تحول ستارگان: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
سطر ۵۱: سطر ۵۱:
  
 
== پختگی (غول های سرخ) ==
 
== پختگی (غول های سرخ) ==
 +
وقتی [[هیدروژن]] هسته [[ستاره]] تمام می شود، [[ستاره]] باز به چشمه دیگر انرژی، یعنی [[گرانش]] روی می آورد. هسته شروع به انقباض می کند و داغ تر می شود.در نتیجه سه چیز روی می دهد:
 +
#دما در بیرون قسمت مرکزی به اندازه ای می شود که گداخت [[هیدروژن]] به هلیوم در آنجا امکان پذیر می گردد.
 +
#لایه های خارجی ستاره منبسط می شوند و ستاره تبدیل به غول می شود.
 +
#دمای سطحی ستاره کاهش می یابد و ستاره، بسته به جرمش، [[غول سرخ|غول یا ابرغول سرخ]] می شود.
  
 +
برای ستاره ای چون [[خورشید]]، این جریان ممکن است بیلیون ها سال دوام آورد. در این مرحله شعاع آن ممکن است پنجاه برابر شود و دمای سطحی تا حدود 3،000 درجه کلوین کاهش یابد.
 +
 +
این جریان بر روی [[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] با خطی به سمت راست و رو به بالا از نقطه جدایی از [[رشته اصلی]]، مشخص می شود.
  
  

نسخهٔ ‏۲۲ آوریل ۲۰۱۲، ساعت ۱۷:۱۹


مقدمه

تکامل ستارگان ( Stellar evolution) روندی است که یک ستاره در طول عمر خود طی می‌کند.روند تغییرات یک ستاره نسبت به عمر یک انسان بسیار کند است و به همین علت محققان اخترفیزیک از طریق مطالعهٔ ساختار ستارگان و مدل‌سازی کامپیوتری چنین پیش ‌بینی‌هایی می‌کنند.

سرگذشت یک ستاره را می توان به اختصار چنین تعریف کرد گر چه این سرگذشت در حال حاضر منطقی و کامل به نظر می رسد، ولی تحقیقات آینده ممکن است قسمت هایی از آن را تغییر دهد. زندگی یک ستاره را میتوان به شش دوره تقسیم کرد :

  1. تولد ( تراکم موضعی ماده سحابی )
  2. نوباوگی ( مرحله انقباض )
  3. بلوغ (رشته اصلی )
  4. پختگی ( غول سرخ )
  5. کهولت ( متغیرها )
  6. آخرین مراحل( کوتوله های سفید ،ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها ) 

سرگذشت یک ستاره تا حد زیادی بسته به جرم آن است. عمر احتمالی آن نیز چنین است. عمر احتمالی ستارگان از چندین میلیون سال ( در مورد ستارگان بسیار پر جرم ) تا چندین بیلیون سال ( برای ستارگان کم جرم ) تغییر می کند.

می بینیم که جرم های ستارگان آسمان متفاوت است و آن ها که جرمشان یکی است در مراحل متفاوت تحول اند. برخی، به معنی نجومی آن، به تازگی زاده شده اند، بعضی دیگر در عنفوان جوانی خود هستند ،و عده ای دیگر نیز ایام کهولت خود را سپری می کنند. اگر این مراحل را ترکیب کنیم، ممکن است به تصویر کم و بیش کاملی برای همه ستاره ها دست یابیم .

مانند همه ی نظریات تکاملی ، باید درباره نقطه آغاز فرضی بکنیم. نقطه ی آغاز ما سحابی ای است در فضای میان-ستاره ای. چگالی متوسط ماده در سحابی چندین هزار اتم در سانتی متر مکعب ( یا (21-)^10×5 گرم در سانتی متر مکعب ) است. دما فقط چند درجه بیش از صفر مطلق ، فرضا k°3 است.

در آغاز ، یعنی وقتی که نخستین نسل ستارگان پدید آمد ، سحابی ها فقط مرکب از هیدروژن و هلیوم (عمدتا هیدروژن به اضافه درصد کمی هلیوم ) بودند.

نود و چند عنصر طبیعی دیگر در هسته ی ستارگان پر جرم بسیار سوزان به وجود آمدند . این عناصر در پی فوران های نواختری و انفجارهای فاجعه آمیز ابرنواختری از هسته ی ستارگان به سحابیها راه یافتند. ستارگان نسل های بعدی علاوه بر هیدروژن و هلیوم شامل درصد بسیار کمی از همه ( یا تقریبا همه ) عناصر طبیعی دیگر شدند.

تولد

حرکت های جزیی در داخل سحابی موجب تراکمهای موضعی ماده میشود. نیروهای گرانشی کمک بزرگی به تجمع ماده در این نواحی متراکم میکنند و توده مادی مجزایی را، پدید می آورند که پیش-ستاره نامیده میشود و احتمالا (27)^10 (یک بیلیون بیلیون بیلیون) تن جرم دارد.

  • گوشزد: احتمالا گویواره های تاریک کوچکی که بیشتر در کناره بعضی از سحابی ها دیده می شود، پیش ستاره اند. جرم هایی که از رقم فوق خیلی کمتر باشند، به قدر کافی اثر گرانشی ندارند که واحدی مجزا شوند. جرم های بسیار بزرگ تر ناپایدارند به چندین ستاره کوچک تر تفکیک می شوند.

به این ترتیب ستاره ای زاده می شود. نخستین ستاره ها، شاید 10 بیلیون سال پیش تشکیل شدند و جدیدترین شان هم اکنون در حال پیدایش اند. تردیدی در این نیست که این فرآیند ادامه می یابد و ستاره ها پیوسته زاده می شوند. ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نور مرئی گسیل نمیکند. گسیل امواجی با طول موج رادیویی بسیار محتمل تر است.


نوباوگی

جرم عظیم ماده سحابی، تحت تاثیر جاذبه گرانشی خود منقبض می شود و به این ترتیب انرژی پتانسیل مکانیکی را به گرما تبدیل می کند. گسیل تابش اصلی از امواج رادیویی به امواج فروسرخ تغییر می یابد. شی را در این حالت ستاره فروسرخ نامند.

این جریان انقباض و گرم شدن به سرعت ( در مقیاس نجومی) و در دوره ای حدود 30 میلیون سال صورت می پذیرد و از سه مرحله اصلی تشکیل شده است:

  1. وسعت جرم بزرگی که در آغاز در حدود تریلیونها کیلومتر بود به چند صد میلیون کیلومتر کاهش پیدا می کند.
  2. فشار در مرکز از (تقریبا) صفر به چندین هزار میلیون جو (اتمسفر) افزایش می یابد.
  3. دمای قسمت مرکزی از چند درجه مطلق به حدود 20 میلیون درجه مطلق می رسد که برای شروع تبدیل گرما-هسته ای هیدروژن به هلیوم کفایت می کند.

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

  • گوشزدها:
  1. زمان لازم برای گذار از تولد به بلوغ عملا بسته به جرم ستاره است. ستارگان پر جرم به سرعت متحول می شوند و ممکن است پس از چند صد هزار سال به مرحله بلوغ برسند، در حالی که برای ستاره های کم جرم ممکن است زمانی بسیار درازتر از 30 میلیون سال سپری شود تا به رشته اصلی برسند.
  2. طبیعی است که ستاره های پر جرم تر در نقاطی بالاتر از ستاره های کم جرم به خط رشته اصلی می پیوندند، زیرا بسیار درخشنده تر از ستاره های کم جرم تر اند.

بلوغ (ستارگان رشته اصلی)

پختگی (غول های سرخ)

وقتی هیدروژن هسته ستاره تمام می شود، ستاره باز به چشمه دیگر انرژی، یعنی گرانش روی می آورد. هسته شروع به انقباض می کند و داغ تر می شود.در نتیجه سه چیز روی می دهد:

  1. دما در بیرون قسمت مرکزی به اندازه ای می شود که گداخت هیدروژن به هلیوم در آنجا امکان پذیر می گردد.
  2. لایه های خارجی ستاره منبسط می شوند و ستاره تبدیل به غول می شود.
  3. دمای سطحی ستاره کاهش می یابد و ستاره، بسته به جرمش، غول یا ابرغول سرخ می شود.

برای ستاره ای چون خورشید، این جریان ممکن است بیلیون ها سال دوام آورد. در این مرحله شعاع آن ممکن است پنجاه برابر شود و دمای سطحی تا حدود 3،000 درجه کلوین کاهش یابد.

این جریان بر روی نمودار هرتسپرونگ-راسل با خطی به سمت راست و رو به بالا از نقطه جدایی از رشته اصلی، مشخص می شود.


کهولت (متغیرها)

مراحل آخرین

منابع

کتاب نجوم به زبان ساده / نویسنده:مایر دگانی / مترجم:محمدرضا خواجه پور / نشر:موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی / چاپ هشتم(از ویرایش جدید)، نوروز 1390 / صفحات 168 الی 175