زندگی ستارگان[مقاله]

[talot]

بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد. اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود.

تشکیل ستاره‌ها
گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده در برخی سحابیها شکل می گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.
ارتباط جرم با مرگ ستارگان
سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد.
مراحل پایانی عمر ستارگان
دیر یا زود سوخت هسته‌ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود ، انرژی گرانشی به انرژی هسته‌ای غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابر نواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. هنگامی که ستاره در اواخر عمر خود باشد، به مراحل نواختر یا ابر نواختر می‌رسد.

در این مرحله ستاره از حداکثر انرژی خود استفاده می‌کند و این امر سبب می‌شود که شدت تابش نور آن بطور چشمگیر تغییر کند. در این حالت ستاره گرد و غبارهای (سحابیها) اطراف خود را می‌بلعد و این امر سبب می‌شود که بر ذرات تشکیل دهنده ستاره فشار وارد آید. ستاره حالتی پلاسمایی دارد و فشار ممکن است به حدی برسد که بر الکترونها و هسته‌های آن اثر کند و الکترون به پروتون برخورد کرده که در این برخورد به نوترون تبدیل می‌شود.

در طی این واکنش مقادیر زیادی امواج گاما تولید می‌شود. اگر تعداد نوترونهای تشکیل به قدری زیاد شوند که در این ستاره ، حجم نوترونها به 16 کیلومتر برسد در این هنگام ، چگالی این ستاره بسیار زیاد می‌شود، بطوری که می‌تواند نور را از مسیر خود منحرف و خمیده کند. در این مرحله ستاره به ستاره نوترونی تبدیل می‌شود.

اگر شعاع تعداد نوترونهای آن به بیش از 16000 کیلومتر برسد (البته در این افزایش شعاع ، نوترونها به هم فشرده هستند)، چگالی این ستاره به قدری زیاد می‌شود که می‌تواند نور را هم به خود جذب کند، که به آن سیاهچاله می‌گویند. سیاهچاله‌ها با جرم زیاد خود ، حجم کوچکی دارند. تشکیل سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.

انواع سیاهچاله
1. شوارتس شیلید: ساده ترین نوع سیاهچاله‌هاست، بار و چرخش ندارد، تنها یک افق رویداد و یک فوتون کره دارد، از آن نمی توان انرژی استخراج کرد. شامل تکینگی ، نقطه‌ای است که در آن ماده تا چگالی نامحدود در هم فرو رفته است.
2. رایزنر- نورد شتروم: هم بار دارد وهم چرخش ، می تواند دو افق رویداد داشته باشد ، اما تنها یک فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی نقطه ای است که وجود آن در طبیعت نامحتمل است، زیرا بارهای آن همدیگر را خنثی می کنند.
3. کر: چرخش دارد، اما بار ندارد. بیضی و از بیرونی حد استاتیک است. منطقه تیره میان افق رویداد و حد استاتیک ارگوسفر است، که می توان از آن انرژی استخراج کرد. می تواند دو افق رویداد و دو حد استاتیک داشته باشد. دو فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی حلقه‌ای است.
4. کر- نیومان: هم بار دارد و هم چرخش ، همان سیاهچاله کر است، جز اینکه بار دارد، ساختارش شبیه ساختار سیاهچاله کر است. می‌توان از آن انرژی استخراج کرد. یک تکنیگی حلقه‌ای دارد.

بنظر پژوهشگران چهارنوع سیاهچاله همچنانکه ذکر شد می تواند وجود داشته باشند. مهمترین موضوع در باب سیاه چاله آنست که ، بدانیم ماده در داخل سیاهچاله‌ای که حاصل آمده است در نهایت به چه سرنوشتی دچار می شود؟ اختر فیزیکدانان می‌گویند:

اگر مقداری ماده به داخل حفره سیاه از قبیل آنچه که از یک ستاره وزین مرده بجای مانده بیندازید، نتیجه نهایی همواره الزاما یک چیز خواهد بود و تنها جرم ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای که جسم با خود حمل می کند باقی خواهند ماند. اما اگر کل جهان به داخل حفره سیاه خود بیفتد، یعنی به شکل سیاهچاله در آید، دیگر حتی کمیاب بنیادی (جرم) ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای نیز ناپدید می گردند.

[ghazal_ak]

ستاره یک توپ عظیم الجثه درخشان در فضاست که مقادیر بسیار زیادی نور و دیگر اشکال انرژی را تولید می کند. خورشید نیز یک ستاره است و نور و گرمای زمین را تامین می نماید. ستارگان در پهنه آسمان مانند نقاطی نورانی در حال چشمک زدن به نظر می آیند. البته به جز خورشید که به دلیل فاصله کم با زمین به شکل یک توپ دیده می شود.

یک خوشه کروی، اجتماعی از ستارگان است که توسط گرانش
د رکنار یکدیگر قرار می گیرند. این خوشه کروی یکی از متراکمترین 147
خوشه شناخته شده در کهکشان راه شیری می باشد.
عکس از ناسا

خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشکیل شده اند. با اینحال برخی از ستارگان نیز که کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی نامیده می شوند ترکیبی از بسته های محکم اتمی یا ذرات تشکیل دهنده اتم می باشند. این گونه ستارگان از هر چیزی که در زمین یافت می شود، چگالتر و متراکمترند.
ستاره ها در ابعاد گوناگونی وجود دارند. شعاع خورشید 695.500 کیلومتر است. ستاره شناسان خورشید را جزء ستارگان کوچک می دانند چرا که دیگر انواع ستارگان بسیار از خورشید ما بزرگترند. شعاع گونه ای از ستارگان که به آنها ستارگان ابر غول می گویند، 1000برابر شعاع خورشید است. کوچکترین نوع ستارگان، ستارگان نوترونی هستند که شعاع برخی از آنها تنها 10 کیلومتر است.
در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست که آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از 40 تریلیون کیلومتر معادل 2/4 سال نوریست.
ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از 100 بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم، البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، تنها 3000 ستاره خواهیم دید.
ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از 5 بیلیون سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا اینکه به یک غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده که کوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینکه به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد.
ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند کرد. برخی از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند. به جای آن مستقیما وارد مرحله کوتوله سفید و سپس کوتوله سیاه می شوند. درصد کمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یک انفجار مهیب به نام ابر نواختر می شوند.

ستارگان در شب

اگر شما شبی به آسمان نگاه کنید متوجه خواهید شد که به نظر می رسد درخشش آنها کم و زیاد می شود و اصطلاحا ستاره ها چشمک می زنند. حرکتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مکان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی کنید مشاهده خواهید کرد که همه ستارگان به آرامی به دور یک نقطه کوچک در آسمان در گردشند.
چشمک زدن ستارگان و کم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حرکت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند. حرکت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد.

درخشش ستارگان

میزان درخشندگی ستارگانی که نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یک، درخشش واقعی ستاره که در اصل مقدار انرژی نورانیست که از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یک ستاره نزدیک که کم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یک ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالیست که آلفا سنتوری A تنها 100.000/1 ریگل انرژی نورانی تولید می کند در عوض فاصله آن از زمین تنها 325/1 فاصله ریگل از زمین است.

طلوع و غروب ستارگان

وقتی از نیمکره شمالی زمین به آسمان نگاه می کنیم، ستارگان به دور نقطه ای که به آن قطب شمال سماوی می گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمکره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای که به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حرکت می کنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان، همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است که حرکتهایی که ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلکه همه آنها به دلیل حرکت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین به نظر می آیند. برای ناظری که بر روی زمین ایستاده، زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حرکت گردشی به نظر می رسند.

اسامی ستارگان

اجداد ما شاهد بودند که ستارگان مشخصی بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیکر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده، در کنار یکدیگر قرار می گیرند. بعضی از این الگوها، که به آنها صور فلکی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلکی اریون (شکارچی) به یاد یک قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است.
امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می کنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی 88 صورت فلکی را شناسایی کرده است (جدول شماره 1). این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلکی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین ستاره در صورت فلکی لیرا، آلفای لیرا است.
حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلکی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلکی به کار می رود. به همین شکل در نامگذاری 24 ستاره درخشان در هر صورت فلکی از 24 حرف زبان یونانی (جدول شماره 2) استفاده می شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به کار گرفته می شوند.
به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نامگذاری ستارگانی که کشف می شوند، استفاده می کند. اغلب اسامی جدید تشکیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می کند. برای مثال، ستاره PSR J1302-6350 یک تپ اختر است، از آنجا که حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بیانگر موقعیت و مکان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرف J مبین آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گیری J2000 اعلام شده است.



مشخصات ستارگان

هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگی، که ستاره شناسان آن را در واحدی به نام قدر می سنجند. 2) رنگ. 3) دمای سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بیانگر دمای سطح است و درخشندگی آن به دمای سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص می کند که ستاره ای با اندازه مشخص چقدر می تواند انرژی تولید کند بنابراین بر دمای سطح تاثیر گذار است. برای اینکه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداری به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده می کنند. این نمودار به یاد ستاره شناس دانمارکی هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell) از ایالات متحده که به طور جداگانه کار می کردند و در سال 1910 آن را ابداع کردند، نامگذاری شد. این نمودار همچنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان کمک کند.

قدر و تابندگی ستاره

قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپارکوس، در سال 125 قبل از میلاد ابداع شد. هیپارکوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها که از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری کرد. او شماره 1 را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگی کمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همین ترتیب به قدر 6 رسید که آنها کم نورترین ستارگان آسمان بودند.
امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان کنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری که در فاصله 6/32 سال نوری از ستاره قرار دارد.
ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گذاری قدر را برای ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان کم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره ای که از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن کمتر از 1 می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسیار نورانیتر، از صفر نیز کمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشانترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ریگل 1/8- است. بر اساس شناختی که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف دیگر، کم نور ترین ستارگانی که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند، قدر ظاهری معادل 28 دارند. بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند کمتر از 16 باشد.
تابندگی یک ستاره برابر است با مقدار انرژی که ستاره منتشر می کند. اصطلاحا به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می کنند. برای مثال قدرت خورشید 400 تریلیون تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می کنند. برای نمونه آنها می گویند که تابندگی آلفای سنتوری (قنطورس) 3/1 برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدودا 150.000 برابر تابندگی خورشید است.
تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یک فاکتور از 100 در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره ای باقدر مطلق 7، 100 بار تابناکتر است. ستاره ای با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره ای با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره ای با قدر مطلق 7 تابناکتر است.

رنگ و دما

اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنید، حتی بدون تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید که رنگ ستارگان یا تقریبا قرمز، یا تقریبا زرد و یا تقریبا آبیست. برای مثال، ستاره بیتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلکی شکارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد. ستاره پولوکس (Pollux)، مانند خورشید، زرد رنگ است و ستاره ریگل، تقریبا آبی به نظر می آید.
رنگ یک ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری کلوین (kelvin) با علامت اختصاری K می سنجند. واحد کلوین از 15/273- درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر کلوین برابر است با 15/273- درجه سانتیگراد و دمای صفر درجه سانتیگراد برابر است با 15/273 کلوین.
دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریبا 2500K می باشد. دمای سطحی ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین 10.000K تا 50.000K می باشد.
گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تک رنگ به نظر می آیند اما در واقع آنها طیفی از رنگها را منتشر می نمایند. شما می توانید به کمک یک منشور مشاهده کنید که نور خورشید، به عنوان یک ستاره زرد، از رنگهای بسیاری تشکیل شده است. طیف مرئی شامل همه رنگهای رنگین کمان می باشد. این رنگها از قرمز (که توسط ضعیفترین فوتونها ایجاد می شود) تا بنفش (که توسط قویترین فوتونها ایجاد می شود) هستند.
نور مرئی یکی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الکترومغناطیس است. این پرتوها از کم انرژی ترین آنها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی (مایکروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند اما در این مقاله آنها در گروه امواج رادیویی نام برده می شوند.م.)، پرتوهای فروسرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایکس ری و پرتوی گاما. همه این شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذکور را متساطع نمی نمایند. ترکیبی از همه این شش گروه را طیف الکترومغناطیس می نامند.

یک انفجار در ستاره اتا کارینا (صورت فلکی کشتی) که در 150 سال
پیش رخ داد سه ابر بزرگ گاز و غبار ایجاد نمود. دو بخش
متورم و یک دیسک باریک. ستاره شناسان این ستاره را متغیر آبی درخشان می نامند.
عکس از ناسا

ابعاد

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشید می سنجند. آلفا سنتوری A شعاعی معادل 05/1 برابر شعاع خورشید دارد و تقریبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ریگل بیش از 78 برابر شعاع خورشید است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشید می باشد.
ابعاد و دمای سطح ستاره، درخشندگی آن را معین می کند. دو ستاره را در نظر بگیرید که دمای سطح یکسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در این شرایط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با دمای سطح یکسان را مقایسه کنید، نخست، باید شعاع ستاره بزرگتر را تقسیم بر شعاع ستاره کوچکتر نمائید و سپس مربع عدد حاصل را به دست آورید (حاصل تقسیم به توان 2).
حال دو ستاره را با شعاع برابر ولی دمای سطح (بر حسب کلوین) متفاوت تجسم کنید. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دمای آن به توان 4 است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را که دمای مختلف دارند مقایسه کنید، دمای ستاره گرمتر را بر دمای ستاره سردتر تقسیم کرده و حاصل این تقسیم را به توان 4 برسانید.

جرم

ستاره شناسان جرم ستارگان را نیز بر اساس جرم خورشید اندازه گیری می کنند. برای مثال آلفا سنتوری A جرمی معادل 08/1 جرم خورشید دارد، جرم ریگل 5/3 برابر جرم خورشید است. جرم خورشید معادل دو میلیون میلیون میلیون میلیون میلیون کیلوگرم یعنی 2 به همراه سی عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما دارای ابعاد برابر نیستند. در واقع چگالی ستارگان نسبت به هم متفاوت است. برای نمونه، میانگین چگالی خورشید 1400 کیلوگرم در هر متر مکعب است، یعنی تقریبا 140 درصد چگالی آب. شباهنگ B جرمی حدودا معادل جرم خورشید دارد اما چگالی آن 90.000 برابر چگالی خورشید است.

طبقه بندی درخشندگی

نقاطی که در بالای نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نورانی و نقاط پائین نمودار نشانگر ستارگان کم نور می باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمریکایی ویلیام مورگان (William W. Morgan) و فیلیپ کینان (Philip C. Keenan) چیزی را بداع کردند که سیستم طبقه بندی درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 این سیستم را اصلاح کرده و گسترش دادند. در این سیستم، اعداد کوچک به بزرگترین و درخشان ترین رده ها اطلاق می گردد. رده های MK عبارتند از: la ، ابرغولهای درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهای درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهای کوچک و V، ستارگان رشته اصلی یا کوتوله ها.

رده های طیفی

نقاطی که در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعکس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد می باشند. در سیستم MK هشت رده طیفی وجود دارد که هر کدام بیانگر میزان مشخصی از دمای سطحی ستاره می باشند. این طبقه بندی از داغترین به سردترین ستارگان به ترتیب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طیفی به نوبه خود از ده نوع طیفی تشکیل می شود که این ده نوع با اعداد مشخص می گردند. شماره مربوط به داغترین ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترین ستاره عدد نه است.
بنابر آنچه گفته شد علائم سیستم MK ترکیبی از حروف برای بیان درخشندگی و اعداد برای بیان طیف هر ستاره می باشد. برای مثال نام خورشید در این سیستم G2V است. نام آلفا سنتوری نیز G2V می باشد و نام ستاره ریگل B8la است.

گدازش ستارگان

انرژی مهیب ستارگان در فرایندی به نام گدازش هسته ای ایجاد می شود. این فرایند زمانی آغاز می شود که دمای هسته ستاره در حال شکل گیری به 1 میلیون K برسد. یک ستاره از دل یک ابر بسیار بزرگ که به آرامی در چرخش است و تقریبا به طور کامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است، به دنیا می آید. این ابر همچنین ممکن است حاوی اتمهای دیگر عناصر و غباری از ذرات میکروسکوپی باشد.
به اقتضای نیروی گرانش، این ابر شروع به منقبض شدن می کند و در نتیجه کوچکتر می شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بیشتر می شود درست همانطور که سرعت یک اسکیت باز که بر روی یخ به دور خود در حال چرخیدن است، با جمع کردن بازوانش بیشتر و برعکس با باز کردن بازوان کمتر می شود. لایه های خارجی ابر یک دیسک چرخان را ایجاد می کنند. لایه های داخلی به شکل یک توده کروی که همچنان در حال انقباض است تبدیل می شوند.
ماده در حال انقباض گرمتر می شود و فشار آن نیز بیشتر می گردد. این فشار تمایل زیادی به خنثی کردن نیروی گرانشی که عامل انقباض است، دارد. در نهایت، سرعت انقباض بسیار کاهش پیدا می کند. در قسمت داخلی توده در این هنگام جنین ستاره یا پیش ستاره به وجود می آید. پیش ستاره یک جرم توپی است که نه دیگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پیرامون پیش ستاره پوسته ای از گاز و غبار است که لایه های بیرونی توده نخستین می باشند.

ترکیب هسته ای

هنگامیکه دمای مرکز پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شد، گدازش هسته ای آغاز می شود. گدازش هسته ای ترکیب دو هسته اتمی و تشکیل یک هسته بزرگتر است.
یک اتم کامل دارای پوسته ای خارجی متشکل از یک یا چند ذره به نام الکترون است که بار الکتریکی منفی حمل می کند. در درون و مرکز اتم، هسته آن وجود دارد که تقریبا همه جرم اتم را شامل می شود. ساده ترین هسته که رایجترین شکل عنصر هیدروژن در عالم می باشد، متشکل از یک ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الکتریکی حمل می کند. همه هسته های دیگر دارای یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترونند. نوترون هیچ بار الکتریکی حمل نمی نماید و یک ذره خنثی است در نتیجه هسته همه اتمها، بار مثبت الکتریکی دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهای موجود در هسته دارای الکترون می باشند در نتیجه یک اتم کامل، خنثی است.
در هر صورت، تحت دما و فشار بسیار بسیار شدید مرکز پیش ستاره، اتمها الکترونهای خود را از دست می دهند. به اتمهای الکترون از دست داده، یون می گویند و به ترکیبی از الکترونهای آزاد و یونها، پلاسما می گویند.
گفتیم که در درون پیش ستاره، اتمها همه الکترونهای خود را از دست می دهند و هسته های لخت با سرعت بسیار زیادی به یکدیگر می رسند. در شرایط عادی، موادی که دارای بار الکتریکی یکسانند، یکدیگر را دفع می کنند با اینحال اگر دما و فشار در درون پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شود، می تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت می گیرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح "سوختن" به جای "گدازش" استفاده می کنند اما باید توجه داشت که گدازش هسته ای، چیزی کاملا متفاوت با اشتعال در معنای عام آن است.

تبدیل جرم به انرژی

وقتی دو هسته اتمی با هم ترکیب شوند، مقدار کمی از جرم آنها به انرژی تبدیل می شود؛ بنابراین جرم هسته جدید، از حاصلجمع جرم دو هسته ای که با هم ترکیب شدند کمتر است. آلبرت اینشتین رابطه جرم و انرژی را کشف کرده و آن را در قالب معادله E=mc2 بیان کرد. این معادله بیانگر مقدار انرژی آزاد شده از ترکیب ذرات است. E به معنای انرژی، m به معنای مقدار جرم و c سرعت نور است.
سرعت نور برابر است با 299.792 کیلومتر در ثانیه. این مقدار واقعا عدد بزرگی است و چنانچه آنرا در معادله بگذاریم متوجه می شویم که با گداختن جرم بسیار کمی از ماده، می توان انرژی مهیبی به دست آورد. برای مثال با سوخت هسته ای کامل 1 گرم ماده، 90 تریلیون ژول انرژی به دست می آید. این مقدار انرژی تقریبا برابر است با انرژی آزاد شده در انفجار 20.000 تن TNT. انرژی بمب هسته ای آمریکا که در سال 1945، در جریان جنگ جهانی دوم ، به هیروشیمای ژاپن اصابت کرد معادل انفجار 12.000 تن TNT بود.

نابودی هسته های سبک

در مرکز پیش ستاره، هنگامیکه دما به 1 میلیون K می رسد، گدازش هسته آغاز می شود. شروع این گدازش باعث تغییر و از میان رفتن هسته های سبک می شود. از جمله هسته لیتیوم 7، که شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرایندی که این هسته شرکت دارد، یک هسته هیدروژن با آن ترکیب شده و هسته لیتیوم 7 را به دو قسمت تقسیم می کند. هر قسمت شامل یک هسته هلیوم 4 (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هلیوم 4، ذره آلفا نیز گفته می شود.

گدازش هیدروژن

پس از نابودی هسته های سبک، پیش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه می دهد. در نهایت، دمای هسته به حدود 10 میلیون K می رسد و در این هنگام سوختن هیدروژن آغاز می شود. با شروع گدازش هیدروژن، پیش ستاره به یک ستاره تبدیل می گردد.
در گدازش هیدروژن، چهار هسته هیدروژن با هم ترکیب شده و یک هسته هلیوم 4 را به وجود می آورند. دو شکل کلی برای انجام این عمل وجود دارد. 1) واکنش پروتون-پروتون (P-P). 2) چرخه کربن-نیتروژن-اکسیژن (CNO).
واکنش P-P می تواند به چندین روش شامل چهار مرحله زیر رخ دهد:
1-ترکیب دو پروتون. در این مرحله دو پروتون با هم برخورد می کنند و سپس یکی از پروتونها با آزاد کردن پوزیترون بار مثبت خود را از دست می دهد. این پروتون علاوه بر پوزیترون یک ذره خنثی به نام نوترینو نیز آزاد می نماید.
پوزیترون ضد ماده الکترون است. جرم آن دقیقا برابر با جرم الکترون می باشد اما بر خلاف الکترون دارای بار مثبت است. با آزاد شدن پوزیترون، پروتون به نوترون تبدیل می شود. در نتیجه هسته جدید حاوی یک پروتون و یک نوترون است. نام این ترکیب دوترون می باشد.
2-پوزیترون آزاد شده ممکن است با یک الکترون برخورد کند. با برخورد ماده و ضد ماده، هر دوی آنها از بین می روند و تنها چیزی که باقی می ماند دو پرتوی گاما است.
3-دوترون حاصل شده با یک پروتون دیگر تبدیل می شود و هسته هلیوم 3 شکل می گیرد. بر اثر این ترکیب نیز پرتوی گاما ایجاد می شود.
4-هسته هلیوم 3 با هسته هلیوم 3 دیگری ترکیب شده و علاوه بر تشکیل یک هسته هلیوم 4 دو پروتون نیز آزاد می شوند.
در چرخه CNO هسته کربن 12 شرکت دارد. این هسته شامل 6 پروتون و 6 نوترون است. در حین چرخه، این هسته به نیتروژن 15 (7 پروتون و 8 نوترون) و اکسیژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبدیل می شود. و در آخر چرخه این دو هسته بار دیگر به هسته کربن 12 تبدیل می گردند.

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

پس از محو شدن ابر سیاره ای، هسته باقیمانده به نام کوتوله سفید شناخته می شود. این نوع از ستارگان بیشتر حاوی کربن و اکسیژنند و دمای اولیه آنها حدود 100.000 K می باشد.

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.

سیاهچاله ها

اگر هسته باقیمانده از یک ابر نواختر جرمی بیش از 3 برابر جرم خورشید داشته باشد، هیچ نیروی شناخته شده ای نمی تواند در مقابل گرانش آن مقاومت کند. هسته آنقدر فشرده می شود که یک سیاهچاله به وجود می آید. منطقه ای در فضا با چنان گرانشی که هیچ چیز نمی تواند از نیروی آن بگریزد. سیاهچاله ها نامرئیند زیرا حتی نور نیز به دام آنها می افتد. همه مواد یک سیاهچاله در نقطه ای در مرکز آن جمع می شود. این نقطه تکینگی نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته یک اتم نیز کوچکتر است.
ستارگانی که جرم آنها کم است یعنی از 1/0 تا 5/0 برابر جرم خورشید، دمای سطحی معادل تقریبا 4000K دارند. درخشش آنها کمتر از 2 درصد خورشید است. این ستارگان هیدروژن درون خود را به آهستگی می سوزانند. آنها می توانند برای مدت 100 بیلیون تا 1 تریلیون سال در رشته اصلی باقی بمانند. این مدت حتی از عمر جهان که بین 10 تا 20 بیلیون سال تخمین زده می شود نیز بیشتر است، بنابراین هیچ ستاره ای در این گروه تا بحال نمرده است. ستاره شناسان تابحال ندیده اند که ستاره ای از این گروه عنصری به غیر از هیدروژن را در گدازش به کار گیرد. بنابراین اگر هم یکی از اعضای این گروه بمیرد، وارد مرحله غول سرخ نخواهد شد. در عوض آنها به طور تدریجی سرد می شوند تا اینکه به یک کوتوله سفید و سپس سیاه تبدیل گردند.
ستارگان دوتایی از دو پیش ستاره که بسیار نزدیک یکدیگرند، تشکیل می شوند. بیش از 50 درصد از ستارگانی که با چشم غیر مسلح، منفرد دیده می شوند در واقع دوتایی هستند.
یک ستاره در یک سیستم دوتایی چنانچه به اندازه کافی به جفت خود نزدیک باشد، می تواند بر زندگی آن تاثیر گذار باشد. بین این دو ستاره منطقه ای وجود دارد که به یاد ریاضیدان فرانسوی، جوزف لوییز لاگرنج (Joseph Louis Lagrange)، نقطه لاگرنج نامیده می شود. در این منقطه نیروهای گرانشی دقیقا برابرند. اگر یکی از دو ستاره بزرگ شود و لایه های آن از این نقطه بگذرد، ستاره دیگر شروع به کشیدن آن لایه ها به سطح خود می کند.

انتقال جرم در سیستم های دوتایی رخ می دهد.
در تصویر بالا مواد از ستاره ای خورشید مانند به دیسک پییرامون
یک کوتوله سفید و سپس به سطح آن کشیده می شود.
تصویراز انستیتوی دانش تلسکوپ فضایی

این فرایند که انتقال جرم نام دارد به چندین روش صورت می گیرد. اگر انتقال جرم از یک غول سرخ به ستاره همدمش که در رشته اصلی می باشد صورت گیرد، عناصری نظیر کربن و یا عناصر سنگینتر در طیف ستاره رشته اصلی نمایان می گردد. چنانچه این دو ستاره به اندازه کافی به هم نزدیک باشند، پس از تبدیل شدن غول سرخ به یک کوتوله سفید، جریان مواد برعکس می شود و مواد به سمت کوتوله سفید بر می گردند. این مواد یک دیسک داغ را اطراف کوتوله سفید تشکیل می دهند. این دیسک در نور مرئی و فرابنفش می درخشد.
اگر ستاره غول به جای کوتوله سفید، ستاره نوترونی یا سیاهچاله شود، ممکن است یک دوتایی ایکس ری شکل گیرد. در این حالت، ماده ای که از ستاره رشته اصلی منتقل می گردد، بسیار داغ می شود. هنگامیکه این ماده با سطح ستاره نوترونی برخورد می کند و یا به درون سیاهچاله کشیده می شود، اشعه ایکس ری منتشر می شود.
در حالت سوم، غول سرخ تبدیل به کوتوله سفید می شود و ستاره رشته اصلی تبدیل به غول سرخ می شود. وقتی گاز کافی از غول سرخ در سطح کوتوله سفید اندوخته شد، هسته اتمهای گاز به صورت درخشانی دچار گدازش می شود به این حالت نواختر می گویند. در برخی شرایط، به حدی گاز در کوتوله سفید جمع می شود که این ستاره فشرده و متلاشی می شود. تقریبا به طور ناگهانی کربن می سوزد و کل کوتوله سفید دچار انفجار ابر نواختر نوع یک می گردد. این نوع انفجار بسیار نورانیست به حدی که نور آن می تواند کل یک کهکشان را برای ماهها تحت الشعاع قرار دهد.

منبع : iranika.ir

[ghazal_ak]

رده‌هاي طيفي ستارگان
مهم‌ترين اطلاعاتی كه بايد در مورد يك ستاره بدانيم، چيست؟ شايد قدر ستاره در صدر فهرست دانسته‌ها قرار گيرد، اما درست در پشت آن رده طيفی ستاره قرار می ‌گيرد. بدون رده طيفی، ستاره چيزی جز يك چشمه نور نيست. با اضافه شدن حروف كوتاهی چون V”۲“G يا IVshne”۵“B ستاره، موردنظر به‌سرعت دارای شناسنامه‌ای خاص مي‌شود. افرادی كه قادر به‌درك معني اين كُدها هستند، مي‌توانند ماهيت ستاره موردنظر را كه شامل رنگ، اندازه و ميزان درخشندگي آن نسبت به‌خورشيد و ديگر انواع ستارگان، خصوصيات منحصربه‌فرد و گذشته و آينده آن را مشخص كنند.
شيوه جديد رده‌بندی طيفی ستارگان آن‌چنان موفق بوده است كه از سال ۱۳۲۲/۱۹۴۲ تاكنون تقريباً بدون تغيير باقی مانده است. اين شيوه طبقه‌بندی فقط بر دو خاصيت فيزيكی يعنی فشار جوّی و دمای سطحی ستاره كه در طيف ستاره ظاهر مي‌شوند، استوار است.
اين خواص، اطلاعات فراوانی را در اختيار ما مي‌گذارد كه به‌كمك آنها مي‌توان چهره و داستان زندگي يك ستاره را به‌تصوير كشيد. دماي سطحی، نشان‌دهنده رنگ و روشنايي سطحي ستاره است (روشنايي سطحي بيانگر ميزان نور تابش شده از واحد سطح ستاره است). فشار جوّي بستگي مستقيم به‌ميزان گرانش در سطح ستاره دارد. بنابراين اين فشار بيانگر اندازه و جرم ستاره است. اندازه و روشنايي سطح ستاره تعيين‌كننده درخشندگي واقعي آن است (درخشندگي، مقدار كل نوري است كه ستاره تابش مي‌كند) عموماً اين دو خاصه مي‌توانند موقعيت ستاره در دوره زندگي خود را نيز نشان دهند (جوان، ميان‌سال يا نزديك به‌مرگ). با مقايسه درخشندگي و درخشندگي ظاهري ستاره در آسمان (قدر ظاهري) مي‌توان به‌فاصله ستاره از زمين پي‌برد. همچنين به‌پيوست رده طيفي اصلي يك ستاره مي‌توان با افزودن حروفي، خواص ويژه شيميايي، گستردي جو، فعاليت‌هاي سطحي غيرمعمول، حركت چرخشي سريع يا ديگر ويژگي‌هاي مخصوص را نشان داد.
همه رصدگران آسمان بايد اطلاعات مختصري درباره رده‌هاي طيفي ستارگان داشته باشند.
كالبدشكافي نور ستاره
داستان را از سال ۱۸۰۲، يعني زماني آغاز مي‌كنيم كه دانشمند انگليسي ويليام ولستون، پرتويي از نور خورشيد را ابتدا از شكافي باريك عبور داد و بعد آن را از منشوري گذراند. شكاف باريك سبب مي‌شود كه رنگين كمان آشناي ايجاد شده پس از گذر از منشور، بسيار واضح و عاري از تداخل‌هاي رنگي مرسوم باشد. ولستون با استفاده از اين طيف نسبتاً دقيق متوجه خطوط تاريك باريكي با ضخامت‌هاي متفاوت در طيف خورشيد شد. با گذشت زمان، تغييري در اين خطوط تاريك مشاهده نشد و تقريباً در درون طيف ثابت ماندند. بعدها اين خطوط را جوزف وان فرانهوفر دسته‌بندي و مشخص كرد. از اين‌رو به‌ «خطوط فرانهوفر» معروف‌اند.
بعد از اين تجربه خطوط طيفي مشابه با خطوط تاريك طيف خورشيد در آزمايشگاه‌هاي فيزيك نيز به‌ثبت رسيد، با استفاده از يك شكاف و منشور، دانشمندان دريافتند كه وقتي ماده‌اي چه جامد، مايع يا حتي گاز چگال تا اندازه‌اي گرم شود كه نور از خود منتشر كند، طيف نورِ تابيده شده آن پيوسته بدون خط است. در عوض يك گاز منبسط شده داغ فقط در يك رنگ خاص يا چند طول موج خاص نور مي‌تاباند كه به‌شكل خطوط روشن و باريكي در طيف گرفنه شده از آن نمايان مي‌شوند (زمينه بقيه طيف تاريك است). اگر نمونه‌اي از همين گاز اما به‌صورت سرد را در راه نور يك چشمه تابان كه طيفي پيوسته در تمام طول‌موج‌ها دارد قرار دهيم، در طيفِ پيوسته نورِ تابان، خطوط جذبي تاريكي (در همان طول موجي كه خطوط نشري اين گاز را ديديم) ايجاد مي‌كند.
در سال ۱۸۹۵ ماهيت اين جريان مشخص شده بود، درواقع ما سطح نسبتاً چگال و داغ را از بين جوّ سرد و رقيق كه بين راه تابش قرار گرفته مشاهده مي‌كنيم و اين را از خطوط تاريك طيف خورشيد متوجه شديم. آنها حاصل جذب نور سطح خورشيد در جوّ آن هستند. درحقيقت دانشمندان موفق به‌بررسي خورشيد در آزمايشگاه‌هاي روي زمين شدند. تمام عناصر با پيوندهاي شيميايي متفاوت و در دماهاي متفاوت خطوط طيفي مخصوص به‌خود را دارند و اين خطوط مانند اثر انگشت منحصربه‌فردند.
آنها نه‌فقط بيانگر اتم‌ها و ملكول‌هاي تشكيل دهنده مواد هستند، بلكه مشخص‌كننده شرايط فيزيكي موجود در آن محيط (ازجمله دماي محيط) نيز هستند.
هنگامي كه منجمان اين ابزار متشكل از منشور و شكاف (طيف‌سنج) را بر تلسكوپ خود سوار كردند موفق به‌مشاهده اين خطوط طيفي در نور ستارگان نيز شدند و اين يكي از باورنكردني‌ترين پيشرفت‌هاي نجومي قرن نوزدهم بوده است. سال‌ها اخترشناسان بر اين باور بودند كه چگونگه تكامل و تشكيل ستاردگان، وراي ادراك بشر است. اما حالا ساختار خورشيد و ستارگان فقط با مقايسه خطوط طيفي مشاهده شده در تلسكوپ با خطوط جذبي مشاهده شده در آزمايشگاه‌هاي روي زمين به‌دست مي‌آيند. و بدين‌سان اخترفيزيك نوين متولد شد.

(H-R) نمودار هرتسپرونگ - راسل

طبقه‌بندي طيف ستارگان

آنجلوسچي، نخستين شخصي بود كه به‌صورت جِدّي دست به‌طبقه‌بندي طيف ستارگان زد. او كه يك كشيش اخترشناس بود، در دهه ۱۸۶۰ با بررسي طيف صدها ستاره به‌صورت بصري از پشت تلسكوپي مجهز به‌طيف‌سنج، طيف ستارگان را در ۵ دسته اصلي قرار داد كه با پُرنورترين ستاره در هر دسته شناخته مي‌شدند. به‌عنوان مثال ستارگان يك دسته كه داراي طيفي شبيه ستاره شباهنگ يا شِعراي يماني بودند كه مملو از خطوط جذبي مربوط به‌اتم‌هاي هيدروژن است، به‌نام رده شباهنگ نامگذاري مي‌شدند. اما دسته‌بندي اصلي و پايه‌گذار رده‌هاي طيفي امروز در رصدخانه‌ دانشگاه‌ هاروارد انجام شده است. در سال ۱۸۸۶ ادوارد سي.‌پيكْرينگ كه كارمند اين رصدخانه بود با استفاده از عكاسي به‌دسته‌بندي طيف هزاران ستاره پرداخت. مجموعه‌اي از فعالان در رصدخانه هاروارد نيز او را ياري مي‌كردند. دسته‌بندي آنها به‌اين صورت بود كه به‌ترتيب حروف از A تا G ستارگان را از ساده‌ترين طيف تا پيچيده‌ترين آنها دسته‌بندي مي‌كردند. اما به‌زودي روش طبقه‌بندي طبيعي بهتري در بين اين طيف‌ها آشكار شد. اين گروه با تركيب و آرايش دوباره رده‌بندي‌هاي پيشين متوجه شدند كه مي‌توان طيف‌هاي شبيه به‌هم را در يك رشته پيوسته قرار داد. هر رشته حاوي ستارگان با رنگ‌ها و دماهاي مختلف‌اند كه از ستارگان داغ آبي-‌سفيد در انتهاي اين رشته تا ستارگان نارنجي- قرمز در طرف ديگر آن تشكيل مي‌شوند. اما هنوز براي علامتگذاري دوباره حروف خيلي زود بود. وقتي تمام ابهامات برطرف شد، اين طبقه‌بندي از داغ‌ترين ستاره تا سردترين به‌صورت

O B A F G K M
تدوين شد.
رده طيفي ستارگان آبي را «اولي» و ستارگان سردِ قرمز را «آخري» مي‌ناميم. اين اصطلاحات كه برپايه يك تصور نادرست (ستارگان با روند ساده‌اي با گذر سرد مي‌شوند و رنگشان از آبي تا سرخ تغيير مي‌كند) استوار است. اما هنوز كاربرد دارد. هركدام از اين رده‌هاي طيفي مي‌توانند به‌قسمت‌هاي كوچكتري تقسيم شوند، آني‌جِي كانُن هر رده طيفي را به‌زيررده‌هايي از o تا ۹ تقسيم كرد. مثلاً طيفي كه بين Go و Ko استاندارد قرار مي‌گرفت را ۵G ناميد.
با استفاده از اين رَويِه، كانن سرپرستي رده‌بندي ۳۰۰ و ۳۲۵ طيف ثبت شده بر روي عكس‌هاي ميدان ديد باز را برعهده گرفت كه نتيجه اين دسته‌بندي فهرست هِنري دِريپِر (HD) و پيوسته فهرست او (HDE) بود كه براي نخستين بار در سال ۱۹۱۸ به‌چاپ رسيد و تاكنون نيز يكي از منابع اصلي باقي مانده است. هنري راسل براي به‌خاطر سپردن رده‌هاي طيفي، جمله راهنمايي را ارائه كرد كه تمام حروف رده‌هاي طيفي در اول هريك از كلمات اين جمله بودند:
“Ok Be A Fine Girl Kiss Me.”
انتخاب جمله يادآوري اين طيف‌ها به‌دست شماست. مثلاً مي‌توانيد از جملة بداهه ساخته شده بابك امين‌تفرشي در كلاس‌هاي درس او استفاده كنيد:
« او بيا اي فندق گِرد كوچك من! »
كشف اجرام بسيار كم‌نور و قرمز (از كوچكترين كوتوله‌هاي قرمز سرد گرفته تا كوتوله‌هاي قهوه‌ايي كه در مرز ستاره و سياره قرارمي‌گيرند) باعث شده است كه اخيراً دو رده طيفي جديد بعد از حرف M در طبقه‌بندي طيفي ستارگان به‌كار گرفته شود.
از بين حروف باقي‌مانده به‌كار برده نشده در پارامترهاي نجومي، حروف L و T براي اين رده‌هاي طيفي انتخاب شدند (دليل پيچيده و خاص ديگري هم براي اين انتخاب وجود نداشت).
O B A F G K M L T
رده‌هاي طيفي ديگري نيز به‌طور موازي به‌رده‌هاي طيفي قديمي اضافه شدند ولي نتوانستند خود را با رده‌بندي كلاسيك گفته شده تطبيق دهند.
به‌عنوان مثال رده طيفي لما براي ستارگان ولف-‌رايه (Wolf-Rayet) تقريباً مشابه آبي‌ترين و داغ‌ترين ستارگان رده O هستند، اما خطوط نشري بسيار قوي نيتروژن (WN) ، كربن و اكسيژن (WC) دارند يا هيچ‌كدام از اين دو را ندارند كه ستارگان (WR) را نمايان مي‌سازند. خطوط نشري بيانگر وجود لايه‌اي ضخيم از گاز داغ در اطراف اين‌گونه ستاره‌هاست. اين‌طور به‌نظر مي‌آيد كه ستاردگان رده لما، ليه هيدروژن اطراف خود را به‌خارج دميده باشند و از اين‌رو لايه‌هاي داغ مواد زيرين اين ستارگان آشكار شده‌اند.
ستارگان بسيار پير و غول سرخ انتهاي رشته نيز مقدار زيادي كربن را در طيف خود نشان مي‌دهند. آنها به‌ستاره‌هاي R و N معروف‌اند كه دانشمندان گونه ادغام شده اين دو را “C” مي‌نامند.
ستاره‌هاي كربني به‌علت سرخي بيش از حدّي كه دارند، با يك نگاه كوتاه با تلسكوپ، قابل شناسايي‌اند. نمونه درخشان اين‌گونه در آسمان پاييز ستاره ۱۹-حوت (TX -حوت) در شكل حلقه‌مانند يكي از دو شاخه صورت فلكي حوت با رده طيفي ۵C مي‌درخشد.
خطوط جذبي بارز اين گروه، خطوط روي هم افتاده مربوط به‌پيوندهاي كربن ۲C ، CN وCH است كه انتهاي آبي طيف را تاريك مي‌كنند. به‌بيان ديگر جوّ ستارگان كربني همانند يك صافي قرمز عمل مي‌كند. برعكس در بررسي طيف نشري آن(به‌جاي جذبي) اين نوار طيفي با خطوطي آبي‌رنگ شناسايي مي‌شود. اين ملكول‌ها (كه باعث قرمزيِ رنگِ ستاره‌هاي كربني مي‌شود) در طيف جذبي دنباله‌دارها نيز وجود دارند كه سبب درخشش طيف نشري دنباله‌دارها در رنگ آبي-‌سبز هستند. درواقع جوّ ستاره‌هاي رده C چنان از كوره گرمابخش مركزي ستاره دور شده‌اند و دمايشان چنان كم شده كه امكان پيوند بين اتم‌ها و ايجاد ملكول‌هاي خاص ميسر شده است.
رده طيفي نادر S نيز معمولاً شامل غول‌هاي سرخ مي‌شود. اين گروه موازي رده طيفي M قرار مي‌گيرد اما خطوط اكسيد تيتانيومي كه در ستاره‌هاي M مشاهده مي‌شود را ندارند. به‌جاي آن طيف اين‌گونه داراي آثاري مربوط به‌اكسيد زيركونيم و اكسيد لانتانيم هستند.
سياره‌هاي احتمالي منظومه‌هاي S ستاره‌هاي با بادهاي قوي ستاره‌اي متشكل از تركيبات شيميايي عجيب و غريبي روبه‌رو مي‌شوند كه سطح اين كُرات را پوشيده از سنگ‌هاي آغشته به‌تركيبات عنصر زيركونيم مي‌كند.
غول‌ها و كوتوله‌ها
ستاره‌هاي با رده طيفي مشابه نيز در همه موارد خطوط جذبي كاملاً مشابه يكديگر ندارند. در بعضي از ستاره‌ها خطوط، باريك و واضح‌اند و در بعضي ديگر به‌علت عوامل مختلف، اين خطوط پهن مي‌شوند. در رأس اين عوامل، تأثير فشار جوّ ستاره است. تغييرات فشار در جوّ ستاره سبب تغيير شدت شعاع‌هاي خطوط حساس به‌فشار مي‌شود. يادآور مي‌شويم كه فشار جوّي يك ستاره بيان‌كننده ميزان گرانش در سطح آن است. بنابراين با درنظر گرفتن اين عامل مي‌توان اندازه ستاره را نيز تخمين زد. خطوط باريك نشان‌دهنده اين هستند كه ستاره موردنظر بسيار پهناور و بادكرده است و جوّ آن رقيق است و در فاصله نسبتاً زيادي از مركز گرانش ستاره قرار گرفته است. در فهرست هنري دريپر رده‌هاي طيفي داراي پيشوندهايي چون d براي كوتوله‌ها (dwarf)، S براي غول‌ها و C براي اَبَرغول‌ها است.
اين حروف هم‌اكنون نيز مورد استفاده قرار مي‌گيرند، اما در سال ۱۹۴۱ اين حروف را ويليام مُرگان و فيليپ كنان با علامت‌هايي كه جزييات بيشتري از ستاره را بيان مي‌كردند عوض كردند. اين روش جديد (روش MK) با تغييراتي كم هنوز هم روش استاندارد طبقه‌بندي ستاره‌هاست. در اين روش ستاره‌ها نسبت به‌درخشندگي‌شان با اعداد رومي علامتگذاري شده‌اند. به‌اين صورت كه شماره I براي اَبَرغول‌ها (معمولاً به‌ترتيب كم‌شدن درخشندگي كلي به‌چهار زيردستهO به‌ترتيب Iab, Ia, Ia و Ib تقسيم مي‌شوند). II براي غول‌هاي درخشان، III براي غول‌هاي معمولي، IV براي غول‌هاي كوچك، V براي ستاره‌هاي متوسط و كوتوله‌هاي درون رشته اصلي (اين گروه در تصوير پايين مشخص نشده‌اند) و نيز VI براي كوتوله‌هاي كوچك به‌كار مي‌روند.
وقتي كه اين خصوصيات پشتِ سرِ هم و در نموداري كشيده شوند، نمودار حاصل، نمودار H-R يا هِرتْسْپرونگ-‌راسِل ناميده مي‌شود. اين نمودار از آغاز پيدايش خود يعني در سال ۱۹۱۱ ابزار علمي بي‌مانندي در اخترفيزيك بوده است.
بيشتر ستاره‌ها باتوجه به‌جرم و سنّ‌شان در يك منطقه مشخص و رشته‌مانندي از نمودار H-R قرارمي‌گيرند. بيشتر ستارگان درست بعد از تولد، در رشته اصلي جاي مي‌‌گيرند. ستاره‌هاي اين رشته وضعيت پايداري دارند و درخشندگي‌شان تغييرات شديدي در بازه‌هاي كوتاه‌مدت ندارد. اين دوراني است كه ستاره بيشتر طول زندگي خود را در آن حالت سپري مي‌كند. ستارگان پُرجرم در قسمت‌هاي آبي و داغ در رشته اصلي نور افشاني مي‌كنند. اين ستارگان سوخت هسته‌اي خود را فقط در چند ميليون سال آغاز حيات به‌پايان مي‌رسانند. اما ستارگاني با جرم كمتر مانند ستارگان زرد، نارنجي، كوتوله‌هاي سرخ كه در بخش پايين و سمت راست رشته اصلي قرار مي‌گيرند ميلياردها سال طول مي‌كشد تا اين دوران زندگي خود را به‌پايان برسانند.
هنگامي كه ذخيره هيدروژن هسته يك ستاره رو به‌تمام شدن مي‌گذارد، ستاره از رشته اصلي خارج مي‌شود و به‌قسمت بالاي سمت راست نمودار يعني محل غول‌هاي سرخ و اَبَرغول‌ها مي‌رود. ستارگاني كه آغاز تولد خود را با بيشتر از هشت برابر جرم خورشيد شروع كرده‌اند، دوران تكامل خود را در مراحل پيچيده‌تري و در خارج از رشته‌هاي مختلف درون نمودار مي‌گذرانند تا انرژي خود را به‌مصرف برسانند. اين‌گونه ستارگان در پايان عمر خود به‌صورت اَبَرنواختر منفجر مي‌شوند. غول‌هايي با جرم كمتر از اين گروه در آخر عمر خود به‌طرف پايين سمت چپ نمودار حركت مي‌كنند و به‌كوتوله‌هاي سفيد مبدل مي‌شوند.
خورشيد تا حدود ۸ ميليارد سال ديگر به‌اين نقطه از جدول مي‌رسد.
استثناها
طيف، اين نوار جادويي حتي مي‌تواند مطالبي بيش از آنچه گفته شد را نيز نمايان كند. حروف جدول زير براي بيان حالات ويژه ستارگان در ادامه رده طيفي آنها استفاده مي‌شوند. جدول زير بخشي از اين حروف را نشان مي‌دهد:
برخي از كدهاي طيفي ويژه عبارتند از :
Comp : طيف تركيبي كه دو رده طيفي در يكديگر آميخته شده‌اند و ممكن است نشانگر ستاره دوتايي طيفي باشد كه از يكديگر تفكيك نشده‌اند.
e : نشانگر خطوط نشري در طيف است (معمولاً مربوط به‌هيدروژن)
m :
داراي خطوط طيفي قوي غيرعادي فلزات (عناصر به‌غير از هيدروژن و هليم) است كه براي ستاره‌اي كه گونه طيفي آن مشخص شده است به‌كار مي‌رود. اين خاصه معمولاً در ستاره‌هاي رده طيفي A ديده مي‌شود.
n : نشان‌دهنده خطوط جذبي پهن و محو كه حاصل سرعت زياد چرخش ستاره است.
nn : خطوط جذبي بسيار پهني كه حاصل سرعت بسيار زياد چرخش ستاره است و طيف آن ديده مي‌شود.
p : خاصيت ويژه غيرقابل تشخيص كه معمولاً در مورد گونه طيفي A كاربرد دارد كه به‌طور غيرعادي داراي خطوط قوي فلزات هستند (مربوط به‌ستارگان Am).
s : نشانگر خطوط بسيار باريك و واضح جذبي
sh : ستاره داراي پوسته است (ستاره‌هاي B تا F رشته اصلي كه داراي خطوط نشري تابش شده از يك پوسته گازي خارجي‌اند).
Var : گونه طيفي متغير
WL : خطوط ضعيف (ستاره‌هاي پير و كم‌فلز) مي‌توان شناسه عناصري را كه خطوط غيرعادي قوي در طيف ستاره ايجاد مي‌كنند را نيز در ادامه رده طيفي اضافه كرد. براي مثال ستاره اپسيلون-دب‌اكبر ستاره‌اي از رده AoPIV:(CrEU) است كه در آن خطوط قوي كروميوم و يوروپيوم ديده مي‌شود و نيز دو نقطه نشان دهنده عدم اطمينان در عدد رومي مربوط به‌درخشندگي آن يعني IV است.
ريزه‌كاري‌هاي مربوط به‌تعيين دقيق رده طيفي در بين آماتورها چندان رواج ندارد. بعضي از رصدگران ادعا مي‌كنند كه قادر هستند رده طيفي ستارگان را با استفاده از مشاهده رنگ آنها در چشمي با دقت خوبي تعيين كنند. هرچند كه رنگ عامل بسيار تعيين‌كننده در رده‌هاي طيفي اوليه (داغ‌تر) يعني تا ۵K است (البته تا هنگامي كه سرخي حاصل از غبار بينْ‌ستاره‌اي در آن اثر نداشته باشد). اما عامل رنگ در ستاره‌هاي گونه‌هاي طيفي K تا m چندان تعيين كننده نيستند. چون آنها همه سرخ‌اند.
مثلاً با مقايسه ته‌رنگ مربوط به اِبطُ‌الجوزا (ستاره درخشان شانه شكارچي) كه از رده طيفي Iab۲M و دَبَران (ستاره پُرنور ثور) با رده طيفي III۵K، هيچ‌گاه نمي‌توان به‌صورت بصري اين اختلاف را تشخيص داد. به‌علاوه كوتوله‌هايي با رده‌هاي طيفي G، K و M به‌سرخي غول‌ها و اَبَرغول‌هاي اين رده نيستند. با كمي تقريب هميشه مي‌توان ستاره‌هاي يك رده طيفي و يا نيمي از يك رده طيفي را با يكديگر همرنگ به‌حساب آورد.
تفاوت بين طيف‌ها فراتر از تفاوت در تركيبات شيميايي واقعي ستاره است. ستاره رده طيفي A ممكن است به‌نظر آيد كه كاملاً از هيدروژن تشكيل شده است و نيز ستاره‌اي از رده طيفي K فقط داراي رد پايي از هيدروژن در بين خطوط فلزات باشد. ولي ستارگان A و K درواقع از يك تركيب تشكيل شده‌اند.
تفاوت اتم‌ها و يون‌هاي متفاوت فقط در دماهاي متفاوت در طيف اين ستارگان آشكار مي‌شود. حتي ستارگان كربني نيز عمدتاً از هيدروژن و هلیوم ساخته شده‌اند. آمار مقدار واقعي هر عنصر را فقط در درون ستاره مي‌توان اندازه‌گيري كرد. بسيار دشوار است كه خطوط معين در يك طيف ديده شده را با طيف پيش‌بيني شده از آن كه با نظريه‌هاي اتمي بسط داده شده است مقايسه كنيم.
در قرن بيستم بيشتر پژوهش‌ها مربوط به‌طيف مرئي ستارگان بود. اما دهه‌هاي اخير با وارد شدن آشكارسازهاي طول‌موج‌هاي غيرمرئي و ديگر پيشرفت‌هاي هيجان‌انگيز اخترشناسي توجه به‌طيف نورمرئي كم‌تر شده است. با اين‌حال هنوز هم طيف‌سنجي نورمرئي سنگِ بناي اخترشناسي نوين به‌حساب مي‌آيد.

برگرفته از : skyandtelescope.com

[ghazal_ak]

تكامل ستاره ها

چرخه زندگي ستارگان از سه الگوي عمومي پيروي مي كند. هر كدام از اين الگوها به جرم ستاره بستگي دارد.

بر این اساس ستارگان به سه دسته تقسيم مي شوند.

1- ستارگان با جرم هاي بالا كه بيش از هشت برابر جرم خورشيد، جرم دارند.
2- ستارگان با جرم متوسط كه نيم تا هشت برابر جرم خورشيد, جرم دارند. این گروه شامل خورشيد است. 3- ستارگان با جرم پايين, با جرمی كمتر از يك دهم تا نيم جرم خورشيد. اشيايي با كمتر از 1/0 جرم خورشيد به قدر كافي نيروي جاذبه دارند تا دماي هسته اي لازم براي همجوشي هسته اي را توليد كنند.

چرخه هاي زندگي ستارگان تنها, ساده تر از چرخه زندگي ستارگان دوتايي يا بيشتر است.

ستارگان با جرم متوسط مثل خورشيد

خورشید یک ستاره نوع G2VD, یک ستاره کوتوله زرد و یک ستاره سکانس اصلی ست.

ابري كه در نهايت به ستاره ای با جرم متوسط منتهي مي شود, حدود 100000 سال طول مي كشد تا به ستاره اولیه یا پروتوستار تبديل شود. به عنوان يك ستاره اولیه دماي سطح آن حدود 4000 كلوين است. درخشش ستاره به جرم ستاره اولیه بستگی دارد که ممكن است به چند برابرتا چند هزار برابر درخشش ستاره اي مثل خورشيد هم برسد.

ستارگان با جرم بالا

این ستارگان به سرعت شكل مي گيرند و طول عمر كوتاه تري دارند. يك ستاره با جرم بالا در طول حدود 10000 تا 100000 سال از يك ستاره اولیه شكل مي گيرد.

ستارگان با جرم بالا موقعي كه در سكانس اصلي هستند داغ و آبي هستند. آنها 1000 تا يك ميليون برابر خورشيد درخشندگي دارند و شعاع آنها ده برابر شعاع خورشيد است. آنها به قدري درخشانند كه حتي از فاصله اي زیاد قابل مشاهده هستند و بنابراين خيلي شناخته شده اند.

طبقه بندی ستارگان

در يك نوع از طبقه بندي, ستارگان بر اساس عناصري كه جذب مي كنند و نیز دمايشان طبقه بندي مي شوند. براين اساس هفت نوع اصلي از ستارگان وجود دارند. اين ستارگان به ترتيب كاهش دما عبارتند از: O ، B ، A ، F ، G ، K و M.

طبقه بندی در دياگرام هرتزپرانگ- راسل

در اين دياگرام ستارگاني كه در نوك دياگرام هستند روشن ترين ستارگان هستند. نقاطي كه تاريك ترين ستارگان هستند به طرف كف قرار می گیرند. اين نقاط در گروه هايي قرار می گیرند كه با انواع مختلف ستارگان سازگارند. اين دياگرام نموداری ست كه رنگ ستارگان (نوع طيفي يا دماي سطح) و درخشش آنها را نشان مي دهد. ستاره شناسان روي اين دياگرام رنگ ستارگان، دما، درخشش، نوع طيف و مرحله تكاملي شان را نشان مي دهند. اين دياگرام نشان مي دهد كه سه نوع مختلف از ستارگان وجود دارد:

بيشتر ستارگان كه شامل خورشيد هم مي شود، از ستارگان زنجيره يا سكانس اصلي هستند كه سوختشان با همجوشي هسته اي –در همجوشی هسته ای هيدروژن به هليوم تبديل مي شود- تأمين مي گردد. براي همین این ستاره ها داغ تر و روشن تر هستند. اين ستاره ها در اين دوره در با ثبات ترين زمان زندگی شان به سر مي برند. اين سکانس معمولاً حدود پنج ميليارد سال طول مي كشد.

هنگامي كه ستارگان در آستانه مرگ قرار می گیرند، تبدیل به غول هاي بسيار بزرگي مي شوند(بالاتر از ستارگان درسكانس اصلي). اين ستارگان ذخيره هيدروژنشان ته كشيده و خيلي پيرند. در حالی كه لايه هاي خارجي تر آنها گسترش پيدا مي كند، هسته شان منقبض مي شود. این ستارگان در نهايت منفجر خواهند شد (با از دست دادن جرم به يك نبولا ي سياره اي يا سوپرنوا تبديل مي شوند) و سپس به كوتوله هاي سفيد، ستارگان نوتروني يا سياهچاله ها (باز هم به خاطر از دست دادن جرم) تبديل مي شوند.

ستارگان كوچك تر (مثل خورشيد ما) در نهايت به كوتوله سفيد ضعيفی تبديل مي شوند(ستارگان داغ، سفيد و تاريك) كه زير سكانس يا ترتيب اصلي هستند. اينها ستارگان داغ منقبضي هستند كه سوخت هسته ايشان را از دست داده اند و در نهايت به كوتوله هاي سرد، تاريك و سياه تبدیل خواهند شد.

طبقه هاي طيفي در دیاگرام هرتزپرانگ-راسل

زير نوع یا زیر گروه (subtypes)

در داخل هر نوع از ستاره سانان ستاره هايي هستند که بر اساس موقعيتشان در داخل مقياس در زيرطبقه هايي (از صفر تا نه) جا مي گيرند.

ادامه دارد....

[ghazal_ak]

طبقه هاي درخشان يرك: ( به وسيله ويليام ويلسون و فيليپ كينان ارایه شد).

اين طبقه بندي به عنوان سيستم طبقه بندي MKشناخته مي شود. در اين سيستم بزرگ ترين و روشن ترين طبقات, پايين ترين شماره هاي طبقه بندي را دارند. از آنجايي كه دما هم روي درخشش يك ستاره اثر مي گذارد، ستارگان با طبقات درخشندگی مختلف مي توانند همدیگر را بپوشانند. براي مثال "اسپيكا" يك ستاره طبقه V, درخشش خالص 2/3- دارد. اما "پولوكس" يك ستاره طبقه IIIکه تاريك تر است، درخشش خالص 7/0 دارد.

درخشش, روشني كامل يك ستاره (يا كهكشان) است.درخشش ستاره مقدار كامل انرژي ای ست كه يك ستاره هر ثانيه تابش مي كند (شامل همه طول موج هاي تابشي الکترومغناطيسي).

در طبقه بندي يرك ستارگان مطابق با پهناي خطوط طيفيشان به صورت گروه هايي نام گذاري مي شوند. این طبقه بندی بین گروه هاي ستارگان بر اساس دما، تفاوت هاي درخشش و اندازه هايشان (بسيار عظيم، عظيم الجثه، ستارگان سكانس اصلي و زير كوتوله ها) تفاوت مي گذارد.

ستارگان سكانس اصلي - ستارگان جوان

نام اين ستارگان از يك بخش دياگرام H-Rمي آيد. ستارگان سكانس اصلي نوار مركزي ستارگان روي دياگرام هرتزپرانگ- راسل هستند. بيشتر ستارگان (حدود 90 درصد) ستارگان در سكانس اصلي هستند. انرژي اين ستارگان از همجوشي هسته اي تأمین می شود، یعنی آنها هيدروژن را به هليوم تبديل مي كنند. در اين دوره ستاره طولانی ترین بخش زندگيش را به عنوان يك توليد كننده انرژي از همجوشي هيدروژن آغاز مي كند. هر ستاره اي- با هر جرمي- كه همه انرژيش را از همجوشي هيدروژن در هسته اش تأمین کند, ستاره ای در سكانس اصلي ست. مدت زماني را كه ستاره در اين دوره مي گذراند به جرمش بستگي دارد. يك ستاره بزرگ تر زودتر هيدروژن هسته اش را به مصرف می رساند و بنابراين دوره كوتاه تري در سكانس اصلي باقی مي ماند. يك ستاره با جرم متوسط مثل خورشيد ميلياردها سال در دوره سکانس اصلی باقي مي ماند. هرکدام از ستارگان سکانس اصلی كه داغ تر هستند، درخشان تر هم هستند. خورشيد که ستاره سكانس اصلي ست یک نمونه است.

ستارگان كوتوله

ستارگان كوتوله, ستارگان نسبتاً كوچكي هستند. این ستارگان بيش از 20 برابر بزرگ تر از خورشيد هستند و تا 20000 برابر نیز از آن روشن تر هستند. خورشيد ما يك ستاره كوتوله است.

كوتوله زرد

كوتوله هاي زرد ستارگان كوچك سكانس اصلي هستند. خورشيد كوتوله زرد است.

كوتوله قرمز

يك كوتوله قرمز سكانس اصلي، بسيار صاف، سرد و كوچك است و دماي سطحش زير حدود 4000 كلوين است. كوتوله هاي قرمز معمولي ترين نوع ستاره ها هستند. "پروكسيما سنتوري" يك كوتوله قرمز است.

ستارگان غول آسا و بسيار غول آسا - ستارگان بزرگ، قديمي

غول هاي قرمز

موقعي كه در هسته يك ستاره با جرم متوسط همه هيدروژن به هليوم همجوشي پيدا مي كند، وضع ستاره به سرعت تغيير مي كند. چون ستاره نمي تواند انرژي همجوشي بيشتري توليد كند، جاذبه فوراً ماده را خرد و له مي كند. در نتيجه فشار به سرعت هسته و منطقه اطراف آن را گرم مي كند. دما به قدري زياد مي شود كه همجوشي هسته اي در يك پوسته باريك در حول هسته شروع مي شود. این همجوشي حتي انرژي بيشتري از همجوشي هيدروژن در هسته توليد مي كند. انرژي اضافي بر خلاف جهت لايه هاي خارجي تر ستاره كشيده مي شود و بنابراين ستاره به ميزان بي رويه اي گسترش پيدا مي كند.

هنگامي كه ستاره گسترش پيدا مي كند، لايه هاي خارجي سردتر مي شوند. بنابراين ستاره قرمزتر مي شود و به خاطر اين كه منطقه سطح ستاره به میزان زیادی گسترش پيدا مي كند، ستاره روشن تر هم مي شود. ستاره حالا غول قرمز است.

يك غول قرمز ستاره اي نسبتاً قديمي ست كه قطرش حدود 100 برابر بزرگ تر از آني ست كه از اول بوده و سردتر شده است (دماي سطحش زير 6500 كلوين است). این ستاره ها به شكل متناوب رنگشان نارنجي مي شود. بتلگئوس ((Betelgeuse يك غول قرمز است. جرم آن صد برابر جرم خورشيد است و حدود 14000 برابر روشن تر از خورشيد است و حدود 600 سال نوري از زمين فاصله دارد.

غول هاي آبي

يك غول آبي ستاره ای آبي، خيلي داغ و بسيار بزرگ است. اين ستاره يك ستاره سكانس اصلي ست كه هليوم مي سوزاند.

بسيار غول آساها

يك بسیار غول آسا (supergiant) بزرگ ترين نوع ستاره شناخته شده است. بعضي از آنها تقريباً به بزرگي منظومه شمسي ما هستند. بتلگئوس و ريگال از بسيار غول آساها هستند. اين ستارگان نادرند. موقعي كه بسيار غول آساها مي ميرند، سوپرنوا و سياهچاله مي شوند.

ادامه دارد...

[ghazal_ak]

ستارگان صاف و در نهايت مرده

كوتوله سفيد

همجوشي در هسته كوتوله هاي سفيد پايان يافته است. ستاره شناسان در گذشته بر اساس مطالعاتی که با تلسکوپ های ابتدایی انجام می دادند, پوسته هاي کوتوله های سفید را سحاب ها يا نبولاهاي سياره اي می ناميدند و امروزه هم ستاره شناسان همین نام را به آنها می دهند. نبولا اسم لاتين براي ابر است.

بعد از اينكه ابر سياره اي كم كم از ديد محو شد، هسته باقيمانده به عنوان ستاره كوتوله سفيد شناخته مي شود. اين نوع ستاره بيشتر از كربن و اكسيژن تشكيل شده. دماي داخلي آن حدود 100000 كلوين است.

كوتوله سفيد يك ستاره داغ، بسيار متراكم و كوچك است كه بيشتر از كربن تشكيل شده. اين ستارگان, بقایای ستاره های غول آساي قرمز وقتی لايه هاي خارجي شان را از دست مي دهند, هستند. کوتوله های سفید تقریباً به اندازه زمين هستند (اما به ميزان وحشتناكي سنگين تر)! آنها در نهايت گرمايشان را از دست مي دهند و به يك كوتوله سياه تاريك سرد تبديل مي شوند. خورشيد ما روزي به يك كوتوله سفيد تبديل مي شود و سپس يك كوتوله سياه مي شود.

كوتوله قهوه اي

كوتوله قهوه اي ستاره اي ست كه جرمش به اندازه اي كوچك است كه همجوشي هسته اي نمی تواند در هسته اش رخ دهد (دما و فشار در هسته اش براي همجوشي ناكافي ست). يك كوتوله قهوه اي خيلي درخشان و تابناك نيست. معمولاً جرمي معادل 10 به توان 28 تا 84 ضربدر 10 به توان 28 دارد.

كوتوله سياه

چون يك ستاره كوتوله سفيد هيچ سوختي ندارد تا همجوشي در آن انجام شود، بعد از ميلياردها سال به آهستگي سردتر و سردتر مي شود و در نهايت به كوتوله سياه تبديل مي شود. کوتوله سیاه به قدري ضعیف است كه دیگر دیده نمي شود. يك كوتوله سياه پايان چرخه زندگي ستاره ای با جرم متوسط است.

سوپرنوا

سوپر نوا يك ستاره در حال انفجار است كه قبل از اين كه به تدريج از ديد محو شود، مي تواند ميلياردها بار روشن تر از خورشيد شود. بالا ترين حد روشني ستاره، انفجار آن است كه ممكن است يك كهكشان كامل را تحت الشعاع قرار دهد. انفجار, ابر بزرگی از گرد و غبار و گاز را به داخل فضا پرتاب مي كند. جرم مواد پرتاب شده ممكن است ده برابر جرم خورشيد باشد.

ستاره شناسان دو نوع سوپر نو را تشخيص مي دهند. نوع يك و نوع دو.

ستاره نوتروني

بعد از اين كه انفجار سوپرنوای نوع دو رخ مي دهد، هسته باقي مي ماند. اگر هسته كمتر از حدود سه تای جرم خورشيد جرم داشته باشد، به يك ستاره نوتروني تبديل مي شود. این شیء تقريباً به طور كامل از نوترون تشكيل شده. ستاره نوتروني يك ستاره فوق متراكم و خيلي كوچك است كه بيشتر از نوترون هاي كيپ هم قرار گرفته تشکیل شده و يك جو باريك از هيدروژن دارد. قطر آن حدود 10-5 مايل يا 16-5 كيلومتر است و تراكم نسبيش 10 به توان 15 گرم بر سانتي متر مكعب است.

اختر تپنده pulsar

يك پولسار, ستاره ای نوتروني ست كه با سرعت مي چرخد و در ضربان هایش انرژي خارج مي كند.

ستارگان دوگانه يا بيناري

ستاره دوگانه

ستاره های دوگانه دو ستاره هستند كه در آسمان نزديك به هم ظاهر مي شوند. بعضي دوگانه هاي (دو ستاره

كه اطراف همديگر مي گردند) حقيقي هستند، ديگران فقط از زمين به نظر می رسد که با هم ظاهر مي شوند چون هر دو در یک خط يا تيررس ديد ما هستند.

ستاره های دوگانه

ستاره دوگانه يك سيستم متشکل از دو ستاره است كه اطراف يك مركز جرمي معمولي قرار دارند. حدود هفتاد درصد از همه ستارگان در يك گروه دست كم دو ستاره اي هستند.

دوگانه كسوفي

دوگانه كسوفي دو ستاره نزديك به هم است در حالی كه به نظر مي رسد ستاره ای واحد است كه فقط روشناييش تغییر می کند. تفاوت در روشنايي به خاطر این است که ستارگان به طور دوره اي همديگر را مي پوشانند و تاريك مي كنند يا روشنايي هم را زياد مي كنند.

ستاره دوگانه اشعه ايكس

ستاره دوگانه اشعه ايكس نوع مخصوصي از ستاره دوگانه است. در این دوگانه يكي از ستارگان يك شيء در خود واژگون شده مثل كوتوله سفيد، ستاره نوتروني يا سياهچاله است. در این حالت از ستاره معمولي باريكه اي از ماده به داخل ستاره واژگون شده مي زند و اشعه ايكس توليد مي كند.

ستاره های متفاوت- ستارگاني كه درخشش متفاوت دارند:

ستارگان ناپايدار Cepheid

ناپايدارهای سفید Cepheid ستارگاني هستند كه به طور مرتب اندازه و روشنايی شان تغيير مي كند. هنگامي كه اندازه ستاره بزرگ می شود، روشنايي اش كاهش مي يابد. سپس واژگوني رخ مي دهد. ناپايدارهاي سفید ممكن است به طور دايم درحال تغيير باشند. پس و پيش رفتن يا تغيير كردن دايم ممكن است يك فاز بي ثباتی ستاره باشد كه ستاره در حال عبور از آن است. پولاريس و دلتا سفي مثال هايي از ناپایدارهای سفید هستند.

ستاره متفاوت ميرا mira

ستاره ناپايدار ميرا يك ستاره تغيير پذير است كه چرخه روشنايي و اندازه اش دوره طولاني تری ست و تعداد ماه های بیشتری دارد. ناپايدارهاي ميرا بعد از اين به این نام نامگذاري شدند كه تفاوت هایشان در سال 1596 كشف شد.

[h2006]

مراحل مرگ ستاره




ستاره‌ای رو به مرگ ، مانند خورشید در هم فرو می‌رود تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این مرحله ، ستاره به "]کوتوله سفیدتبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.
ستاره نوترونی
اگر جرم ستاره‌ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گزارد و متوقف نمی‌شود، آن قدر فرو ریزش ادامه می‌یابد که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر می‌رسد. در این نقطه ستاره گلوله‌ای است چگال از ذرات هسته‌ای که آن راستاره نوترونیمی‌نامند. یک فنجان از ماده آن یک میلیون میلیون تن وزن دارد. برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش تابشهایی در طول موج رادیویی گسیل می‌کنند، این گونه ستاره‌های نوترونی ، تپ اختر (پولسار) نام دارد. در قلب سحابی خرچنگ، تپ اختری وجود دارد که سی بار به دور خود می‌چرخد.


مرگ ستاره نوترونی
یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد. ستاره رو به مرگ ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود به‌صورت یک ابر نواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمامکهکشانهاپیشی می‌گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی پدید می‌آید. جرم ستارگان نوترونی نمی‌تواند بیشتر از دو برابر جرم خورشید باشد.

یک ستاره رو به مرگ مثلا با جرم ده برابر جرم خورشید ، چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می‌گیرد که هیچ نیرویی نمی‌تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره‌ای منقبض می‌شود (رمبش ستاره)، به اندازه حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر ازسرعت نور می‌رسد.

[Pouriaqazvin]

مقدمه

ستارگان متولد می‌شوند، میلیونها یا میلیاردها سال می‌درخشند و سپس می‌میرند. هر ستاره چرخه حیات چند مرحله‌ای دارد که در خلال آنها اندازه و دمایش شدیدا تغییر می‌کند. جرم هر ستاره (میزان ماده موجود در ستاره) تعیین کننده اصلی درازای عمر ستاره و نحوه تکامل آن می‌باشد. هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، در واکنشهای هسته‌ای گازهایش را سریعتر می‌سوزاند و زودتر می‌میرد. پر جرمترین ستارگان برای چند میلیون سال دوام می‌آورند. آنهایی که جرم کمتری دارند، می‌توانند تا دهها میلیارد سال بدرخشند.






بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف ، جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند مقداری از ماده خویش را مصرف می‌کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. اختر فیزیکدانان بر این باورند، که در بعضی کهکشانها، از جمله کهکشان راه شیری، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که ، پژوهشگران اظهار می‌دارند که تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.
نحوه تشکیل ستاره

گوی آتشین موردنظر در نظریه انفجار بزرگ حاوی%86"هیدروژن و هلیوم[ بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها، پروتونها[ ، [نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیهاشکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.
جمعیت ستارگان

پس از مهبانگ ، ماده جهان از نقطه انفجار در تمام جهات به خارج پاشیده شد. ناپایداریهای مختلف باعث ناهمگنی در مواد اولیه شده و نیروی سخت ثقل ، سطوح چگالتر را به شروعهای [کهکشانها کشاند. در میان کهکشانها ، ناپایداریهای دیگری موجب بوجود آمدن ابرهای بزرگی از H و He برای شروع انعقاد در ستارگان گردید. با نزدیکتر شدن ماده به طرف مرکز ثقل ستاره پروتونی (Proton Star) گرما حاصل شده است. سرانجام ، دانسیته ماده به اندازه کافی بالا رفته و دماهای بسیار زیاد برای شروع گداخت جهت تولید انرژی ستارگان بدست آمده است.




نسل اول ستارگان

اولین نسل ستارگان تشکیل شده به نام ستارگان جمعیت III خوانده می‌شوند. آنها بسیار سنگین و اساسا حاوی He ، H و دارای عمرهای نسبتا کوتاه هستند. واکنشهای هسته‌ای که در این ستارگان انجام گرفت، عناصر جدیدی را بوجود می‌آورد که در نتیجه سوخت لازم برای سنتز هسته‌ای در نسلهای بعدی ستارگان تأمین گردد. در حال حاضر از ستارگان جمعیت III در کهکشان ما ، وجود ندارد.
نسل دوم ستارگان

نسل بعدی ستارگان تشکیل شده تحت عنوان ستارگان جمعیت II ، مشابه حالت ستارگان جمعیت III ولی به مواد متفاوت حیات خود را شروع کردند. بجای فقط He و H ، ستارگان جمعیت II همچنین دارای تقریبا یک درصد عناصر سنگینتر مانند [کربن[/URL] و []اکسیژن[/URL] بودند.
نسل سوم ستارگان

نسل سوم ستارگان به نام جمعیت I دارای 5 - 2 درصد عناصر سنگینتر از He و H هستند. ["]خورشید[/URL] ، مثالی از یک ستاره جمعیت I است.
تکامل یک ستاره

گفتیم که تکامل تدریجی یک ستاره بستگی به ترکیب اولیه آن ستاره و جرم مواد آن دارد. خورشید ما ، ستاره‌ای زرد و نسبتا با جرم کم ، به عنوان مرجع است. یک ستاره ، در طی مدت زیادی از عمر خود در ترتیب اصلی قرار می‌گیرد. برای یک ستاره با جرم خورشید ، این مدت تقریبا 10 میلیارد سال است. ستاره‌های با جرم کمتر مدت زیادتری در آن قرار می‌گیرند، چرا که آنها سوخت هسته‌ای خود را با میزان و سرعت کمتری می‌سوزانند. ستارگان با جرم بسیار بالا سریعتر تکامل پیدا می‌کنند. ستاره ای با جرم تقریبا 20 برابر جرم خورشید ، تنها به مدت چند میلیون سال در ترتیب اصلی قرار می‌گیرد.

کوتوله سیاه



کوتوله‌های سفید ستاره‌هایی هستند که تدریجا خنک شده ، روشنایی آنها کمتر شده و به آرامی می‌میرند. ستاره‌هایی سفید که به آخر عمر خود نزدیک می‌شوند، از ترتیب اصلی به سمت ناحیه غولهای سرخ حرکت می‌کنند و پس از این فاز ، سرنوشت ستاره بستگی به جرم اولیه آن دارد. ستاره‌های با جرمهای پایینتر (کمتر از 4/1 برابر جرم خورشیدی) کوتوله‌های سفید (White dwarfs) را تشکیل می‌دهند. ستاره‌های سنگینتر سرنوشتی متفاوت و تماشایی‌تر دارند. بجای سرد شدن آرام ، آنها به صورت یک [نواخت یا [ابر نواختر منفجر می‌شوند. قلب ستاره که پس از انفجار باقی می‌ماند یا به صورت یک ستاره نوترونی (برای ستارگان با اجرام 3 - 1.4 برابر جرم خورشید یا بیشتر) ظاهر می‌گردد.




مرگ ستارگان

سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشی است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی] و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته‌ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابر نواختری در ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.

[ghazal_ak]

ستاره‌های نوترونی محتوی چگال‌ترین ماده‌ی قابل مشاهده در عالم هستند. این ستارگان جرمی بیس از جرم موجود در خورشید را در کره‌ای به اندازه‌ی یک شهر جای می‌دهند٬ بدین معنا که چند فنجان از ماده‌ی آن‌ها از کوه اورست پرجرم‌تر است. برای مطالعه‌ی این که ماده را تا چه حد می‌توان در طبیعت فشرد، اختر شناسان از این ستارگان به عنوان آزمایشگاه‌های طبیعی استفاده می‌کنند.
«سودیپ باتاچاریا»(Sudip Bhattacharyya) از مرکز فضایی گودارد ناسا و دانشگاه مریلند می‌گوید:" می‌توان ذراتی نظیر کوارک را در مرکز ستارگان نوترونی یافت ولی ایجاد آن ها در آزمایشگاه غیر ممکن است. بنا بر این تنها راه موجود برای شناخت آن‌ها ٬شناخت بهتر ستاره‌های نوترونی است."
دانشمندان در برخورد با این معما باید قطر و جرم ستاره‌های نوترونی را به دقت اندازه گیری کنند. اختر شناسان در دو مطالعه‌ی همزمان، یکی با همکاری آژانس فضایی اروپا، رصدخانه ی پرتو ایکس «اکس ام ام-نیوتن»( XMM-Newton) و دیگری رصدخانه‌ی پرتو ایکس ژاپن و ناسا، «سوزاکو»( Suzaku)، در این راه، قدم بزرگی به جلو برداشته‌اند.
تصویری هنرمندانه از ديسك داغ در حال چرخش حول ستاره‌اي نوتروني. گاز بخش درونی دیسک با سرعتي معادل چهل درصد سرعت نور در اطراف ستاره‌ي نوتروني مي‌چرخد. دانشمندان با بررسی حرکت این گاز قطر ستاره‌ی نوترونی را اندازه گیری می‌کنند.
باتاچاریا و همکارش «تاد استرومایر» (Tod Strohmayer)، با استفاده از XMM-Newton سیستم دوتایی 1X- مار ( 1Serpens X-) را رصد کردند. این سیستم شامل یک ستاره‌ی نوترونی و یک ستاره‌ی همدم است. آنها خط طیفی اتم‌های آهن داغ را مشاهده کردند که در اطراف ستاره‌ي نوتروني با سرعتی معادل ۴۰ درصد سرعت نور در حال چرخش هستند. رصد خانه‌هاي پرتو ايكس پيشين، خطوط طيفي آهن را در اطراف ستاره‌هاي نوتروني نمايان ساخته اما فاقد حساسيت لازم براي اندازه‌گيري جزييات شكل خطوط بودند.
به كمك آينه‌هاي بزرگ XMM-Newton ، باتاچاريا و استروماير دريافتند كه سرعت بسيار زياد گاز باعث پهن شدگي نامتقارن خطوط طيفي آهن شده است كه به علت اثر دوپلر و اثرات پرتو افكني پيش بيني شده در نظريه‌ي نسبيت خاص انيشتين باعث اعوجاج این خط طیفی مي‌شود. خمیدگی فضا-زمان به وسیله‌ی گرانش قوي ستاره‌ي نوتروني٬ بر طبق نظريه‌ي نسبيت عام انيشتين٬ خط طيفي آهن ستاره‌ي نوتروني را به طول موج‌هاي بزرگ‌تر انتقال مي‌دهد.
به گفته‌ی استرومایر: "ما این خطوط نامتقارن را در اطراف بسیاری از سیاه چاله‌ها مشاهده کرده‌ایم ولی این اولین مورد برای ستاره‌های نوترونی محسوب می‌شود و نشان می‌دهد که چگونگی شتاب گرفتن مواد در اطراف ستاره‌های نوترونی تفاوت بسیاری با یک سیاه چاله ندارد و این خود ابزاری جدید برای بررسی نظریه‌ي اینشتین است."
گروهی به رهبری «ادوارد ککت»(Edward Cackett) و «جان میلر»(Jon Miller) از دانشگاه میشیگان، به همراه باتاچاریا و استرومایر، از قابلیت‌های طیف سنجی بالای تلسکوپ سوزاکو برای بررسی سه ستاره‌ی نوترونی که هر یک عضوی از یک مجموعه ی دوتایی هستند٬ استفاده کردند. یکی از این سه دوتایی همان 1X- مار بود و نتایج بررسی خطوط طیفی آهن مشابهت زیادی با نتایج رصد XMM-Newton داشت. در اطراف دو سیستم دیگر نیز خطوط آهنی مشابه با 1X- مار وجود داشت.
ککت می‌گوید:" ما فقط گاز در حال چرخش بیرون سطح ستاره‌ی نوترونی را مشاهده می‌کنیم و از آنجا که بخش درونی دیسک تنها تا سطح ستاره‌ی نوترونی ادامه پیدا می‌کند، این اندازه گیری‌ها اندازه‌ی قطر ستاره ی نوترونی را به ما می‌دهد. طبق بررسی ما٬ قطر یک ستاره‌ی نوترونی نمی‌تواند بیشتر از ۲۹ تا ۳۱ کیلومتر باشد و این با روش‌های دیگر اندازه گیری مطابقت دارد." میلر می‌افزاید:" اکنون ما با مشاهده‌ی خط طیفي آهن نسبیتی در اطراف سه ستاره‌ی نوترونی، شیوه‌ی جدیدی را براي اندازه گیری قطر آن‌ها پيدا کرده‌ایم. اندازه گیری جرم و قطر ستاره‌ی نوترونی بسیار مشکل است بنابراین ما به روش‌های متعددی برای دست یابی به این هدف نیازمندیم." فیزیک‌دانان با دانستن جرم و اندازه‌ی یک ستاره ی نوترونی می‌توانند فشردگی یا معادله‌ی حالت ماده‌ی فشرده شده را درون این اشیای بیش از حد چگال توضیح دهند. اختر شناسان در استفاده‌ای دیگر از خطوط طیفی آهن صرف نظر از آزمودن نظریه نسبیت عام اینشتین، می‌توانند شرایط بخش درونی قرص برافزایشی اطراف ستاره‌ی نوترونی را بررسی کنند.


منبع: astronomy.com

[ghazal_ak]

هیچ می دانستید که بسیاری از ستارگان نیز مثل آدمها به طور خانوادگی زندگی می کنند؟! بعضی ها به صورت یک زوج خوشبخت، بعضی ها سه تایی یا حتی چهار تایی هستند! البته تجمع های گروهی هم دارند، که به آنها خوشه های ستاره ای گویند.
در یک سیستم چند تایی ستارگان به طور فیزیکی به هم مرتبط می شوند. یعنی تحت تأثیر جاذبه ی متقابل ناشی از گرانش که بین آنها وجود دارد، به هم مرتبط می شوند و دور هم می گردند. درست مثل نیروی جاذبه ای که بین ماه و زمین و یا سیارات و خورشید وجود دارد. اکثر ستاره هایی که در نزدیکی خورشید قرار دارند، دارای سیستم های چندتایی هستند. البته خورشید ما یک ستاره ی منفرد است ولی به عوض دارای یک منظومه ی سیاره ای جمع و جور و زیباست.

]

مجموعه ی چهارتایی ذوزنقه در دل سحابی جبار

ستارگان دوتایی، خود، انواع مختلف دارند که در اینجا تعدادی از آنها را معرفی می کنیم:

1. دوتایی های ظاهری: این ستارگان اصلا دوتایی نیستند! بلکه فقط دوتایی به نظر می رسند. مثلاً دو ستاره ی معروف در صورت فلکی دب اکبر وجود دارد، به نامهای «عِناق» و «سُها»، که بسیار به هم نزدیک به نظر می رسند. ولی در واقع هیچ نسبتی با هم ندارند و تنها از دید ما در یک خط دید قرار گرفته اند.

موقعیت عناق و سها در دب اکبر

عناق و سها از نزدیک

2. دوتایی های مرئی: اینها دوتایی های واقعی هستند و بوسیله ی پیوند گرانشی بینشان به دور هم می گردند. این دوتایی ها با تلسکوپ قابل رؤیت هستند. بعضی ها را مثل بتا- دجاجة با تلسکوپهای کوچک نیز می توان دید. وبعضی ها هم به تلسکوپهای قدرتمند نیاز دارند. سرعت گردش ظاهری اینها خیلی کم است و یک دوره گردش قرنها طول می کشد.

چند نمونه از ستارگان دوتایی مرئی

دوتایی بتا-دجاجة؛ زیباتری زوج آسمانی، با درخشش طلایی و فیروزه ای در صورت فلکی دجاجة

3. دوتایی های گرفتی: این دوتایی ها برعکس دوتایی های مرئی خیلی به هم نزدیک اند و با تلسکوپ نمی توان آنها را از هم تفکیک کرد. پس چگونه آنها را می بینند؟ در واقع صفحه ی گردش مداری این نوع از دوتایی ها به گونه ایست که در هر دور گردش، یکی از ستاره ها - مثل خورشید گرفتگی - جلوی دیگری را می گیرد و مانع رسیدن نور آن به ما می شود، در نتیجه ما نمی توانیم نور یکی از ستاره ها را ببینیم و نور کل، کم و زیاد می شود. ما از روی آهنگ کم و زیاد شدن نور ستاره می فهمیم که آن در حقیقت دو ستاره است، که یکی در حال گردش به دور دیگری است.

نمودار تغییر نورانیت ظاهری یک دوتایی گرفتی

4. دوتایی های طیفی: بعضی دوتایی ها بقدری به هم نزدیک اند که امکان تفکیک آنها بوسیله ی قوی ترین تلسکوپ ها هم نیست. در این زمان می توان از روش طیف سنجی استفاده کرد. بدین ترتیب که زمانی که یکی از دو ستاره در حال چرخش، به سمت ما حرکت می کند، رنگش به علت اثر دوپلر به آبی متمایل می شود، و ستاره ی دیگر در مسیر چرخش در حال دور شدن از ما است و رنگش به سمت قرمز متمایل می گردد، به اصطلاح طیفش دچار انتقال به قرمز می شود. پس از نیم دور، همین اتفاق به صورت برعکس روی می دهد.

دوتایی های گرفتی و تغییرات طیفی به علت اثر دوپلر

تألیف:

بخش نجوم - دانش و فناوری سایت تبیان