تولد تا مرگ ستارگان

[کهربا 18089]

خورشيد و اغلب ستارگان ديگر از گاز و ماده اي گاز مانند و بسيار داغ به نام پلاسما تشكيل شده اند. با اينحال برخي از ستارگان نيز كه كوتوله هاي سفيد و ستاره هاي نوتروني ناميده مي شوند تركيبي از بسته هاي محكم اتمي يا ذرات تشكيل دهنده اتم مي باشند. اين گونه ستارگان از هر چيزي كه در زمين يافت مي شود، چگالتر و متراكمترند. ستاره ها در ابعاد گوناگوني وجود دارند. شعاع خورشيد 695.500 كيلومتر است. ستاره شناسان خورشيد را جزء ستارگان كوچك مي دانند چرا كه ديگر انواع ستارگان بسيار از خورشيد ما بزرگترند. شعاع گونه اي از ستارگان كه به آنها ستارگان ابر غول مي گويند، 1000برابر شعاع خورشيد است. كوچكترين نوع ستارگان، ستارگان نوتروني هستند كه شعاع برخي از آنها تنها 10 كيلومتر است.

 

در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه هاي دوتايي هستند. دوتايي يك جفت ستاره است كه دو عضو آن دور يكديگر در چرخشند. خورشيد جزء اين ستارگان نيست اما نزديكترين ستاره به خورشيد كه پروكسيما سنتوري (قنطورس) نام دارد جزء يك مجموعه چند ستاره ايست كه آلفا سنتوري A و آلفا سنتوري B شامل آن مي شوند. فاصله خورشيد تا پروكسيما بيش از 40 تريليون كيلومتر معادل 2/4 سال نوريست.

 

ستاره ها در گروههايي به نام كهكشان گرد هم جمع آمده اند. تلسكوپها تا كنون كهكشانهايي را در فاصله 12 بيليون تا 16 بيليون سال نوري نشان داده اند. خورشيد در كهكشان راه شيري قرار گرفته است و يكي از 100 بيليون ستاره ايست كه در آن مي باشد. در جهان بيش از 100 بيليون كهكشان وجود دارد و تعداد ستاره هاي هر كدام به طور متوسط 100 بيليون مي باشد. بنابراين بيش از 10 بيليون تريليون ستاره در كائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبي با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه كنيم، البته بدون كمك تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، تنها 3000 ستاره خواهيم ديد.

 

ستارگان نيز مانند ما انسانها دوره حيات دارند. آنها متولد مي شوند، دوراني را سپري مي كنند و در نهايت مي ميرند. خورشيد حدود 6/4 بيليون سال پيش متولد شد و تا بيش از 5 بيليون سال ديگر عمر خواهد كرد. سپس شروع به بزرگ شدن مي كند تا اينكه به يك غول سرخ تبديل شود. در اواخر عمر خود، لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهد و هسته باقيمانده كه كوتوله سفيد خوانده مي شود، تدريجا نور خود را از دست خواهد داد تا اينكه به يك كوتوله سياه تبديل گردد.

 

ستاره هاي ديگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپري خواهند كرد. برخي از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمي گذارند. به جاي آن مستقيما وارد مرحله كوتوله سفيد و سپس كوتوله سياه مي شوند. درصد كمي از ستارگان نيز در پايان عمر خود دچار يك انفجار مهيب به نام ابر نواختر مي شوند.

 

ستارگان در شب

 

اگر شما شبي به آسمان نگاه كنيد متوجه خواهيد شد كه به نظر مي رسد درخشش آنها كم و زياد مي شود و اصطلاحا ستاره ها چشمك مي زنند. حركتي بسيار آهسته نيز در ستارگان آسمان ديده مي شود. اگر مكان چندين ستاره را در مدت چند ساعت دقيقا بررسي كنيد مشاهده خواهيد كرد كه همه ستارگان به آرامي به دور يك نقطه كوچك در آسمان در گردشند.

چشمك زدن ستارگان و كم و زياد شدن درخشش آنها به دليل حركت جو زمين است. نور ستارگان به صورت پرتوهاي مستقيم وارد جو مي شوند. حركت هوا دائما مسير پرتوهاي نور را تغيير مي دهد.

 

درخشش ستارگان

 

ميزان درخشندگي ستارگاني كه نور آنها به ما مي رسد به دو عامل بستگي دارد. يك، درخشش واقعي ستاره كه در اصل مقدار انرژي نورانيست كه از آن متساطع مي شود. دو، فاصله ستاره از زمين. يك ستاره نزديك كه كم نور است مي تواند بسيار درخشانتر از يك ستاره دور دست اما بسيار درخشان به نظر آيد. براي مثال، آلفا سنتوري A بسيار نورانيتر از ستاره ريگل (رجل الجبار) ديده مي شود. اين در حاليست كه آلفا سنتوري A تنها 100.000/1 ريگل انرژي نوراني توليد مي كند در عوض فاصله آن از زمين تنها 325/1 فاصله ريگل از زمين است.

 

طلوع و غروب ستارگان

 

وقتي از نيمكره شمالي زمين به آسمان نگاه مي كنيم، ستارگان به دور نقطه اي كه به آن قطب شمال سماوي مي گوئيم بر خلاف جهت عقربه هاي ساعت در چرخشند. چنانچه در نيمكره جنوبي زمين باشيم و با آسمان نظر اندازيم، ستارگان هم جهت با عقربه هاي ساعت و به دور نقطه اي كه به آن قطب جنوب سماوي مي گوئيم، حركت مي كنند. در طي روز، خورشيد نيز بر فراز آسمان،

هم جهت و همسرعت با ديگر ستارگان در گردش است. اما واقعيت اين است كه حركت هايي كه ما شاهد هستيم بر اثر جابجايي واقعي ستارگان روي نمي دهد، بلكه همه آنها به دليل حركت غرب به شرق زمين حول محور خود اينچنين به نظر مي آيند. براي ناظري كه بر روي زمين ايستاده، زمين ثابت و خورشيد و ديگر ستارگان در حال حركت گردشي به نظر مي رسند.

 

اسامي ستارگان

 

اجداد ما شاهد بودند كه ستارگان مشخصي بر اساس الگوهايي شبيه به چيزهايي نظير پيكر انسان، حيوانات و يا اشياء شناخته شده، در كنار يكديگر قرار مي گيرند. بعضي از اين الگوها، كه به آنها صور فلكي مي گوئيم، يادآور شخصيتهايي اسطوره اي هستند. براي مثال، صورت فلكي اريون (شكارچي) به ياد يك قهرمان اسطوره اي يوناني نامگذاري شده است.

 

امروزه ستاره شناسان از اين اسامي باستاني براي نامگذاري علمي ستارگان استفاده مي كنند. اتحاديه بين المللي نجوم (IAU)، مجري نامگذاري اجرام سماوي، به طور رسمي 88 صورت فلكي را شناسايي كرده است. اين صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بيشتر موارد، براي نامگذاري درخشانترين ستاره در هر صورت فلكي از حرف آلفا (نخستين حرف در الفباي يوناني) در قسمتي از نام علمي آن استفاده مي شود. براي نمونه، نام علمي ستاره وگا، درخشانترين ستاره در صورت فلكي ليرا، آلفاي ليرا است.

 

حرف بتا به دومين ستاره درخشان در هر صورت فلكي اختصاص دارد و گاما براي سومين ستاره درخشان صور فلكي به كار مي رود. به همين شكل در نامگذاري 24 ستاره درخشان در هر صورت فلكي از 24 حرف زبان يوناني استفاده مي شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به كار گرفته مي شوند.

 

به دليل طولاني شدن عدد مربوط به ستارگان كشف شده، IAU از سيستم جديدي براي نامگذاري ستارگاني كه كشف مي شوند، استفاده مي كند. اغلب اسامي جديد تشكيل شده از حروف اختصاري به همراه گروهي از نشانه ها مي باشند. حروف اختصاري، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتي درباره ستاره بيان مي كند. براي مثال، ستاره PSR J1302-6350 يك تپ اختر است، از آنجا كه حرف اختصاري PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بيانگر موقعيت و مكان اين ستاره (بعد و ميل آن) در آسمان مي باشند. حرف J مبين آن است كه مكان ستاره در دستگاه اندازه گيري J2000 اعلام شده است.

 

مشخصات ستارگان

 

هر ستاره داراي پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگي، كه ستاره شناسان آن را در واحدي به نام قدر مي سنجند. 2) رنگ. 3) دماي سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه اين مشخصات به طور پيچيده اي با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بيانگر دماي سطح است و درخشندگي آن به دماي سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص مي كند كه ستاره اي با اندازه مشخص چقدر مي تواند انرژي توليد كند بنابراين بر دماي سطح تاثير گذار است. براي اينكه اين ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداري به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده مي كنند. اين نمودار به ياد ستاره شناس دانماركي هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنري نوريس راسل (Henry Norris Russell) از ايالات متحده كه به طور جداگانه كار مي كردند و در سال 1910 آن را ابداع كردند، نامگذاري شد. اين نمودار همچنين مي تواند به ستاره شناسان در فهم و توضيح چرخه زندگي ستارگان كمك كند.

 

قدر و تابندگي ستاره

 

قدر ستاره يك سيستم شماره گذاري براي تعيين ميزان درخشندگي ستارگان است و توسط ستاره شناس يوناني، هيپاركوس، در سال 125 قبل از ميلاد ابداع شد. هيپاركوس گروهي از ستارگان را بر اساس ميزان درخشندگي آنها كه از زمين به چشم مي خورد، شماره گذاري كرد. او شماره 1 را به درخشانترين ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگي كمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همين ترتيب به قدر 6 رسيد كه آنها كم نورترين ستارگان آسمان بودند.

 

امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان كه از زمين رويت مي شود، قدر ظاهري مي گويند. آنها سيستم هيپاركوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگي واقعي ستارگان، چيزي كه قدر مطلق ستاره ناميده مي شود، را نيز با آن بيان كنند. بر اساس دلايل فني، قدر مطلق يك ستاره برابر است با قدر ظاهري آن، براي ناظري كه در فاصله 6/32 سال نوري از ستاره قرار دارد.

 

ستاره شناسان همچنين سيستم اندازه گذاري قدر را براي ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان كم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره اي كه از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن كمتر از 1 مي باشد. براي مثال، قدر ظاهري ستاره ريگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسيار نورانيتر، از صفر نيز كمتر مي باشد و شامل اعداد منفي مي شود. درخشانترين ستاره آسمان سيريوس (شباهنگ) است و قدر ظاهري آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ريگل 1/8- است. بر اساس شناختي كه ستاره شناسان تا كنون از ستارگان به دست آورده اند، هيچ ستاره اي نمي تواند داراي قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف ديگر، كم نور ترين ستارگاني كه تاكنون با تلسكوپ رصد شده اند، قدر ظاهري معادل 28 دارند.

 

بر اساس تئوري قدر مطلق هيچ ستاره اي نمي تواند كمتر از 16 باشد.

تابندگي يك ستاره برابر است با مقدار انرژي كه ستاره منتشر مي كند. اصطلاحا به اين مقدار انتشار، قدرت ستاره مي گويند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گيري مي كنند. براي مثال قدرت خورشيد 400 تريليون تريليون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمي سنجند. در عوض آنها ميزان تابندگي را بر اساس ميزان تابندگي خورشيد اندازه گيري مي كنند. براي نمونه آنها مي گويند كه تابندگي آلفاي سنتوري (قنطورس) 3/1 برابر تابندگي خورشيد و تابندگي ريگل حدودا 150.000 برابر تابندگي خورشيد است.

 

تابندگي به روش ساده اي با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با يك فاكتور از 100 در دستگاه تابندگي. بنابراين ستاره اي با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره اي باقدر مطلق 7، 100 بار تابناكتر است. ستاره اي با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره اي با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره اي با قدر مطلق 7 تابناكتر است.

 

رنگ و دما

 

اگر شما با دقت به آسمان نگاه كنيد، حتي بدون تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، خواهيد ديد كه رنگ ستارگان يا تقريبا قرمز، يا تقريبا زرد و يا تقريبا آبيست. براي مثال، ستاره بيتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلكي شكارچي يا جبار، قرمز رنگ به نظر مي رسد. ستاره پولوكس (Pollux)، مانند خورشيد، زرد رنگ است و ستاره ريگل، تقريبا آبي به نظر مي آيد.

 

رنگ يك ستاره به دماي سطحي آن بستگي دارد. ستاره شناسان دماي ستارگان را با واحد اندازه گيري كلوين (kelvin) با علامت اختصاري K مي سنجند. واحد كلوين از 15/273- درجه سانتيگراد آغاز مي شود. بنابراين دماي صفر كلوين برابر است با 15/273- درجه سانتيگراد و دماي صفر درجه سانتيگراد برابر است با 15/273 كلوين.

 

دماي سطحي ستارگان قرمز تيره تقريبا 2500K مي باشد. دماي سطحي ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دماي سطحي خورشيد و ديگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دماي سطحي ستارگان آبي رنگ بين 10.000K تا 50.000K مي باشد.

 

گرچه ستارگان با چشم غير مسلح، تك رنگ به نظر مي آيند اما در واقع آنها طيفي از رنگها را منتشر مي نمايند. شما مي توانيد به كمك يك منشور مشاهده كنيد كه نور خورشيد، به عنوان يك ستاره زرد، از رنگهاي بسياري تشكيل شده است. طيف مرئي شامل همه رنگهاي رنگين كمان مي باشد. اين رنگها از قرمز (كه توسط ضعيفترين فوتونها ايجاد مي شود) تا بنفش (كه توسط قويترين فوتونها ايجاد مي شود) هستند.

 

نور مرئي يكي از شش پرتوي طبقه بندي شده در رده پرتوهاي الكترومغناطيس است. اين پرتوها از كم انرژي ترين آنها به ترتيب عبارتند از امواج راديويي (مايكروويو يا موج ريز، پرتوهاي راديويي با فركانس بالا هستند كه در اغلب موارد در گروهي جدا پس از امواج راديويي مورد مطالعه قرار مي گيرند اما در اين مقاله آنها در گروه امواج راديويي نام برده مي شوند.م.)، پرتوهاي فروسرخ، نور مرئي، پرتوهاي فرابنفش، اشعه ايكس ري و پرتوي گاما. همه اين شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر مي شوند، البته بعضي از ستارگان همه شش پرتوي مذكور را متساطع نمي نمايند. تركيبي از همه اين شش گروه را طيف الكترومغناطيس مي نامند.

 

ابعاد

 

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشيد مي سنجند. آلفا سنتوري A شعاعي معادل 05/1 برابر شعاع خورشيد دارد و تقريبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ريگل بيش از 78 برابر شعاع خورشيد است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشيد مي باشد.

 

ابعاد و دماي سطح ستاره، درخشندگي آن را معين مي كند. دو ستاره را در نظر بگيريد كه دماي سطح يكسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در اين شرايط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با دماي سطح يكسان را مقايسه كنيد، نخست، بايد شعاع ستاره بزرگتر را تقسيم بر شعاع ستاره كوچكتر نمائيد و سپس مربع عدد حاصل را به دست آوريد (حاصل تقسيم به توان 2).

 

حال دو ستاره را با شعاع برابر ولي دماي سطح (بر حسب كلوين) متفاوت تجسم كنيد. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دماي آن به توان 4 است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را كه دماي مختلف دارند مقايسه كنيد، دماي ستاره گرمتر را بر دماي ستاره سردتر تقسيم كرده و حاصل اين تقسيم را به توان 4 برسانيد.

 

جرم

 

ستاره شناسان جرم ستارگان را نيز بر اساس جرم خورشيد اندازه گيري مي كنند. براي مثال آلفا سنتوري A جرمي معادل 08/1 جرم خورشيد دارد، جرم ريگل 5/3 برابر جرم خورشيد است. جرم خورشيد معادل دو ميليون ميليون ميليون ميليون ميليون كيلوگرم يعني 2 به همراه سي عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما داراي ابعاد برابر نيستند. در واقع چگالي ستارگان نسبت به هم متفاوت است. براي نمونه، ميانگين چگالي خورشيد 1400 كيلوگرم در هر متر مكعب است، يعني تقريبا 140 درصد چگالي آب. شباهنگ B جرمي حدودا معادل جرم خورشيد دارد اما چگالي آن 90.000 برابر چگالي خورشيد است.

 

طبقه بندي درخشندگي

 

نقاطي كه در بالاي نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نوراني و نقاط پائين نمودار نشانگر ستارگان كم نور مي باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمريكايي ويليام مورگان (William W. Morgan) و فيليپ كينان (Philip C. Keenan) چيزي را بداع كردند كه سيستم طبقه بندي درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 اين سيستم را اصلاح كرده و گسترش دادند. در اين سيستم، اعداد كوچك به بزرگترين و درخشان ترين رده ها اطلاق مي گردد. رده هاي MK عبارتند از: la ، ابرغولهاي درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهاي درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهاي كوچك و V، ستارگان رشته اصلي يا كوتوله ها.

 

رده هاي طيفي

 

نقاطي كه در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعكس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد مي باشند. در سيستم MK هشت رده طيفي وجود دارد كه هر كدام بيانگر ميزان مشخصي از دماي سطحي ستاره مي باشند. اين طبقه بندي از داغترين به سردترين ستارگان به ترتيب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طيفي به نوبه خود از ده نوع طيفي تشكيل مي شود كه اين ده نوع با اعداد مشخص مي گردند. شماره مربوط به داغترين ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترين ستاره عدد نه است.

بنابر آنچه گفته شد علائم سيستم MK تركيبي از حروف براي بيان درخشندگي و اعداد براي بيان طيف هر ستاره مي باشد. براي مثال نام خورشيد در اين سيستم G2V است. نام آلفا سنتوري نيز G2V مي باشد و نام ستاره ريگل B8la است.

 

گدازش ستارگان

 

انرژي مهيب ستارگان در فرايندي به نام گدازش هسته اي ايجاد مي شود. اين فرايند زماني آغاز مي شود كه دماي هسته ستاره در حال شكل گيري به 1 ميليون K برسد. يك ستاره از دل يك ابر بسيار بزرگ كه به آرامي در چرخش است و تقريبا به طور كامل از عناصر شيميايي هيدروژن و هليوم تشكيل شده است، به دنيا مي آيد. اين ابر همچنين ممكن است حاوي اتمهاي ديگر عناصر و غباري از ذرات ميكروسكوپي باشد.

 

به اقتضاي نيروي گرانش، اين ابر شروع به منقبض شدن مي كند و در نتيجه كوچكتر مي شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بيشتر مي شود درست همانطور كه سرعت يك اسكيت باز كه بر روي يخ به دور خود در حال چرخيدن است، با جمع كردن بازوانش بيشتر و برعكس با باز كردن بازوان كمتر مي شود. لايه هاي خارجي ابر يك ديسك چرخان را ايجاد مي كنند. لايه هاي داخلي به شكل يك توده كروي كه همچنان در حال انقباض است تبديل مي شوند.

ماده در حال انقباض گرمتر مي شود و فشار آن نيز بيشتر مي گردد. اين فشار تمايل زيادي به خنثي كردن نيروي گرانشي كه عامل انقباض است، دارد. در نهايت، سرعت انقباض بسيار كاهش پيدا مي كند. در قسمت داخلي توده در اين هنگام جنين ستاره يا پيش ستاره به وجود مي آيد. پيش ستاره يك جرم توپي است كه نه ديگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پيرامون پيش ستاره پوسته اي از گاز و غبار است كه لايه هاي بيروني توده نخستين مي باشند.

 

تركيب هسته اي

 

هنگاميكه دماي مركز پيش ستاره به اندازه كافي زياد شد، گدازش هسته اي آغاز مي شود. گدازش هسته اي تركيب دو هسته اتمي و تشكيل يك هسته بزرگتر است.

يك اتم كامل داراي پوسته اي خارجي متشكل از يك يا چند ذره به نام الكترون است كه بار الكتريكي منفي حمل مي كند. در درون و مركز اتم، هسته آن وجود دارد كه تقريبا همه جرم اتم را شامل مي شود. ساده ترين هسته كه رايجترين شكل عنصر هيدروژن در عالم مي باشد، متشكل از يك ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الكتريكي حمل مي كند. همه هسته هاي ديگر داراي يك يا چند پروتون و يك يا چند نوترونند. نوترون هيچ بار الكتريكي حمل نمي نمايد و يك ذره خنثي است در نتيجه هسته همه اتمها، بار مثبت الكتريكي دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهاي موجود در هسته داراي الكترون مي باشند در نتيجه يك اتم كامل، خنثي است.

 

در هر صورت، تحت دما و فشار بسيار بسيار شديد مركز پيش ستاره، اتمها الكترونهاي خود را از دست مي دهند. به اتمهاي الكترون از دست داده، يون مي گويند و به تركيبي از الكترونهاي آزاد و يونها، پلاسما مي گويند.

 

گفتيم كه در درون پيش ستاره، اتمها همه الكترونهاي خود را از دست مي دهند و هسته هاي لخت با سرعت بسيار زيادي به يكديگر مي رسند. در شرايط عادي، موادي كه داراي بار الكتريكي يكسانند، يكديگر را دفع مي كنند با اينحال اگر دما و فشار در درون پيش ستاره به اندازه كافي زياد شود، مي تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت مي گيرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح "سوختن" به جاي "گدازش" استفاده مي كنند اما بايد توجه داشت كه گدازش هسته اي، چيزي كاملا متفاوت با اشتعال در معناي عام آن است.

 

تبديل جرم به انرژي

 

وقتي دو هسته اتمي با هم تركيب شوند، مقدار كمي از جرم آنها به انرژي تبديل مي شود؛ بنابراين جرم هسته جديد، از حاصلجمع جرم دو هسته اي كه با هم تركيب شدند كمتر است. آلبرت اينشتين رابطه جرم و انرژي را كشف كرده و آن را در قالب معادله E=mc2 بيان كرد. اين معادله بيانگر مقدار انرژي آزاد شده از تركيب ذرات است. E به معناي انرژي، m به معناي مقدار جرم و c سرعت نور است.

 

سرعت نور برابر است با 299.792 كيلومتر در ثانيه. اين مقدار واقعا عدد بزرگي است و چنانچه آنرا در معادله بگذاريم متوجه مي شويم كه با گداختن جرم بسيار كمي از ماده، مي توان انرژي مهيبي به دست آورد. براي مثال با سوخت هسته اي كامل 1 گرم ماده، 90 تريليون ژول انرژي به دست مي آيد. اين مقدار انرژي تقريبا برابر است با انرژي آزاد شده در انفجار 20.000 تن TNT. انرژي بمب هسته اي آمريكا كه در سال 1945، در جريان جنگ جهاني دوم ، به هيروشيماي ژاپن اصابت كرد معادل انفجار 12.000 تن TNT بود.

 

نابودي هسته هاي سبك

 

در مركز پيش ستاره، هنگاميكه دما به 1 ميليون K مي رسد، گدازش هسته آغاز مي شود. شروع اين گدازش باعث تغيير و از ميان رفتن هسته هاي سبك مي شود. از جمله هسته ليتيوم 7، كه شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرايندي كه اين هسته شركت دارد، يك هسته هيدروژن با آن تركيب شده و هسته ليتيوم 7 را به دو قسمت تقسيم مي كند. هر قسمت شامل يك هسته هليوم 4 (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هليوم 4، ذره آلفا نيز گفته مي شود.

 

گدازش هيدروژن

 

پس از نابودي هسته هاي سبك، پيش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه مي دهد. در نهايت، دماي هسته به حدود 10 ميليون K مي رسد و در اين هنگام سوختن هيدروژن آغاز مي شود. با شروع گدازش هيدروژن، پيش ستاره به يك ستاره تبديل مي گردد.

در گدازش هيدروژن، چهار هسته هيدروژن با هم تركيب شده و يك هسته هليوم 4 را به وجود مي آورند. دو شكل كلي براي انجام اين عمل وجود دارد. 1) واكنش پروتون-پروتون (P-P). 2) چرخه كربن-نيتروژن-اكسيژن (CNO).

 

واكنش P-P مي تواند به چندين روش شامل چهار مرحله زير رخ دهد:

1- تركيب دو پروتون. در اين مرحله دو پروتون با هم برخورد مي كنند و سپس يكي از پروتونها با آزاد كردن پوزيترون بار مثبت خود را از دست مي دهد. اين پروتون علاوه بر پوزيترون يك ذره خنثي به نام نوترينو نيز آزاد مي نمايد.

 

پوزيترون ضد ماده الكترون است. جرم آن دقيقا برابر با جرم الكترون مي باشد اما بر خلاف الكترون داراي بار مثبت است. با آزاد شدن پوزيترون، پروتون به نوترون تبديل مي شود. در نتيجه هسته جديد حاوي يك پروتون و يك نوترون است. نام اين تركيب دوترون مي باشد.

2- پوزيترون آزاد شده ممكن است با يك الكترون برخورد كند. با برخورد ماده و ضد ماده، هر دوي آنها از بين مي روند و تنها چيزي كه باقي مي ماند دو پرتوي گاما است.

3- دوترون حاصل شده با يك پروتون ديگر تبديل مي شود و هسته هليوم 3 شكل مي گيرد. بر اثر اين تركيب نيز پرتوي گاما ايجاد مي شود.

4- هسته هليوم 3 با هسته هليوم 3 ديگري تركيب شده و علاوه بر تشكيل يك هسته هليوم 4 دو پروتون نيز آزاد مي شوند.

در چرخه CNO هسته كربن 12 شركت دارد. اين هسته شامل 6 پروتون و 6 نوترون است. در حين چرخه، اين هسته به نيتروژن 15 (7 پروتون و 8 نوترون) و اكسيژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبديل مي شود. و در آخر چرخه اين دو هسته بار ديگر به هسته كربن 12 تبديل مي گردند.

 

گدازش ديگر عناصر

 

هليوم 4 مي تواند در فرايند گدازش به كربن 12 تبديل شود، البته به اين منظور دماي مركز بايد تا حدود 100 ميليون K افزايش پيدا كرده باشد. اين دماي بالا ضروريست چرا كه هسته هليوم به انرژي زيادي براي فائق آمدن بر انرژي دافعه ذرات همبار نيازمند است. هسته هليوم داراي دو پروتون است بنابراين ميزان انرژي دافعه در آن چهار برابر انرژي دافعه بين دو پروتون است.

سوخت هليوم به سوخت سه-آلفا مشهور است چراكه اين هسته با سه ذره آلفا تركيب مي شود و يك هسته كربن را ايجاد مي نمايد. سوخت هليوم همچنين هسته اكسيژن 16 (8 پروتون و 8 نوترون) و نئون 20 (10 پروتون و 10 نوترون) توليد مي كند.

در دماي مركزي حدودا 600 ميليون K، كربن 12 مي تواند سوديوم 23 (11 پروتون و 12 نوترون)، منيزيوم 24 (12 پروتون . 12 نوترون) و تعداد بيشتري نئون 20 توليد نمايد. البته ستارگان زيادي نمي توانند به اين دماي مركزي برسند.

 

با توليد شدن عناصر سنگين و سنگينتر در روند گدازش هسته اي، دماي لازم براي فعل و انفعالات بيشتر، افزايش مي يابد. در دمايي معادل 1 بيليون K، اكسيژن 16 مي توان سيلي***** 28 (14 پروتون و 14 نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و 16 نوترون) و سولفور 32 (16 پروتون و 16 نوترون) توليد نمايد.

گدازش مي تواند تا زمانيكه جرم هسته جديد از حاصلجمع جرم دو هسته تركيب شده با هم كمتر است، انرژي توليد نمايد. اين روند توليد انرژي ادامه دارد تا زمانيكه هسته آهن 56 (26 پروتون و 30 نوترون) شروع به تركيب شدن با هسته هاي ديگر مي نمايد. وقتي اين اتفاق روي مي دهد جرم هسته جديد از جرم دو هسته تركيب شده اندكي بيشتر است. بنابراين اين فرايند به جاي توليد انرژي، مصرف انرژي دارد.

تكامل ستارگان

 

چرخه زندگي ستارگان سه الگوي كلي را دنبال مي كند كه به جرم آنها وابستگي دارد. 1) ستارگان پر جرم، كه جرمشان از 8 برابر جرم خورشيد بيشتر است. 2) ستارگان با جرم متوسط، كه جرمشان از 5/0 تا 8 برابر جرم خورشيد است. خود خورشيد نيز در اين دسته از ستارگان جاي دارد.3) ستارگان با جرم كم، كه جرمشان بين 1/0تا 5/0 جرم خورشيد مي باشد. اجرامي كه جرم آنها از 1/0 جرم خورشيد كمتر است هرگز به دماي مركزي لازم براي شروع سوخت هيدروژن نمي رسند.

چرخه زندگي ستارگان منفرد از چرخه زندگي ستارگان دوتايي آسانتر است بنابراين نخست با چرخه زندگي ستارگان منفرد آغاز مي كنيم. ضمنا از آنجائيكه اطلاعات ستاره شناسان درباره خورشيد از هر ستاره ديگري بيشتر است لذا بحث چرخه ستارگان، از ستارگان با جرم متوسط آغاز مي شود.

 

ستارگان با جرم متوسط

 

ابري كه در نهايت يك ستاره با جرم متوسط را توليد مي كند، حدودا 100.000 سال به انقباض ادامه مي دهد تا اينكه پيش ستاره را به وجود آورد. دماي سطح چنين پيش ستاره اي حدود 4000K مي باشد. درخشش آن ممكن است تنها چند برابر خورشيد و يا چند هزار برابر خورشيد باشد. اين بستگي به جرم دارد.

 

ستاره تا ميليونها سال به انقباض خود ادامه مي دهد. اين انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانيكه نيروي انرژيهاي توليد شده در مركز ستاره با نيروي گرانشي كه باعث انقباض آن مي گردد، به تعادل برسد. در اين زمان، گدازش هيدروژني در مركز ستاره، همه انرژي آن را توليد مي كند و ستاره وارد طولاني ترين دوره عمر خود كه به آن رشته اصلي مي گوييم، مي شود.

هر ستاره اي، صرفنظر از جرم آن، كه همه انرژي خود را از طريق گدازش هيدروژن در مركز خود ايجاد كند، يك ستاره در رشته اصلي به حساب مي آيد.

مدت زمانيكه ستاره در اين مرحله باقي مي ماند به جرم آن بستگي دارد. ستارگان با جرم بيشتر، هيدروژن خود را با سرعت بيشتري مي سوزانند در نتيجه زمان كمتري در اين مرحله باقي مي مانند. يك ستاره با جرم متوسط مي تواند بيليونها سال در اين رشته باشد.

مرحله غول سرخ

 

وقتي همه هيدروژن موجود در هسته يك ستاره با جرم متوسط به هليوم تبديل شد، ستاره به سرعت دستخوش تغيير مي شود. به دليل اينكه ديگر انرژي ناشي از گدازش در هسته ستاره توليد نمي شود، گرانش بار ديگر دست به كار شده و منجر به انقباض شديد ستاره مي گردد. به دليل اين انقباض سريع، دما به شدت در مركز و مناطق اطراف آن بالا مي رود. با بالا رفتن دما، هيدروژن موجود در پوسته اطراف مركز شروع به سوختن مي كند. انرژي حاصل شده از اين گدازش حتي از انرژي كه قبلا در مركز توليد مي شد نيز بيشتر است. اين انرژي مازاد، لايه هاي بيروني ستاره را به شدت به بيرون هل مي دهد در نتيجه ستاره تا حد بسيار زيادي بزرگ مي شود.

 

با بزرگ شدن اندازه ستاره، لايه هاي بيروني آن سرد مي شوند، در نتيجه رنگ ستاره سرخ مي گردد. از طرفي با بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نيز بيشتر مي شود. در اين مرحله ستاره به يك غول سرخ تبديل شده است.

 

مرحله شاخه افقي

 

در نهايت، دماي مركز تا حد 100 ميليون K مي رسد يعني دماي لازم براي آغاز فرايند سه – آلفا.

با ادامه اين فرايند، هسته ستاره بزرگتر مي شود اما دماي آن كاهش مي يابد. با كاهش اين دما، از دماي لازم براي سوخت هيدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نيز كاسته مي شود. به دنبال آن، انرژي منتشر شده از اين لايه نيز كم مي شود و لايه هاي خارجي ستاره شروع به انقباض مي نمايند. ستاره داغتر، كوچكتر و كم نورتر از زماني مي شود كه يك غول سرخ بود. اين تغييرات در يك دوره زماني حدودا 100 ميليون ساله رخ مي دهند.

در پايان اين دوره، ستاره در مرحله شاخه افقي قرار مي گيرد. اين مرحله به دليل خط نمايشگر وضعيت ستاره در نمودار H-R شاخه افقي ناميده مي شود. ستاره به طور مداوم و پايدار هليوم و هيدروژن مي سوزاند بنابراين تغيير شايان ذكري در دما، ابعاد و درخشش آن روي نمي دهد. اين مرحله تقريبا تا 10 ميليون سال به طول مي انجامد.

 

مرحله غول جانبي

 

هنگاميكه سوخت هليوم موجود در هسته به اتمام رسيد، هسته منقبض و در نتيجه داغتر مي شود. فرايند سه –آلفا اينبار در پوسته اطراف هسته آغاز مي گردد و گدازش هيدروژن در لايه هاي بعدي آن صورت مي گيرد. با افزايش آهنگ توليد انرژي در پوسته ها، لايه هاي بيروني ستاره منبسط مي شوند. ستاره بار ديگر به يك غول تبديل مي گردد اما اينبار آبي تر و درخشانتر از بار پيش.

 

هسته يك غول جانبي بسيار داغ و نيروي گرانش بر لايه هاي خارجي ضعيف مي باشد. در نتيجه لايه هاي بيروني در قالب باد ستاره اي از ستاره جدا مي شوند. با جدا شدن هر لايه از ستاره، نوبت به لايه داغتري مي رسد. در نتيجه باد ستاره اي مرتب قويتر مي شود. جريانات جديدتر و سريعتر بادهاي برخاسته از سطح ستاره، با بادهاي قبلي كه هنوز در فضاي اطراف ستاره پرسه مي زنند، برخورد مي كنند. در نتيجه اين برخورد، يك پوسته متراكم گاز به وجود مي آيد كه برخي از آنها با سرد شدن به غبار تبديل مي شوند.

 

مرحله كوتوله سفيد

 

ظرف چند هزار سال، غول جانبي بخار مي شود. و گدازش در هسته متوقف مي گردد. هسته مركزي باعث روشن شدن پوسته هاي گازي اطراف خود مي شود. با تلسكوپهاي اوليه و بدوي كه ستاره شناسان در سالهاي 1800 براي رصد استفاده مي كردند، اين پوسته ها شبيه به سيارات به نظر مي رسيدند به همين دليل آنها اين پوسته ها را ابر سياره اي ناميدند. هنوز هم ستاره شناسان از همين عنوان قديمي استفاده مي كنند.

پس از محو شدن ابر سياره اي، هسته باقيمانده به نام كوتوله سفيد شناخته مي شود. اين نوع از ستارگان بيشتر حاوي كربن و اكسيژنند و دماي اوليه آنها حدود 100.000 K مي باشد.

 

مرحله كوتوله سياه

 

از آنجائيكه كوتوله هاي سفيد سوختي براي گدازش ندارند، با گذشت بيليونها سال پيوسته سردتر مي شوند و در نهايت به يك كوتوله سياه، جرمي بسيار كدر، تبديل مي گردند. كوتوله سياه نماد پايان چرخه زندگي يك ستاره با جرم متوسط است.

ستارگان با جرم زياد، آنهاييكه جرمي بيش از 8 برابر جرم خورشيد دارند، به سرعت شكل مي گيرند و زندگي كوتاهي دارند. يك ستاره پر جرم ظرف 10.000 سال تا 100.000 سال از دل يك پيش ستاره شكل مي گيرد.

اين نوع ستارگان در رشته اصلي بسيار داغ و آبي رنگند. آنها 1000 تا 1 ميليون بار درخشانتر از خورشيد مي باشند و شعاع آنها تقريبا 10 برابر شعاع خورشيد است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان كم جرم كمتر است. با اينحال به خاطر درخشندگيشان از فواصل بسيار دور نيز قابل رصدند و به همين خاطر تعداد زيادي از آنها شناخته شده اند.

ستارگام با جرم زياد، بادهاي ستاره اي بسيار قوي دارند. يك ستاره با جرم 30 برابر خورشيد مي تواند 24 برابر جرم خورشيد را پيش از آنكه از رشته اصلي خارج شود، به شكل باد منتشر نمايد.

وقتي يك ستاره سنگين رشته اصلي را ترك مي كند، سوخت هيدروژن در لايه هاي بيرون هسته آغاز مي شود. در نتيجه شعاع اين ستاره 100 برابر شعاع خورشيد مي شود. با اينحال از درخشش آن اندكي كاسته مي شود. به دليل اينكه در اين مرحله ستاره تقريبا همان مقدار انرژي قبلي را از سطح بزرگتري منتشر مي كند، دماي سطح آن كاهش مي يابد. در نتيجه گرايش به سرخ ستاره بيشتر مي شود.

با بزرگ شدن ستاره، دماي مركز آن به 100 ميليون K يعني دماي لازم براي آغاز فرايند سه-آلفا مي رسد. پس از تقريبا 1 ميليون سال، سوخت هليوم در مركز به اتمام رسيده و نوبت به هليوم موجود در لايه هاي بيرون هسته و هيدروژن موجود در لايه هاي بعد از آن مي رسد. ستاره سنگين ما تبديل به يك ابرغول سرخ درخشان مي شود.

هنگاميكه انقباض هسته دماي آنرا به حد كافي افزايش مي دهد، با سوختن كربن، نئون، سديوم و منيزيوم توليد مي شود. اين مرحله تنها براي 10.000 سال ادامه مي يابد. پس از آن فرايندهايي متوالي در هسته رخ مي دهد. هر فرايند عناصر مختلفي را در بر مي گيرد و مدت زمان كوتاهتري به طول مي انجامد. وقتي عنصر جديدي شروع به سوخت مي كند، عنصر قبلي سوختن خود را در لايه هاي بالاتر سر مي گيرد. نئون تركيب شده و اكسيژن و منيزيوم توليد مي كند. اين فرايند حدودا 12 سال طول مي كشد. سپس با سوختن اكسيژن، سيلي***** و سولفور توليد مي شود. اين فرايند حدودا 4 سال طول مي كشد. در آخر با سوختن سيلي***** ، آهن توليد مي شود. اين فرايند تنها حدود 1 هفته دوام دارد.

 

ابر نواختر

 

در اين هنگام، شعاع هسته آهني حدود 3000 كيلومتر است. همانگونه كه گفتيم سوخت آهن به جاي توليد انرژي، انرژي مصرف مي كند. در نتيجه ستاره به پايان كار خود رسيده است. چون ديگر نمي تواند براي حفظ تعادل گرانش، انرژي توليد كند.

وقتي جرم هسته آهني به 4/1 برابر جرم خورشيد برسد، اتفاقي مهيب رخ مي دهد. نيروي گرانش، هسته را متلاشي مي كند. در نتيجه دماي هسته تا نزديك 10 بيليون K مي رسد!. در اين دما، هسته آهن شكسته شده و به هسته هاي سبكتر و در آخر به پروتون و نوترون تبديل مي شود. با ادامه فشار، پروتونها با الكترونها تركيب مي شوند و نوترون و نوترينو توليد مي كنند. نوترينوها 99 درصد از انرژي ايجاد شده از انفجار هسته را در خود حمل مي كنند.

حالا هسته، يك توپ فشرده شده حاوي نوترون است. وقتي شعاع توپ به 10 كيلومتر برسد حالت ارتجاعي پيدا مي كند درست مانند يك توپ پلاستيكي كه آنرا فشرده و بعد رها كنيم.

همه اين اتفاقها از فشرده شدن هسته تا ارتجاع توپ نوتروني تنها در مدت يك ثانيه روي مي دهند. البته هنوز ماجرا ادامه دارد. ارتجاع توپ نوتروني يك موج كره اي شكل به بيرون از ستاره ارسال مي كند. بيشتر انرژي حاصل از اين موج صرف شروع گدازش و تشكيل عناصر جديد مي شود. با رسيدن موج به سطح ستاره، دما تا 200.000K افزايش مي يابد. در نتيجه ستاره منفجر شده و موادي را در فضا با سرعت 15.000 تا 40.000 كيلومتر در ثانيه رها مي كند. نام اين انفجار مهيب ابر نواختر نوع دو است.

ابر نواخترها فضا را آكنده از گاز و غباري مي كنند كه ستارگان ديگر از دل آن پا به عرصه گيتي مي نهند. اين غني سازي فضا، از نخستين ابر نواختر در بيليونها سال پيش تا به اكنون ادامه دارد. ابر نواخترهاي ستارگان نسل اول، عرصه را براي ستارگان نسلهاي بعد مهيا كرده اند.

احتمالا ستارگان داراي سه نسلند. ستاره شناسان تا كنون جرمي پيدا نكرده اند كه متعلق به قديمي ترين نسل ستارگان يعني جمعيت سه ستارگان باشد. اما اعضاي دو نسل جديدتر را يافته اند. ستارگان جمعيت دو كه دومين نسل از ستارگانند حاوي مقدار نسبتا كمي از عناصر سنگينند. ستارگان سنگينتر اين نسل، به سرعت از بين رفته اند بنابراين هسته هاي بيشتري از عناصر سنگين وارد فضا شده اند. به همين علت جمعيت يك ستارگان كه جديدترين نسل مي باشند، حاوي مقادير بيشتري از عناصر سنگين هستند. البته مقدار عناصر سنگين در اين نسل همچنان نسبت به هيدروژن و هليوم موجود، بسيار ناچيز است. براي مثال، مقدار عناصر غير از هليوم و هيدروژن در خورشيد كه جزء ستارگان جمعيت يك مي باشد، تنها 1 تا 2 درصد است.

 

ستارگان نوتروني

 

پس از اينكه يك انفجار ابر نواختر نوع دو رخ داد، قسمتي از هسته ستاره اي باقي مي ماند. اگر جرم هسته باقيمانده كمتر از سه برابر جرم خورشيد باشد تبديل به يك ستاره نوتروني مي شود. اين ستاره حداقل جرمي معادل 4/1 جرم خورشيد را در كره اي كه شعاع آن حدودا 10 تا 15 كيلومتر است نگاه مي دارد.

دماي اوليه ستارگان نوتروني 10 ميليون K است اما به دليل كوچك بودن تشخيص آنها بسيار دشوار است. با اينحال ستاره شناسان پالسهاي راديويي اين ستارگان را تشخيص مي دهند. گاهي از اين ستاره ها 1000 پالس در ثانيه دريافت مي شود.

يك ستاره نوتروني معمولا دو موج متوالي راديويي منتشر مي كند. اين دو موج در دو مسير مختلف از ستاره دور مي شوند. با چرخش ستاره امواج در فضا مانند نورافكن پخش مي شوند. اگر يكي از از اين موجها به صورت متناوب به زمين برسد، تلسكوپهاي راديويي يك سري پالس را تشخيص مي دهند. اين تلسكوپها به ازاي هر دور گردش ستاره يك پالس دريافت مي كنند. ستاره اي كه به اين روش شناسايي مي گردد، تپ اختر ناميده مي شود.

 

سياهچاله ها

 

اگر هسته باقيمانده از يك ابر نواختر جرمي بيش از 3 برابر جرم خورشيد داشته باشد، هيچ نيروي شناخته شده اي نمي تواند در مقابل گرانش آن مقاومت كند. هسته آنقدر فشرده مي شود كه يك سياهچاله به وجود مي آيد. منطقه اي در فضا با چنان گرانشي كه هيچ چيز نمي تواند از نيروي آن بگريزد. سياهچاله ها نامرئيند زيرا حتي نور نيز به دام آنها مي افتد. همه مواد يك سياهچاله در نقطه اي در مركز آن جمع مي شود. اين نقطه تكينگي نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته يك اتم نيز كوچكتر است.

ستارگاني كه جرم آنها كم است يعني از 1/0 تا 5/0 برابر جرم خورشيد، دماي سطحي معادل تقريبا 4000K دارند. درخشش آنها كمتر از 2 درصد خورشيد است. اين ستارگان هيدروژن درون خود را به آهستگي مي سوزانند. آنها مي توانند براي مدت 100 بيليون تا 1 تريليون سال در رشته اصلي باقي بمانند. اين مدت حتي از عمر جهان كه بين 10 تا 20 بيليون سال تخمين زده مي شود نيز بيشتر است، بنابراين هيچ ستاره اي در اين گروه تا بحال نمرده است.

ستاره شناسان تابحال نديده اند كه ستاره اي از اين گروه عنصري به غير از هيدروژن را در گدازش به كار گيرد. بنابراين اگر هم يكي از اعضاي اين گروه بميرد، وارد مرحله غول سرخ نخواهد شد. در عوض آنها به طور تدريجي سرد مي شوند تا اينكه به يك كوتوله سفيد و سپس سياه تبديل گردند.

ستارگان دوتايي از دو پيش ستاره كه بسيار نزديك يكديگرند، تشكيل مي شوند. بيش از 50 درصد از ستارگاني كه با چشم غير مسلح، منفرد ديده مي شوند در واقع دوتايي هستند.

يك ستاره در يك سيستم دوتايي چنانچه به اندازه كافي به جفت خود نزديك باشد، مي تواند بر زندگي آن تاثير گذار باشد. بين اين دو ستاره منطقه اي وجود دارد كه به ياد رياضيدان فرانسوي، جوزف لوييز لاگرنج (Joseph Louis Lagrange)، نقطه لاگرنج ناميده مي شود. در اين منقطه نيروهاي گرانشي دقيقا برابرند. اگر يكي از دو ستاره بزرگ شود و لايه هاي آن از اين نقطه بگذرد، ستاره ديگر شروع به كشيدن آن لايه ها به سطح خود مي كند.

اين فرايند كه انتقال جرم نام دارد به چندين روش صورت مي گيرد. اگر انتقال جرم از يك غول سرخ به ستاره همدمش كه در رشته اصلي مي باشد صورت گيرد، عناصري نظير كربن و يا عناصر سنگينتر در طيف ستاره رشته اصلي نمايان مي گردد. چنانچه اين دو ستاره به اندازه كافي به هم نزديك باشند، پس از تبديل شدن غول سرخ به يك كوتوله سفيد، جريان مواد برعكس مي شود و مواد به سمت كوتوله سفيد بر مي گردند. اين مواد يك ديسك داغ را اطراف كوتوله سفيد تشكيل مي دهند. اين ديسك در نور مرئي و فرابنفش مي درخشد.

اگر ستاره غول به جاي كوتوله سفيد، ستاره نوتروني يا سياهچاله شود، ممكن است يك دوتايي ايكس ري شكل گيرد. در اين حالت، ماده اي كه از ستاره رشته اصلي منتقل مي گردد، بسيار داغ مي شود. هنگاميكه اين ماده با سطح ستاره نوتروني برخورد مي كند و يا به درون سياهچاله كشيده مي شود، اشعه ايكس ري منتشر مي شود.

در حالت سوم، غول سرخ تبديل به كوتوله سفيد مي شود و ستاره رشته اصلي تبديل به غول سرخ مي شود. وقتي گاز كافي از غول سرخ در سطح كوتوله سفيد اندوخته شد، هسته اتمهاي گاز به صورت درخشاني دچار گدازش مي شود به اين حالت نواختر مي گويند. در برخي شرايط، به حدي گاز در كوتوله سفيد جمع مي شود كه اين ستاره فشرده و متلاشي مي شود. تقريبا به طور ناگهاني كربن مي سوزد و كل كوتوله سفيد دچار انفجار ابر نواختر نوع يك مي گردد. اين نوع انفجار بسيار نورانيست به حدي كه نور آن مي تواند كل يك كهكشان را براي ماهها تحت الشعاع قرار دهد.

منبع:

Green, Paul J. "Star." World Book Online Reference Center. 2005. World Book, Inc.

ترجمه: لنا سجاديفر

برای مشاهده این محتوا لطفاً ثبت نام کنید یا وارد شوید.

• ورود
• یا
• ثبت نام