زندگي ستاره به 6دوره تقسيم ميشود

[omarekhayam]

به درستي مي‌توان مي‌توان زندگي يك ستاره را به شش دوره تقسيم كرد :
الف) تولد (تراكم موضعي سحابي)
ب) نوباوگي (مرحله‌ي انقباض)
ج) بلوغ (رشته‌ي اصلي)
د) سنين بالا (غول سرخ)
ه) باز هم بالاتر (متغييرها)
و) مراحل آخرين (كوتوله‌هاي سفيد، ستاره‌هاي نوتروني، سياه چاله‌ها)
تاريخ زندگي يك ستاره تا حد زيادي به جرم آن بستگي دارد. عمر احتمالي آن نيز همين طور به جرم آن بستگي دارد. عمر احتمالي ستارگان از چندين ميليون سال (در مورد ستارگان پر جرم) تا چندين بيليون سال (براي ستارگان كم جرم) تغيير مي‌كند.
مي‌بينيم كه جرم‌هاي ستارگان آسمان متفاوت است و آنها كه جرم‌شان يكي است در مراح متفاوت تكامل هستند. برخي، به معني نجومي آن، تازه زاده شده‌اند، بعضي ديگر در عنفوان جواني خود هستند، و عده‌اي ديگر نيز ايام زوال خور را سپري مي‌كنند. اگر اين مراحل را تركيب كنيم، ممكن است به مجموعه‌ي تصاوير كم و بيش كاملي براي همه‌ي ستارگان دست يابيم.
مانند همه‌ي نظريات تكاملي، بايد درباره‌ي نقطه‌ي آغار فرضي بكنيم. نقطه‌ي آغاز ما سحابي‌اي است در فضاي ميان ـ ستاره‌اي. چگالي متوسط ماده در سحابي چندين هزار اتم در سانتيمتر مكعب است. دما فقط چند درجه بالاتر از صفر مطلق است، فرضاً 3 كلوين است.
در آغاز، يعني وقتي كه نخستين نسل ستارگان پديد آمد، سحابي‌ها فقط مركب از هيدروژن و هليوم (عمدتاً هيدروژن به اضافه‌ي درصد كمي هليوم) بودند.
نود و چند عنصر طبيعي ديگر در هسته‌ي ستارگان پرجرم بسيار سوزان به وجود آمدند. اين عناصر در پي فوران‌هاي نواختري و انفجارهاي فاجعه آميز ابرنواختري از هسته‌ي ستارگان به سحابي راه يافتند.
ستارگان نسل‌هاي بعدي علاوه بر هيدروژن و هليوم شامل درصد بسيار كمي از همه (يا تقريباً همه‌ي) عناصر طبيعي ديگر مي‌شدند.
تولد
حركت‌هاي جزيي در داخل سحابي موجب تراكم‌هاي موضعي ماده مي‌شود. نيروهاي گرانشي كمك بزرگي به تجمع ماده در اين نواحي متراكم مي‌كنند و توده‌ي مجزايي از ماده را، كه پيش ـ ستاره ناميده مي‌شود، پديد مي‌آورند كه احتمالاً 10 به توان 27 (يك بيليون بيليون بيليون) تن جرم دارد.
جرم‌هايي كه از رقم فوق خيلي كمتر باشند، به قدر كافي اثر گرانشي ندارند كه واحدي مجزا شوند. جرم‌هاي بسيار بزرگ‌تر ناپايدار شده به چندين ستاره‌ي كوچك تفكيك مي‌شوند.
به اين ترتيب ستاره‌اي زاده مي‌شود. نخستين ستاره‌ها، شايد 10 بيليون سال پيش تشكيل شدند. و تازه‌ترين‌شان هم اكنون در حال پيدايش هستند. ترديدي در اين نيست كه اين فرآيند ادامه مي‌يابد و ستارگان پيوسته زاده مي‌شوند.
ستاره در هنگام تولد به قدري سرد است كه نور مرئي گسيل نمي‌كند. گسيل امواج با طول موج راديويي بسيار محتمل‌تر است.
نوباوگي
جرم عظيم ماده‌ي سحابي، تحت تاثير جاذبه‌ي گرانشي خود منقبض مي‌شود و به اين ترتيب انرژي پتانسيل مكانيكي را به گرما تبديل مي‌كند. گسيل اشعه‌ي اصلي از امواج راديويي به امواج فروسرخ تغيير مي‌يابد. شئ را در اين حالت ستاره‌ي فروسرخ نامند.
اين جريان انقباض و گرم شدن به سرعت (در مقياس نجومي) و در دوره‌اي حدود 30 ميليون سال صورت مي‌پذيرد و از سه مرحله‌ي اصلي تشكيل شده است :
الف) وسعت جرم بزرگي كه در آغاز در حدود تريليون‌ها كيلومتر بود به چند صد ميليون كيلومتر كاهش پيدا مي‌كند.
ب) فشار در مركز از (تقريباً) صفر به چندين هزار ميليون جو (اتمسفر)، افزايش مي‌يابد.
ج) دماي قسمت مركزي از چند درجه‌ي مطلق به حدود 20 ميليون درجه‌ي مطلق مي‌رسد. كه براي شروع تبديل گرما ـ هسته‌اي هيدروژن به هليوم كفايت مي‌كند.
حال ديگر نوباوگي ستاره سپري شده و ستاره به دوران بلوغ پاگذاشته است. به اصطلاح علمي، ستاره به خط رشته‌ي اصلي در نمودار هرتسپرونگ ـ راسل رسيده است.
زمان لازم براي گذار از تولد به بلوغ عملاً بسته به جرم ستاره است. ستارگان پر جرم به سرعت متحول مي‌شوند و ممكن است پس از چند صد هزار سال به مرحله ي بلوغ برسند، در حالي كه براي ستارگان كم جرم‌تر ممكن است زمان طولاني‌تري از 30 ميليون سال سپري گردد تا ستارگاني از رشته‌ي اصلي شوند.
طبيعي است كه ستارگان پرجرم‌تر در نقطه‌ي بالاتري از ستارگان كم جرم به خط رشته‌ي اصلي مي‌پيوندند زيرا بسيار درخشنده‌تر از ستارگان كم جرم‌تر هستند.
بلوغ (ستارگان رشته‌ي اصلي)
هر چند كه تا اين مرحله، گرانش، تنها چشمه‌ي انرژي بوده است، پايان دوره‌ي نوباوگي را ظهور چشمه‌ي جديدي مشخص مي‌كند : انرژي حاصل از واكنش‌هاي گرما ـ هسته‌اي.
انرژي هسته‌اي ستارگان، مطابق فرمول تبديل جرم به انرژي انيشتين (E= mc^2) توليد مي‌شود. در اين رابطه m بر حسب گرم، c (سرعت نور) بر حسب سانتي‌متر در ثانيه و E بر حسب ارگ خواهد بود.
در اين فرمول جرم در واقع تفاضل جرم‌ها است، يعني تفاضل ميان مجموع جرم‌هاي اتم‌هاي سبكي كه به واكنش مي‌پردازند و جرم اتم‌هاي سنگين‌تري كه از واكنش نتيجه مي‌شوند.
هر گاه 4 اتم هيدروژن در دماهاي زياد و در حوالي مركز ستاره با هم تركيب شوند (فرآيند يا گذار گرما ـ هسته‌اي) و يك اتم هليوم را به وجود آوردند، كاهش جرم عبارت است از :
گرم (24-)^10* 673/1 * 4 = (جرم اتم هيدروژن) * 4
گرم (24-) ^10* 692/6 =
(جرم اتم هليوم) گرم (24-)^10 * 644/6 - گرم (24-) ^10* 692/6
= گرم (24-)^10* 05/0
جرم گمشده به انرژي تبديل شده است :
2^(10^10*3)* (24-)^10*05/0 = E = mc^2
ارگ (5-)^10*4=
بنابر اين در خورشيد يا هر ستاره ي ديگر هر بار كه 4 اتم هيدروژن با هم مي‌گدازند و يك اتم هليوم را به وجود مي‌آورند، (5-)^10*4 ارگ انرژي توليد مي شود.
خورشيد در هر ثانيه در حدود 23^10*4 ارگ انرژي به فضا گسيل مي‌كند. براي توليد اين مقدار عظيم انرژي در هر ثانيه خورشيد در هسته‌ي خود 700000 ميليون كيلوگرم هيدروژن را به مصرف مي‌رساند و 695000 ميليون گرم هليوم توليد مي‌كند.
گر چه اين اعداد خود بسيار بزرگ هستند، ولي جز كسر بسيار كوچكي از جرم هيدروژن موجود به شمار نمي‌آيند. از اين رو خورشيد به احتمال زياد چندين بيليون سال ديگر نيز همچنان خواهد درخشيد.
علم به دو فرآيند براي گذار هيدروژن به هليوم پي برده است. يكي به سيكل پروتون ـ پروتون موسوم است و ديگري به سيكل كربن.
در فرآيند پروتون ـ پروتون چندين مرحله وجود دارد :
الف) دو اتم هيدروژن با هم تركيب مي‌شوند و ايزوتوپي از هيدروژن را كه دوتريوم نام دارد، به وجود مي‌آورند.
ب) دوتريوم يك اتم هيدروژن ديگر به خود مي‌گيرد و ايزوتوپ سبك هليوم را تشكيل مي‌دهد.
ج) دو اتم هليوم سبك، اتم هليوم نهايي را به وجود مي‌آورند.
سيكل كربن اندكي پيچيده‌تر است. در اين واكنش‌ها كربن، نيتروژن و اكسيزن متناوباً ظاهر مي‌شوند و از بين مي‌روند. اثر كلي شش واكنش هسته‌اي متمايز آن است كه مانند مورد پروتون ـ پروتون، چهار اتم هيدروژن با هم مي‌گدازند و يك اتم هليوم را پديد مي‌آورند. و همان مقدار نرژي نيز رها مي‌گردد.
احتمالاً واكنش پروتون ـ پروتون، واكنش غالب در ستارگاني نظير خورشيد است كه هسته‌ي آن نسبتاً سرد است. حداقل دماي لازم براي انجام اين واكنش 6^10 كلوين است.
در ستارگاني كه پرجرم‌تر از خورشيدند، با حداقل دماي 7^10 كلوين سيكل كربن فرياند اصلي است.
قسمت عمده‌ي عمر ستاره در اين مرحله سپري مي‌شود. طي ميليون‌ها سال (براي ستاره‌اي كم جرم‌تر) كه مي‌گذرد ستاره فقط به اندازه‌ي يك قدر روي نمودار هرتسپرونگ ـ راسل بالا مي‌رود.
سنين بالا (غول‌هاي سرخ)
وقتي هيدروژن هسته‌ي ستاره تمام مي‌شود، ستاره باز به چشمه‌ي ديگر انرژي، يعني گرانش روي مي‌آورد. هسته شروع به انقباض مي‌كند و داغ‌تر مي‌شود. در نتيجه سه چيز روي مي‌دهد :
الف) دما در بيرون قسمت مركزي به اندازه‌اي مي شود كه گداز هيدروژن به هليوم در آنجا امكان پذير مي‌گردد.
ب) لايه‌هاي خارجي ستاره منبسط مي‌شوند و ستاره تبديل به غول مي‌شود.
ج) دماي سطحي ستاره كاهش مي‌يابد و ستاره، بسته به جرمش، غول يا ابر غول سرخ مي‌شود. هر ستاره رشته‌ي اصليِ مسني كه تا 3 برابر جرم خورشيدي جرم دارد، به غول سرخ تكامل مي‌يابدهر چقدر جرم ستاره بيشتر باشد، دما و فشار هسته‌اش بيشتر است. در همين حال هسته آن قدر گرم مي‌شود كه هليوم براي تشكيل كربن گداخته مي‌شود. هنگامي كه تمام هليوم گداخته شود، لايه هاي بيروني جدا شده و سحابي سياره‌اي (پوسته‌ي منبسط شونده‌ي گازي) را تشكيل مي‌دهند و هسته براي تشكيل يك كوتوله‌ي سفيد در حال مرگ متلاشي مي‌شود.
بدين ترتيب واكنش‌هاي هسته‌اي متنوع‌تري نسبت به ستارگان كم جرم در آن اتفاق مي‌افتد. ستارگان پر جرم‌تر، سريع‌تر سوخت هسته‌شان را مصرف مي‌كنند و بنابر اين جوان‌تر مي‌ميرند.
براي ستاره‌اي چون خورشيد، اين جريان ممكن است بيليون‌ها سال دوام آورد. در اين مرحله شعاع آن ممكن است پنجاه برابر شود و دماي سطحي تا حدود 3000 كلوين كاهش پيدا كند.
باز هم بالاتر (متغييرها)
هسته‌ي هليومي ستاره، همزمان با انبساط قسمت‌هاي خارجي، منقبض مي‌شود و دمايش افزايش مي‌يابد. در دماي 100 ميليون درجه واكنش جديدي آغاز مي‌گردد و بار ديگر مسير تكامل عوض مي‌شود.
در اين دما 3 اتم هليوم با يكديگر تركيب مي‌شوند و يك اتم كربن را مي سازند. بعدها بار ديگر ستاره به چشمه‌هاي گرانش خود روي مي‌آورد و باز هم كوچكتر و كوچكتر مي‌شود.
مدتي بعد، هنگامي كه ستاره از نوار ناپايداري مي‌گذرد، به تپيدن آغاز مي‌كند و متغييري قيفاووسي (ستاره‌اي كه كه روشني آن به طور متناوب تغيير مي‌كند.) مي‌شود. سپس در انفجاري بزرگ به نام ابرنواختر فوران مي‌كند. هسته‌ي باقيمانده، كوتوله‌ي سفيد، ستاره‌ي نوتروني يا حفره‌ي سياه را تشكيل مي‌دهد. و بالاخره، بسته به جرمي كه دارد، يكي از سه واقعه‌ي زير روي مي‌دهد :
الف) اگر جرم ستاره كمتر از 2/1 برابر جرم خورشيد باشد، ستاره به كوتوله‌ي سفيد تبديل مي‌شود.
ب) اگر ستاره اندكي سنگين‌تر از رقم 2/1 باشد، بخشي از جرمش را به دور مي‌افكند و نواختر مي‌شود يا بخش‌هاي كوچكي از جرم خود را به دفعات متوالي به دور مي‌افكند و نواختر بازآيند مي‌شود. سرانجام ستاره به كوتوله‌اي سفيد تبديل خواهد شد.
ج) اگر جرم ستاره بسيار بيش از 2/1 برابر جرم خورشيد باشد، ستاره بخشي بزرگي از جرم خود را به فضا پرتاب خواهد كرد و به اين طريق موجب پيدايش يك سحابي ابرنواختري و نيز، بسته به مقدار جرمي كه منقبض مي‌شود، يك كوتوله‌ي سفيد، يك ستاره‌ي نوتروني يا يك چاله‌ي سياه، خواهد شد.
مراحل آخرين
كوتوله‌ي سفيد : وقتي كه غول سرخي مي‌ميرد، جرمش 90 درصد كاهش مي‌يابد و بعد به دور هسته متلاشي شونده‌اش يك سحابي سياره‌اي تشكيل مي‌دهد. با كوچك شدن هسته، ماده‌اش بيش‌تر از آنچه كه مواد در زمين فشرده مي‌شوند، متراكم مي‌شود. در زماني خاص، ماده‌ي هسته در برابر فشردگي بيشتر مقاومت مي‌كند. حالا ديگر هسته به كوتوله‌اي سفيد با حداقل 4/1 جرم خورشيدي و حجمي معادل حجم زمين تبديل شده است. كوتوله‌هاي سفيد آن قدر متراكم‌اند كه تنها يك قاشق چايخوري ماده‌شان 4/1 تن وزن دارد.
براي آنكه ستاره تبديل به كوتوله‌ي سفيد بشود، رويدادهاي زير بايد صورت بپذيرد :
الف) همه‌ي انرژي گرما ـ هسته‌ايي كه در دسترس ستاره‌ي اصلي بود، كاملاً به مصرف برسد.
ب) هسته‌هاي اتمي تا حد ممكن متراكم شوند تا انرژي گرانشي بيشتري قابل حصول نباشد.
ج) الكترون‌هاي آزاد نمي‌توانند انرژي‌اي فراهم آورند، تنها منبع به جاي مانده‌ي انرژي حركت تصادفي (گرمايي) هسته‌ها است.
حرك هسته‌هاي مثبت اندك اندك كند مي‌شود و انرژي جنبشي تنها چشمه‌ي گرما و نور كوتوله‌ي سفيد است. سرانجام اين چشمه نيز از ميان خوهد رفت.
پس از چند بيليون سال، ديگر نوري ساطع نخواهد شد. رابطه‌ي بصري آن با زمين قطع خواهد شد. تنها با جاذبه‌ي گرانشي خود است كه ستاره‌ي در حال احتضار از وجود خبر مي‌دهد، يعني تنها با اختلالي كه در مسير ستاره‌اي ديگر پديد مي‌آورد است كه ما از وجود شئ‌اي آگاه مي‌شويم كه زماني، براي بيليون‌ها سال مي‌درخشيده است.
ستارگان كوتوله‌ي سفيد آن قدر كوچك و كم نورند كه حتي با قوي‌ترين تلسكوپ‌ها، فقط معدودي از آنها كشف شده‌اند.
كوتوله‌هاي سفيد، هسته‌ي داغ به جاي مانده از ستارگاني هستند كه پس از اتمام سوخت خود مي‌ميرند. اين رده از ستارگان، اغلب از جنس كربن هستند و لايه‌اي نازك از گاز هليم و هيدروژن سطح خارجي آنها را مي‌پوشاند. با اينكه بيش از چهار دهه از طرح نظريه‌ي ساختار بلوري درون كوتوله‌هاي سفيد مي‌گذرد، ولي تنها چند سال پيش، شواهد مستقيمي براي اثبات اين فرضيه پيدا شد.
ستاره‌ي ما خورشيد نيز سرانجام روزي به يك كوتوله‌ي سفيد تبدبل خواهد شد. بنابر آخرين مدل‌هاي ارائه شده، با اتمام سوخت هسته‌اي خورشيد، اين ستاره حدود 5 ميليارد سال ديگر مي‌ميرد و سپس دو ميليارد سال بعد، هسته‌ي آن به صورت بلوري در مي‌آيد و تبديل به يك الماس عظيم و غول آسا در مركز منطومه شمسي مي‌شود!
پس‌ از پنج‌ ميليارد سال‌ ديگر، ياچيزي‌ در همين‌ حدود، خورشيد به‌ پايان‌ سوخت‌ هسته‌اي‌ خودخواهد رسيد. آنگاه‌ شروع‌ خواهد كرد به‌ متورم‌ شدن‌ تا با بلعيدن‌ كره‌زمين‌ و ديگر سيارات‌ نزديكتر به‌ صورت‌ چيزي‌ درآيد كه‌ غول‌ سرخ‌ناميده‌ مي‌شود. سپس‌ چند هزار كيلومتر دورتر به‌ صورت‌ ستاره‌هايي‌كه‌ (كوتوله‌ سفيد) ناميده‌ مي‌شوند رحل‌ اقامت‌ خواهد افكند. درهر حال‌، تا هنگامي‌ كه‌ خورشيد به‌ صورت‌ جسم‌ تاريكي‌ متلاشي‌شود ما بايد فوت‌ و فن‌ سفرهاي‌ ميان‌ ـ ستاره‌اي‌ را مهار كرده‌ باشيم‌ ـالبته‌ اگر تا آن‌ موقع‌ خودمان‌ را به‌ تباهي‌ و نابودي‌ نكشانده‌ باشيم‌.
ستاره‌ي نوتروني : ستاره انرژي خود را به فضا مي‌دهد و سرعت دوراني‌اش كند مي‌شود. كاهش سرعت چرخش يا افزايش دوره‌ي تناوب در بسياري از اين ستارگان مشاهده شده است. سرانجام اين نوع ستاره نيز همه‌ي انرژي خود را از دست مي‌دهد و مانند كوتوله‌ي سفيد، چون توده‌ي تاريكي از ماده كه تنها ميداني گرانشي، گرداگردش وجود دارد، در فضا حركت خواهد كرد.
سياه چاله : اين ديگر ستاره به شمار نمي‌رود. نه نور و نه ماده، هيچ چيز از چنگ آن نمي‌تواند بگريزد. آن را نه از روي زمين مي‌توان مشاهده كرد. نه از هيچ سكوي ديگري. باز هم تنها اثر خارجي آن تواناييش به اعمال جاذبه‌ي گرانشي بر ماده است.