تحول ستارگان

از ویکی نجوم
نسخهٔ تاریخ ‏۲۳ ژوئیهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۲۰:۰۴ توسط Tina (بحث | مشارکت‌ها) (مراحل پایانی تحول ستاره ای)
(تفاوت) → نسخهٔ قدیمی‌تر | نمایش نسخهٔ فعلی (تفاوت) | نسخهٔ جدیدتر ← (تفاوت)
پرش به: ناوبری، جستجو


مقدمه[ویرایش]

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 اختر فیزیک از طریق مطالعهٔ ساختار ستارگان و مدل‌سازی کامپیوتری چنین پیش ‌بینی‌هایی می‌کنند.

سرگذشت یک ستاره را می‌توان 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 ابر نواختری 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 ستارگان[ویرایش]

حرکت های جزیی در داخل سحابی موجب تراکمهای موضعی ماده می شود. نیروهای گرانشی کمک بزرگی به تجمع ماده در این نواحی متراکم می کنند و توده مادی مجزایی را، پدید می آورند که پیش-ستاره نامیده می شود 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 نمی کند. گسیل امواجی با طول موج رادیویی بسیار محتمل تر است.


نوباوگی[ویرایش]

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)[ویرایش]

مراحل پایانی تحول ستاره ای[ویرایش]


پس از اتمام مرحله ی رشته ی اصلی تحول ستاره ای ، یک رشته پیچیده از مراحل تحولی روی میدهند که ممکن است شامل سوختن هسته ای در هسته های ستارگان همراه با سوختن هسته ای در پوسته های جرمی هم مرکز باشد .در زمان های متفاوت ، سوختن هسته ای و یا سوختن هسته ای در پوسته های جرمی ممکن است متوقف شود ، که با دست بردن در ساختار ستاره ای همراه است . این تنظیمات ممکن است شامل انبساط یا انقباض هسته یا پوش و ایجاد مناطق همرفتی گسترده باشند . همانطور که به مراحل نهایی تحول ستاره ای نزدیک میشویم ، از دست دادن جرم از سطح نیز نقش مهمی در تعیین سرنوشت نهایی ستاره بازی میکند .

زمانی که هیدروژن سوزی در هسته ی ستاره متوقف میشود ، مرحله نهایی تحول رشته اصلی روی میدهد ، در مورد ستاره ای با جرم خورشید ، هسته شروع به انقباض میکند در حالی که پوسته ی هیدروژن سوزی ضخیم به مصرف سوخت قابل دسترس ادامه میدهد . با افزایش دما در پوسته ناشی از انقباض هسته ، پوسته در واقع انرژی بیشتری از آنچه هسته روی رشته ی اصلی تولید کرده تولید میکند ، و سبب افزایش تابندگی میگردد ، پوش کمی منبسط میشود ، دمای موثر کاهش می یابد . همان طورکه پوسته به مصرف هیدروژنی که در پایه پوش ستاره قابل دسترس است ادامه میدهد ، جرم هسته هلیومی به طور پیوسته افزایش می یابد و تقریبا هم دما میشود تا جایی که به حد شونبرگ چاندراسکار میرسیم و هسته به سرعت منقبض میشود ، و سبب میشود تحول بسیار سریع تر از مقیاس زمانی کلوین - هلمهوتز پیش برود . انرژی گرانشی آزاد شده توسط هسته در حال انقباض مجددا سبب انبساط پوش ستاره ای می گردد و دمای موثر پایین می آید و منجر به تحول رو به قرمز بر روی نمودار H -R میشود . این مرحله تحولی به عنوان شاخه زیر غول (SGB) شناخته میشود .

همان طور که هسته متراکم میشود به دلیل آزاد شدن انرژی پتانسیل گرانشی ، مجددا یک شیب دمایی غیر صفر ایجاد میشود .در همان زمان دما و چگالی پوسته در حال هیدروژن سوزی افزایش می یابد ، و اگرچه پوسته به طور قابل توجهی نازک میشود ، اما آهنگ تولید انرژی توسط پوسته به سرعت افزایش می یابد .یک بار دیگر پوش ستاره ای منبسط میشود ، و مقداری از انرژی آزاد شده توسط پوسته را قبل از اینکه به سطح برسد جذب میکند . با انبساط پوش ستاره ای و کاهش دمای موثر ، کدری شید سپهر ناشی از سهم اضافی یون هیدروژن منفی افزایش می یابد ، در نتیجه برای هر دو ستاره با جرم کم و جرم متوسط یک منطقه همرفت در نزدیکی سطح ایجاد میشود .همان طور که تحول پیش میرود پایه ی منطقه همرفت به داخل عمق ستاره گسترش می یابد . با شیب دمایی تقریبا بی دررو مربوط به همرفت در سراسر داخل ستاره ، و بهره انرژی که تا سطح منتقل میشود ، ستاره در امتداد شاخه غول قرمز (RGB) نمودار H-R به سرعت بالا می رود .

کهولت (متغیرها)[ویرایش]

مراحل آخرین[ویرایش]

منابع[ویرایش]

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