کسی می تونه بصورت جامع و کامل زندگی ستارگان رو شرح بده ؟
Printable View
کسی می تونه بصورت جامع و کامل زندگی ستارگان رو شرح بده ؟
با سلام ...
زندگی ستارگان به طور کلی چیز بسیار پیچیده و عجیبیه که توش معما برای ما زیاد داره .. اما پیشرفت ما تو فهمیدن این زندگی عالی بوده ... من توضیحی که خودم می تونم رو خیلی خلاصه و ساده میگم ... کاملش واقعا وقت گیر آدم بنویسه ...
اولین چیزی که باید بدونیم اینه که هر ستاره زندگی خاص خودشو داره ... اما یه روال کلی هم در نظر میگیرن که اون هم درسته ... مثلا مهترین عامل برای انتخاب نحوه ی زندگی ستارگان جرم اونهاست ...
خوب من تقسیم بندی می کنم و توضیح می دم ...
تشکیل :
اصلا ستاره چطور تشکیل میشه ... خیلی ساده این اتفاق می افته ... ما تو جهان خودمون و در فضا های میان کهکشانی و میان ستاره ای میزان بسیار زیادی گاز داریم و البته با پراکندگی بسیار زیاد که عمدتا از هیدروژن هست و بهش میگیم ماده ی میان ستاره ای (اسم های دیگه ای هم بهش می دن ... ) .. اگه اتفاق خاصی بیفته که این پراکندگی تقریبا یکنواخت رو تو منطقه ای برهم بزنه و باعث یه تجمع کوچیک بشه انجاست که اون اتفاق جرقه ی اولیه ی تشکیل ستاره میشه ... فقط یه تجمع کوچیک لازمه که یواش یواش همه ی گازهای اطراف جمع آوری بشن ... به تدریج گازها تک تک همدیگرو جذب می کنن و هی چگالی و جرم در اون منطقه میره بالا ... تا یه حدی که چیزی به نام گویچه تشکلیل میشه ... گویچه منطقه ای از گازهای میان ستاره ای هستش که تجمع بیشتری در اون احساس میشه ... با تشکیل گویچه میزان گرانش بسیار بالا می ره و با افزایش گرانش و تجمع گازها این گازها شروع به حرکت به دور خودش می کنه و این گردش و شدت گرانش باعث گرم تر شدن منطقه میشه ... و یواش یواش میدان مغناطیسی هم داره تشکیل میشه ... اینجاهاست که چیزی به نام پیش ستاره تشکیل میشه ...
بعد از پیش ستاره چه اتفاقی می افته ؟ خوب دما داره هی بالاتر و بالاتر می ره و این دما یواش یوشا به حدی می رسه که می تونه با برخورد دادن شدید یه اتم هیدروژن به یه اتم دیگه از هیدروژن باعث واکنش اونها بشه (این واکنش نیاز به گرمای اولیه ی زیادی داره) . بعد از واکنش اولین هیدروژن ها با هم ستاره ی ما بدنیا اومده (تولدت مبارک ! دی:) . دیگه ما از این به بعد وارد مرحله ی تولد ستاره میشیم و پیش ستاره رو رد می کنیم (البته ما نه ! اون ستاره دی:) .
ایبته بعضی ها این مرحله تشکیل رو به دو قسمت تولد و نوباوگی تقسیم میکنن و قسمت تراکم رو تولد و قسمت واکنش همجوشی رو نوباوگی میدونن که چندان با توضیح من فرق نداره ...
بلوغ :
خوب حالا بعد از گذروندن این مرحله چه تحولاتی داریم ... مهمترین روند در این دوره تعادل ستاره است ... یعنی چی ؟ به این صورت که دو تا نیروی قالب و بزرگ در این تعادل مد نظر هست ... زمانی که این دوتا نیرو متعادل بشن و دست از سر ستاره بدارن (موقتا) ستاره متعادل شده و مهترین ملاک برای بلوغ ستارست ...
این دوتا نیرو یکی نیروی گرانش که به سمت داخل ستاره هست ... دیگری نیروی حاصل واکنش که به سمت خارج هست ...
گرانش با قدرت زیاد خودش هی تلاش می کنه که ستاره رو منقبض کنه و در این میون با جرقه خوردن واکنش همجوشی هسته ای هیدروژن این واکنش شروع می کنه به ادامه کار و روال رو سریعتر میکنه و این واکنش و گرمای حاصل اون تلاش داره ستاره رو منفجر کنه و بنابراین نیروی بسیار قوی به سمت خارج وارد میکنه ... خوب ما اینجا دوتا نیروی عظمی داریم که درست شاخ به شاخ هم وایسادن ... در اوایل تولد ستاره این دوتا نیرو هی به هم شاخ (دی:) میزنن و هستاره در ین دوران یکم نا متعادله و انقباض ها و انبساط های جزئی داره ... اما بعد از مدتی که جرم ستاره ثابت بشه و همجوشی هم روال ثابتی پیدا کنه این دوتا نیرو هم دست از شاخ دن بر می دارن و صلح می کنن ... طوری که دیگه ستاره حجم ثاتی پیدا می کنه و کاملا می تونیم بهش بگیم یه ستاره ی بالغ .
البته مرحله بلوغ بحث های مفصل دیگه ای هم داره که فعلا بیانش یکم وقت گیر و بحث مفصلی داره ...
میانسالی :
بعد از مدتی ستاره سوخت هیدروژنی خودش رو یواش یواش تموم می کنه و با کاهش انرژی مواجه میشه اینجا هست که اون تعادل موقت (که قبلا گفتم) دوباره بر هم می خوره ... چون میزان تولید انرژی کم میشه اون نیروی به سمت خارج دوباره کم میاره و حالا گرانش دوباره شاخ زدن رو شروع میکنه و تا یه مدت کوتاهی (در مقیاس نجومی) منقبض شدن ستاره انرژی اونو تامین میکنه (حتما می دونید که پدیده ی انقباض خودش گرما زا هست و ... ) بعد از بالاتر رفتن انرژی دوباره یه چرخه ی دیگه از گداخت هسته ای رو میشه . چرخه ی هیدروژن هلیوم . اینجا دیگه هیدروژن با هلیوم واکنش میده و این واکنش گرمای بیشتری نسبت به واکنش قبلی آزاد میکنه و یک دفعه حریف گرانش شاخ محکمی میزنه و باعث انبساط شدیدتر میشه . این انبساط شدید ستاره رو تبدیل به غولی بزرگ میکنه که با کاهش دمای سطحیش به رنگ سرخ درمیاد و و معروف میشه به غول سرخ .
پیری :
بعد از تبدیل شدن ستاره به غول سرخ اتفاقات عجیب غریب تری هم اتفاق می افته که من نتونستم تا مرحله ای از اونو درک کنم ... اما بطور کلی ستاره همینطور سوخت خودشو مصرف می کنه و هی با بالا بردن دمای هسته فرآیند های پیچیده تر و پرانرژی تر رو پی میگیره ... فرآیند تشکیل کربن و فرایند تشکیل آهن از این جمله هستن ...
بعد از اینکه ستاره تمام زورش رو زد و هر چی داشت رو کرد تا در مقابل گرانش وایسه دیگه تسلیم میشه و آماده میشه تا اضرائیل بیاد ! دی:
مرگ :
اینجا رو دیگه اضرائیل به چند شیوه عمل میکنه که مکشوف شده که این شیوه ها کاملا وابسه به جرمشون هست ...
هر چی جرم ستاره بیشتر باشه اضرائیل کار عجیب قریب تری باهاش میکنه ! دی:
من این قسمت رو به این صورت تقسیم می کنم :
1. کوتوله ی سفید : اگر جرم ستاره کمتر از 1.2 جرم خورشید باشه گرانش شاخ نهایی رو میزنه (البته با کمک اضرائیل) و ستاره تا حد ممکن کوچیک میشه و بشکل کوتوله ای پر نور اما بسیار کوچک در میاد که معروفه به کوتوله ی سفید .
2. نواختر و نواختر بازآینده : اگر جرم ستاره در حوالی 1.2 یا کمی بیشتر باشه ستاره با یه انفجار نچندان کوچک بخشی از جرمش رو بیرون میریزد و نواختر رو میسازه . ممکنه بعد از این هم چند بار بخش کوچک تری از جرمش رو بصورت متوالی از خودش بیرون بندازه که در این صورت میشه نواختر باآینده . در اخر چیزی که باقی می مونه هسته ای به صورت کوتوله ی سفید و گازهایی در اطرافش .
3. ابرنواختر : اگر جرم بسیا بیشتر از 1.2 جرم خورشید باشه ما پدیده های پیچیده تری داریم ... ستاره در طی انفجاری عظیم تر (که تقریبا میشه گفت پرانرژی ترین انفجار عالم) بخش بزرگی از جرمش رو می فرسته بیرون (هرچه بزرگتر باشه ستاره این انفجار عظیمتره) . و بعد از انفجار همه چیز وابسطه به هسته ی ستاره هست ... این هسته ممکنه کوتوله ی سفید ، ستاره ی نوترونی و یا سیاهچاله بشه .
البته این تقسیم بندی من تقسیم بندی چندان عمومی و درستی نیست اما بطور کلی تر و ساده تر بود و من اینو انتخاب کردم ... تقسیم بندی بهتری هم وجود داره که انشالله بعدا گفته میشه ...
این بود از زندگی یه ستاره بصورت بسیار بسیار بسیار بسیار خلاصه و ساده .
سعی کردم از اسطلاحات نجومی استفاده نکنم و عامیانه بگم چون خوشم میاد دی:.
چون موضع با حالی بود می خوام چندتا تصویر و توضیح تکمیلی رو بعدا بدم ...
بقیه ی دوستان هم لطفا هر نظری در مورد صحتای من یا سوالی یا چیزی که تکمیل کننده ی این هست رو بگن .
موفق باشید ...
سلامنقل قول:
یه سوال
داشتم یه فیلم{ فکر کنم اسپیس بود} در مورد همین ابرنواختر می دیدم که این جوری بود که اول ستاره منقبض شد{ که به علت گرانش بود} و بعد منفجر شد ... این دلیل منفجر شدنش رو نفهمیدم ... البته واسه خودم این جور توجیح کردم که چون زیادی به هم نزدیک شدن به خاطر نیروهای بردکوتاه بوده .. می خواستم علت اصلی این انفجار رو بدونم.
ممنونم
علت اصلیش رو من دقیقا یادم نمیاد اما بطور کلی نزدیک شدن بیش از حد ذرات ستاره به هم تو اون دما و فشار و شرایط کلا انفجار رو ایجاد میکنه ... این انفجار به احتمال قوی مال ایجاد حالت تعادل هست ...نقل قول:
علت اصلی انفجار هم انقباض بسیار سریع ستاره هست ...
اگه اطلاعات تازه پیدا کردم در این مورد میزارم ...
اولش بخاطر همون گرانش که گفتی منقبض میشه (فروریزش گرانشی) ، هسته آهنی شکل می گیره ... وقتی جرم هسته آهنی از حد معینی تجاوز کنه (که اصطلاحا بهش میگن : حد چاندارسکار) موازنه گرما و جاذبه از بین میره و یه دفعه فروریزش می کنه (اصطلاحا : می رمبد - با سرعت بسیار زیاد به سمت درون فرو می پاشه) و در نتیجه کاهش ناگهانی چگالی نوترون ها و نوترینوها بوجود میان و در مقابل هم قرار می گیرن ... وقتی ستاره تا حد نهایی اش متراکم شد و به اوج چگالی رسید (در حد هسته اتم)، یه دفعه وامیجهه ...نقل قول:
حالا از اینجا به بعدش هنوز 100% نیست که دقیقا چی میشه و از روی شبیه سازی ها نظر میدن ... ظاهرا موج انفجاری که در نتیجه واجهیدن ستاره رخ میده یه مکثی داره (بخاطر تجزیه عناصر سنگین تر)... یه جور تعامل نوترونی ... در نتیجه از یه طرف هسته همچنان حفظ میشه و از یه طرف لایه های خارجی تر رو می پوکونه ...
محمد عزیز در مورد تعادل حرف درستی زد ... یعنی دانشمندان می پرسن : چطور ستاره ها می تونن شدت انفجارشون رو طوری تنظیم کنن که بقایاشون همواره حالت پایدار داشته باشه (مثلا هاوکینگ هم روی این قضیه بحث کرده)
چرا وا می جه؟ .... همون رسیدن به حالت تعادل که محمد حسین گفت؟ ....نقل قول:
یه دفعه وامیجهه ...
امواج گرانشی یا چیز دیگه ای مد نظر شما هست؟نقل قول:
ظاهرا موج انفجاری
ممنونم
:20:
محمد جان .. از وقتی که گذاشتی و مطلب کاملا مفیدت ممنونم
دقیقا دوست من ... طبیعت از خورد تا کلانش برای رسیدن به تعادل در حال جنگه ...نقل قول:
چرا وا می جه؟ .... همون رسیدن به حالت تعادل که محمد حسین گفت؟ ....
من از یه استاد اختر شناسی چنین تصوری رو براش شنیدم :نقل قول:
حالا از اینجا به بعدش هنوز 100% نیست که دقیقا چی میشه و از روی شبیه سازی ها نظر میدن ... ظاهرا موج انفجاری که در نتیجه واجهیدن ستاره رخ میده یه مکثی داره (بخاطر تجزیه عناصر سنگین تر)... یه جور تعامل نوترونی ... در نتیجه از یه طرف هسته همچنان حفظ میشه و از یه طرف لایه های خارجی تر رو می پوکونه ...
این انفجار مثل شلیک گلوله از تفنگ می مونه ....وقتی گلوله شلیک شد ... یه نیروی خلاف جهت به دستان ما وارد می شه ( که بهش می گن لگد تفنگ ) ... این لگد مواد انفجاری در ستارگان ... به سمت مرکزه و باعث می شه هسته همچنان متراکم تر بشه ..
دقیقا توصیف قشنگی بود به نظرم ... [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]نقل قول:
طبیعتا بخاطر رسیدن به تعادله ... همونطور که دوستان هم گفتن و همونطور که هاوکینگ هم می پرسه .. و دقیقا ابهامات سر همین "چرا و چگونه ها" هستش ...نقل قول:
یه حدس اینه که نوترینوها باعثش میشن (چرا؟) ... یه نظرریه فوزیون کربینه .... یه حدس هم اینه که پدیده همرفتی در لایه های بالایی هسته باعث عدم تقارن (در سوختن هسته ای) میشه ... بهرحال از یه جایی (!!) ، به اندازه 10 به توان 44 ژول انرژی تامین میشه تا این آتش بازی صورت بگیره ... (اصطلاحا به 10 به توان 44 ژول میگیم foe)
در مورد بحث عدم تقارن (Asymmetry - همین بحث مربوط به چرایی انفجار) ، نظریه ناهمانندی پاولی خیلی کمک می کنه ...
جالب است بدانيد كه ستارگان هم مانند موجودات زنده متولد مي‌شوند، زندگي مي‌كنند و سپس مي‌ميرند، ولي طول زندگي آنها بسيار طولاني است. متاسفانه عمر كوتاه انسانها كفاف نمي‌دهد تا بتوانند زندگي يك ستاره را در مراحل مختلف شاهد باشند. با اين حال اخترشناسان اين مراحل را براي ما مشخص مي‌كنند.
در طول زندگي انسان ، ستارگان بيشمار راه شيري عملا بدون تغيير به نظر مي‌رسند. گاهي يك نواختر (ستاره‌اي كه بطور ناگهاني و انفجاري مقاديري عظيم انرژي از خود آزاد مي‌كند) ، ناگهان ظاهر آشناي يك صورت فلكي را به مدت چند هفته عوض مي‌كند و دوباره كم نورتر مي‌شود. منظره زيبايي كه يك ابرنواختر در آسمان پديد مي‌آورد، بسيار نادر است. ستارگان نيز در نهايت تغيير مي‌كنند و هيچ كدام تا ابد پايدار نمي‌مانند. ستاره ، هنگامي كه انبار عظيم سوخت هسته‌اي آن به پايان برسد، مي‌ميرد. ستارگان بسيار جوان هنوز در ميان گازهايي كه از آن شكل مي‌گيرند، پنهان هستند.
ستاره بعد از تولد
بعد از آنكه ستاره شكل مي‌گيرد (تولد ستاره)، بلافاصله حياتي پايدار بدست مي‌آورد. در همين زمان واكنشهاي هسته‌اي در داخلي‌ترين هسته ستاره ، هيدروژن را به هليوم تبديل مي‌كند و انرژي آزاد مي‌گردد. سرانجام همه هيدروژن درون آن به مصرف مي‌رسد. بعد از اين ، تغييراتي در لايه‌هاي دروني ستاره آغاز مي‌شود. در حالي كه واكنشهاي جديدي از هليوم شروع مي‌شوند، لايه‌هاي بيروني باد مي‌كنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.
در اثر تغييرات زياد ، ستاره به مرحله متغير بودن مي‌رسد. در نهايت هيچ منبع ممكن براي آزادسازي انرژي باقي نمي‌ماند. ستارگان كوچكتر در اثر انقباض به كوتوله‌هاي سفيد تبديل مي‌شوند. ستارگان سنگين‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر مي‌شوند. ماده بيرون ريخته از يك ابرنواختر ، بخشي از گاز بين ستاره‌اي را تشكيل مي‌دهد كه زادگاه ستارگان جديد است.
سحابي سياره‌اي
ستارگان در يكي از آخرين مراحل زندگي خود ، قبل از آن كه به كوتوله سفيد تبديل شوند، منظره بسيار زيبايي در آسمان بوجود مي‌آورند. اين مرحله سبب پيدايش سحابي‌هاي سياره‌اي مي‌شود. يك سحابي سياره‌اي هنگامي تشكيل مي‌شود كه ستاره مركزي آن ، لايه‌اي به بيرون پرتاب كند. لايه گاز همانند حلقه‌اي از دود منبسط مي‌شود.
تأثير نيروي گرانش بر زندگي ستارگان
سراسر زندگي ستاره به يك ميدان نبرد شبيه است. نيروي گرانش سعي دارد كه ستاره را منقبض كند، ولي با مقاومت فشار رو به بيرون ستاره مواجه مي‌گردد. سرانجام ستاره تحليل مي‌رود و گرانش ، كنترل را بدست مي‌گيرد. در اين حالت ستاره شكل كاملا متفاوت با ستاره‌اي معمولي و سالم به خود مي‌گيرد.
مراحل مختلف زندگي ستاره
تشكيل كوتوله سفيد
نيروي گرانش يك نيروي جاذبه است، لذا ذرات ماده در اثر اين نيرو به هم نزديكتر مي‌شوند. همچنين چون نيروي گرانش با جرم ذرات نسبت مستقيم دارد و نيز چون جرم ستاره فوق‌العاده زياد است، لذا جاذبه گرانشي درون آن بسيار شديد خواهد بود. به عنوان مثال در اعماق خورشيد فشار در فاصله يك دهمي سطح تا هسته ، تقريبا يك ميليون بار بيشتر از فشار جو در سطح زمين است. در اين فاصله فشار تا هزار ميليون بار بيشتر از فشار جو زمين صعود مي‌كند. اين فشار با مقاومت گازهاي داغ درون خورشيد مواجه مي‌شود. اين گاز توسط كوره هسته‌اي گرم نگه داشته مي‌شود.
هنگامي كه آتش هسته‌اي رو به كاهش مي‌گذارد، گاز داغ درون ستاره سرد مي‌شود. بنابراين نيروي گرانش غالب مي‌شود. آنچه در اين مرحله روي مي‌دهد، به جرم ستاره بستگي دارد. ستاره‌اي رو به مرگ مانند خورشيد ، درهم فرو مي‌ريزد تا به اندازه زمين برسد. در اين روند هيچ انفجار واقعي و قابل توجه رخ نمي‌دهد. ستاره فقط به توده‌اي از خاكستر راديواكتيو تنزل پيدا مي‌كند و به آرامي سوسو مي‌زند. در اين حالت ستاره به يك كوتوله سفيد تبديل مي‌شود. يك فنجان از ماده آن يك صد تن وزن دارد.
تشكيل ستاره نوتروني
اگر جرم ستاره‌اي بيشتر از خورشيد باشد، فشار فرو ريزش مرحله كوتوله سفيد را نيز پشت سر مي‌گذارد و متوقف نمي‌شود. فرايند فرو ريزش تا جايي كه قطر ستاره به حدود ده كيلومتر برسد، ادامه پيدا مي‌كند. در اين نقطه ، ستاره گلوله‌اي چگال از ذرات هسته‌اي است كه آن را ستاره نوتروني مي‌نامند. يك فنجان از ماده آن ، يك ميليون ميليون تن وزن دارد.
تشكيل تپ اختر
برخي از ستارگان نوتروني به سرعت مي‌چرخند و در هر بار چرخش ، تابشهايي در محدوده امواج راديويي گسيل مي‌كنند. اينگونه ستارگان نوتروني ، تپ اختر ناميده مي‌شوند.
تشكيل ابرنواختر
يك ستاره نوتروني بدون وقوع يك انفجار شديد اوليه شكل نمي‌گيرد. ستاره رو به مرگ ، ممكن است در چند ثانيه آخر حيات خود ، به صورت يك ابرنواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام كهكشانها پيشي مي‌گيرد. از بخش مركزي ابرنواختر ، يك ستاره نوتروني تشكيل مي‌شود.
تشكيل سياهچاله‌ها
يك ستاره رو به مرگ ، مثلا با جرمي 10 برابر جرم خورشيد چنان زير بار گرانش توليد شده قرار مي‌گيرد كه هيچ نيرويي نمي‌تواند در برابر فرو ريزش آن مقاومت كند. وقتي كه چنين ستاره‌اي منقبض مي‌شود و به اندازه‌اي در حدود دو كيلومتر مي‌رسد، گرانش به حدي زياد مي‌شود كه سرعت گريز از سطح آن به بيشتر از سرعت نور مي‌رسد.
از موشك گرفته تا ذرات نور و علائم راديويي ، هيچ يك نمي‌توانند از سطح آن بگريزند. اين گرانش به قدري نيرومند است كه همه چيز را به طرف خود مي‌كشد. ما فقط مي‌دانيم كه در اين حالت ، ستاره به يك سياهچاله تبديل مي‌شود. سياهچاله‌ها را نمي‌توان ديد، چون نور نمي‌تواند از سطح آن بگريزد.
عقايد انسانها در مورد ستارگان
از يك نظر زماني هر يك از ما درون ستارگان بوده است و از ديدگاه ديگر ، هر كس روزگاري در فضاي خالي و گسترده بين ستارگان جاي داشته است. بالاخره اگر براي جهان آغازي در نظر گرفته شود، زماني هر يك از ما در آن آغاز حضور داشته است. به اين معني كه هر مولكول بدن ما ، داراي موادي است كه روزگاري در مركز داغ و پر فشار يك ستاره جاي داشته‌اند. در اين نقاط بود كه آهن موجود در سلولهاي قرمز خون ، شكل گرفته است.
ستارگان چراغ های روشن جهان هستند و بدون آنها زندگی هرگز هستی نمی یافت. کمابیش همه ی عنصرهای سنگین تر از هیدروژن و هلیوم درون هسته ی ستارگان ساخته شده اند. در طی تکامل ستارگان است که این عنصرهای سنگین شکل می گیرند. در این نوشتار زایش، تکامل، و فرجام ستارگان را بررسی خواهیم کرد.
فهرست
۱یکاهای اندازه گیری
۲ساخت و تکامل
۲-۱ساخت Protostar
۲-۲رشته ی اصلی
۲-۳رشته ی Post-main
۲-۳-۱ستارگان سنگین
۲-۳-۲رُمبش (فروریختگی)
یک ستاره یک گوی سنگین و درخشان از پلاسما است. ستارگان برای ساختن کهکشان ها گرد هم می آیند. آنان فرمانروایان جهان دیده شدنی هستند. نزدیک ترین ستاره به زمین خورشید است، که سرچشمه ی بیشترین مقدار انرژی در زمین است. ستارگان دیگر را در شب می توانیم ببینیم، آنگاه که روشنایی خورشید جلوی دیده شدن آنها را نمی گیرد. همجوشی هسته ای درون ستارگان انرژی مورد نیاز برای درخشیدن آنها را فراهم می آورد. کمابیش همه ی عنصرهای سنگین تر از هیدروژن و هلیوم درون هسته ی ستارگان ساخته شده اند.
یکاهای اندازه گیری
در آغاز به شناساندن یکاهای اندازه گیری کمیت های ستاره ای می پردازیم. بیشتر مشخصه های ستاره ای بنا بر قراردادهای SI بیان می شوند، ولی یکاهای CGS نیز به کار میروند. جرم، درخشندگی، و شعاع را، اغلب، یکاهای خورشیدی می گیریم که بر پایه ی ویژگی های خورشیدی ارائه می شوند:
جرم خورشیدی M๏=1.9891 * 1030 Kg
درخشندگی خورشیدی L๏=3.827 * 1026 Watts
شعاع خورشیدی R๏=6.960 * 108 m
طول های بزرگ، مانند شعاع یک ستاره ی غول یا نیم محور اصلی یک ستاره ی دوگانه، را اغلب با یکای واحد نجومی (AU) اندازه می گیریم. یک واحد نجومی برابر با میانگین فاصله ی زمین از خورشید است (150 میلیون کیلومتر).
ساخت و تکامل
ستارگان درون توده های ابرهای مولکولی ساخته می شوند، ناحیه هایی بزرگ از چگالی بالا در واسطه ی میان ستاره ای (اگر چه هنوز هم چگالیشان کم تر از یک اتاق خلاء زمینی است!). این ابرها بیشتر از هیدروژن ساخته شده اند. همراه با 23 تا 25 درصد هلیوم و درصد کمی از عنصرهای سنگین تر. یک نمونه از چنین ابرگونه های ستاره ساز سحابی شکارچی است. همچنان که ستارگان سنگین از چنین ابرهایی ساخته شده اند، نیرومندانه می درخشند و ابرها را به آنچه ابرها از آن ساخته شده اند یونیزه می کنند، آفریدن ناحیه ی H II.
ساخت Protostar
ساخت یک ستاره با یک ناپایداری گرانشی درون یک ابر مولکولی آغاز می شود؛ اغلب کشیده شدن ماشه با امواج ناگهانی و تکان دهنده از ابرنواختر یا برخورد دو کهکشان انجام می شود. یک بار که یک ناحیه به مقداری بسنده از چگالی ماده برای ارائه ی شرایط ناپایدار ی Jeans برسد آغاز به فروپاشی در نیروی گرانشیش می کند.
هنگامی که توده ی ابر فرو می ریزد، توده های تکی غبار و گاز چگال ساخته می شوند که گویچه های Bok نامیده می شوند. آنها می توانند بیش از 50 جرم خورشیدی ماده را در بر داشته باشند. هنگامی که یک گویچه فرو می ریزد و چگالی افزایش می یابد انرژی گرانشی به گرما دگرش یافته و دما افزایش می یابد. آنگاه که ابر Protostar-ی به حالت کمابیش پایدار "تعادل هیدرواستاتیک" رسید یک Protostar در هسته ی آن ساخته می شود. این پیش ستارگان رشته ی اصلی اغلب با یک صفحه ی protoplanetary فرا گرفته شده اند. دوره ی همگرایی گرانشی کمابیش 10 تا 15 میلیون سال به درازا می کشد.
ستارگان اولیه ی دارای جرمی کم تر از 2 برابر جرم خورشیدی، ستارگان T Tauri نامیده می شوند، و ستارگانی با جرمی بیشتر از آن را ستارگان Herbig Ae/Be می نامیم. این ستارگان نوزاد فواره هایی از گاز را در راستای محور چرخش خود به بیرون پرتاب می کنند، که تکه هایی از ابرواره هایی با نام اشیای Herbig-Haro را تولید می کنند.
رشته ی اصلی
ستارگان، کمابیش، 90 درصد از زندگیشان را صرف آمیختن هیدروژن می کنند تا هلیوم را در واکنش هایی با دما و فشار بالا در نزدیکی هسته تولید کنند. چنین ستاره هایی را که در رشته ی اصلی جای دارند "ستارگان کوتوله" یا "ستارگان رشته ی اصلی" می نامیم. با آغاز از عمر صفر رشته ی اصلی (ZAMS)، نسبت هلیوم در هسته ی ستاره همواره افزایش می یابد. به عنوان یک پیامد، برای پشتیبانی از نرخ (آهنگ) همجوشی هسته ای مورد نیاز در هسته، دما و درخشندگی ستاره به آرامی افزایش می یابد. برای نمونه، برآورد شده است که درخشندگی خورشید از 4.6 میلیارد سال پیش، که به رشته ی اصلی رسید، تا کنون 40٪ افزایش یافته است.
هر ستاره بادی از ذرات (باد خورشیدی) را تولید می کند که موجب پرتاب پیوسته ی گاز به سوی بیرون می شود. برای بیشتر ستارگان، اندازه ی جرمی که بدین گونه از دست می رود بسیار ناچیز است. برای نمونه، خورشید ما هر ساله 10 به توان منفی 14 جرم خورشیدی از دست می دهد، یا به دیگر سخن، خورشید در همه ی زندگی خود کمابیش یک صدم درصد از همه ی جرمش را از دست می دهد. به هر روی، ستارگان بسیار سنگین می توانند 10 به توان منفی 7 تا 10 به توان منفی 5 جرم خورشیدی را هر ساله از دست بدهند، که به طور معنی داری بر فرایند تکامل آنها اثرگذار است.
مدت زمانی را که یک ستاره در رشته ی اصلی می گذراند، در اصل، به مقدار سو خت آن و سرعت سوزاندن سوخت بستگی دارد و به عبارت دیگر، به مقدار جرم آغازین و درخشندگی آن. برای خورشید، 1010 سال را پیش بینی می کنیم. ستارگان بزرگ سوختشان را به تندی می سوزانند و زندگی کوتاهی دارند. ستارگان کوچک، که کوتوله های سرخ نامیده می شوند، سوختشان را به آهستگی می سوزانند و چند صد میلیارد سال می پایند. در پایان زندگیشان تاریک و تاریک تر می شوند، و در پایان به کوتوله ی سیاه بی فروغی تبدیل می شوند. به هر روی، اکنون از آنجا که طول عمر چنین ستارگانی بزرگ تر از عمر جهان است (13.7 میلیلارد سال)، انتظار وجود چنین ستاره هایی را نداریم.
گذشته از جرم، سهم عنصرهای سنگین تر از هلیم می تواند نقش معنی داری در تکامل ستارگان داشته باشد. در اخترشناسی همه ی عنصرهای سنگین تر از هلیم "فلز" دانسته می شوند و شدت شیمیایی این عنصرها را metallicity گویند. metallicity می تواند مدت زمانی را که یک ستاره سوختش را می سوزاند دگرگون سازد، و نیز می تواند ساختار میدان های مغناطیسی آن را مهار کند و بزرگی باد خورشیدی را دگرش دهد. ستارگان پیرتر (جمعیت II) با توجه به آرایش ابرهای مولکولی که از آنها ساخته شده اند به طور بنیادین metallicity کم تری نسبت به جوان ترها (ستارگان جمعیت I) دارند. پیش از آنکه این ابرها به طور فزاینده از عنصرهای سنگین تر غنی شوند ستاره های پیرتر می میرند و اجزای جو خود را می افشانند.
رشته ی Post-main
ستارگانی که دست کم دارای 0.4 جرم خورشیدی هستند، پس از آنکه موجودی هیدروژن هسته ی خود را به طور کامل می سوزانند، لایه های بیرونیشان گسترده و سرد می شود تا یک غول سرخ را بسازند. کمابیش 5 میلیارد سال دیگر خورشید، زمانی که غولی سرخ است، چنان بزرگ می شود که سیاره ی تیر و شاید سیاره ی ناهید را در بر می گیرد! پیش بینی ها به ما می گویند که خورشید تا 99 درصد از فاصله ی مداری زمین را پر خواهد کرد (یک واحد نجومی یا یک AU). در آن زمان، با توجه به اتلاف جرم توسط خورشید، مدار زمین تا 1.7 واحد نجومی گسترش خواهد یافت و از این روی زمین از خطر خواهد جست. با این وجود، زمین تهی از اقیانوس ها و جو خواهد شد چرا که درخشندگی خورشید چندین هزار برابر افزایش یافته است.
در غول سرخی که جرمی تا 2.25 جرم خورشیدی دارد، همجوشی هیدروژنی در یک لایه ی پوسته ای پیرامون هسته ادامه خواهد یافت. همچنین هسته به اندازه ی کافی فشرده خواهد شد تا همجوشی هلیومی آغاز شود و اینک شعاع این ستاره اندک اندک کم می شود و دمای سطحیش افزایش می یابد. برای ستارگان بزرگ تر ناحیه ی هسته از همجوشی هیدروژن، به طور سرراست، به همجوشی هلیومی گذار می کند. پس از آنکه ستاره هلیوم را در هسته به پایان رساند، همجوشی در یک پوسته پیرامون یک هسته ی داغ از کربن و اکسیژن ادامه خواهد یافت. سپس ستاره یک راه تکاملی را، که موازی با فاز غول سرخ ولی با یک دمای سطحی بالاتر است، دنبال خواهد کرد.
ستارگان سنگین
در هنگام فاز هلیوم سوزی، ستارگان بسیار پرجرم با جرمی بیشتر از 9 برابر جرم خورشیدی برای فرآوردن ابَرغول های سرخ گسترده می شوند. یک بار که این سوخت در هسته به پایان رسید، آنها می توانند به گداختن عنصرهای سنگین تر از هلیوم بپردازند. تا زمانی که فشار و دما برای گداخت کربن کافی باشد، هسته منقبض می شود. این پردازش با سوزاندن اکسیژن، نئون، سیلیکون، و سولفور ادامه می یابد. نزدیک به پایان زندگی ستاره، گداخت می تواند در طی یک دنباله از پوسته های پیازلایه ای درون ستاره رخ دهد. هر پوسته عنصری متفاوت را می گدازد، به این ترتیب که در پوسته ی بیرونی "هیدروژن"، در پوسته ی درونی تر "هلیوم" و در پوسته های درونی تر از آن عنصرهای دیگر گداخت می یابند.
گام پایانی زمانی فرا می رسد که ستاره فرآوردن آهن را آغاز می کند. از آنجا که اتم های آهن بسیار مقیدتر از اتم های هر عنصر سنگین تر دیگر هستند، اگر همگدازی کنند هیچ انرژی ای را آزاد نخواهند کرد و این پردازش، به طور وارون، انرژی را مصرف خواهد کرد. همچنین از آنجا که آنها بسیار مقیدتر از همه ی اتم های سبک تر هستند، نمی توانند توسط شکافت هسته ای انرژی آزاد کنند. ستارگان بسیار پر جرم و به نسبت پیر، هسته ای از آهن راکد را در مرکزشان انباشته می کنند. عنصرهای سنگین تر در این ستاره ها می توانند راهشان را تا سطح فراهم آورند و اشیایی رشدیافته را شکل دهند که آنها را با نام ستارگان Wolf-Rayet می شناسیم و چنان باد خورشیدی متراکمی دارند که جو بیرونی را می افشاند.
رُمبش (فروریختگی)
یک ستاره ی میان اندازه و رشدیافته لایه های بیرونی را به صورت یک سحابی سیاره ای به بیرون می افشاند. اگر آنچه که پس از افشاندن جو بیرونی می ماند کم تر از 1.4 جرم خورشیدی باشد، ستاره به صورت یک جسم به نسبت کوچک (نزدیک به اندازه ی زمین) در می آید که جرم کافی برای فشردگی بیشتر ندارد، به این دسته از ستارگان"کوتوله های سفید" می گوییم. کوتوله های سفید، سرانجام، پس از گذشت زمانی طولانی به "کوتوله های سیاه" بی نور تبدیل می شوند.
در ستاره های بزرگ تر، تا زمانی که هسته ی آهنی بسیار بزرگ شود (بیش از 1.4 جرم خورشیدی) و نتواند جرم بیشتری را نگهداری کند، همجوشی ادامه می یابد. در این زمان ناگهان هسته فرو می ریزد، به گونه ای که الکترون های آن به درون پروتون ها رانده شده و نوترون ها و نوترینو ها در قطاری از واپاشی بتای وارون یا ربایش الکترونی شکل می گیرند. ضربه ی موج به وجود آمده از این رُمبش ناگهانی موجب انبساط بقیه ی ستاره به یک ابَرنواختر می شود. ابرنواخترها آنچنان درخشان هستند که شاید از کهکشانی که در آن هستند درخشش بیشتری را به نمایش بگذارند. در گذشته، هنگامی که ظهور ابرنواخترها در راه شیری رخ می داده است مشاهده گرها نام "ستارگان نو" را به آنها می دادند، چرا که پیش از آن در این نقاط نبودند.
بیشتر ماده ی درون ستاره با انبساط ابرنواختری به بیرون پرتاب می شود (و ابرواره هایی مانند سحابی خرچنگ را شکل می دهد)، و آنچه می ماند یک ستاره ی نوترونی است (که گاهی خود را به صورت یک تپ اختر یا ایجادکننده ی اشعه ی X نشان می دهد). در مورد بزرگ ترین ستاره ها (آن اندازه بزرگ که بازمانده ای بیشتر از 4 برابر جرم خورشیدی بر جای بگذارند)، فرجام یک سیاه چاله است.
لایه های بیرونی پرتاب شده ی ستاره های در حال مرگ دربردارنده ی عنصرهای سنگینی هستند که می توانند در طی ساختیابی ستارگان نو بازیابی شوند. این عنصرهای سنگین اجازه ی ساخت یافتن سیاره های سنگی را می دهند. برون ریزی از ابرنواخترها و بادهای خورشیدی ناشی از ستاره های بزرگ نقشی بنیادین در شکل دهی محیط میان ستاره ای بازی می کنند.
منبع:
http://en.wikipedia.org/wiki/Star
تصاویر تازه ی رصدخانه ی پرتو X چاندرا محیط اطراف سیاهچاله ی ابرپرجرم مرکز M ۸۷ ، کهکشان همسایه ی بیضوی و عظیم ، رانشان می دهد. چاندرا حلقه هایی را در گاز داغ پیرامون کهکشان آشکار کرده است. این حلقه ها شاهدی بر وجود فوران های دوره ای در نزدیکی سیاهچاله ی ابر پرجرم هستند که موج ضربه هایی را به درون گاز مجاور می فرستند. این انفجارها هر چند میلیون سال اتفاق می افتند و از سرد شدن گاز درون خوشه و شکل گیری ستارگان جلوگیری می کند.
غرش عظیم صوتی پدید آمده از سیاهچاله ی ابر پرجرم به وسیله رصدخانه چاندرا ناسا دریافت شد. این کشف با استفاده از داده های طولانی ترین رصد پرتوی X انجام شده از M۸۷ که یک کهکشان همسایه ی بیضوی وعظیم است، صورت گرفت. M۸۷ در مرکز خوشه ی کهکشانی سنبله قرار گرفته و جایگاه یکی از پرجرم ترین سیاهچاله های عالم است. دانشمندان حلقه هایی را در گاز داغ و گسیل کننده ی پرتو های X یافته اند که به خوشه نفوذ کرده و کهکشان را احاطه می کند. این حلقه ها نشانه ی وجود فوران های دوره ای است که در اطراف سیاهچاله ی ابرپرجرم اتفاق افتاده است و تغییراتی را در فشار گاز خوشه ایجاد کرده که به صورت صدا آشکار می‌شود.
به گفته ی ویلیام فورمن از مرکز اختر فیزیک هاروارد - اسمیتسونین می توان گفت که در بیشتر عمر عالم صداهای بسیار بم و متفاوت زیادی درون این خوشه می غریدند.
انفجارهای M ۸۷ که هر چند میلیون سال اتفاق می افتد از سرد شدن منبع عظیم گاز موجود در این خوشه جلوگیری کرده و مانع شکل گیری ستارگان جدید می شود. بدون این انفجارها و گرمای ناشی از آن M ۸۷ هرگز به صورت کهکشان بیضوی امروز وجود نداشت. پال منسون یکی از اعضای گروه می گوید که اگر این سیاهچاله این همه سر و صدا ایجاد نمی کرد، M۸۷ کهکشان کاملاً متفاوتی بود. احتمالاً کهکشان عظیم مارپیچی که سی بار از راه شیری درخشان تر بود.
انفجارها نتیجه ی ورود ماده به درون سیاهچاله است. هنگامی که قسمت اعظم ماده بلعیده می شود، مقداری از آن به شدت به صورت جت هایی به بیرون فوران می کند. این جت ها از مناطقی در نزدیکی سیاهچاله که نور و صدا را گریزی از آن جا نیست، پرتاب شده و با فشار وارد گاز درون خوشه می شوند و صدایی را تولید می کنند که به بیرون منتشر می شود.
رصدهای چاندرا از M ۸۷ هم چنین نشانه های قوی از زمان ایجاد موج ضربه ی ناشی از سیاهچاله ی ابر پرجرم را به دست می دهد که نشانه
ای آشکار بر وجود یک انفجار عظیم است. این موج به صورت حلقه ای از پرتو های x پر انرژی پیرامون سیاهچاله با شعاع ۸۵۰۰۰ سال نوری ظاهر می شود.
کهکشان بیضوی بسیار غولپیکر ۸۷ M در صورت فلکی سنبله و در مرکز خوشه کهکشانهای سنبله در این تصویر نور مریی با جت عظیم ذراتی که از قرص اطراف ابر سیاچاله مرکزی پرتاب می‌شود مشخص است.
ویژگی های قابل ملاحظه ی دیگری نیز برای اولین بار در M۸۷ دیده شد. رشته های باریک پرتو x گسیل شده که طول برخی از آن تا ۱۰۰۰۰۰ سال نوری می رسد، که احتمالاً گاز داغ به دام افتاده در میدان های مغناطیسی است. هم چنین حفره ی ناشناخته ی بزرگی در گاز داغ در تصاویر
پرتو x دیده می شود، که حدود ۷۰ میلیون سال پیش از یک انفجار از سیاهچاله ناشی شده است . کریستین جونز یکی دیگر از اعضای گروه می گوید ما می توانیم برخی از آنچه را که می بینیم مانند موج ضربه ها به وسیله ی کتاب های فیزیک توضیح دهیم. اما سایر جزئیات مانند رشته هایی را که یافتیم ذهن هایمان را بسیار درگیر کرده است. صدایی که از یک سیاهچاله ی دیگر در خوشه ی برساووش دریافت شده است مانند نتی است که حدود ۵۷ اکتاو پایین تر از دو میانی است.
با این وجود صدای M۸۷ ظاهراً پیچیده تر و ناهنجارتر است. مجموعه ای از حلقه های نا منظم فضایی در گاز داغ نشانه ی انفجار های کوچک ناشی از سیاهچاله است که حدود هر شش میلیون سال اتفاق می افتد. این حلقه ها بر حضور امواج صوتی که در تصویر چاندرا دیده نمی شود دلالت دارد که حدود ۵۶ اکتاو از دو میانی پایین تر است. حضور
حفره ی بزرگ و غرش صوتی شاهدی بر وجود نت هایی باز هم بم تر تا ۵۸ یا ۵۹ اکتاو پایین تر از دو میانی است که از انفجار های عظیم به وجود می آیند.
این نتایج جدید در مورد M۸۷ در بخش اختر فیزیک انرژی های بالا در نشستی در سانفرانسیسکو ارائه شد.