ستاره چیست؟

ستارگان گوی های بزرگی از گاز های بسیار گرم هستند که به واسطه نورششان می درخشند. در سطح ستارگان دما به هزاران درجه سانتیگراد می رسد و در داخل به خصوص هسته دما بسیار بیشتر است. به علت این دمای بسیار زیاد ماده نمی تواند به صورت جامد یا مایع وجود داشته باشد. گاز های تشکیل دهنده آن ها نیز بسیار غلیظ و چگال تر از گاز های اطراف سطح زمین است و چگالی فوق العاده بالای آن ها نیز به علت همین فشار های درونی بسیار زیاد آن هاست.

ستارگان همانند دیگر اجرام آسمانی در فضا در حال حرکت هستند اما ثابت و بی حرکت به نظر می آیند و این به علت فاصله بسیار زیاد ستارگان از ماست و به دلیل همین ثبات ظاهری مکان ستارگان، نام متداول آن ها را "ثوابت" نیز می گویند.

حال پس از آشنایی کلی با ستارگان در این قسمت از تحقیق خود لازم می بینم تا شما با بعضی از ویژگی های فیزیکی ستارگان و مفاهیم موجود در شناخت ستارگان آشنا سازم تا درک ستارگان هر چه راحت تر برای شما میسر شود.

ویژگی های ظاهری ستارگان

برای همه ما پیش آمده است که شب هنگام به آسمان نگاهی کنیم و در همان لحظه اولین چیزهایی که توجه ما را جلب می کنند نقاط نورانی هستند که سرتاسر آسمان را فرا گرفته اند. این نقاط نورانی همان ستارگانند که نزدیک ترین آن ها را به ما همین ستاره است که هر روز صبح زمین را نورانی و گرم می کند. چیزی که ما از آن با نام خورشید یاد می کنیم در واقع همان ستاره ایست که در این تحقیق مورد بررسی قرار گرفته اما به جهت فاصله کم آن[*] از دیگر ستارگان متمایز به نظر می آید. و بعد از آن نیز نزدیکترین ستاره 270000 واحد نجومی[†] با ما فاصله دارد.

این نقاط نورانی را ما به صورت چشمک زن می بینیم که این به علت شکت های اتفاق افتاده توسط جو زمین برای نور ساطع شده از ستاره است.

فواصل ستارگان

فاصله ستارگان از یکدیگر و از ما بسیار بسیار زیاد است تا جایی که نمی توان آن ها را با واحدهای معمول مثل کیلومتر انادزگیری کرد. که برای این کار منجمان واحد قراردادی دیگر را مبنای این گونه اندازگیری های خود قرار داده اند. یکی از این ها که بیشتر در فواصل بین ستاره ای کاربرد دارد سال نوری[‡] است. حال آن که نزدیکترن ستاره بعد از خورشید به ما ستاره شعرای یمانی است که در صورت فلکی[§] کلب اکبر قرار دارد و فاصله اش از ما تقریبا 8.6 سال نوری است. این بدین معناست که اگر حالا یک پرتو نور از ستاره شعرا یمانی ساطع شود، 8.6 سال به طول می انجامد تا این پرتو به ما برسد و ما آن را ببینیم.

قدر ستارگان

قدر عددی حاکی از روشنایی ظاهری یک ستاره است. این عدد را ما با توجه به آن چه با چشم خود از درخشندگی یک ستاره می بینیم به ان نسبت می دهیم و یک مقیاس تقریبی است. در قدر باید به این نکته نیز توجه داشت که هر چه عدد قدر کوچک تر باشد نشان از این دارد که این ستاره پر نور تر دیده می شود. مقدار روشنایی ظاهری هر ستاره نیز به جرم و بزرگی ستاره و فاصله آن از ما دارد به طوری که هر دو عامل ذکر شده رابطه مستقیم با درخشندگی یک ستاره دارد. برای مثال ستاره شعرای یمانی که ستاره ای نزدیک به ماست دارای قدر ظاهری 1.6- است در حالیکه قدر ستاره دُبه 2 می باشد. این نشان می دهد که ستاره شعرای یمانی در آسمان پر نورتر از ستاره دُبه دیده می شود.

در کنار قدر ظاهری قدر مطلق نیز تعریف می شود. که قدر مطلق مقیاسی برای اندازگیری درخشندگی واقعی ستارگان مختلف با حذف عامل فاصله. یعنی دانشمندان درخشندگی ستارگان مختلف را در فاصله های یکسان اندازگیری و محاسبه می کنند. در این صورت تنها امل جرم ملاک قرار داده می شود که به این نوع مقیاس، قدر مطلق گویند.ستارگان بسیاری وجود دارد که درخشندگی ظاهری آنان از دیگر ستارگان بیشتر است اما شاید درخشندگی واقعی آن ها کمتر باشد و اینان تنها به علت فاصله کمشان نسبت به ما روشن تر به نظر می رسند. در این نوع مقیاس هم عدد قدر مطلق با درخشندگی آن رابطه معکوس دارد.

به این مثال توجه کنید. ستاره شعرای یمانی دارای قدر ظاهری تقریبا 1.6- است در حالیکه ستاره سهیل قدر ظاهریی برابر 0.86- دارد و این نشان از آن دارد که ستاره شعرای یمانی پر نور تر به نظر می رسد. امام قدر مطلق ستاره شعرای یمانی 1.3+ است ولی قدر مطلق ستاره سهیل 3.2- است. با خذف عامل فاصله در اندازگیری قدر مطلق در می یابیم که ستاره سهیل جرم بیشتری نسبت به ستاره شعرای یمانی دارد و با مقایسه قدر ظاهری و قدر مطلق در به این نتیجه می رسیم که ستاره شعرای یمانی تنها فاصله کمتری نسبت به ستاره سهیل دارد و این درخشندگی بیشتر ظاهری آن هم به همین دلیل است.

عامل تعیین درخشندگی

اصطلاح درخشندگی به پرتوافکنی ستاره با هر طول موجی دلالت می کند. مثلا با افزایش درخشندگی ستاره، ممکن است ستاره، علاوه بر نور مرئی بیشتر، پرتو مادون قرمز و ماوراء بنفش بیشتر ساطع کند، ولی قدر های مطلق و ظاهری، معیار درخشش نور مرئی ستاره اند. اساساً درخشندگی ستاره بر حسب جرم و مرحله چرخه حیات ستاره تعیین می شود. هر چقدر جرم ستاره بیشتر باشد، در مقایسه با ستاره ای با جرم کمتر و در همان مرحله چرخه حیات مترکمتر،داغتر و درخشنده تر است. 2 ستاره با مساحت و دمای سطحی برابر درخشندگی و رنگ یکسان دارند. اگر ستاره ای منبسط شود، دمای سطحش کاهش می یابد. مثلاً زمانی یک ستاره زرد رنگ زنجیره اصلی نظیر خورشید به غول قرمز سردتر، تاریکتر و خیلی بزرگتری تکامل می یابد. اگر چه از سطح معینی از ستاره تاریک شده(مانند یک کیلومتر مربع یا مایل مربع) پرتو کمتری تابیده می شود، درخشندگیش افزایش می یابد، زیرا مساحت کلش افزایش یافته است و پرتوهای بیشتری امکان می یایند ستاره را ترک کنند. این افزایش درخشندگی به معنای آن است که قدرهای ظاهری و مطلق نیز زیاد می شوند.

درخشانترین ستارگان

هیپارخوس(127-146ق.م) ستاره شناس یونان باستان، 20 ستاره از درخشنده ترین ستارگانی را که می توانست ببیند، دارای قدر اول و کم نورترین آنها را دارای قدر ششم توصیف کرد. به آنهایی که در این بین بودند، ارزشهای میانی بخشید. بعد از اختراع تلسکوپ، ستارگان کم نور بیشتری مشاهده شدند و با بهبود قدرت تلسکوپها، تفاوت های فاحشی در درخشندگی ستارگان دارای قدر اول آشکار شد. در قرن هجدهم، نسبت میان قدرها تقریباً 5/2 واحد(یا دقیقتر بگوییم 5118865/2)تعیین شد. یعنی ستاره ای دارای قدر معیین از ستاره ای با یک واحد قدر کمتر، 5/2 برابر درخشنده تر است. سیستم هیپارخوس در توصیف کم نورترین ستارگان مرئی برای چشم غیر مسلح به عنوان قدر ششم حفظ شد. برای مشاهده هر چیزی کم نورتر از ستارگان قدر ششم به تجهیزات ستاره شناسی احتیاج دارید. با نسبت تازه و معیین اندازه گیری قدر، اکنون برخی از ستارگانی که هیپارخوس در گروه قدر اول طبقه بندی کرده بود، دارای قدر صفر یا حتی قدر منفی می باشند. برای آنکه تصویری از ظاهر ستارگان قدر اول در آسمان شبانه داشته باشید، تصور کنید که از فاصله یک کیلومتری(6/0مایلی)به شمعی فروزان می نگرید. شعرای یمانی درخشنده ترین ستاره در آسمان شب، قدر 47/1- دارد و پرفروغترین جرم سماوی در آسمان شبانه، ماه بدر، با قدر 5/12- است. اما در مجموع، فروزانترین ستاره، خورشید با قدر 72/26- است. کم نور ترین ستاره ای که تاکنون با تلسکوپ رصد شده، در صورت فلکی بادبان قرار دارد. این ستاره به تپنده بادبان معروف است و قدرش 26 است.

ده ستاره از درخشان ترین ستاره ها به ترتیب درخشندگی در جدول زیر آمده است:

نام ستاره

قدر ظاهری

قدر مطلق

شعرای یمانی

1.47-

1.4

سهیل

0.72-

4.7-

رجل قنطورس

0.27-

4.2

سماک رامح

0.06-

0.2-

نسر واقع

0.04

1.5

عیوق

0.05

0.6-

رجل اجبار

0.14

-7

شعرای شامی

0.37

2.7

منکب الجوزا

0.41

5.9-

آخر النهر

0.51

2.2-

 

رنگ ستارگان

رنگ ستاره به دمای سطحش بستگی دارد. اگر ارزش یکی از این خواص را بدانید، شاید بتوانید ارزش دیگری را وضع کنید. ستارگان آبی رنگ داغترین ستارگانند و ستارگان سفید ، سردترند. بعد از اینها ستارگان زرد و نارنجی قرار دارد و سردترین ستارگان ، قرمزند. شاید دمای ستارگان آبی رنگ به 50 هزار درجه سانتیگراد (90هزار فارنهایت) برسد، حال آنکه دمای سطح ستارگان قرمز تا 2 هزار سانتیگراد (3.6 هزار فارنهایت) پایین است.

دمای ستارگان

یکی دیگر از مواردی را که می توان در بررسی یک ستاره در نظر گرفت دمای ستارگان است. حال باید بدانیم که چگونه می توانیم دمای یک ستاره را که با ما فاصله بسیاری دارد اندازگیری کرد. در ابتدا یک مثال ساده را بررسی می کنیم. فرض کنید یک قطعه آهن با دمای معمولی دارید. این قطعه آهن رنگ خاص و معمولی دارد. حال اگر این قطعه آهن را کمی گرم کنیم مقداری تغییر رنگ می دهد و از خود نور مرئی ساطع میکند. اگر به این گرم کردن ادامه دهیم به جایی می رسیم که آهن برافروخته می شود. و اگر همچنان آن را گرم کنیم رنگ آن تغییر کرده به رنگ آبی در می آید.

در ستارگان هم چنین وضعیتی بر قرار است. یعنی هر چه دمای یک ستاره بیشتر باشد، رنگ آن ستاره به رنگ آبی میل می کند.

معمولا دمای ستارگان را بر حسب کلوین بیان می کنند. دمای ستارگان معمولا در حدود 5000 تا 7000 کلوین است. البته ستارگانی هم با دمای فوق العاده بالا تا دمایی هایی مانند 30000 درجه کلوین نیز وجود دارد. که از این نوع ستاره می توان به ستاره زتا- کشتی دم[**] اشاره کرد.

اندازه ستارگان

ستاره ها به اندازه های گوناگونند. کوچکترین ستاره شناخته شده قطری برابر 6500 کیلومتر دارد. یعنی تنها قطر آن 100 کیلومتر از قطر کره ما یعنی زمین بزرگتر است. در مقابل قطر بزرگترین ستاره شناخته شده 3000 برابر قطر خورشید[††] است. قطر ستارگان را نمی توان با استفاده از تلسکوپ ها اندازگیری کرد. زیرا حتی بزرگترین تلسکوپ ها ستاره ها را به صورت نقاط نورانی نمایش می دهند اما کمی بزرگتر. در این جا این سوال مطرح می شود که پس چرا دانشمندان سعی درساخت تلسکوپ هایی بزرگ تر دارند؟ در جواب این سوال می توان دو دلیل مطرح کرد. اول این که از تلسکوپ ها تنها برای مشاده ستارگان استفاده نمی شود بلکه سیارات یا سیارک ها را هم با تلسکوپ رصد می کنند و در آن جا بزرگی تلسکوپ اهمیت دارد. دوم این که هر چه دهانه تلسکوپ بزرگتر باشد باعث می شود تا در رصد یک جسم آسمانی مانند ستاره ما نور بیشتری جذب کنیم و جسم آسمانی را واضح تر ببینیم.

حرکات ستارگان

اکنون دیگر همه می دانند که «ثوابت» حرکت می کنند و به سرعت های زیاد هم حرکت می کنند و این حرکات، در طول فرضا یک قرن، شکل صورت های فلکی را اندکی تغییر می دهد. ای که تا کنون این سرعت های زیاد شکل صورت های فلکی را بر هم نزده است، معلول فاصله زیاد ستارگان است و نیز به علت زمان بسیار کوتاهی (در مقیاس نجومی) است که ستارگان تحت رصد منظم بوده اند.

اندازگیری سرعت ستاره ها مستلزم دقت زیاد است و علاوه بر این، حرکت ناظر هم آن را پیچیده تر می کند. نه تنها ستاره حرکت می کند بلکه ناظر نیز در چندین حرکت شرکت می جوید: 1- دوران روزانه زمین به دور محورش 2- تغییرات مختصر در امتداد محور زمین 3- گردش سالیانه زمین بر گرد خورشید 4- حرکت خورشید و منظومه شمسی در فضا. این حرکت ها تغییر مکان هایی را در ستاره موجب می شوند که به «حرکات عامه» موسوم اند، که البته هیچ ربطی به حرکت واقعی ستارگان ندارند.

سرعت واقعی یک ستاره که به سرعت فضایی موسوم است، از روی دو مولفه آن حساب می شود: یکی که در امتداد خط دید است و سرعت شعاعی ستاره نامیده می شود؛ دیگری عمود بر خط دید است (حرکت عرضی) و به سرعت ضلی (مماسی) موسوم است.

طیف ستارگان

در ادامه بحث ستارگان باید به چیز دیگربه نام طیف ستارگان یکی از موارد مهم و کارآمد در شناخت ستارگان است اشاره کنیم. ابتدا لازم است تا شما را با مفهوم طیف آشنا کنیم. اگر سری به فیزیک بزنیم خواهیم دریافت که طیف به هر قطعه نوری گفته می شود که از تجزیه نور به دست می آید. برای مثال می توان تجزیه نور سفید را توسط منشور نام برد که در آن نور سفید به هفت رنگ[‡‡] تجزیه می شود.

 دانشمندان با بررسی طیف های دریافت شده از یک ستاره می توانند به خصوصیات مختلفی از آن پی ببرند. از جمله این خصوصیات می توان به دما آن اشاره داشت. آن ها برای انجام آزمایشات خود از وسیله ای به نام طیف نما استفاده می کنند. طیف نما کار تجزیه شعاع نور به رنگ های تشکیل دهنده آن را انجام می دهد. کاری شبیه به آن چه منشور یا قطرات باران در تشکیل رنگین کمان انجام می دهند. تجزیه نور سفید در طیف نما ها یا به وسیله منشور انجام می گیرد یا به وسیله توری پراش که در ادامه درمورد آن توضیحاتی آمده است.

 

طیف نمای منشوری

یک شعاع نور معمولی، مثلا نور آفتاب، با ورود به شیشه منشور به ردیف پیوسته ای از رنگ ها تجزیه می شود. با خروج از منشور و ورود به هوا دستخوش تجزیه بیشتری می شود. طیف نور خورشید هر هفت رنگ عمده بنفش، نیلی، آبی، سبز، زرد، نارنجی و قرمز را شامل می شود. همه رنگ های حد وسط نیز در آن وجود دارد.

 

 دو اصل اساسی فیزیکی بر تجزیه نور به رنگ های مختلف ناظر است:

 

1- نور صورتی از انرژی است که آن را می توان متشکل از امواج دانست. تجربه می گوید که فرق نور قرمز با نور آبی تنها در طول موج آن هاست. نور قرمز بلند ترین طول موج را در طیف مرئی دارد و بنفش کوتاه ترین طول موج را.

2- طول موج، چنان که از نامش بر می آید، فاصله میان دو برآمدگی یا فرورفتگی متوالی است. طول موج را بر حسب واحدی بیان می کنند که بسیار کوچک است. این واحد آنگستروم نامیده می شود. یک آنگستروم برابر 10-10 متر است. طول موج نور قرمز بر حسب این واحد 7000 آنگستروم و طول موج نور بنفش 4000 آنگستروم است.

شکستی که یک نور هنگام ورود به منشور دچار آن می شود به طول موج آن بستگی دارد: موج های بلند مانند قرمز کمتر از موج های بلند مانند قرمز شکسته می شوند.

اجزای اصلی یک طیف نمای منشوری، علاوه بر منشور عبارت است از یک شکاف باریک، یک کلیماتور و یک تلسکوپ.

شکاف باریک در کانون یک عدسی غیر رنگی (آکروماتیک) به نام کلیماتور قرار داده می شود که کار آن تغییر امتداد شعا های نور است و آوردن آن ها به مسیر های متوازی است. هر شعاع موازی با عبور از منشور به رنگ های گوناگون تجزیه می شود. بنابراین هر شعاع نور طیف کاملی از قرمز تا بنفش را پدید می آورد.

کار جمع کردن پرتو های یک رنگ همه ی شعاع ها توسط شیئی تلسکوپ انجام می گیرد. این عدسی (شیئی) همه طیف های یک رنگ را در یک جا جمع کند و چشمی که از عدسی چشمی تلسکوپ نگاه می کند یک توالی رنگ هایی را می بیند که همان طیف است و البته متشکل از تصویر های شکاف باریک است و هر تصویر را نوری با طول موج مخصوص تشکیل داده است. اگر نوری که از شکاف می گذرد همه طول موج ها را شامل گردد، تصویر های توالی پیوسته ای را تشکیل می دهند. اگر نوری که وارد طیف نما می شود فاقد برخی از طول موج ها باشد، طیف پیوسته نخواهد بود. جایی که معمولا به توسط طول موج های گم شده اشغال می شود سیاه به نظر می رسد.

برخی از چشمه های نور، مثلا چراغ نئون، فقط چند طول موج معین را گسیل می کنند. طیف آن ها به صورت یک رشته خطوط روشن به نظر می رسد که نوار های پهن سیاهی آن ها را از هم جدا می کند. هر خط روشن، تصویری از شکاف است که یکی از طول موج های موجود در نور تشکیل داده است.

در بحث بالا، نور هم به صورت یک حرکت موجی و هم به صورت یک شعاع توصیف شد. موج تصویر درست تر اسست. شعاع تنها برای مشخص کردن امتداد حرکت موج به کار می رود.

طیف نما با توری پراش

در این طیف نما، به جای منشور یک توری پراش قرار داده است. ساده ترین شکل توری به صورت قطعه شیشه ای است که بر آن تعداد زیادی خطوط موازی حک شده است. هر چه تعداد این خطوط در سانتیمتر بیشتر باشد، توری بهتر است. توری های خوب در حدود پانزده هزار خط در سانتیمتر دارند. نوری که از توری می گذرد به رنگ های مختلف تجزیه می شود. اما تجزیه در این مورد براساس شکست نیست. بلکه در نتیجه تداخل میان امواج نوری است که از فاصله بین خطوط گذر کرده اند.

مقایسه طیف نما ها

طیف نمای توری دار برتر از طیف نمای منشوری است. زیرا طیف را گسترده تر می سازد. طیف نمای منشوری نور را در فضای کوچکتری متمرکز می کند و طیفی که پدید می آورد پرنورتر از طیف نمای توری دار است. این طیف نما منحصرا برای بررسی نوری به کار می رود که ستارگان کم فروغ و اجرام سماوی دیگر به ما می رسد.

انواع طیف (مرئی)

چند نوع طیف وجود دارد: پیوسته، خط روشن و خط تاریک.

طیف پیوسته، همان طور که از نامش بر می آید نمایشی است از همه رنگ ها، از سیرترین سرخ تا فرابنفش و رنگین کمان آسمان مثال خوبی از آن است. در آزمایشگاه می توان با گرم دادن به یک جسم جامد، یک مایع و یا یک گاز چگال و بالا بردن دمای آن تا چندین هزار درجه سانتیگراد، طیفی پیوسته پدید آورد. مثلا نوری که از رشته چراغ گسیل می شود دارای چنین طیفی است.

وقتی که نور از گاز گسیل می شود که در آن تخلیه الکتریکی روی می دهد، طیف آن متشکل از چند خط موازی مجزا از هم است. این طیف به طیف خط روشن موسوم است.

طیفی که به وسیله هیدروژن تولید می شود، از چندین خط روشن بر زمینه ای تاریک تشکیل شده است.

خطوط روشن هر عنصری را می توان با قرار دادن نمک فراری از آن عنصر در شعله آتش، به وجود آورد. طیف بخار سدیم فقط دارای یک خط زرد روشن بر زمینه ای تاریک است. دقت بیشتر نشان می دهد که خط زرد یک خط دوتایی است یعنی دو خط بسیار نزدیک به هم است.

باید به دقت تمام توجه داشت که هر عنصر شیمیایی همیشه الگوی ثابتی از خطوط را نشان می دهد. بدین معنی که هر عنصر اثر انگشت خود را دارد که هیچ عنصر دیگری دارای آن نیست. از این مطلب در تجزیه شیمیایی و بسیاری رشته های کاربستی دیگر استفاده می شود.

طیف خط تاریک، که طیف جذبی نیز نامیده می شود، نتیجه جذب نوری با طول موج معین به توسط گاز های نسبتا سرد است. طول موج های جذب شده همان طول موج هایی است که گاز وقتی به اندازه کافی برانگیخته شود، گسیل می کند.

جرم ستارگان

 

تفاوت در جرم ستارگان بسیار کم است. به طوری که بیشتر ستارگان جرمی بین یک پنجم تا پنج برار جرم خورشید دارند و این نشان از دامنه محدود تغییرات جرم ستارگان است. البته لازم به ذکر است که ستارگانی با جرم های 113 برابر جرم خورشید نیز وجود دارند که تعداد آن معدود است. یا در مقابل ستارگانی با جرم           خورشید نیز وجود دارد. در صفحه بعد شکلی امده است که شاید با مشاهده آن درک تفاوت های میان جرم ستارگان مختلف را برای شما آسان تر کند.

 

ستارگان کم جرم

کلیه ستارگان فرایند سنتز هسته ای را با گداخت هیدروژن در هسته شان برای تشکیل هلیوم آغاز می کنند. هیدروژن ساده ترین و فراوانترین عنصر موجود است. هنگامی که ستاره ای با جرمی کمتر از 10 جرم خورشیدی، هسته ای دارد که تقریباً از هلیوم تشکیل شده، هسته اش منقبض می شود. توام با این انقباض، هسته حرارت می بیند و پوسته هیدروژنی پیرامون هسته را محترق می کند. هنگامی که هیدروژن این پوسته برای تشکیل هلیوم گداخته می شود، هسته آنقدر داغ می شود که با گداخت هلیوم، کربن را تشکیل می دهد. وقتی که هلیوم هسته به مصرف می رسد، واکنشهای هسته ای ستاره متوقف می شوند.

ستارگان پرجرم

در ستارگان با جرم بیش از 10 جرم خورشیدی، مراحل اولیه سنتز هسته ای مشابه ستارگان کم جرم است. ستارگان پرجرم سریع تر از ستارگان کم جرم سوخت هسته ایشان را مصرف می کنند زیرا دما و فشار هسته شان از ستارگان کم جرم بیشتر است. در حالی که ستارگان کم جرم 10 میلیارد سال را صرف سوزاندن هیدروژن می کنند، ستارگان پر جرم در کمتر از 10 میلیون سال، یعنی یک هزارم آن، این کار را می کنند. هنگامی که ستاره ای پر جرم مرحله سوزاندن هلیوم را، که تقریباً نیم میلیون سال طول می کشد، به پایان می رساند، دماهای فزاینده هسته اش به آن امکان می دهد جهت تولید عناصر مرتباً سنگین تر به واکنش های گداخت ادامه بدهد. در ابتدا، هسته کربنی منقبض می شود و با حرارت، پوسته گداختی ثانویه ای را به دور خود ولی درون پوسته گداختی اولیه تشکیل می دهد. این پوسته تازه حاوی هلیومی است که برای تشکیل کربن کربن گداخته می شود. در همین حال، کربن برای کمتر از هزار سال در هسته می سوزد تا یک هسته اکسیژنی تولید کند. هنگامی که هسته منقبض می شود، پوسته سومی به دورش ایجاد می شود که کربن را می سوزاند و هسته اکسیژنی برای تقریباً 6 ماه می سوزد تا سیلیس تولید کند. سیلیس تنها یک روز در هسته می سوزد و یک هسته آهنی با دمای بین 3 تا 5 میلیارد درجه سانتیگراد(4/5 تا 9 میلیارد فارنهایت) تولید می کند. هسته آهنی که با پنج پوسته گداختی احاطه شده، به هنگام تلاش برای گداخت، بدرون خود فرو می پاشد. علتش این است که گداخت آهن برخلاف سایر واکنشهای گداختی انرژی آزاد نمی کند، بلکه انرژی می گیرد. این فروپاشی ستاره را منفجر می کند و سپس مواد آن در فضا منتشر شده و بخشی از سایر سیارات و ستارگان می شوند.

 

چگالی ستارگان

چگالی ستارگان طبق معمول از تقسیم جرم به دست می آید . چگالی ، میزان تراکم ماده ی تشکیل دهنده ی ستاره را نشان می دهد .

چگالی ستاره ها با هم تفاوت زیادی دارد . بیش تر این تفاوت ها ، به این دلیل است که گستره ی حجم ستارگان زیاد است .

حدود مقدارهای چگالی ستاره ها شگفت آور است . توله[§§] ، همدم شباهنگ یکی از ستاره های بسیار چگال است . جرم آن برابر جرم خورشید ، ولی حجم آن فقط 1/30000 حجم خورشید است . چون چگالی متوسط خورشید 1.5 برابر چگالی آب است ، چگالی متوسط توله 50000 برابر آب خواهد بود . یعنی یک قاشق از ماده ی تشکیل دهنده ی این ستاره یک تن وزن دارد !

با این حال توله چگال ترین ستاره ی شناخته شده نیست . در مرکز ستاره های نوترونی ، چگالی 1014 تا 1015 برابر آب است یعنی یک سنتی متر مکعب آن جرمی برابر 1012 یا یک بیلیون (میلیون میلیون) کیلوگرم خواهد داشت !!

از سوی دیگر ستاره هایی هم وجود دارد که چگالی آن ها یک ده هزارم چگالی هواست . چگالی آن ها از خلا ایجاد شده در شرایط آزمایشگاهی هم کم تر است . این گونه ستاره ها را بیش تر زمان ها خلا داغ سرخ می نامند . بزرگ ترین ستاره ی شناخته شده ε(اپسیلون)- ممسک العنان ، به خاطر داشتن کم ترین چگالی نیز متمایز است . چگالی آن یک، یک میلیونیوم چگالی آب است !


 

[*] این فاصله در حدود 150 میلیون کیلومتر است

[†] واحدی برای اندازگیری فاصله ها که هر واحد نجومی برابر فاصله زمین تا خورشید یعنی به طور تقریبی 150 میلیون کیلومتر است

[‡] واحد اندازگیری فواصل بسیار طولانی است. بدین صورت که نور در هر ثانیه به اندازه 300000 کیلومتر را طی می کند. حال این مسافت را در طول یک سال اندازگیری کرده که عدد تقریبی آن9467280000000 کیلومتر است

[‡] صورت فلکی در یکی از فصل های آینده به تفضیل مورد بررسی قرار گرفته است

 

[**] به علت تعدد ستارگان نام آن ها را بر حسب قدرشان و حروف یونانی و نام صورت فلکی که در آن قرار دارند نامگذاری می کنند. برای مثال هرچه قدر یک ستاره کمتر باشد حرف یونانی کوچکتر(بدین معنا که حرفی که زود تر در الفبا ی یونانی آمده) می گیرد. ابتدا حرف یونانی مربوط به آن ستاره می نویسند و سپس نام صورت فلکل را. برای مثال ستاره آلفا - نهر.

[††] قطر خورشید تقریبا 1390000 کیلومتر است

[‡‡] بنفش، نیلی، آبی، سبز، زرد، نارنجی و قرمز

[§§] توله ستاره ای بسیار نزدیک شباهنگ است. با تلسکوپ مناسب می توان آن را در کنار شباهنگ دید . شباهنگ ( تیشتر ، شعرای یمانی ) پرنورترین ستاره ی آسمان در صورت فلکی سگ بزرگ (کلب اکبر) قرار دارد

 

 

 

چرخه‌های حیات ستارگان

ستارگان متولد می شوند، میلیونها یا میلیاردها سال می درخشند و سپس می میرند . هر ستاره چرخه حیات چند مرحله ای دارد که در خلال آنها اندازه و دمایش شدیداً تغییر می کند. جرم هر ستاره (میزان ماده موجود در ستاره) تعیین کننده اصلی درازی عمر ستاره و نحوه تکامل آن می باشد. هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، در واکنشهای هسته ای گازهایش را سریعتر می سوزاند و زودتر می میرد. پر جرمترین ستارگان برای چند میلیون سال دوام می آورند. آنهایی که جرم کمتری دارند، می توانند تا ده ها میلیارد سال بدرخشند.

مراحل حیات یک ستاره به شکل زیر است:

1- تولد (تراکم موضعی ماده سحابی)

2- نوباوگی (مرحله انقباض)

3- بلوغ (رشته اصلی)

4- پختگی (غول سرخ)

5- کهولت (متغیر ها)

6- آخرین مراحل (کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها)

همانطور که در قبل آمده سرگذشت یک ستاره تا حد زیادی به جرم آن بستگی دارد. عمر احتمالی آن نیز چنین است. عمر احتمالی ستارگان از چندین میلیون سال تا چندین میلیارد تغییر می کند. می بینیم که جرم ستاره های آسمان متفاوت است و آن ها که جرمشان یکی است در مراحل متفاوت تحول اند. برخی، به معنی نجومی آن، به تازگی زاده شده اند، بعضی دیگر در عنفوان جوانی اسند و عده ای دیگر نیز ایام کهولت را سپری می کنند. اگر این مراحل را ترتیب کنیم، ممکن است به تصویر کم و بیش کاملی برای همه ستاره ها دست یابیم.

مانند همه نظریه های تحول، باید درباره ی نقطه آغاز فرضی بکنیم. نقطه آغاز ما سحابی[*] ای است در فضای میان - ستاره ای. چگالی متوسط ماده در سحابی چندین هزار اتم در سانتیمتر معکب (یا 21-10×5 گرم در سانتیمتر معکب) است. دما فقط چند درجه بیش از صفر مطلق، فرضا 3 کلوین، است.

در آغاز، یعنی وقتی که نخستین نسل ستارگان پدید آمد، سحابی ها فقط مرکب از هیدروژن و هلیوم بودند. نود و چند عنصر دیگر در هسته ستارگان پرجرم بسیار سوزان به وجود آمدند. این عناصر در پی فوران های نواختری و انفجار های فاجعه آمیز ابرنواختری از هسته ستارگان به سحابی ها راه یافتند.

ستاره های نسل های بعدی علاوه بر هیدروژن و هلیوم شامل در صد بسیار کمی از همه (یا تقریبا همه) عناصر طبیعی دیگر شدند.

تولد

حرکت های جزئی در داخل سحابی موجب تراکم موضعی ماده می شود. نیرو های گرانشی کمک بزرگی به تجمع ماده در این ناحیه متراکم می کنند و توده مادی مجزایی را، پدید می آورند که پیش - ستاره نامیده می شود و احتمالا یک میلیارد میلیارد میلیارد تن جرم دارد.

به این ترتیب ستاره ای زاده می شود. نخستین ستاره ها شاید 10 میلیارد سال پیش تشکیل شده اند؛ و جدیدترین شان هم اکنون در حال پیدایش اند. ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که مور مرئی گسیل نمی کند. گسیل امواجی با طول موج رادیویی بسیار محتمل تر است.

نوباوگی

جرم عظیم ماده سحابی، تحت تاثیر جاذبه گرانشی خود منقبض می شود و به این ترتیب انرژی پتانسیل مکانیکی را به گرما تبدیل می کند. گسیل تابش اصلی از امواج رادیویی به امواج فروسرخ تغییر می یابد. شی را در این حالت ستاره فروسرخ می نامند. این جریان انقباض و گرم شدن به سرعت (در مقیاس نجومی) و در دوره ای حدود 30 میلیون سال صورت می پذیرد و از سه مرحله اصلی تشکیل شده است:

1- وسعت جرم عظیمی که در آغاز در حدود تریلیون ها کیلومتر بود، به چند صد میلیون کیلومتر کاهش می یابد.

2- فشار در مرکز از تقریبا صفر به چندین هزار اتمسفر می رسد.

3- دمای قسمت مرکزی از چند درجه مطلق به حدود 20 میلیون درجه مطلق می رسد که برای شروع تبدیل گرما - هسته ای هیدروژن به هلیوم کفایت می کند.

حال دیگر نوباوگی ستاره سپری شده و ستاره به دوران بلوغ پاگذاشته است. به اصطلاح علمی، ستاره به خط رشته اصلی در نمودار هرتسپرونگ - راسل[†] رسیده است.

بلوغ (ستارگان رشته اصلی)

هر چند تا این مرحله، گرانش تنها چشمه انرژی بوده است، پایان دوره نوباوگی را ظهور چشمه جدیدی  مشخص می کند: انرژی حاصل از واکنش های گرما - هسته ای. انرژی هسته ای ستارگان از رابطه معروف اینشتین[‡] از جرم تولید می شود. در این رابطه جرم بر حسب گرم، سرعت نور بر حسب سانتیمتر بر ثانیه و انرژی بر حسب ارگ خواهد بود.

خورشید در هر ثانیه حدود 1033×4 ارگ انرژی به فضا گسیل می کند. برای تولید این مقدار عظیم انرژی در هر ثانیه خورشید در هسته خود 700000 میلیون کیلوگرم هیدوژن را به مصرف می رساند و 695000 میلیون کیلوگرم هلیوم تولید می کند.

پختگی (غول های سرخ)

وقتی هیدورژن هسته ی ستاره تمام می شود، ستاره دوباره به چشمه دیگر انژی، یعنی گرانش روی می آورد. هسته شروع به انقباض می کند و داغ تر می شود. در نتیجه سه چیز روی می دهد:

1- دما در بیرون قسمت مرکزی به اندازه ای می شود که گداخت هیدروژن به هلیوم در آن جا امکان پذیر می گردد.

2- لایه های خارجی ستاره منبسط می شوند و ستاره تبدیل به غول می شود.

3- دمای سطحی ستاره کاهش می یابد و ستاره، بسته به جرمش، غول یا ابر غول سرخ می شود.

برای ستاره ای چون خورشید، این جریان ممکن است میلیارد ها سال دوام آورد. در این مرحله شعاع آن ممکن است پنجاه برابر شود و دمای سطحی تا 3000 کلوین کاهش یابد.

کهولت (متغیرها)

هسته هلیومی ستاره، همزمان با انبساط قسمت های خارجی، منقبض می شود و دمایش افزایش می یابد. در دمای 100 میلیون درجه واکنش جدید آغاز می گردد و بار دیگر مسیر تحول عوض می شود. در این دما 3 اتم هلیوم با یکدیگر ترکیب می شوند و یک اتم کربن را می سازند. بعد ها بار دیگر ستاره به چشمه های گرانشی خود روی می آورد و باز هم کوچک و کوچکتر می شود.

مدتی بعد، هنگامی که ستاره از نوار ناپایداری می گذرد، به تپیدن آغاز می کند و متغیری قیفاوسی می شود و بالاخره، بسته به جرمی که دارد، یکی از سه واقعه زیر روی می دهد:

1- اگر جرم ستاره کمتر از 1.2 برابر جرم خورشید باشد، ستاره به کوتوله سفید[§] تبدیل می شود.

2- اگر ستاره اندکی سنگین تر از رقم 1.2 باشد، بخشی از جرمش را به دور می افکند و نواختر بازآیند می شود. سرانجام ستاره به کوتوله سفید تبدیل خواهد شد.

3- اگر جرم ستاره بیش از 1.2 برابر جرم خورشید باشد، ستاره بخش بزرگی از جرم خود را به فضا پرتاب خواهد کرد و به این ترتیب سبب پیدایش سحابی ابرنواختری و نیز، بسته به مقدار جرمی که منقبض می شود، یک کوتوله سفید، یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله خواهد شد.

مراحل آخرین

کوتوله سفید. برای آن که ستاره کوتوله سفید بشود، رویداد های زیر باید صورت بپذیرد.

1- همه انرژی گرما - هسته ای که در دسترس ستاره اصلی بود، کاملا به مصرف برسد.

2- هسته های اتمی تا حد ممکن متراکم شوند تا انرژی گرانشی بیشتری قابل حصول نباشد.

3- الکترون های آزاد نمی توانند انرژی ای را فراهم آورند، تنها منبع به جای مانده انرژی، حرکت تصادفی (گرمایی) هسته ها است.

حرکت هسته های مثبت اندک اندک کند می شود و انرژی جنبشی تنها چشمه گرما و نور کوتوله سفی است. سرانجام این چشمه نیز از میان خواهد رفت.

پس از چند میلیارد سال، دیگر نوری ساطع نخواهد شد. رابطه بصری ان با زمین قطع خواهد شد. تنها با جاذبه گرانشی خود است که ستاره در حال احتضار از وجود خود خبر می دهد، یعنی تنها با اختلالی که در مسیر ستاره ای دیگر پدید می آورد است که ما از وجود شی ای آگاه می شویم که زمانی، برای میلیارد ها سال می درخشیده است.

 


[*] ابر وسیعی از گاز یا گاز و غبار در فضا

[†] نموداری که توزیع پراکنده ستارگان را برحسب درخشندگی و دمای آن ها به دست می دهد. این توزیع رابطه ای با سنین مختلف ستارگان دارد

[‡] E=mc2

[§] در فصل بعدی در باره انواع ستارگان از جمله کوتوله سفید توضیح داده شده است