ستاره: تفاوت بین نسخه‌ها
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'ي ' به 'ی') |
|||
| سطر ۸: | سطر ۸: | ||
== ستاره == | == ستاره == | ||
| − | ستاره ها | + | ستاره ها كراتیسوزان و متشكل از گاز هایملتهب هستند كه بر خلاف [[سيارات]] از خود گرما و نور ساطع ميكنند.خورشيد ما يك ستاره است.با اينكه خورشيد يك ميليون برابر بزرگتر از زمين است اما ستاره بزرگیبه حساب نمیايد و در كيهان ستاره هایبسيار بزرگتر از خورشيد هم يافت ميشود.پس از خورشيد نزديك ترين ستاره به ما بيش از 4 سال نوریفاصله دارد.فاصله برخیاز ستاره هايیكه در شب ميبينيم به صدها هزار سال نوریهم میرسد.كوچكترين ستاره هایدرخشان [[كوتوله هایسفيد]] نام دارند.با اينكه اين ستاره ها تقريبا هم اندازه زمين هستند جرم و چگالیزيادیدارند.از طرفیبعضیستاره هایدر حال مرگ بسيار بزرگ و غول اسا هستند.بزرگیتعدادیاز اين ابرغول ها به 50 ميليون برابر خورشيد ميرسد.بعضیاز ستاره ها كه ما انها را [[ابرنواختر]] میناميم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشيد میدرخشند و سپس به تاريكیمیگرايند و به [[ستاره نوتروني]] يا [[سياهچاله]] تبديل ميشوند. |
| − | در اغاز اين بحث ابتدا | + | در اغاز اين بحث ابتدا بعضیاز خصوصيات مشترك ستاره ها ذكر ميشود و در ادامه با بررسیچرخه عمر انها تفاوت هایاصلیستاره ها اشكار میشود |
==دما و طيف== | ==دما و طيف== | ||
| − | اگر شما يك ميله | + | اگر شما يك ميله فلزیرا داغ كنيد ابتدا رنگ ان قرمز ميشود و اگر ان را بيشتر حرارت دهيد رنگ ميله به ترتيب زرد نارنجیسفيد و در نهايت رنگشان ابیخواهد شد.اين قضيه درباره ستاره ها نيز صادق است.بعضیاز ستاره ها يسيار داغ و برخیسرد هستند.دمایستاره ها را از رویرنگشان میتوان تشخيص داد.يك ستاره ابیاز رنگ زرد و ان هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از رویرنگ يك ستاره میتوانند به طور تقريبیدمایسطح ان را تعيين كنند.دمایسطح ستاره هایزرد رنگ {مانند خورشيد} حدود 6000 درجه و دمایسطح ستاره سرخ و تقريبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفیدمایسطحیستاره هایابیرنگ بسيار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم میرسد. |
| − | هر جسم داغ | + | هر جسم داغ طيفیاز امواج الكترومغناطيس ساطع میكند.البته چشم ما قادر است فقط بخشیاز اين طيف را در محدوده نور مرئیببيند به همين دليل دانشمندان برایمشاهده طيف كامل اين امواج از وسيله ایبه نام [[طيف نگار]] استفاده میكنند.اگر شما ميله ایرا كمیحرارت دهيد و ان را نزديك [[طيف نما]] نگه داريد بخش قرمز ان پر رنگ نر خواهد بودو اگر جسم را بيشتر حرارت دهيد نوك نوار به رنگ ابیمتمايل میشود. |
| − | با علم به اينكه هر اتم داغ و ملتهب | + | با علم به اينكه هر اتم داغ و ملتهب امواجیبا طول موج مشخص از خود ساطع ميكند و اينكه اتم هر عنصر دقيقا همان طول موجیرا از نور پيوسته جذب میكند كه هنگام بر انگيخته شدن ان را تابش میكند اخترشناسان توانسته اند به كمك نوع خواصیاز طيف نگارها به عناصر موجود در گاز هایداخل جو ستاره هاینزديك مانند خورشيد و همچنين توده گاز هایسرد و شناوریكه در سر راه تابش نور ستاره ها به زمين قرار دارند پی ببرند. |
| − | == | + | ==روشنايیدرخشندگیو بزرگی== |
| − | با نگاه كردن به اسمان شب | + | با نگاه كردن به اسمان شب میپنداريد كه همه ستاره ها در يك صفحه بزرگ و با فاصله هایمساویاز سطح زمين قرار دارند در حالیكه بيشتر اين ستاره ها ميليون ها كيلومتر از هم فاصله دارند.بعضیاز ستاره ها روشن تر از بقيه به نظر ميرسند در حالیكه ممكن است ستاره ایكه كم نور تر است از ستاره یدرخشان مجاورش بزرگتر باشد! |
| − | دو عامل | + | دو عامل درخشندگیو فاصله از ما ميزان روشنايیستاره را تعيين میكند. |
== سرعت و جهت حركت== | == سرعت و جهت حركت== | ||
| − | ستاره ها هم مانند همه اجرام | + | ستاره ها هم مانند همه اجرام كيهانیحركت میكنند.حركت ستاره ها بر طول موج نور ارسالیانها اثر میگذارد.درست شبيه صدایازير يك ماشين اتش نشانیكه در هنگام نزديك شدن به ما صدایزير ترینسبت به زمان دور شدن از ما دارد اين پديده اثر دوپلور نام دارد.با اندازه گيریطيف ستاره ها و مقايسه انها با طيف استاندارد میتوان جهت و سرعت حركت ستاره را اندازه گيریكرد.اگر طيف تابش شده از ستاره به سمت رنگ ابیجا به جا شود ستاره در حال نزديك شدن به ما است و اگر اين طيف به سمت رنگ قرمز حركت كند به اين معنیاست كه ستاره در حال دور شدن از ما است. |
== تحولات ستاره ها== | == تحولات ستاره ها== | ||
| − | پس از اثبات | + | پس از اثبات برابریجرم و انرزیاز سویانيشتين دانشمندان تشخيص دادند كه در تمامیستارگان تغيير و تحول رخ میدهد.ستاره ها براینورافشانیانرزیمصرف میكنند بنابراين بايد مقداریاز ماده خود را به انرزیتبديل كنند. همان طور كه اتش زغال با خاكستر شدن اخرين شراره هايش خاموش میشود ستاره نيز با بايان يافتن انبار عظيم سوخت هسته ایمیميرد.امروز نيز ستاره هایپيری را میبينيم كه تاريك میشوند در حالیكه ستاره هایديگرینيز متولد میشوند تا جايگزين انها شوند.هنوز هم ستاره های جوانیبسيار در ميان گاز هایسرد كيهانیدر حال شكل گرفتن هستند.خورشيد سنين ميانیخود را به ارامیمیگذراند و برخیاز پير ترين ستاره هایدر حال مرگ شناخته شده اند.اخترشناسان ستاره ها را موجودات زنده ایمیدانند كه در طول عمر خود مراحل تولد زندگیو مرگ را پشت سر میگذارند.اين مراحل برای انسان حدود 70 سال طول میكشد اما در مورد ستاره ها از چند ميليون تا چند ميليارد سال متغير است.بنابراين هيچكس نمیتواند رشد يك ستاره را از تولد تا مرگ ان دنبال كند پس اين سوال مطرح میشود كه دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه میكنند؟ تصور كنيد در حالیكه هيچ گاه درختینديده ايد شما را به ميان جنگل ببرند چه پيش میايد؟درختان گوناگونیاز جوانه هایكوچك تا درختان غول پيكر خواهيد ديد كه در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندكیدقت كنيد میتوانيد به چرخه حيات درختان پیببريد.اخترشناسان به روشیمشابه با استفاده از قوانين فيزيك و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگیيك ستاره پیببرند. |
== تولد ستاره== | == تولد ستاره== | ||
| − | به جز اجرام | + | به جز اجرام درخشانیكه در اسمان تاريك شب ديده میشوند ابر هایگازیو توده هایغباریبسياریهم در كيهان پخش شده اند.از انجا كه اين توده هایسرد شناور {سحابیها} از خود نوریتابش نمیكنند اغلب نمیتوان ان را ديد.گاهیاوقات با عبور يك كهكشان و يا بر اثر امواج ضربه ایحاصل از انفجار يك ستاره بزرگ اين ابر ها و غبارات گازیسرگردان به هم نزديك میشوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تریرا به وجود میاورند. |
| − | به تدريج و با متراكم شدن ذرات در مركز توده | + | به تدريج و با متراكم شدن ذرات در مركز توده نيروی جاذبه بيشتریبه وجود میايد و در نتيجه گاز ها و ذرات بيشتریاز اطراف به سمت مركز جذب میشوند و شروع به چرخش به دور ان میكنند.به مرور زمان توده شكل قرص دواریبه خود میگيرد و چرخش ان سريع تر میشود.هر چه قرص بزرگتر شود نيرویجاذبه ان افزايش میيابد و مانند يك جاروبرقیتمامیگاز ها و ذرات اطراف را به سمت مركز خود میكشد. |
| − | با افزايش تراكم و فشار در مركز قرص | + | با افزايش تراكم و فشار در مركز قرص دمایگاز كه قسمت اعظم ان را هيدروژن تشكيل میدهد مدام افزايش میيابد.با گذشت يك ميليون سال هسته ایداغ و چگال با دمايیحدود 1500 درجه در مركز اين قرص دوار شكل میگيرد كه ان را پيش ستاره مینامند.طیميليون ها سال ذرات و گاز هایاطراف به سمت مركز ستاره جوان جذب میشوند و دمایهسته همچنان بالا میرود تا به حدیبرسد كه برایشروع واكنش هایهسته ایكافیباشد در اين شرايط پيش ستاره اماده تبديل شدن به يك ستاره واقعیمیشود. |
| − | + | وقتیدمایپيش ستاره به 7 ميليون درجه سانتیگراد رسيد اتم هایهيدروژن هسته طیواكنش گداخت هسته ای{فيوژن} با هم تركيب و به اتم هليوم تبديل میشوند.انرژیگرمايیحاصل از اين واكنش هسته ایبه همراه فشار ناشیاز تراكم اتم ها در مركز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتيجه افزايش واكنش هایهم جوشیهسته ایمیشود.جذب گاز توسط پيش ستاره تا حدیادامه میيابد كه ميان نيرویجاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشیاز انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ايجاد میشود.پس از برقراریاين تعادل ستاره نورانیشكل میگيرد.اما اگر جرم كافیاز گاز ها و غبار در اطراف پيش ستاره نباشد ستاره ایهم شكل نمیگيرد و به جایان[[كوتوله قهوه اي]] متولد میشود. | |
| − | == | + | ==زندگیتا مرگ ستاره== |
| − | در هسته هر ستاره | + | در هسته هر ستاره ایكه در اسمان میدرخشد واكنش هایعظيم هم جوشیرخ میدهد تا ستاره مانند يك لامپ غول پيكر كيهانیاز خود نور توليد كند.هنگامیكه ستاره شكل میگيرد گرانش ان میكوشد تا گاز هایخود را منقبض كند و در فرو كشد اما واكنش هایهسته ایكه در مركز ستاره رخ میدهد چنان انرژیعظيمیبه سویخارج هسته ازاد میكند كه از فرو پاشيدن ستاره جلوگيریمیكند. |
| − | + | زمانیكه ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام كرد و تمام هيدروژن هسته ان به هليوم تبديل شد وارد مرحله جديدیاز زندگیخود میشود.با افزايش دمای مركز بر اثر واكنش هایهسته ایستاره سعیمیكند تا هيليوم توليد شده را به عناصر سنگين تریچون اكسيژن و كربن تبديل كند.اگر ستاره به اندازه كافیبزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم كافیبرایادامه عمل هم جوشیهسته ایخواهد داشت.در اين صورت با رسيدن دمایدرون ستاره به 700 ميليون درجه سانتیگراد اتم هایكربن مركز ستاره هم به نئون و منيزيم تبديل خواهد شد.انرژیحرارتیعظيمیكه در مركز ستاره توليد میشود با انتقال به لايه هایرويیموجب ادامه تبديل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه هایبيرونیستاره بزرگ و بزرگتر میشود تا به ابرغول سرخ رنگیتبديل شود. | |
| − | + | هنگامیكه دمایمركز ستاره به 2 ميليارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم هایاكسيژن نيز به يكديگر جوش میخورند و اتم های سيليكون و گوگرد توليد میشوند.در حرارت بالای3 ميليارد درجه اين عناصر به اهن تبديل خواهند شد.اما از انجا كه ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشكيل عناصر سنگين تر را نمیدهد اين اخرين واكنشیاست كه میتواند در مركز ستاره رخ دهد. | |
| − | با پايان عمل | + | با پايان عمل همجوشیو با متوقف شدن توليد انرژیدر مركز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه میكند و در كمتر از يك صدم ثانيه هسته ستاره تحت فشار زياد متلاشیمیشود.دمایمركز ناگهان به 100 ميليارد درجه سانتیگراد افزايش میيابد.لايه هایبالايیبا سرعتیحيرت انگيز به درون هسته فرو ميريزند. بر اثر افزايش فشار و دمایناگهانیساختار اتم هایمركز درهم ميشكند.الكترون ها از مدار خود به درون هسته اتم میافتند و در تركيب با پروتون ها به نوترون تبديل میشوند.بر اثر اين واكنش انرژیبسيار زيادیازاد میشود و ناگهان ستاره با انرژیفوق العاده زيادیمنفجر میشود و همه مواد و گاز هایان با شدت باورنكردنیبه فضایاطراف پرتاب میشوند. |
== منبع == | == منبع == | ||
نسخهٔ ۹ نوامبر ۲۰۱۲، ساعت ۲۱:۱۱
ستاره ها گوی های بزرگی از گاز بسیار گرم اند که به واسطه ی نورشان میدرخشند. دمای آنها در سطح، هزاران درجه و در داخل، بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمیتواند به صورت های جامد یا مایع وجود داشته باشد.گازهایی که ستاره ها را میسازند، بسیار غلیظ تر از گازهایی است که معمولا بر سطح زمین وجود دارد.چگالی فوق العاده زیاد این گازها معلول فشارهای عظیم داخل ستاره ها است.
ستاره ها در فضا حرکت میکنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست.در طول یک سال ،هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمیتوان یافت.حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشاهده نمی شود. نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که هزار سال پیش بود.این ثبات، پیامد فاصله ی عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد.با این فواصل، چندین هزار سال طول میکشد که تغییر قابل ملاحظه ای در نقش ستار ها پدید آید.این ثبات ظاهری مکان ستاره ها موجب شده است که نام متداول "ثوابت" به آنها اطلاق شود.
فواصل میان ستارگان بسی بیشتر از فواصل میان سیاره ها است.حتی نزدیکترین ستاره به خورشید در فاصله 270،000 واحد نجومی قرار دارد .
محتویات
ستاره
ستاره ها كراتیسوزان و متشكل از گاز هایملتهب هستند كه بر خلاف سيارات از خود گرما و نور ساطع ميكنند.خورشيد ما يك ستاره است.با اينكه خورشيد يك ميليون برابر بزرگتر از زمين است اما ستاره بزرگیبه حساب نمیايد و در كيهان ستاره هایبسيار بزرگتر از خورشيد هم يافت ميشود.پس از خورشيد نزديك ترين ستاره به ما بيش از 4 سال نوریفاصله دارد.فاصله برخیاز ستاره هايیكه در شب ميبينيم به صدها هزار سال نوریهم میرسد.كوچكترين ستاره هایدرخشان كوتوله هایسفيد نام دارند.با اينكه اين ستاره ها تقريبا هم اندازه زمين هستند جرم و چگالیزيادیدارند.از طرفیبعضیستاره هایدر حال مرگ بسيار بزرگ و غول اسا هستند.بزرگیتعدادیاز اين ابرغول ها به 50 ميليون برابر خورشيد ميرسد.بعضیاز ستاره ها كه ما انها را ابرنواختر میناميم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشيد میدرخشند و سپس به تاريكیمیگرايند و به ستاره نوتروني يا سياهچاله تبديل ميشوند. در اغاز اين بحث ابتدا بعضیاز خصوصيات مشترك ستاره ها ذكر ميشود و در ادامه با بررسیچرخه عمر انها تفاوت هایاصلیستاره ها اشكار میشود
دما و طيف
اگر شما يك ميله فلزیرا داغ كنيد ابتدا رنگ ان قرمز ميشود و اگر ان را بيشتر حرارت دهيد رنگ ميله به ترتيب زرد نارنجیسفيد و در نهايت رنگشان ابیخواهد شد.اين قضيه درباره ستاره ها نيز صادق است.بعضیاز ستاره ها يسيار داغ و برخیسرد هستند.دمایستاره ها را از رویرنگشان میتوان تشخيص داد.يك ستاره ابیاز رنگ زرد و ان هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از رویرنگ يك ستاره میتوانند به طور تقريبیدمایسطح ان را تعيين كنند.دمایسطح ستاره هایزرد رنگ {مانند خورشيد} حدود 6000 درجه و دمایسطح ستاره سرخ و تقريبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفیدمایسطحیستاره هایابیرنگ بسيار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم میرسد. هر جسم داغ طيفیاز امواج الكترومغناطيس ساطع میكند.البته چشم ما قادر است فقط بخشیاز اين طيف را در محدوده نور مرئیببيند به همين دليل دانشمندان برایمشاهده طيف كامل اين امواج از وسيله ایبه نام طيف نگار استفاده میكنند.اگر شما ميله ایرا كمیحرارت دهيد و ان را نزديك طيف نما نگه داريد بخش قرمز ان پر رنگ نر خواهد بودو اگر جسم را بيشتر حرارت دهيد نوك نوار به رنگ ابیمتمايل میشود. با علم به اينكه هر اتم داغ و ملتهب امواجیبا طول موج مشخص از خود ساطع ميكند و اينكه اتم هر عنصر دقيقا همان طول موجیرا از نور پيوسته جذب میكند كه هنگام بر انگيخته شدن ان را تابش میكند اخترشناسان توانسته اند به كمك نوع خواصیاز طيف نگارها به عناصر موجود در گاز هایداخل جو ستاره هاینزديك مانند خورشيد و همچنين توده گاز هایسرد و شناوریكه در سر راه تابش نور ستاره ها به زمين قرار دارند پی ببرند.
روشنايیدرخشندگیو بزرگی
با نگاه كردن به اسمان شب میپنداريد كه همه ستاره ها در يك صفحه بزرگ و با فاصله هایمساویاز سطح زمين قرار دارند در حالیكه بيشتر اين ستاره ها ميليون ها كيلومتر از هم فاصله دارند.بعضیاز ستاره ها روشن تر از بقيه به نظر ميرسند در حالیكه ممكن است ستاره ایكه كم نور تر است از ستاره یدرخشان مجاورش بزرگتر باشد! دو عامل درخشندگیو فاصله از ما ميزان روشنايیستاره را تعيين میكند.
سرعت و جهت حركت
ستاره ها هم مانند همه اجرام كيهانیحركت میكنند.حركت ستاره ها بر طول موج نور ارسالیانها اثر میگذارد.درست شبيه صدایازير يك ماشين اتش نشانیكه در هنگام نزديك شدن به ما صدایزير ترینسبت به زمان دور شدن از ما دارد اين پديده اثر دوپلور نام دارد.با اندازه گيریطيف ستاره ها و مقايسه انها با طيف استاندارد میتوان جهت و سرعت حركت ستاره را اندازه گيریكرد.اگر طيف تابش شده از ستاره به سمت رنگ ابیجا به جا شود ستاره در حال نزديك شدن به ما است و اگر اين طيف به سمت رنگ قرمز حركت كند به اين معنیاست كه ستاره در حال دور شدن از ما است.
تحولات ستاره ها
پس از اثبات برابریجرم و انرزیاز سویانيشتين دانشمندان تشخيص دادند كه در تمامیستارگان تغيير و تحول رخ میدهد.ستاره ها براینورافشانیانرزیمصرف میكنند بنابراين بايد مقداریاز ماده خود را به انرزیتبديل كنند. همان طور كه اتش زغال با خاكستر شدن اخرين شراره هايش خاموش میشود ستاره نيز با بايان يافتن انبار عظيم سوخت هسته ایمیميرد.امروز نيز ستاره هایپيری را میبينيم كه تاريك میشوند در حالیكه ستاره هایديگرینيز متولد میشوند تا جايگزين انها شوند.هنوز هم ستاره های جوانیبسيار در ميان گاز هایسرد كيهانیدر حال شكل گرفتن هستند.خورشيد سنين ميانیخود را به ارامیمیگذراند و برخیاز پير ترين ستاره هایدر حال مرگ شناخته شده اند.اخترشناسان ستاره ها را موجودات زنده ایمیدانند كه در طول عمر خود مراحل تولد زندگیو مرگ را پشت سر میگذارند.اين مراحل برای انسان حدود 70 سال طول میكشد اما در مورد ستاره ها از چند ميليون تا چند ميليارد سال متغير است.بنابراين هيچكس نمیتواند رشد يك ستاره را از تولد تا مرگ ان دنبال كند پس اين سوال مطرح میشود كه دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه میكنند؟ تصور كنيد در حالیكه هيچ گاه درختینديده ايد شما را به ميان جنگل ببرند چه پيش میايد؟درختان گوناگونیاز جوانه هایكوچك تا درختان غول پيكر خواهيد ديد كه در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندكیدقت كنيد میتوانيد به چرخه حيات درختان پیببريد.اخترشناسان به روشیمشابه با استفاده از قوانين فيزيك و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگیيك ستاره پیببرند.
تولد ستاره
به جز اجرام درخشانیكه در اسمان تاريك شب ديده میشوند ابر هایگازیو توده هایغباریبسياریهم در كيهان پخش شده اند.از انجا كه اين توده هایسرد شناور {سحابیها} از خود نوریتابش نمیكنند اغلب نمیتوان ان را ديد.گاهیاوقات با عبور يك كهكشان و يا بر اثر امواج ضربه ایحاصل از انفجار يك ستاره بزرگ اين ابر ها و غبارات گازیسرگردان به هم نزديك میشوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تریرا به وجود میاورند. به تدريج و با متراكم شدن ذرات در مركز توده نيروی جاذبه بيشتریبه وجود میايد و در نتيجه گاز ها و ذرات بيشتریاز اطراف به سمت مركز جذب میشوند و شروع به چرخش به دور ان میكنند.به مرور زمان توده شكل قرص دواریبه خود میگيرد و چرخش ان سريع تر میشود.هر چه قرص بزرگتر شود نيرویجاذبه ان افزايش میيابد و مانند يك جاروبرقیتمامیگاز ها و ذرات اطراف را به سمت مركز خود میكشد. با افزايش تراكم و فشار در مركز قرص دمایگاز كه قسمت اعظم ان را هيدروژن تشكيل میدهد مدام افزايش میيابد.با گذشت يك ميليون سال هسته ایداغ و چگال با دمايیحدود 1500 درجه در مركز اين قرص دوار شكل میگيرد كه ان را پيش ستاره مینامند.طیميليون ها سال ذرات و گاز هایاطراف به سمت مركز ستاره جوان جذب میشوند و دمایهسته همچنان بالا میرود تا به حدیبرسد كه برایشروع واكنش هایهسته ایكافیباشد در اين شرايط پيش ستاره اماده تبديل شدن به يك ستاره واقعیمیشود. وقتیدمایپيش ستاره به 7 ميليون درجه سانتیگراد رسيد اتم هایهيدروژن هسته طیواكنش گداخت هسته ای{فيوژن} با هم تركيب و به اتم هليوم تبديل میشوند.انرژیگرمايیحاصل از اين واكنش هسته ایبه همراه فشار ناشیاز تراكم اتم ها در مركز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتيجه افزايش واكنش هایهم جوشیهسته ایمیشود.جذب گاز توسط پيش ستاره تا حدیادامه میيابد كه ميان نيرویجاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشیاز انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ايجاد میشود.پس از برقراریاين تعادل ستاره نورانیشكل میگيرد.اما اگر جرم كافیاز گاز ها و غبار در اطراف پيش ستاره نباشد ستاره ایهم شكل نمیگيرد و به جایانكوتوله قهوه اي متولد میشود.
زندگیتا مرگ ستاره
در هسته هر ستاره ایكه در اسمان میدرخشد واكنش هایعظيم هم جوشیرخ میدهد تا ستاره مانند يك لامپ غول پيكر كيهانیاز خود نور توليد كند.هنگامیكه ستاره شكل میگيرد گرانش ان میكوشد تا گاز هایخود را منقبض كند و در فرو كشد اما واكنش هایهسته ایكه در مركز ستاره رخ میدهد چنان انرژیعظيمیبه سویخارج هسته ازاد میكند كه از فرو پاشيدن ستاره جلوگيریمیكند. زمانیكه ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام كرد و تمام هيدروژن هسته ان به هليوم تبديل شد وارد مرحله جديدیاز زندگیخود میشود.با افزايش دمای مركز بر اثر واكنش هایهسته ایستاره سعیمیكند تا هيليوم توليد شده را به عناصر سنگين تریچون اكسيژن و كربن تبديل كند.اگر ستاره به اندازه كافیبزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم كافیبرایادامه عمل هم جوشیهسته ایخواهد داشت.در اين صورت با رسيدن دمایدرون ستاره به 700 ميليون درجه سانتیگراد اتم هایكربن مركز ستاره هم به نئون و منيزيم تبديل خواهد شد.انرژیحرارتیعظيمیكه در مركز ستاره توليد میشود با انتقال به لايه هایرويیموجب ادامه تبديل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه هایبيرونیستاره بزرگ و بزرگتر میشود تا به ابرغول سرخ رنگیتبديل شود. هنگامیكه دمایمركز ستاره به 2 ميليارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم هایاكسيژن نيز به يكديگر جوش میخورند و اتم های سيليكون و گوگرد توليد میشوند.در حرارت بالای3 ميليارد درجه اين عناصر به اهن تبديل خواهند شد.اما از انجا كه ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشكيل عناصر سنگين تر را نمیدهد اين اخرين واكنشیاست كه میتواند در مركز ستاره رخ دهد. با پايان عمل همجوشیو با متوقف شدن توليد انرژیدر مركز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه میكند و در كمتر از يك صدم ثانيه هسته ستاره تحت فشار زياد متلاشیمیشود.دمایمركز ناگهان به 100 ميليارد درجه سانتیگراد افزايش میيابد.لايه هایبالايیبا سرعتیحيرت انگيز به درون هسته فرو ميريزند. بر اثر افزايش فشار و دمایناگهانیساختار اتم هایمركز درهم ميشكند.الكترون ها از مدار خود به درون هسته اتم میافتند و در تركيب با پروتون ها به نوترون تبديل میشوند.بر اثر اين واكنش انرژیبسيار زيادیازاد میشود و ناگهان ستاره با انرژیفوق العاده زيادیمنفجر میشود و همه مواد و گاز هایان با شدت باورنكردنیبه فضایاطراف پرتاب میشوند.
منبع
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 / صفحه 6 كتاب اسرار كيهان/نويسنده:بهنام محمدپناه
