تبیان، دستیار زندگی

سلام بر تمام دوستان گرامی


در این قسمت در باره ستارگان  و چگونگی به وچود امدن ان مطالبی نوشته میشود امید است مورد استفاده شما دوستان قرار گیرد

گدازش دیگر عناصر

هلیوم 4 می تواند در فرایند گدازش به کربن 12 تبدیل شود، البته به این منظور دمای مرکز باید تا حدود 100 میلیون K افزایش پیدا کرده باشد. این دمای بالا ضروریست چرا که هسته هلیوم به انرژی زیادی برای فائق آمدن بر انرژی دافعه ذرات همبار نیازمند است. هسته هلیوم دارای دو پروتون است بنابراین میزان انرژی دافعه در آن چهار برابر انرژی دافعه بین دو پروتون است.
سوخت هلیوم به سوخت سه-آلفا مشهور است چراکه این هسته با سه ذره آلفا ترکیب می شود و یک هسته کربن را ایجاد می نماید. سوخت هلیوم همچنین هسته اکسیژن 16 (8 پروتون و 8 نوترون) و نئون 20 (10 پروتون و 10 نوترون) تولید می کند.
در دمای مرکزی حدودا 600 میلیون K، کربن 12 می تواند سودیوم 23 (11 پروتون و 12 نوترون)، منیزیوم 24 (12 پروتون . 12 نوترون) و تعداد بیشتری نئون 20 تولید نماید. البته ستارگان زیادی نمی توانند به این دمای مرکزی برسند.
با تولید شدن عناصر سنگین و سنگینتر در روند گدازش هسته ای، دمای لازم برای فعل و انفعالات بیشتر، افزایش می یابد. در دمایی معادل 1 بیلیون K، اکسیژن 16 می توان سیلیکون 28 (14 پروتون و 14 نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و 16 نوترون) و سولفور 32 (16 پروتون و 16 نوترون) تولید نماید.
گدازش می تواند تا زمانیکه جرم هسته جدید از حاصلجمع جرم دو هسته ترکیب شده با هم کمتر است، انرژی تولید نماید. این روند تولید انرژی ادامه دارد تا زمانیکه هسته آهن 56 (26 پروتون و 30 نوترون) شروع به ترکیب شدن با هسته های دیگر می نماید. وقتی این اتفاق روی می دهد جرم هسته جدید از جرم دو هسته ترکیب شده اندکی بیشتر است. بنابراین این فرایند به جای تولید انرژی، مصرف انرژی دارد.

تکامل ستارگان

چرخه زندگی ستارگان سه الگوی کلی را دنبال می کند که به جرم آنها وابستگی دارد. 1) ستارگان پر جرم، که جرمشان از 8 برابر جرم خورشید بیشتر است. 2) ستارگان با جرم متوسط، که جرمشان از 5/0 تا 8 برابر جرم خورشید است. خود خورشید نیز در این دسته از ستارگان جای دارد.3) ستارگان با جرم کم، که جرمشان بین 1/0تا 5/0 جرم خورشید می باشد. اجرامی که جرم آنها از 1/0 جرم خورشید کمتر است هرگز به دمای مرکزی لازم برای شروع سوخت هیدروژن نمی رسند.
چرخه زندگی ستارگان منفرد از چرخه زندگی ستارگان دوتایی آسانتر است بنابراین نخست با چرخه زندگی ستارگان منفرد آغاز می کنیم. ضمنا از آنجائیکه اطلاعات ستاره شناسان درباره خورشید از هر ستاره دیگری بیشتر است لذا بحث چرخه ستارگان، از ستارگان با جرم متوسط آغاز می شود.

ستارگان با جرم متوسط

ابری که در نهایت یک ستاره با جرم متوسط را تولید می کند، حدودا 100.000 سال به انقباض ادامه می دهد تا اینکه پیش ستاره را به وجود آورد. دمای سطح چنین پیش ستاره ای حدود 4000K می باشد. درخشش آن ممکن است تنها چند برابر خورشید و یا چند هزار برابر خورشید باشد. این بستگی به جرم دارد.
ستاره تا میلیونها سال به انقباض خود ادامه می دهد. این انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانیکه نیروی انرژیهای تولید شده در مرکز ستاره با نیروی گرانشی که باعث انقباض آن می گردد، به تعادل برسد. در این زمان، گدازش هیدروژنی در مرکز ستاره، همه انرژی آن را تولید می کند و ستاره وارد طولانی ترین دوره عمر خود که به آن رشته اصلی می گوییم، می شود.
هر ستاره ای، صرفنظر از جرم آن، که همه انرژی خود را از طریق گدازش هیدروژن در مرکز خود ایجاد کند، یک ستاره در رشته اصلی به حساب می آید.
مدت زمانیکه ستاره در این مرحله باقی می ماند به جرم آن بستگی دارد. ستارگان با جرم بیشتر، هیدروژن خود را با سرعت بیشتری می سوزانند در نتیجه زمان کمتری در این مرحله باقی می مانند. یک ستاره با جرم متوسط می تواند بیلیونها سال در این رشته باشد.

مرحله غول سرخ

وقتی همه هیدروژن موجود در هسته یک ستاره با جرم متوسط به هلیوم تبدیل شد، ستاره به سرعت دستخوش تغییر می شود. به دلیل اینکه دیگر انرژی ناشی از گدازش در هسته ستاره تولید نمی شود، گرانش بار دیگر دست به کار شده و منجر به انقباض شدید ستاره می گردد. به دلیل این انقباض سریع، دما به شدت در مرکز و مناطق اطراف آن بالا می رود. با بالا رفتن دما، هیدروژن موجود در پوسته اطراف مرکز شروع به سوختن می کند. انرژی حاصل شده از این گدازش حتی از انرژی که قبلا در مرکز تولید می شد نیز بیشتر است. این انرژی مازاد، لایه های بیرونی ستاره را به شدت به بیرون هل می دهد در نتیجه ستاره تا حد بسیار زیادی بزرگ می شود.
با بزرگ شدن اندازه ستاره، لایه های بیرونی آن سرد می شوند، در نتیجه رنگ ستاره سرخ می گردد. از طرفی با بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نیز بیشتر می شود. در این مرحله ستاره به یک غول سرخ تبدیل شده است.

مرحله شاخه افقی

در نهایت، دمای مرکز تا حد 100 میلیون K می رسد یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه – آلفا.
با ادامه این فرایند، هسته ستاره بزرگتر می شود اما دمای آن کاهش می یابد. با کاهش این دما، از دمای لازم برای سوخت هیدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نیز کاسته می شود. به دنبال آن، انرژی منتشر شده از این لایه نیز کم می شود و لایه های خارجی ستاره شروع به انقباض می نمایند. ستاره داغتر، کوچکتر و کم نورتر از زمانی می شود که یک غول سرخ بود. این تغییرات در یک دوره زمانی حدودا 100 میلیون ساله رخ می دهند.
در پایان این دوره، ستاره در مرحله شاخه افقی قرار می گیرد. این مرحله به دلیل خط نمایشگر وضعیت ستاره در نمودار H-R شاخه افقی نامیده می شود. ستاره به طور مداوم و پایدار هلیوم و هیدروژن می سوزاند بنابراین تغییر شایان ذکری در دما، ابعاد و درخشش آن روی نمی دهد. این مرحله تقریبا تا 10 میلیون سال به طول می انجامد.

مرحله غول جانبی

هنگامیکه سوخت هلیوم موجود در هسته به اتمام رسید، هسته منقبض و در نتیجه داغتر می شود. فرایند سه –آلفا اینبار در پوسته اطراف هسته آغاز می گردد و گدازش هیدروژن در لایه های بعدی آن صورت می گیرد. با افزایش آهنگ تولید انرژی در پوسته ها، لایه های بیرونی ستاره منبسط می شوند. ستاره بار دیگر به یک غول تبدیل می گردد اما اینبار آبی تر و درخشانتر از بار پیش.
هسته یک غول جانبی بسیار داغ و نیروی گرانش بر لایه های خارجی ضعیف می باشد. در نتیجه لایه های بیرونی در قالب باد ستاره ای از ستاره جدا می شوند. با جدا شدن هر لایه از ستاره، نوبت به لایه داغتری می رسد. در نتیجه باد ستاره ای مرتب قویتر می شود. جریانات جدیدتر و سریعتر بادهای برخاسته از سطح ستاره، با بادهای قبلی که هنوز در فضای اطراف ستاره پرسه می زنند، برخورد می کنند. در نتیجه این برخورد، یک پوسته متراکم گاز به وجود می آید که برخی از آنها با سرد شدن به غبار تبدیل می شوند.

مرحله کوتوله سفید

ظرف چند هزار سال، غول جانبی بخار می شود. و گدازش در هسته متوقف می گردد. هسته مرکزی باعث روشن شدن پوسته های گازی اطراف خود می شود. با تلسکوپهای اولیه و بدوی که ستاره شناسان در سالهای 1800 برای رصد استفاده می کردند، این پوسته ها شبیه به سیارات به نظر می رسیدند به همین دلیل آنها این پوسته ها را ابر سیاره ای نامیدند. هنوز هم ستاره شناسان از همین عنوان قدیمی استفاده می کنند.

یک ابر سیاره ای با بافت ظاهری غیر معمول که دلیل بروز آن نامشخص
است. این عکس توسط تلسکوپ هابل تهیه شده است.
عکس از ناسا

مرحله کوتوله سیاه

از آنجائیکه کوتوله های سفید سوختی برای گدازش ندارند، با گذشت بیلیونها سال پیوسته سردتر می شوند و در نهایت به یک کوتوله سیاه، جرمی بسیار کدر، تبدیل می گردند. کوتوله سیاه نماد پایان چرخه زندگی یک ستاره با جرم متوسط است.
ستارگان با جرم زیاد، آنهاییکه جرمی بیش از 8 برابر جرم خورشید دارند، به سرعت شکل می گیرند و زندگی کوتاهی دارند. یک ستاره پر جرم ظرف 10.000 سال تا 100.000 سال از دل یک پیش ستاره شکل می گیرد.
این نوع ستارگان در رشته اصلی بسیار داغ و آبی رنگند. آنها 1000 تا 1 میلیون بار درخشانتر از خورشید می باشند و شعاع آنها تقریبا 10 برابر شعاع خورشید است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان کم جرم کمتر است. با اینحال به خاطر درخشندگیشان از فواصل بسیار دور نیز قابل رصدند و به همین خاطر تعداد زیادی از آنها شناخته شده اند.
ستارگام با جرم زیاد، بادهای ستاره ای بسیار قوی دارند. یک ستاره با جرم 30 برابر خورشید می تواند 24 برابر جرم خورشید را پیش از آنکه از رشته اصلی خارج شود، به شکل باد منتشر نماید.
وقتی یک ستاره سنگین رشته اصلی را ترک می کند، سوخت هیدروژن در لایه های بیرون هسته آغاز می شود. در نتیجه شعاع این ستاره 100 برابر شعاع خورشید می شود. با اینحال از درخشش آن اندکی کاسته می شود. به دلیل اینکه در این مرحله ستاره تقریبا همان مقدار انرژی قبلی را از سطح بزرگتری منتشر می کند، دمای سطح آن کاهش می یابد. در نتیجه گرایش به سرخ ستاره بیشتر می شود.
با بزرگ شدن ستاره، دمای مرکز آن به 100 میلیون K یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه-آلفا می رسد. پس از تقریبا 1 میلیون سال، سوخت هلیوم در مرکز به اتمام رسیده و نوبت به هلیوم موجود در لایه های بیرون هسته و هیدروژن موجود در لایه های بعد از آن می رسد. ستاره سنگین ما تبدیل به یک ابرغول سرخ درخشان می شود.
هنگامیکه انقباض هسته دمای آنرا به حد کافی افزایش می دهد، با سوختن کربن، نئون، سدیوم و منیزیوم تولید می شود. این مرحله تنها برای 10.000 سال ادامه می یابد. پس از آن فرایندهایی متوالی در هسته رخ می دهد. هر فرایند عناصر مختلفی را در بر می گیرد و مدت زمان کوتاهتری به طول می انجامد. وقتی عنصر جدیدی شروع به سوخت می کند، عنصر قبلی سوختن خود را در لایه های بالاتر سر می گیرد. نئون ترکیب شده و اکسیژن و منیزیوم تولید می کند. این فرایند حدودا 12 سال طول می کشد. سپس با سوختن اکسیژن، سیلیکون و سولفور تولید می شود. این فرایند حدودا 4 سال طول می کشد. در آخر با سوختن سیلیکون ، آهن تولید می شود. این فرایند تنها حدود 1 هفته دوام دارد.

ابر نواختر

در این هنگام، شعاع هسته آهنی حدود 3000 کیلومتر است. همانگونه که گفتیم سوخت آهن به جای تولید انرژی، انرژی مصرف می کند. در نتیجه ستاره به پایان کار خود رسیده است. چون دیگر نمی تواند برای حفظ تعادل گرانش، انرژی تولید کند.
وقتی جرم هسته آهنی به 4/1 برابر جرم خورشید برسد، اتفاقی مهیب رخ می دهد. نیروی گرانش، هسته را متلاشی می کند. در نتیجه دمای هسته تا نزدیک 10 بیلیون K می رسد!. در این دما، هسته آهن شکسته شده و به هسته های سبکتر و در آخر به پروتون و نوترون تبدیل می شود. با ادامه فشار، پروتونها با الکترونها ترکیب می شوند و نوترون و نوترینو تولید می کنند. نوترینوها 99 درصد از انرژی ایجاد شده از انفجار هسته را در خود حمل می کنند.
حالا هسته، یک توپ فشرده شده حاوی نوترون است. وقتی شعاع توپ به 10 کیلومتر برسد حالت ارتجاعی پیدا می کند درست مانند یک توپ پلاستیکی که آنرا فشرده و بعد رها کنیم.
همه این اتفاقها از فشرده شدن هسته تا ارتجاع توپ نوترونی تنها در مدت یک ثانیه روی می دهند. البته هنوز ماجرا ادامه دارد. ارتجاع توپ نوترونی یک موج کره ای شکل به بیرون از ستاره ارسال می کند. بیشتر انرژی حاصل از این موج صرف شروع گدازش و تشکیل عناصر جدید می شود. با رسیدن موج به سطح ستاره، دما تا 200.000K افزایش می یابد. در نتیجه ستاره منفجر شده و موادی را در فضا با سرعت 15.000 تا 40.000 کیلومتر در ثانیه رها می کند. نام این انفجار مهیب ابر نواختر نوع دو است.
ابر نواخترها فضا را آکنده از گاز و غباری می کنند که ستارگان دیگر از دل آن پا به عرصه گیتی می نهند. این غنی سازی فضا، از نخستین ابر نواختر در بیلیونها سال پیش تا به اکنون ادامه دارد. ابر نواخترهای ستارگان نسل اول، عرصه را برای ستارگان نسلهای بعد مهیا کرده اند.
احتمالا ستارگان دارای سه نسلند. ستاره شناسان تا کنون جرمی پیدا نکرده اند که متعلق به قدیمی ترین نسل ستارگان یعنی جمعیت سه ستارگان باشد. اما اعضای دو نسل جدیدتر را یافته اند. ستارگان جمعیت دو که دومین نسل از ستارگانند حاوی مقدار نسبتا کمی از عناصر سنگینند. ستارگان سنگینتر این نسل، به سرعت از بین رفته اند بنابراین هسته های بیشتری از عناصر سنگین وارد فضا شده اند. به همین علت جمعیت یک ستارگان که جدیدترین نسل می باشند، حاوی مقادیر بیشتری از عناصر سنگین هستند. البته مقدار عناصر سنگین در این نسل همچنان نسبت به هیدروژن و هلیوم موجود، بسیار ناچیز است. برای مثال، مقدار عناصر غیر از هلیوم و هیدروژن در خورشید که جزء ستارگان جمعیت یک می باشد، تنها 1 تا 2 درصد است.

ستارگان نوترونی

پس از اینکه یک انفجار ابر نواختر نوع دو رخ داد، قسمتی از هسته ستاره ای باقی می ماند. اگر جرم هسته باقیمانده کمتر از سه برابر جرم خورشید باشد تبدیل به یک ستاره نوترونی می شود. این ستاره حداقل جرمی معادل 4/1 جرم خورشید را در کره ای که شعاع آن حدودا 10 تا 15 کیلومتر است نگاه می دارد.
دمای اولیه ستارگان نوترونی 10 میلیون K است اما به دلیل کوچک بودن تشخیص آنها بسیار دشوار است. با اینحال ستاره شناسان پالسهای رادیویی این ستارگان را تشخیص می دهند. گاهی از این ستاره ها 1000 پالس در ثانیه دریافت می شود.
یک ستاره نوترونی معمولا دو موج متوالی رادیویی منتشر می کند. این دو موج در دو مسیر مختلف از ستاره دور می شوند. با چرخش ستاره امواج در فضا مانند نورافکن پخش می شوند. اگر یکی از از این موجها به صورت متناوب به زمین برسد، تلسکوپهای رادیویی یک سری پالس را تشخیص می دهند. این تلسکوپها به ازای هر دور گردش ستاره یک پالس دریافت می کنند. ستاره ای که به این روش شناسایی می گردد، تپ اختر نامیده می شود.