up
Search      menu
ستاره شناسی :: مقاله تولد تا مرگ ستارگان PDF
QR code - تولد تا مرگ ستارگان

تولد تا مرگ ستارگان

خورشيد و اغلب ستارگان ديگر از گاز و ماده اي گاز مانند و بسيار داغ به نام پلاسما تشکيل شده اند. با اينحال برخي از ستارگان نيز که کوتوله هاي سفيد و ستاره هاي نوتروني ناميده مي شوند ترکيبي از بسته هاي محکم اتمي يا ذرات تشکيل دهنده اتم مي باشند. اين گونه ستارگان از هر چيزي که در زمين يافت مي شود، چگالتر و متراکمترند.
ستاره ها در ابعاد گوناگوني وجود دارند. شعاع خورشيد ۶۹۵.۵۰۰ کيلومتر است. ستاره شناسان خورشيد را جزء ستارگان کوچک مي دانند چرا که ديگر انواع ستارگان بسيار از خورشيد ما بزرگترند. شعاع گونه اي از ستارگان که به آنها ستارگان ابر غول مي گويند، ۱۰۰۰برابر شعاع خورشيد است. کوچکترين نوع ستارگان، ستارگان نوتروني هستند که شعاع برخي از آنها تنها ۱۰ کيلومتر است.
در حدود ۷۵ درصد از ستارگان جزء مجموعه هاي دوتايي هستند. دوتايي يک جفت ستاره است که دو عضو آن دور يکديگر در چرخشند. خورشيد جزء اين ستارگان نيست اما نزديکترين ستاره به خورشيد که پروکسيما سنتوري (قنطورس) نام دارد جزء يک مجموعه چند ستاره ايست که آلفا سنتوري A و آلفا سنتوري B شامل آن مي شوند. فاصله خورشيد تا پروکسيما بيش از ۴۰ تريليون کيلومتر معادل ۲ ۴ سال نوريست.
ستاره ها در گروههايي به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهايي را در فاصله ۱۲ بيليون تا ۱۶ بيليون سال نوري نشان داده اند. خورشيد در کهکشان راه شيري قرار گرفته است و يکي از ۱۰۰ بيليون ستاره ايست که در آن مي باشد. در جهان بيش از ۱۰۰ بيليون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره هاي هر کدام به طور متوسط ۱۰۰ بيليون مي باشد. بنابراين بيش از ۱۰ بيليون تريليون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبي با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنيم، البته بدون کمک تلسکوپ يا دوربين دو چشمي، تنها ۳۰۰۰ ستاره خواهيم ديد.
ستارگان نيز مانند ما انسانها دوره حيات دارند. آنها متولد مي شوند، دوراني را سپري مي کنند و در نهايت مي ميرند. خورشيد حدود ۶ ۴ بيليون سال پيش متولد شد و تا بيش از ۵ بيليون سال ديگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن مي کند تا اينکه به يک غول سرخ تبديل شود. در اواخر عمر خود، لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهد و هسته باقيمانده که کوتوله سفيد خوانده مي شود، تدريجا نور خود را از دست خواهد داد تا اينکه به يک کوتوله سياه تبديل گردد.
ستاره هاي ديگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپري خواهند کرد. برخي از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمي گذارند. به جاي آن مستقيما وارد مرحله کوتوله سفيد و سپس کوتوله سياه مي شوند. درصد کمي از ستارگان نيز در پايان عمر خود دچار يک انفجار مهيب به نام ابر نواختر مي شوند.
ستارگان در شب
اگر شما شبي به آسمان نگاه کنيد متوجه خواهيد شد که به نظر مي رسد درخشش آنها کم و زياد مي شود و اصطلاحا ستاره ها چشمک مي زنند. حرکتي بسيار آهسته نيز در ستارگان آسمان ديده مي شود. اگر مکان چندين ستاره را در مدت چند ساعت دقيقا بررسي کنيد مشاهده خواهيد کرد که همه ستارگان به آرامي به دور يک نقطه کوچک در آسمان در گردشند.
چشمک زدن ستارگان و کم و زياد شدن درخشش آنها به دليل حرکت جو زمين است. نور ستارگان به صورت پرتوهاي مستقيم وارد جو مي شوند. حرکت هوا دائما مسير پرتوهاي نور را تغيير مي دهد.
● درخشش ستارگان
ميزان درخشندگي ستارگاني که نور آنها به ما مي رسد به دو عامل بستگي دارد. يک، درخشش واقعي ستاره که در اصل مقدار انرژي نورانيست که از آن متساطع مي شود. دو، فاصله ستاره از زمين. يک ستاره نزديک که کم نور است مي تواند بسيار درخشانتر از يک ستاره دور دست اما بسيار درخشان به نظر آيد. براي مثال، آلفا سنتوري A بسيار نورانيتر از ستاره ريگل (رجل الجبار) ديده مي شود. اين در حاليست که آلفا سنتوري A تنها ۱۰۰.۰۰۰ ۱ ريگل انرژي نوراني توليد مي کند در عوض فاصله آن از زمين تنها ۳۲۵ ۱ فاصله ريگل از زمين است.
● طلوع و غروب ستارگان
وقتي از نيمکره شمالي زمين به آسمان نگاه مي کنيم، ستارگان به دور نقطه اي که به آن قطب شمال سماوي مي گوئيم بر خلاف جهت عقربه هاي ساعت در چرخشند. چنانچه در نيمکره جنوبي زمين باشيم و با آسمان نظر اندازيم، ستارگان هم جهت با عقربه هاي ساعت و به دور نقطه اي که به آن قطب جنوب سماوي مي گوئيم، حرکت مي کنند. در طي روز، خورشيد نيز بر فراز آسمان،
همجهت و همسرعت با ديگر ستارگان در گردش است. اما واقعيت اين است که حرکتهايي که ما شاهد هستيم بر اثر جابجايي واقعي ستارگان روي نمي دهد، بلکه همه آنها به دليل حرکت غرب به شرق زمين حول محور خود اينچنين به نظر مي آيند. براي ناظري که بر روي زمين ايستاده، زمين ثابت و خورشيد و ديگر ستارگان در حال حرکت گردشي به نظر مي رسند.
● اسامي ستارگان
اجداد ما شاهد بودند که ستارگان مشخصي بر اساس الگوهايي شبيه به چيزهايي نظير پيکر انسان، حيوانات و يا اشياء شناخته شده، در کنار يکديگر قرار مي گيرند. بعضي از اين الگوها، که به آنها صور فلکي مي گوئيم، يادآور شخصيتهايي اسطوره اي هستند. براي مثال، صورت فلکي اريون (شکارچي) به ياد يک قهرمان اسطوره اي يوناني نامگذاري شده است.
امروزه ستاره شناسان از اين اسامي باستاني براي نامگذاري علمي ستارگان استفاده مي کنند. اتحاديه بين المللي نجوم (IAU)، مجري نامگذاري اجرام سماوي، به طور رسمي ۸۸ صورت فلکي را شناسايي کرده است. اين صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بيشتر موارد، براي نامگذاري درخشانترين ستاره در هر صورت فلکي از حرف آلفا (نخستين حرف در الفباي يوناني) در قسمتي از نام علمي آن استفاده مي شود. براي نمونه، نام علمي ستاره وگا، درخشانترين ستاره در صورت فلکي ليرا، آلفاي ليرا است.
حرف بتا به دومين ستاره درخشان در هر صورت فلکي اختصاص دارد و گاما براي سومين ستاره درخشان صور فلکي به کار مي رود. به همين شکل در نامگذاري ۲۴ ستاره درخشان در هر صورت فلکي از ۲۴ حرف زبان يوناني استفاده مي شود. با تمام شدن ۲۴ حرف، اعداد به کار گرفته مي شوند.
به دليل طولاني شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سيستم جديدي براي نامگذاري ستارگاني که کشف مي شوند، استفاده مي کند. اغلب اسامي جديد تشکيل شده از حروف اختصاري به همراه گروهي از نشانه ها مي باشند. حروف اختصاري، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتي درباره ستاره بيان مي کند. براي مثال، ستاره PSR J۱۳۰۲-۶۳۵۰ يک تپ اختر است، از آنجا که حرف اختصاري PSR در نام آن وجود دارد. اعداد ۱۳۰۲ و ۶۳۵۰ بيانگر موقعيت و مکان اين ستاره (بعد و ميل آن) در آسمان مي باشند. حرف J مبين آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گيري J۲۰۰۰ اعلام شده است.
مشخصات ستارگان
هر ستاره داراي پنج مشخصه بارز است.
۱) درخشندگي، که ستاره شناسان آن را در واحدي به نام قدر مي سنجند.
۲) رنگ.
۳) دماي سطح.
۴) اندازه ستاره.
۵) جرم. همه اين مشخصات به طور پيچيده اي با هم در ارتباطند.
رنگ ستاره بيانگر دماي سطح است و درخشندگي آن به دماي سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص مي کند که ستاره اي با اندازه مشخص چقدر مي تواند انرژي توليد کند بنابراين بر دماي سطح تاثير گذار است. براي اينکه اين ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداري به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده مي کنند. اين نمودار به ياد ستاره شناس دانمارکي هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنري نوريس راسل (Henry Norris Russell) از ايالات متحده که به طور جداگانه کار مي کردند و در سال ۱۹۱۰ آن را ابداع کردند، نامگذاري شد. اين نمودار همچنين مي تواند به ستاره شناسان در فهم و توضيح چرخه زندگي ستارگان کمک کند.
● قدر و تابندگي ستاره
قدر ستاره يک سيستم شماره گذاري براي تعيين ميزان درخشندگي ستارگان است و توسط ستاره شناس يوناني، هيپارکوس، در سال ۱۲۵ قبل از ميلاد ابداع شد. هيپارکوس گروهي از ستارگان را بر اساس ميزان درخشندگي آنها که از زمين به چشم مي خورد، شماره گذاري کرد. او شماره ۱ را به درخشانترين ستارگان اختصاص داد. شماره ۲ از آن ستارگان با درخشندگي کمتر از ستارگان قدر ۱ شد. و به همين ترتيب به قدر ۶رسيد که آنها کم نورترين ستارگان آسمان بودند.
امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمين رويت مي شود، قدر ظاهري مي گويند. آنها سيستم هيپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگي واقعي ستارگان، چيزي که قدر مطلق ستاره ناميده مي شود، را نيز با آن بيان کنند. بر اساس دلايل فني، قدر مطلق يک ستاره برابر است با قدر ظاهري آن، براي ناظري که در فاصله ۶ ۳۲ سال نوري از ستاره قرار دارد.
ستاره شناسان همچنين سيستم اندازه گذاري قدر را براي ستارگان پرنورتر از قدر ۱ و ستارگان کم نورتر از قدر ۶، توسعه دادند. ستاره اي که از ستارگان قدر ۱ پرنورتر است، قدر آن کمتر از ۱ مي باشد. براي مثال، قدر ظاهري ستاره ريگل (رجل الجبار) ۱۲ ۰ است. قدر ستارگان بسيار نورانيتر، از صفر نيز کمتر مي باشد و شامل اعداد منفي مي شود. درخشانترين ستاره آسمان سيريوس (شباهنگ) است و قدر ظاهري آن ۴۶ ۱- است. قدر مطلق ستاره ريگل ۱ ۸- است. بر اساس شناختي که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هيچ ستاره اي نمي تواند داراي قدر مطلق درخشانتر از ۸- باشد. از طرف ديگر، کم نور ترين ستارگاني که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند، قدر ظاهري معادل ۲۸ دارند.
بر اساس تئوري قدر مطلق هيچ ستاره اي نمي تواند کمتر از ۱۶ باشد.
تابندگي يک ستاره برابر است با مقدار انرژي که ستاره منتشر مي کند. اصطلاحا به اين مقدار انتشار، قدرت ستاره مي گويند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گيري مي کنند. براي مثال قدرت خورشيد ۴۰۰ تريليون تريليون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمي سنجند. در عوض آنها ميزان تابندگي را بر اساس ميزان تابندگي خورشيد اندازه گيري مي کنند. براي نمونه آنها مي گويند که تابندگي آلفاي سنتوري (قنطورس) ۳ ۱ برابر تابندگي خورشيد و تابندگي ريگل حدودا ۱۵۰.۰۰۰ برابر تابندگي خورشيد است.
تابندگي به روش ساده اي با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. ۵ واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با يک فاکتور از ۱۰۰ در دستگاه تابندگي. بنابراين ستاره اي با قدر مطلق ۲، نسبت به ستاره اي باقدر مطلق ۷، ۱۰۰ بار تابناکتر است. ستاره اي با قدر مطلق ۳- ، ۱۰۰ بار از ستاره اي با قدر مطلق ۲ و ۱۰.۰۰۰ بار از ستاره اي با قدر مطلق ۷ تابناکتر است.
● رنگ و دما
اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنيد، حتي بدون تلسکوپ يا دوربين دو چشمي، خواهيد ديد که رنگ ستارگان يا تقريبا قرمز، يا تقريبا زرد و يا تقريبا آبيست. براي مثال، ستاره بيتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلکي شکارچي يا جبار، قرمز رنگ به نظر مي رسد. ستاره پولوکس (Pollux)، مانند خورشيد، زرد رنگ است و ستاره ريگل، تقريبا آبي به نظر مي آيد.
رنگ يک ستاره به دماي سطحي آن بستگي دارد. ستاره شناسان دماي ستارگان را با واحد اندازه گيري کلوين (kelvin) با علامت اختصاري K مي سنجند. واحد کلوين از ۱۵ ۲۷۳- درجه سانتيگراد آغاز مي شود. بنابراين دماي صفر کلوين برابر است با ۱۵ ۲۷۳- درجه سانتيگراد و دماي صفر درجه سانتيگراد برابر است با ۱۵ ۲۷۳ کلوين.
دماي سطحي ستارگان قرمز تيره تقريبا ۲۵۰۰K مي باشد. دماي سطحي ستارگان قرمز روشن، حدود ۳۵۰۰K است. دماي سطحي خورشيد و ديگر ستارگان زرد رنگ در حدود ۵۵۰۰K است. و در آخر دماي سطحي ستارگان آبي رنگ بين ۱۰.۰۰۰K تا ۵۰.۰۰۰K مي باشد.
گرچه ستارگان با چشم غير مسلح، تک رنگ به نظر مي آيند اما در واقع آنها طيفي از رنگها را منتشر مي نمايند. شما مي توانيد به کمک يک منشور مشاهده کنيد که نور خورشيد، به عنوان يک ستاره زرد، از رنگهاي بسياري تشکيل شده است. طيف مرئي شامل همه رنگهاي رنگين کمان مي باشد. اين رنگها از قرمز (که توسط ضعيفترين فوتونها ايجاد مي شود) تا بنفش (که توسط قويترين فوتونها ايجاد مي شود) هستند.
نور مرئي يکي از شش پرتوي طبقه بندي شده در رده پرتوهاي الکترومغناطيس است. اين پرتوها از کم انرژي ترين آنها به ترتيب عبارتند از امواج راديويي (مايکروويو يا موج ريز، پرتوهاي راديويي با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهي جدا پس از امواج راديويي مورد مطالعه قرار مي گيرند اما در اين مقاله آنها در گروه امواج راديويي نام برده مي شوند.م.)، پرتوهاي فروسرخ، نور مرئي، پرتوهاي فرابنفش، اشعه ايکس ري و پرتوي گاما. همه اين شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر مي شوند، البته بعضي از ستارگان همه شش پرتوي مذکور را متساطع نمي نمايند. ترکيبي از همه اين شش گروه را طيف الکترومغناطيس مي نامند.
● ابعاد
ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشيد مي سنجند. آلفا سنتوري A شعاعي معادل ۰۵ ۱ برابر شعاع خورشيد دارد و تقريبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ريگل بيش از ۷۸ برابر شعاع خورشيد است و شعاع ستاره آنتارس ۷۷۶ برابر شعاع خورشيد مي باشد.
ابعاد و دماي سطح ستاره، درخشندگي آن را معين مي کند. دو ستاره را در نظر بگيريد که دماي سطح يکسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در اين شرايط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با دماي سطح يکسان را مقايسه کنيد، نخست، بايد شعاع ستاره بزرگتر را تقسيم بر شعاع ستاره کوچکتر نمائيد و سپس مربع عدد حاصل را به دست آوريد (حاصل تقسيم به توان ۲).
حال دو ستاره را با شعاع برابر ولي دماي سطح (بر حسب کلوين) متفاوت تجسم کنيد. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن ۱۶ برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دماي آن به توان ۴ است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را که دماي مختلف دارند مقايسه کنيد، دماي ستاره گرمتر را بر دماي ستاره سردتر تقسيم کرده و حاصل اين تقسيم را به توان ۴ برسانيد.
● جرم
ستاره شناسان جرم ستارگان را نيز بر اساس جرم خورشيد اندازه گيري مي کنند. براي مثال آلفا سنتوري Aجرمي معادل ۰۸ ۱ جرم خورشيد دارد، جرم ريگل ۵ ۳ برابر جرم خورشيد است. جرم خورشيد معادل دو ميليون ميليون ميليون ميليون ميليون کيلوگرم يعني ۲ به همراه سي عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما داراي ابعاد برابر نيستند. در واقع چگالي ستارگان نسبت به هم متفاوت است. براي نمونه، ميانگين چگالي خورشيد ۱۴۰۰ کيلوگرم در هر متر مکعب است، يعني تقريبا ۱۴۰ درصد چگالي آب. شباهنگ B جرمي حدودا معادل جرم خورشيد دارد اما چگالي آن ۹۰.۰۰۰ برابر چگالي خورشيد است.
● طبقه بندي درخشندگي
نقاطي که در بالاي نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نوراني و نقاط پائين نمودار نشانگر ستارگان کم نور مي باشند. در سال ۱۹۳۰ ستاره شناس آمريکايي ويليام مورگان (William W. Morgan) و فيليپ کينان (Philip C. Keenan) چيزي را بداع کردند که سيستم طبقه بندي درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال ۱۹۷۸ اين سيستم را اصلاح کرده و گسترش دادند. در اين سيستم، اعداد کوچک به بزرگترين و درخشان ترين رده ها اطلاق مي گردد. رده هاي MK عبارتند از: la ، ابرغولهاي درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهاي درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهاي کوچک و V، ستارگان رشته اصلي يا کوتوله ها.
● رده هاي طيفي
نقاطي که در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعکس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد مي باشند. در سيستم MK هشت رده طيفي وجود دارد که هر کدام بيانگر ميزان مشخصي از دماي سطحي ستاره مي باشند. اين طبقه بندي از داغترين به سردترين ستارگان به ترتيب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طيفي به نوبه خود از ده نوع طيفي تشکيل مي شود که اين ده نوع با اعداد مشخص مي گردند. شماره مربوط به داغترين ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترين ستاره عدد نه است.
بنابر آنچه گفته شد علائم سيستم MK ترکيبي از حروف براي بيان درخشندگي و اعداد براي بيان طيف هر ستاره مي باشد. براي مثال نام خورشيد در اين سيستم G۲V است. نام آلفا سنتوري نيز G۲V مي باشد و نام ستاره ريگل B۸la است.
● گدازش ستارگان
انرژي مهيب ستارگان در فرايندي به نام گدازش هسته اي ايجاد مي شود. اين فرايند زماني آغاز مي شود که دماي هسته ستاره در حال شکل گيري به ۱ ميليون K برسد. يک ستاره از دل يک ابر بسيار بزرگ که به آرامي در چرخش است و تقريبا به طور کامل از عناصر شيميايي هيدروژن و هليوم تشکيل شده است، به دنيا مي آيد. اين ابر همچنين ممکن است حاوي اتمهاي ديگر عناصر و غباري از ذرات ميکروسکوپي باشد.
به اقتضاي نيروي گرانش، اين ابر شروع به منقبض شدن مي کند و در نتيجه کوچکتر مي شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بيشتر مي شود درست همانطور که سرعت يک اسکيت باز که بر روي يخ به دور خود در حال چرخيدن است، با جمع کردن بازوانش بيشتر و برعکس با باز کردن بازوان کمتر مي شود. لايه هاي خارجي ابر يک ديسک چرخان را ايجاد مي کنند. لايه هاي داخلي به شکل يک توده کروي که همچنان در حال انقباض است تبديل مي شوند.
ماده در حال انقباض گرمتر مي شود و فشار آن نيز بيشتر مي گردد. اين فشار تمايل زيادي به خنثي کردن نيروي گرانشي که عامل انقباض است، دارد. در نهايت، سرعت انقباض بسيار کاهش پيدا مي کند. در قسمت داخلي توده در اين هنگام جنين ستاره يا پيش ستاره به وجود مي آيد. پيش ستاره يک جرم توپي است که نه ديگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پيرامون پيش ستاره پوسته اي از گاز و غبار است که لايه هاي بيروني توده نخستين مي باشند.
● ترکيب هسته اي
هنگاميکه دماي مرکز پيش ستاره به اندازه کافي زياد شد، گدازش هسته اي آغاز مي شود. گدازش هسته اي ترکيب دو هسته اتمي و تشکيل يک هسته بزرگتر است.
يک اتم کامل داراي پوسته اي خارجي متشکل از يک يا چند ذره به نام الکترون است که بار الکتريکي منفي حمل مي کند. در درون و مرکز اتم، هسته آن وجود دارد که تقريبا همه جرم اتم را شامل مي شود. ساده ترين هسته که رايجترين شکل عنصر هيدروژن در عالم مي باشد، متشکل از يک ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الکتريکي حمل مي کند. همه هسته هاي ديگر داراي يک يا چند پروتون و يک يا چند نوترونند. نوترون هيچ بار الکتريکي حمل نمي نمايد و يک ذره خنثي است در نتيجه هسته همه اتمها، بار مثبت الکتريکي دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهاي موجود در هسته داراي الکترون مي باشند در نتيجه يک اتم کامل، خنثي است.
در هر صورت، تحت دما و فشار بسيار بسيار شديد مرکز پيش ستاره، اتمها الکترونهاي خود را از دست مي دهند. به اتمهاي الکترون از دست داده، يون مي گويند و به ترکيبي از الکترونهاي آزاد و يونها، پلاسما مي گويند.
گفتيم که در درون پيش ستاره، اتمها همه الکترونهاي خود را از دست مي دهند و هسته هاي لخت با سرعت بسيار زيادي به يکديگر مي رسند. در شرايط عادي، موادي که داراي بار الکتريکي يکسانند، يکديگر را دفع مي کنند با اينحال اگر دما و فشار در درون پيش ستاره به اندازه کافي زياد شود، مي تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت مي گيرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح سوختن به جاي گدازش استفاده مي کنند اما بايد توجه داشت که گدازش هسته اي، چيزي کاملا متفاوت با اشتعال در معناي عام آن است.
● تبديل جرم به انرژي
وقتي دو هسته اتمي با هم ترکيب شوند، مقدار کمي از جرم آنها به انرژي تبديل مي شود؛ بنابراين جرم هسته جديد، از حاصلجمع جرم دو هسته اي که با هم ترکيب شدند کمتر است. آلبرت اينشتين رابطه جرم و انرژي را کشف کرده و آن را در قالب معادله E=mc۲ بيان کرد. اين معادله بيانگر مقدار انرژي آزاد شده از ترکيب ذرات است. E به معناي انرژي، m به معناي مقدار جرم و c سرعت نور است.
سرعت نور برابر است با ۲۹۹.۷۹۲ کيلومتر در ثانيه. اين مقدار واقعا عدد بزرگي است و چنانچه آنرا در معادله بگذاريم متوجه مي شويم که با گداختن جرم بسيار کمي از ماده، مي توان انرژي مهيبي به دست آورد. براي مثال با سوخت هسته اي کامل ۱ گرم ماده، ۹۰ تريليون ژول انرژي به دست مي آيد. اين مقدار انرژي تقريبا برابر است با انرژي آزاد شده در انفجار ۲۰.۰۰۰ تن TNT. انرژي بمب هسته اي آمريکا که در سال ۱۹۴۵، در جريان جنگ جهاني دوم ، به هيروشيماي ژاپن اصابت کرد معادل انفجار ۱۲.۰۰۰ تن TNT بود.
● نابودي هسته هاي سبک
در مرکز پيش ستاره، هنگاميکه دما به ۱ ميليون K مي رسد، گدازش هسته آغاز مي شود. شروع اين گدازش باعث تغيير و از ميان رفتن هسته هاي سبک مي شود. از جمله هسته ليتيوم ۷، که شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرايندي که اين هسته شرکت دارد، يک هسته هيدروژن با آن ترکيب شده و هسته ليتيوم ۷ را به دو قسمت تقسيم مي کند. هر قسمت شامل يک هسته هليوم ۴ (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هليوم ۴، ذره آلفا نيز گفته مي شود.
● گدازش هيدروژن
پس از نابودي هسته هاي سبک، پيش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه مي دهد. در نهايت، دماي هسته به حدود ۱۰ ميليون K مي رسد و در اين هنگام سوختن هيدروژن آغاز مي شود. با شروع گدازش هيدروژن، پيش ستاره به يک ستاره تبديل مي گردد.
در گدازش هيدروژن، چهار هسته هيدروژن با هم ترکيب شده و يک هسته هليوم ۴ را به وجود مي آورند. دو شکل کلي براي انجام اين عمل وجود دارد. ۱) واکنش پروتون-پروتون (P-P). ۲) چرخه کربن-نيتروژن-اکسيژن (CNO).

هر گاه واکنشهاي هسته اي هسته ستاره متوقف شوند، ستاره به مرحله مرگ وارد و ساختارش ناپايدار مي شود. ستاره اي با جرم نسبتاً کم در طي ميلياردها سال، آهسته ...

براي بدست آوردن دماي يک ستاره ما به طيفي که از آن ستاره به دست مي آيد نياز داريم. البته دمايي که ما مي خواهيم بدست بياوريم مربوط به سطح آن است نه داخل ...

براي بدست آوردن دماي يک ستاره ما به طيفي که از آن ستاره به دست مي آيد نياز داريم. ● توجه: دمايي که ما مي خواهيم بدست بياوريم مربوط به سطح آن است نه دا ...

يکي از جنجالي ترين موضوعات علم پزشکي که در دهه هاي اخير مطرح شده و بحث هاي زيادي را به دنبال داشته است، مسئله مرگ مغزي است. شايد در نگاه نخست اين مسئل ...

اگر در شب پر ستاره در فضاي آزاد قرار بگيريد متوجه خواهيد شد که ستارگان تغيير مکان مي دهند. اگر به مدت چند دققه به ستاره يا گروه ستارگان خاصي از نزديک ...

نزديک ترين ستاره به ما بعد از خورشيد «پروکسيما- قنطورس» نام دارد که در فاصله يي برابر ۲ ۴ سال نوري از ما واقع شده است. اما ميلياردها ستاره يي که در که ...

و السماء و الطارق(۱) وما ادراک ما الطارق(۲) النجم الثاقب(۳) قسم به آسمان، و قسم به طارق آن. و تو چه مي داني طارق آسمان چيست! وطارق همان ستاره درخشان ا ...

در منظومه شمسي اگر مشتري جرمي بيشتر از جرم کنوني داشت، آنگاه همجوشي هسته يي همانند آنچه هر لحظه در خورشيد رخ مي دهد درون مشتري به راه مي افتاد و اين س ...

دانلود نسخه PDF - تولد تا مرگ ستارگان