همه ی ستارگان در مراحل تحول خود، دارای تغییراتی در رنگ و درخشندگی شان هستند؛ اما بنا به قرارداد به آن دسته از ستارگانی که در مقیاس زندگی یک انسان معمولی، دچار تغییر قابل ملاحظه ای در شدت نور خود می شوند، ستارگان متغیر می گوییم. این تغییرات ممکن است تناوبی، نیمه تناوبی و یا نامنظم باشد و دوره ای در گستره ی چند دقیقه تا یک قرن داشته باشد. علت تغییر نور ستارگان متغیر را به طور عمده باید درون آن ه...

مطالعه ی نور رسیده از ستارگان، به ما این امکان را می دهد که اطلاعاتی در مورد ترکیبات، دما، درخشندگی و غیره، از سطح آن ها به دست آوریم. ولی این نورها هیچ گونه اطلاعاتی در مورد ساختار داخلی ستاره و یا منشأ تحولات و نوسانات در سطح، مثل تحولات میدان مغناطیسی، نوسانات دمایی، منشأ نور و درخشندگی به ما نمی دهند. از این رو برای مطالعه ی درون ستاره ها و بررسی ساختار درونی آن ها نیاز به ابزار و روش های د...

ما در این کار برای توصیف ساختار یونیدگی و دینامیکی سحابی سیاره نمای ngc6369از الگوی برهم کنش دو باد ستاره ای استفاده کرده ایم ·در اثر برخورد باد سریع با ابر باد ، یک لایه چگال ودو موج ضربه ای شکل می گیرد· این پوسته تابان همان سحابی سیاره نما می باشد. معادلات حرکت این سحابی سیاره نما را حل می کنیم. برای ابر باد آهنگ کاهش جرم 5- 10 ×1 وسرعت اولیه km/s 10 را پیشنهاد می کنیم·سپس شعاع داخلی (pc ...

رابطه ی نسبت جرم ستاره ای-به-درخشندگی و رنگ، یک ابزار رایج برای تخمین جرم ستاره ای در کهکشان ها است. در یک جمعیت ستاره ای ساده,، این کمیت به کمیت هایی مانند تابع جرم اولیه، سن، فلزیت و فازهای مختلف تحول ستاره ای بستگی دارد. در یک جمعیت ستاره ای پیچیده، علاوه بر مواردی که ذکر شد، نسبت جرم ستارهإای به درخشندگی به تاریخچه ی تشکیل ستاره ای، مدل های تحول کهکشانی و گرد و غبار میان ستار ه ای بستگی دار...

خوشه های ستاره ای اطلاعاتی راجع به آغاز، حال حاضر و آینده ی جهان هستی بدست میدهند. خوشه های باز ستاره ای با داشتن ستاره های جوان، امکان مطالعه ی توزیع جرم ستاره ها در صفحه کهکشان راه شیری را فراهم می سازند. با ارائه ی توصیف کلی درباره ی خصوصیات ساختاری خوشه ی باز ستاره ای و سیر تحولی ستاره های عضو خوشه، اطلاعات لازم برای مطالعه ی منحنی های همسن خوشه بدست می آید. این حقیقت که منحنی های همسن محاس...

مشاهده طیف ستاره های اطراف خورشید نشان داده است که خورشید در حبابی از گاز به ابعاد 100 پارسک قرار دارد. به این حباب, گاز حباب محلی می گویند. چگالی ماده میان ستاره ای در این حباب در حدود 0.1 چگالی متوسط ماده میان ستاره ای کهکشان راه شیری است. علاوه بر این ساختار هایی از جنس گاز به شکل صفحه یا رشته در حباب محلی دیده می شود که احتمالا در اثر انفجارات ابرنواختری به وجود آمده اند. این ساختارها به خا...

سیستم rz cas یک دوتایی گرفتی نیمه جدا از نوع الغول است که مولفه ثانویه آن لالک روچ خود را پر کرده است. این سیستم دارای قدر مرئی 6.18 و دوره تناوب 1.195 روز است. مهمترین مشخصه های این سیستم تغییر دوره تناوب آن، به علت تبادل جرم بین مولفه ها، و ناهنجاریهای در کمینه اولیه، ناشی از نوسانات δ scuti ای مولفه اولیه سیستم است. در این تحقیق سیستم rz cas در رصدخانه های دانشگاههای اصفهان و شیراز نورسنجی ش...

یک ابرنواختر مرحله ی پایانی عمر یک ستاره است، زمانی که تمام سوخت درونِِ هسته ی آن به پایان می رسد و ستاره در آستانه ی فروپاشی قرار می گیرد. ابرنواخترها در زمان انفجار، درخشندگیِ بیشینه ای از خود نشان می دهند، درخشندگی که گاه با روشنایی کل یک کهکشان برابری می کند. این ویژگی منحصربه فرد، آن ها را تبدیل به شمع های استانداردی برای فاصله یابی و تعیین پارامترهای کیهان شناسی می کند. با استفاده از این ویژ...

مسأله ی شکل گیری ستارگان از دیر باز مورد توجه اخترشناسان قرار گرفته و نظریه های بسیاری برای پاسخ به آن مطرح شده است. بررسی ها حاکی از آن است که ستارگان از رمبش گازهای موجود در ابرهای چگال به وجود می آیند و ناپایداری حرارتی می تواند عاملی برای به وجود آوردن این رمبش ها به حساب آید. در بررسی ناپایداری حرارتی، به حل معادلات حاکم بر سیستم می پردازند. با توجه به آن که اثر هال موجب تغییر قانون اهم م...

در این مقاله 1200 تصویر و فهرست ستاره ای که از کهکشان 33m به کمک دوربین wfcam تلسکوپ ukirt در فیلتر های j، h و k گرفته شده اند جمع آوری شده است. به کمک روش تطابق فهرست ها، ستاره های یکسان در لبه های تصویر و در تصاویری که در زمان های مختلف از یک ناحیه گرفته شده بودند مشخص شدند. مکان و قدر ستاره ها با نقشه برداری فروسرخ mass2 کالیبره شد. فهرست نهایی به دست آمده شامل 445303 ستاره است و بیش از 75/0...