتر باشد، زمان بيشتري را بر رشته ي اصلي سپري خواهد کرد.
حال به جاي آنکه چندين هزار ستاره را به تصادف انتخاب کنيم، ستاره هاي يک خوشه ي کروي را بر مي گزينيم و نمودار HR آن را رسم مي کنيم.ستاره هاي خوشه همه به يک فاصله از ما هستند، پس نسبت قدرهاي مطلق آنها همان نسبت قدرهاي ظاهري آنهاست. چنان که پيش تر ديديم ترکيب شيمايي اين ستاره ها هم، همه کم و بيش يکسان اند.پس تنها متغيري که مي ماند جرم است.بدين طريق از پيچيدگي هاي اضافي رها شده ايم.اين همان کاري بود که آلن سندج دانشجوي دكتري نجوم در موسسه ي فناوري كاليفرنيا (كلتك)ودستيار كيهان شناس بزرگ ادوين هابل در رصدخانه ي مونت ويلسون، در نخستين سال هاي دهه ي 1950/1330 انجام داد.استاد راهنماي او در اين کار والتر باده اختر فيزيک دان معروف بود (کسي که جمعيت هاي ستاره I و II را کشف کرد و با اين کشف مقياس فاصله ي اجرام فراکهکشاني را دوبرابر کرد).
خوشه ي کروي اي که سندج برگزيد،3 Mدر صورت فلکي تازي ها بود.منجمان آماتور با اين خوشه ي کروي آشنايند و مي دانند که3 M هم مانند 13 M خوشه ي كروي زيبايي است منتها از آن کم سوتر است.سندج با مطالعه ي دقيق نورسنجي هزاران ستاره ي خوشه 3 M، نمودار HR اين خوشه را به دست آورد و حاصل کارش را در مقاله اي با عنوان «نموداررنگ-قدر خوشه ي کروي 3 M» در سال 1953/1332 در مجله ي آسترونوميکال جورنال انتشار داد.
نموداري که سندج براي 3 M به دست آورده بود خيلي با نمودار متعارفHR ستاره هاي دوروبر خورشيد تفاوت داشت.
در اين نمودار رشته ي اصلي بخش کوچکي را تشکيل مي داد که شامل کوتوله هاي سرخ مي شد، ولي بيشتر ستاره ها (که غول و زيرغول بودند)شاخه ي ديگري را مي ساختند که از رشته ي اصلي جدا شده بودند.از روي نقطه ي جدايي اين شاخه از رشته ي اصلي مي شد سنّ خوشه ي کروي را حدس زد و جرم ستاره اي حول و حوش نقطه ي جدايي را برآورد کرد.سنّ خوشه بيش از ده ميليارد و جرم ستاره هاي نقطه ي جدايي اندکي کمتر از جرم خورشيد بود.
يکي از چيزهايي که در ابتدا توجه سندج را جلب کرد وجود ده-دوازده ستاره بود که بعد از نقطه ي جدايي، هنوز بر رشته ي اصلي به جا مانده بودند.اين ستاره ها آبي تر و درخشنده تر از ستاره هاي نقطه ي جدايي بودند.پس مطابق نظريه ي تحول ستاره اي جرم شان بايد بسيار بيشتر از جرم جدايي ولي سن شان بسيار کمتر از ستاره هاي ديگر خوشه بود.سندج در مقاله اش به اين ستاره ها و شکل اساسي آنها اشاره اي کرد ولي پيگير آن نشد.اين ستاره ها را بعداً ستاره هاي وامانده ي آبي ناميدند0 معضل وامانده ها اين بود که اگر با خوشه به دنيا آمده بودند، به اعتبار جرم شان بايد ميلياردها سال پيش از رشته ي اصلي جدا شده باشند ولي هنوز بر رشته ي اصلي جاي داشتند، پس بايد خيلي جوان تر باشند (طبق برآورد امروزي دو ميليارد ساله).اما اين جوان تر بودن با تعلق داشتن به يک خوشه ي کروي ده ميليارد ساله سازگار نيست؛ خوشه اي که از ميلياردها سال پيش ديگر ستاره زايي در آن صورت نپذيرفته است.پس ظاهر قضيه اين است که وامانده هاي آبي به نحوي از«پيرشدن»يا پس مي کشند و به حرارت و فروغ «جواني»باز مي گردند و گويي دور جديدي از زندگي را تجربه مي کنند.
در سال 1343/ 1964، ويليام مک کري، اختر فيزيک دان و کيهان شناس ايرلندي –انگليسي نظريه اي ارايه کرد که پايه هاي نخستين تفکر معقول در اين زمينه بود.او نشان داد که انتقال جرم در يک منظومه ي دوتايي نزديک، از يک ستاره به ستاره ي ديگر ممکن است سبب شود که يکي از ستاره ها جرم کافي به دست آورد و زندگي بازيافته اي را بر رشته اصلي ادامه دهد.صورت هاي مختلف اين نظريه هنوز يکي از شيوه هاي توضيح وجود وامانده هاي آبي در خوشه هاي کروي و باز است.
در دو دهه ي اخر قرن گذشته، که فناوري هاي جديد اپتيکي و الکترونيکي به طور فزاينده اي در نجوم به کار گرفته شد، توجه منجمان هم به بررسي ستارهاي وامانده ي آبي افزايش يافت.مستقر شد ن تلسکوپ فضايي در مدار و طراحي تلسكوپ هاي زميني بزرگ رصدهاي دقيق ستاره هاي ژرفاي خوشه اي کروي و باز را ميسر ساخت.به علاوه در دهه ي 1990/1370 کاتالوگ هاي نسبتاً جامعي از وامانده هاي آبي گرد آمد.کاتالوگ آهومادا 959 ستاره ي وامانده ي آبي را در 390 خوشه ي ستاره اي باز شامل مي شود.از بررسي اين کاتالوگ معلوم شد که وامانده هاي آبي در خوشه هايي از هر سن و سال وجود دارند.به علاوه درصد زيادي از وامانده هاي آبي در بخش هاي مرکزي خوشه ها جاي دارند.در کاتالوگ فوزي پکي و همکارانش، 425 ستاره ي وامانده ي آبي در 21 خوشه ي کروي کهکشان ما گرد آمده است.مي توان گفت که وامانده هاي آبي در هر خوشه کروي خاصّه در قسمت هاي مرکزي آن حضور دارند.
خوشه هاي 3 M و توکان 47 دوخوشه اند که به طور گسترده با تلسکوپ فضايي هابل مطالعه شده اند.در3 M بيش از 250 وامانده آبي رصد شده است.توکان 47 از3 M به خورشيد نزديک تر است و از اين رو تشخيص ستاره هاي منفرد در آن آسان تر است.اندازه گيري جرم يک وامانده ي آبي در آن به مقداري در حدود 7/1 برابر جرم خورشيد انجاميده است، که تقريباً دو برابر جرم پيرترين ستاره ي هيدروژن سوز خوشه است.
به همراه اين پيشرفت هاي رصدي، نظريه هاي متنوعي در تکوين وامانده هاي آبي پرداخته شده است ماريوليويو منجم، سازوکارهايي که تاکنون در پيدايش ستاره هاي وامانده ي آبي ارايه شده را به دو دسته ي تک ستاره اي و دو ستاره اي تقسيم مي کند.اين روزها نظريه هاي تک ستاره اي به علت هاي گوناگون رصدي و نظري مورد توجه منجمان نيستند.اما سازوکارهاي دوستاره اي عبارت اند از:
الف)افزايش جرم از طريق انتقال جرم در يک منظومه ي دوتايي نزديک (نظريه ي مک کري)
ب)ادغام دوتايي هاي تماسي در يکديگر
پ)ادغام پوشش بيروني ستاره هاي يک منظومه ي دوتايي درهم
ت)برخورد فيزيکي دو ستاره و يکي شد ن آنها
مدل سازهاي رايانه اي براي همه ي اين سازوکارها، و بسياري ديگر انجام شده است و منجمان سعي کرده اند که نتايج را به نحوي با رصدها مقايسه کنند.در گذشته وقوع سازوکار(ت)بسيار نامتحمل شمرده مي شد و معمولاً کنار گذاشته مي شد. ولي به تازگي در خوشه هاي چگال بار ديگر مورد استفاده قرار گرفته است.
در 10 دي 31/1388 دسامبر 2009، مجله ي نيچر با انتشار دو مقاله از دو گروه تحقيقاتي، توپ ستاره هاي وامانده ي آبي را در روز آخر سال به زمين منجمان انداخت.در يکي از اين دو مقاله، که به خوشه ي کروي 30 M مربوط مي شود، مطالعه ي رصدي و مدلسازي چندساله، مولفان را متقاعد کرده که دو سازوکار متمايز براي تکوين وامانده هاي آبي در کار بوده است:برخورد فيزيکي و انتقال جرم دوتايي.در مقاله ي ديگر خوشه ي باز 188 NGC بررسي شده است و پژوهش گران به اين نتيجه رسيده اند که بيشتر ستاره هاي وامانده ي آبي در اين خوشه از طريق انتقال جرم در يک منظومه ي دوتايي تشکيل شده اند.
حدود 60 سال بعد از آلن سندج، هنوز معضل وامانده هاي آبي گريبان گير منجمان است.بيش تر گمان مي شد که وامانده هاي آبي دراکولاهايي هستند که هيدروژن تازه را از گلوگاه ستاره ي قديم خود مکيده اند تا جواني خود را دوام بخشند، ولي حالا مي گويند که گويا وامانده هاي ديگري هم وجود دارند.اين ها بچه هاي تخسي اند که براي کش رفتن جرم از ستاره ي نديم خود دل به دريا مي زنند و بر او حمله مي کنند.
ماهنامه ي نجوم، ارديبهشت 1389
منجمان از اين قرائن و بسياري شواهد رصدي و نظري ديگر نتيجه گرفته اند که خوشه هاي ستاره اي کروي در اوايل عمر کهکشان، تکوين يافته اند.پيرترين خوشه ها احتمالاً عمري در حدود 12 تا 16 ميليارد سال دارند و احياناً پيش از آن که بد نه ي اصلي قرص کهکشان به وجود بيايد، پديد آمده اند.
بررسي اختر فيزيکي منظم خوشه هاي ستاره اي در دهه ي چهارم و پنجم قرن بيش، کم و بيش همزمان با مطالعات مربوط به تحول ستاره ها آغاز شد.چون ابعاد خوشه هاي کروي از يک صد تا 300 سال نوري و فاصله ي خوشه هاي نزديک از مرتبه ي چند ده هزار سال نوري است، همه ي ستاره هاي يک خوشه را مي توان به تقريب خوب در يک فاصله از خورشيد دانست.اساس علمي مطالعه ي تحول ستاره ها نمودار معروف هرتسپرونگ-راسل يانمودارHRاست (نگاه كنيد به کتاب نجوم به زبان ساده فصل نهم). هر نقطه بر اين نمودار نماينده ي ستاره اي است که دما (رنگ يا گونه ي طيفي)آن بر محور طول ها و درخشندگي (يا قدر مطلق) آن بر محور عرض ها آمده است اگر چندين هزار ستاره ي دوروبر خورشيد را به تصادف انتخاب کنيم و مکان شان را بر نمودار HR مشخص کنيم، الگوي ويژه اي به دست مي آيد که حکايت از وجود رابطه اي بين دما (يا رنگ)درخشندگي (يا قدر مطلق) مي کند.در حدود 90 درصد ستاره ها بر نواري جاي مي گيرند که آن را رشته ي اصلي مي نامند.علت آن که بيشتر ستاره ها بر اين نوار قرار مي گيرند اين است که ستاره ها بيشتر عمرشان را (هر اندازه که باشد)بر رشته ي اصلي سپري مي كنند0مطالعات نظري وشواهد رصدي حاكي از ان است كه هر ستاره تا زماني كه در هسته اش هيدروژن را مي سوزاند و هليوم توليد مي كند(هيدروژن سوزي)بر رشته ي اصلي جاي دارد.همين که هسته ي ستاره از هيدروژن تهي شد، فرايندهايي آغاز مي شود که سرانجام ستاره را به هليوم سوزي وامي دارد.ستاره هم شروع به جدا شد ن از رشته ي اصلي مي کند.اين که ستاره، رشته ي اصلي را در چه نقطه اي ترک مي کند بستگي به جرم اوليه و ترکيب شيميايي اوليه ي ستاره دارد.مثلاً ستاره اي به جرم و تركيب شيميايي خورشيد وقتي ده ميليارد ساله شود از رشته ي اصلي جدا مي شود0اما ستاره اي كه جرم اوليه اش سه برابر خورشيد است عمري بسيار کوتاه تر دارد و فقط پانصد ميليون سال را بر رشته ي اصلي مي گذراند.هرچه جرم ستاره کمتر باشد، زمان بيشتري را بر رشته ي اصلي سپري خواهد کرد.
حال به جاي آنکه چندين هزار ستاره را به تصادف انتخاب کنيم، ستاره هاي يک خوشه ي کروي را بر مي گزينيم و نمودار HR آن را رسم مي کنيم.ستاره هاي خوشه همه به يک فاصله از ما هستند، پس نسبت قدرهاي مطلق آنها همان نسبت قدرهاي ظاهري آنهاست. چنان که پيش تر ديديم ترکيب شيمايي اين ستاره ها هم، همه کم و بيش يکسان اند.پس تنها متغيري که مي ماند جرم است.بدين طريق از پيچيدگي هاي اضافي رها شده ايم.اين همان کاري بود که آلن سندج دانشجوي دكتري نجوم در موسسه ي فناوري كاليفرنيا (كلتك)ودستيار كيهان شناس بزرگ ادوين هابل در رصدخانه ي مونت ويلسون، در نخستين سال هاي دهه ي 1950/1330 انجام داد.استاد راهنماي او در اين کار والتر باده اختر فيزيک دان معروف بود (کسي که جمعيت هاي ستاره I و II را کشف کرد و با اين کشف مقياس فاصله ي اجرام فراکهکشاني را دوبرابر کرد).
خوشه ي کروي اي که سندج برگزيد،3 Mدر صورت فلکي تازي ها بود.منجمان آماتور با اين خوشه ي کروي آشنايند و مي دانند که3 M هم مانند 13 M خوشه ي كروي زيبايي است منتها از آن کم سوتر است.سندج با مطالعه ي دقيق نورسنجي هزاران ستاره ي خوشه 3 M، نمودار HR اين خوشه را به دست آورد و حاصل کارش را در مقاله اي با عنوان «نموداررنگ-قدر خوشه ي کروي 3 M» در سال 1953/1332 در مجله ي آسترونوميکال جورنال انتشار داد.
نموداري که سندج براي 3 M به دست آورده بود خيلي با نمودار متعارفHR ستاره هاي دوروبر خورشيد تفاوت داشت.
در اين نمودار رشته ي اصلي بخش کوچکي را تشکيل مي داد که شامل کوتوله هاي سرخ مي شد، ولي بيشتر ستاره ها (که غول و زيرغول بودند)شاخه ي ديگري را مي ساختند که از رشته ي اصلي جدا شده بودند.از روي نقطه ي جدايي اين شاخه از رشته ي اصلي مي شد سنّ خوشه ي کروي را حدس زد و جرم ستاره اي حول و حوش نقطه ي جدايي را برآورد کرد.سنّ خوشه بيش از ده ميليارد و جرم ستاره هاي نقطه ي جدايي اندکي کمتر از جرم خورشيد بود.
يکي از چيزهايي که در ابتدا توجه سندج را جلب کرد وجود ده-دوازده ستاره بود که بعد از نقطه ي جدايي، هنوز بر رشته ي اصلي به جا مانده بودند.اين ستاره ها آبي تر و درخشنده تر از ستاره هاي نقطه ي جدايي بودند.پس مطابق نظريه ي تحول ستاره اي جرم شان بايد بسيار بيشتر از جرم جدايي ولي سن شان بسيار کمتر از ستاره هاي ديگر خوشه بود.سندج در مقاله اش به اين ستاره ها و شکل اساسي آنها اشاره اي کرد ولي پيگير آن نشد.اين ستاره ها را بعداً ستاره هاي وامانده ي آبي ناميدند0 معضل وامانده ها اين بود که اگر با خوشه به دنيا آمده بودند، به اعتبار جرم شان بايد ميلياردها سال پيش از رشته ي اصلي جدا شده باشند ولي هنوز بر رشته ي اصلي جاي داشتند، پس بايد خيلي جوان تر باشند (طبق برآورد امروزي دو ميليارد ساله).اما اين جوان تر بودن با تعلق داشتن به يک خوشه ي کروي ده ميليارد ساله سازگار نيست؛ خوشه اي که از ميلياردها سال پيش ديگر ستاره زايي در آن صورت نپذيرفته است.پس ظاهر قضيه اين است که وامانده هاي آبي به نحوي از«پيرشدن»يا پس مي کشند و به حرارت و فروغ «جواني»باز مي گردند و گويي دور جديدي از زندگي را تجربه مي کنند.
در سال 1343/ 1964، ويليام مک کري، اختر فيزيک دان و کيهان شناس ايرلندي –انگليسي نظريه اي ارايه کرد که پايه هاي نخستين تفکر معقول در اين زمينه بود.او نشان داد که انتقال جرم در يک منظومه ي دوتايي نزديک، از يک ستاره به ستاره ي ديگر ممکن است سبب شود که يکي از ستاره ها جرم کافي به دست آورد و زندگي بازيافته اي را بر رشته اصلي ادامه دهد.صورت هاي مختلف اين نظريه هنوز يکي از شيوه هاي توضيح وجود وامانده هاي آبي در خوشه هاي کروي و باز است.
در دو دهه ي اخر قرن گذشته، که فناوري هاي جديد اپتيکي و الکترونيکي به طور فزاينده اي در نجوم به کار گرفته شد، توجه منجمان هم به بررسي ستارهاي وامانده ي آبي افزايش يافت.مستقر شد ن تلسکوپ فضايي در مدار و طراحي تلسكوپ هاي زميني بزرگ رصدهاي دقيق ستاره هاي ژرفاي خوشه اي کروي و باز را ميسر ساخت.به علاوه در دهه ي 1990/1370 کاتالوگ هاي نسبتاً جامعي از وامانده هاي آبي گرد آمد.کاتالوگ آهومادا 959 ستاره ي وامانده ي آبي را در 390 خوشه ي ستاره اي باز شامل مي شود.از بررسي اين کاتالوگ معلوم شد که وامانده هاي آبي در خوشه هايي از هر سن و سال وجود دارند.به علاوه درصد زيادي از وامانده هاي آبي در بخش هاي مرکزي خوشه ها جاي دارند.در کاتالوگ فوزي پکي و همکارانش، 425 ستاره ي وامانده ي آبي در 21 خوشه ي کروي کهکشان ما گرد آمده است.مي توان گفت که وامانده هاي آبي در هر خوشه کروي خاصّه در قسمت هاي مرکزي آن حضور دارند.
خوشه هاي 3 M و توکان 47 دوخوشه اند که به طور گسترده با تلسکوپ فضايي هابل مطالعه شده اند.در3 M بيش از 250 وامانده آبي رصد شده است.توکان 47 از3 M به خورشيد نزديک تر است و از اين رو تشخيص ستاره هاي منفرد در آن آسان تر است.اندازه گيري جرم يک وامانده ي آبي در آن به مقداري در حدود 7/1 برابر جرم خورشيد انجاميده است، که تقريباً دو برابر جرم پيرترين ستاره ي هيدروژن سوز خوشه است.
به همراه اين پيشرفت هاي رصدي، نظريه هاي متنوعي در تکوين وامانده هاي آبي پرداخته شده است ماريوليويو منجم، سازوکارهايي که تاکنون در پيدايش ستاره هاي وامانده ي آبي ارايه شده را به دو دسته ي تک ستاره اي و دو ستاره اي تقسيم مي کند.اين روزها نظريه هاي تک ستاره اي به علت هاي گوناگون رصدي و نظري مورد توجه منجمان نيستند.اما سازوکارهاي دوستاره اي عبارت اند از:
الف)افزايش جرم از طريق انتقال جرم در يک منظومه ي دوتايي نزديک (نظريه ي مک کري)
ب)ادغام دوتايي هاي تماسي در يکديگر
پ)ادغام پوشش بيروني ستاره هاي يک منظومه ي دوتايي درهم
ت)برخورد فيزيکي دو ستاره و يکي شد ن آنها
مدل سازهاي رايانه اي براي همه ي اين سازوکارها، و بسياري ديگر انجام شده است و منجمان سعي کرده اند که نتايج را به نحوي با رصدها مقايسه کنند.در گذشته وقوع سازوکار(ت)بسيار نامتحمل شمرده مي شد و معمولاً کنار گذاشته مي شد. ولي به تازگي در خوشه هاي چگال بار ديگر مورد استفاده قرار گرفته است.
در 10 دي 31/1388 دسامبر 2009، مجله ي نيچر با انتشار دو مقاله از دو گروه تحقيقاتي، توپ ستاره هاي وامانده ي آبي را در روز آخر سال به زمين منجمان انداخت.در يکي از اين دو مقاله، که به خوشه ي کروي 30 M مربوط مي شود، مطالعه ي رصدي و مدلسازي چندساله، مولفان را متقاعد کرده که دو سازوکار متمايز براي تکوين وامانده هاي آبي در کار بوده است:برخورد فيزيکي و انتقال جرم دوتايي.در مقاله ي ديگر خوشه ي باز 188 NGC بررسي شده است و پژوهش گران به اين نتيجه رسيده اند که بيشتر ستاره هاي وامانده ي آبي در اين خوشه از طريق انتقال جرم در يک منظومه ي دوتايي تشکيل شده اند.
حدود 60 سال بعد از آلن سندج، هنوز معضل وامانده هاي آبي گريبان گير منجمان است.بيش تر گمان مي شد که وامانده هاي آبي دراکولاهايي هستند که هيدروژن تازه را از گلوگاه ستاره ي قديم خود مکيده اند تا جواني خود را دوام بخشند، ولي حالا مي گويند که گويا وامانده هاي ديگري هم وجود دارند.اين ها بچه هاي تخسي اند که براي کش رفتن جرم از ستاره ي نديم خود دل به دريا مي زنند و بر او حمله مي کنند.
ماهنامه ي نجوم، ارديبهشت 1389
مقالات مرتبط
تازه های مقالات
ارسال نظر
در ارسال نظر شما خطایی رخ داده است
کاربر گرامی، ضمن تشکر از شما نظر شما با موفقیت ثبت گردید. و پس از تائید در فهرست نظرات نمایش داده می شود
نام :
ایمیل :
نظرات کاربران
{{Fullname}} {{Creationdate}}
{{Body}}