ستاره: تفاوت بین نسخه‌ها
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'ي ' به 'ی') |
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'ي' به 'ی') |
||
| سطر ۸: | سطر ۸: | ||
== ستاره == | == ستاره == | ||
| − | ستاره ها كراتیسوزان و متشكل از گاز هایملتهب هستند كه بر خلاف [[ | + | ستاره ها كراتیسوزان و متشكل از گاز هایملتهب هستند كه بر خلاف [[سیارات]] از خود گرما و نور ساطع میكنند.خورشید ما یك ستاره است.با اینكه خورشید یك میلیون برابر بزرگتر از زمین است اما ستاره بزرگیبه حساب نمیاید و در كیهان ستاره هایبسیار بزرگتر از خورشید هم یافت میشود.پس از خورشید نزدیك ترین ستاره به ما بیش از 4 سال نوریفاصله دارد.فاصله برخیاز ستاره هاییكه در شب میبینیم به صدها هزار سال نوریهم میرسد.كوچكترین ستاره هایدرخشان [[كوتوله هایسفید]] نام دارند.با اینكه این ستاره ها تقریبا هم اندازه زمین هستند جرم و چگالیزیادیدارند.از طرفیبعضیستاره هایدر حال مرگ بسیار بزرگ و غول اسا هستند.بزرگیتعدادیاز این ابرغول ها به 50 میلیون برابر خورشید میرسد.بعضیاز ستاره ها كه ما انها را [[ابرنواختر]] مینامیم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشید میدرخشند و سپس به تاریكیمیگرایند و به [[ستاره نوترونی]] یا [[سیاهچاله]] تبدیل میشوند. |
| − | در اغاز | + | در اغاز این بحث ابتدا بعضیاز خصوصیات مشترك ستاره ها ذكر میشود و در ادامه با بررسیچرخه عمر انها تفاوت هایاصلیستاره ها اشكار میشود |
| − | ==دما و | + | ==دما و طیف== |
| − | اگر شما | + | اگر شما یك میله فلزیرا داغ كنید ابتدا رنگ ان قرمز میشود و اگر ان را بیشتر حرارت دهید رنگ میله به ترتیب زرد نارنجیسفید و در نهایت رنگشان ابیخواهد شد.این قضیه درباره ستاره ها نیز صادق است.بعضیاز ستاره ها یسیار داغ و برخیسرد هستند.دمایستاره ها را از رویرنگشان میتوان تشخیص داد.یك ستاره ابیاز رنگ زرد و ان هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از رویرنگ یك ستاره میتوانند به طور تقریبیدمایسطح ان را تعیین كنند.دمایسطح ستاره هایزرد رنگ {مانند خورشید} حدود 6000 درجه و دمایسطح ستاره سرخ و تقریبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفیدمایسطحیستاره هایابیرنگ بسیار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم میرسد. |
| − | هر جسم داغ | + | هر جسم داغ طیفیاز امواج الكترومغناطیس ساطع میكند.البته چشم ما قادر است فقط بخشیاز این طیف را در محدوده نور مرئیببیند به همین دلیل دانشمندان برایمشاهده طیف كامل این امواج از وسیله ایبه نام [[طیف نگار]] استفاده میكنند.اگر شما میله ایرا كمیحرارت دهید و ان را نزدیك [[طیف نما]] نگه دارید بخش قرمز ان پر رنگ نر خواهد بودو اگر جسم را بیشتر حرارت دهید نوك نوار به رنگ ابیمتمایل میشود. |
| − | با علم به | + | با علم به اینكه هر اتم داغ و ملتهب امواجیبا طول موج مشخص از خود ساطع میكند و اینكه اتم هر عنصر دقیقا همان طول موجیرا از نور پیوسته جذب میكند كه هنگام بر انگیخته شدن ان را تابش میكند اخترشناسان توانسته اند به كمك نوع خواصیاز طیف نگارها به عناصر موجود در گاز هایداخل جو ستاره هاینزدیك مانند خورشید و همچنین توده گاز هایسرد و شناوریكه در سر راه تابش نور ستاره ها به زمین قرار دارند پی ببرند. |
| − | == | + | ==روشناییدرخشندگیو بزرگی== |
| − | با نگاه كردن به اسمان شب | + | با نگاه كردن به اسمان شب میپندارید كه همه ستاره ها در یك صفحه بزرگ و با فاصله هایمساویاز سطح زمین قرار دارند در حالیكه بیشتر این ستاره ها میلیون ها كیلومتر از هم فاصله دارند.بعضیاز ستاره ها روشن تر از بقیه به نظر میرسند در حالیكه ممكن است ستاره ایكه كم نور تر است از ستاره یدرخشان مجاورش بزرگتر باشد! |
| − | دو عامل درخشندگیو فاصله از ما | + | دو عامل درخشندگیو فاصله از ما میزان روشناییستاره را تعیین میكند. |
== سرعت و جهت حركت== | == سرعت و جهت حركت== | ||
| − | ستاره ها هم مانند همه اجرام | + | ستاره ها هم مانند همه اجرام كیهانیحركت میكنند.حركت ستاره ها بر طول موج نور ارسالیانها اثر میگذارد.درست شبیه صدایازیر یك ماشین اتش نشانیكه در هنگام نزدیك شدن به ما صدایزیر ترینسبت به زمان دور شدن از ما دارد این پدیده اثر دوپلور نام دارد.با اندازه گیریطیف ستاره ها و مقایسه انها با طیف استاندارد میتوان جهت و سرعت حركت ستاره را اندازه گیریكرد.اگر طیف تابش شده از ستاره به سمت رنگ ابیجا به جا شود ستاره در حال نزدیك شدن به ما است و اگر این طیف به سمت رنگ قرمز حركت كند به این معنیاست كه ستاره در حال دور شدن از ما است. |
== تحولات ستاره ها== | == تحولات ستاره ها== | ||
| − | پس از اثبات برابریجرم و انرزیاز | + | پس از اثبات برابریجرم و انرزیاز سویانیشتین دانشمندان تشخیص دادند كه در تمامیستارگان تغییر و تحول رخ میدهد.ستاره ها براینورافشانیانرزیمصرف میكنند بنابراین باید مقداریاز ماده خود را به انرزیتبدیل كنند. همان طور كه اتش زغال با خاكستر شدن اخرین شراره هایش خاموش میشود ستاره نیز با بایان یافتن انبار عظیم سوخت هسته ایمیمیرد.امروز نیز ستاره هایپیری را میبینیم كه تاریك میشوند در حالیكه ستاره هایدیگرینیز متولد میشوند تا جایگزین انها شوند.هنوز هم ستاره های جوانیبسیار در میان گاز هایسرد كیهانیدر حال شكل گرفتن هستند.خورشید سنین میانیخود را به ارامیمیگذراند و برخیاز پیر ترین 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.این مراحل برای انسان حدود 70 سال طول میكشد اما در مورد ستاره ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است.بنابراین هیچكس نمیتواند رشد یك ستاره را از تولد تا مرگ ان دنبال كند پس این سوال مطرح میشود كه دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه میكنند؟ تصور كنید در حالیكه هیچ گاه درختیندیده اید شما را به میان جنگل ببرند چه پیش میاید؟درختان گوناگونیاز جوانه هایكوچك تا درختان غول پیكر خواهید دید كه در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندكیدقت كنید میتوانید به چرخه حیات درختان پیببرید.اخترشناسان به روشیمشابه با استفاده از قوانین فیزیك و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگییك ستاره پیببرند. |
== تولد ستاره== | == تولد ستاره== | ||
| − | به جز اجرام درخشانیكه در اسمان | + | به جز اجرام درخشانیكه در اسمان تاریك شب دیده میشوند ابر هایگازیو توده هایغباریبسیاریهم در كیهان پخش شده اند.از انجا كه این توده هایسرد شناور {سحابیها} از خود نوریتابش نمیكنند اغلب نمیتوان ان را دید.گاهیاوقات با عبور یك كهكشان و یا بر اثر امواج ضربه ایحاصل از انفجار یك ستاره بزرگ این ابر ها و غبارات گازیسرگردان به هم نزدیك میشوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تریرا به وجود میاورند. |
| − | به | + | به تدریج و با متراكم شدن ذرات در مركز توده نیروی جاذبه بیشتریبه وجود میاید و در نتیجه گاز ها و ذرات بیشتریاز اطراف به سمت مركز جذب میشوند و شروع به چرخش به دور ان میكنند.به مرور زمان توده شكل قرص دواریبه خود میگیرد و چرخش ان سریع تر میشود.هر چه قرص بزرگتر شود نیرویجاذبه ان افزایش مییابد و مانند یك جاروبرقیتمامیگاز ها و ذرات اطراف را به سمت مركز خود میكشد. |
| − | با | + | با افزایش تراكم و فشار در مركز قرص دمایگاز كه قسمت اعظم ان را هیدروژن تشكیل میدهد مدام افزایش مییابد.با گذشت یك میلیون سال هسته ایداغ و چگال با دماییحدود 1500 درجه در مركز این قرص دوار شكل میگیرد كه ان را پیش ستاره مینامند.طیمیلیون 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 این شرایط پیش ستاره اماده تبدیل شدن به یك ستاره واقعیمیشود. |
| − | + | وقتیدمایپیش ستاره به 7 میلیون درجه سانتیگراد رسید اتم هایهیدروژن هسته طیواكنش گداخت هسته ای{فیوژن} با هم تركیب و به اتم هلیوم تبدیل میشوند.انرژیگرماییحاصل از این واكنش هسته ایبه همراه فشار ناشیاز تراكم اتم ها در مركز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتیجه افزایش واكنش هایهم جوشیهسته ایمیشود.جذب گاز توسط پیش ستاره تا حدیادامه مییابد كه میان نیرویجاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشیاز انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ایجاد میشود.پس از برقراریاین تعادل ستاره نورانیشكل میگیرد.اما اگر جرم كافیاز گاز ها و غبار در اطراف پیش ستاره نباشد ستاره ایهم شكل نمیگیرد و به جایان[[كوتوله قهوه ای]] متولد میشود. | |
==زندگیتا مرگ ستاره== | ==زندگیتا مرگ ستاره== | ||
| − | در هسته هر ستاره ایكه در اسمان میدرخشد واكنش | + | در هسته هر ستاره ایكه در اسمان میدرخشد واكنش هایعظیم هم جوشیرخ میدهد تا ستاره مانند یك لامپ غول پیكر كیهانیاز خود نور تولید كند.هنگامیكه ستاره شكل میگیرد گرانش ان میكوشد تا گاز هایخود را منقبض كند و در فرو كشد اما واكنش هایهسته ایكه در مركز ستاره رخ میدهد چنان انرژیعظیمیبه سویخارج هسته ازاد میكند كه از فرو پاشیدن ستاره جلوگیریمیكند. |
| − | زمانیكه ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام كرد و تمام | + | زمانیكه ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام كرد و تمام هیدروژن هسته ان به هلیوم تبدیل شد وارد مرحله جدیدیاز زندگیخود میشود.با افزایش دمای مركز بر اثر واكنش هایهسته ایستاره سعیمیكند تا هیلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تریچون اكسیژن و كربن تبدیل كند.اگر ستاره به اندازه كافیبزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم كافیبرایادامه عمل هم جوشیهسته ایخواهد داشت.در این صورت با رسیدن دمایدرون ستاره به 700 میلیون درجه سانتیگراد اتم هایكربن مركز ستاره هم به نئون و منیزیم تبدیل خواهد شد.انرژیحرارتیعظیمیكه در مركز ستاره تولید میشود با انتقال به لایه هایروییموجب ادامه تبدیل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه هایبیرونیستاره بزرگ و بزرگتر میشود تا به ابرغول سرخ رنگیتبدیل شود. |
| − | هنگامیكه دمایمركز ستاره به 2 | + | هنگامیكه دمایمركز ستاره به 2 میلیارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم هایاكسیژن نیز به یكدیگر جوش میخورند و اتم های سیلیكون و گوگرد تولید میشوند.در حرارت بالای3 میلیارد درجه این عناصر به اهن تبدیل خواهند شد.اما از انجا كه ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشكیل عناصر سنگین تر را نمیدهد این اخرین واكنشیاست كه میتواند در مركز ستاره رخ دهد. |
| − | با | + | با پایان عمل همجوشیو با متوقف شدن تولید انرژیدر مركز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه میكند و در كمتر از یك صدم ثانیه هسته ستاره تحت فشار زیاد متلاشیمیشود.دمایمركز ناگهان به 100 میلیارد درجه سانتیگراد افزایش مییابد.لایه هایبالاییبا سرعتیحیرت انگیز به درون هسته فرو میریزند. بر اثر افزایش فشار و دمایناگهانیساختار اتم هایمركز درهم میشكند.الكترون ها از مدار خود به درون هسته اتم میافتند و در تركیب با پروتون ها به نوترون تبدیل میشوند.بر اثر این واكنش انرژیبسیار زیادیازاد میشود و ناگهان ستاره با انرژیفوق العاده زیادیمنفجر میشود و همه مواد و گاز هایان با شدت باورنكردنیبه فضایاطراف پرتاب میشوند. |
== منبع == | == 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 | 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 | + | كتاب اسرار كیهان/نویسنده:بهنام محمدپناه |
[[ رده:اخترفیزیک]] | [[ رده:اخترفیزیک]] | ||
نسخهٔ ۱۴ نوامبر ۲۰۱۲، ساعت ۱۵:۳۴
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 سیارات از خود گرما و نور ساطع میكنند.خورشید ما یك ستاره است.با اینكه خورشید یك میلیون برابر بزرگتر از زمین است اما ستاره بزرگیبه حساب نمیاید و در كیهان ستاره هایبسیار بزرگتر از خورشید هم یافت میشود.پس از خورشید نزدیك ترین ستاره به ما بیش از 4 سال نوریفاصله دارد.فاصله برخیاز ستاره هاییكه در شب میبینیم به صدها هزار سال نوریهم میرسد.كوچكترین ستاره هایدرخشان كوتوله هایسفید نام دارند.با اینكه این ستاره ها تقریبا هم اندازه زمین هستند جرم و چگالیزیادیدارند.از طرفیبعضیستاره هایدر حال مرگ بسیار بزرگ و غول اسا هستند.بزرگیتعدادیاز این ابرغول ها به 50 میلیون برابر خورشید میرسد.بعضیاز ستاره ها كه ما انها را ابرنواختر مینامیم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشید میدرخشند و سپس به تاریكیمیگرایند و به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل میشوند. در اغاز این بحث ابتدا بعضیاز خصوصیات مشترك ستاره ها ذكر میشود و در ادامه با بررسیچرخه عمر انها تفاوت هایاصلیستاره ها اشكار میشود
دما و طیف
اگر شما یك میله فلزیرا داغ كنید ابتدا رنگ ان قرمز میشود و اگر ان را بیشتر حرارت دهید رنگ میله به ترتیب زرد نارنجیسفید و در نهایت رنگشان ابیخواهد شد.این قضیه درباره ستاره ها نیز صادق است.بعضیاز ستاره ها یسیار داغ و برخیسرد هستند.دمایستاره ها را از رویرنگشان میتوان تشخیص داد.یك ستاره ابیاز رنگ زرد و ان هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از رویرنگ یك ستاره میتوانند به طور تقریبیدمایسطح ان را تعیین كنند.دمایسطح ستاره هایزرد رنگ {مانند خورشید} حدود 6000 درجه و دمایسطح ستاره سرخ و تقریبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفیدمایسطحیستاره هایابیرنگ بسیار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم میرسد. هر جسم داغ طیفیاز امواج الكترومغناطیس ساطع میكند.البته چشم ما قادر است فقط بخشیاز این طیف را در محدوده نور مرئیببیند به همین دلیل دانشمندان برایمشاهده طیف كامل این امواج از وسیله ایبه نام طیف نگار استفاده میكنند.اگر شما میله ایرا كمیحرارت دهید و ان را نزدیك طیف نما نگه دارید بخش قرمز ان پر رنگ نر خواهد بودو اگر جسم را بیشتر حرارت دهید نوك نوار به رنگ ابیمتمایل میشود. با علم به اینكه هر اتم داغ و ملتهب امواجیبا طول موج مشخص از خود ساطع میكند و اینكه اتم هر عنصر دقیقا همان طول موجیرا از نور پیوسته جذب میكند كه هنگام بر انگیخته شدن ان را تابش میكند اخترشناسان توانسته اند به كمك نوع خواصیاز طیف نگارها به عناصر موجود در گاز هایداخل جو ستاره هاینزدیك مانند خورشید و همچنین توده گاز هایسرد و شناوریكه در سر راه تابش نور ستاره ها به زمین قرار دارند پی ببرند.
روشناییدرخشندگیو بزرگی
با نگاه كردن به اسمان شب میپندارید كه همه ستاره ها در یك صفحه بزرگ و با فاصله هایمساویاز سطح زمین قرار دارند در حالیكه بیشتر این ستاره ها میلیون ها كیلومتر از هم فاصله دارند.بعضیاز ستاره ها روشن تر از بقیه به نظر میرسند در حالیكه ممكن است ستاره ایكه كم نور تر است از ستاره یدرخشان مجاورش بزرگتر باشد! دو عامل درخشندگیو فاصله از ما میزان روشناییستاره را تعیین میكند.
سرعت و جهت حركت
ستاره ها هم مانند همه اجرام كیهانیحركت میكنند.حركت ستاره ها بر طول موج نور ارسالیانها اثر میگذارد.درست شبیه صدایازیر یك ماشین اتش نشانیكه در هنگام نزدیك شدن به ما صدایزیر ترینسبت به زمان دور شدن از ما دارد این پدیده اثر دوپلور نام دارد.با اندازه گیریطیف ستاره ها و مقایسه انها با طیف استاندارد میتوان جهت و سرعت حركت ستاره را اندازه گیریكرد.اگر طیف تابش شده از ستاره به سمت رنگ ابیجا به جا شود ستاره در حال نزدیك شدن به ما است و اگر این طیف به سمت رنگ قرمز حركت كند به این معنیاست كه ستاره در حال دور شدن از ما است.
تحولات ستاره ها
پس از اثبات برابریجرم و انرزیاز سویانیشتین دانشمندان تشخیص دادند كه در تمامیستارگان تغییر و تحول رخ میدهد.ستاره ها براینورافشانیانرزیمصرف میكنند بنابراین باید مقداریاز ماده خود را به انرزیتبدیل كنند. همان طور كه اتش زغال با خاكستر شدن اخرین شراره هایش خاموش میشود ستاره نیز با بایان یافتن انبار عظیم سوخت هسته ایمیمیرد.امروز نیز ستاره هایپیری را میبینیم كه تاریك میشوند در حالیكه ستاره هایدیگرینیز متولد میشوند تا جایگزین انها شوند.هنوز هم ستاره های جوانیبسیار در میان گاز هایسرد كیهانیدر حال شكل گرفتن هستند.خورشید سنین میانیخود را به ارامیمیگذراند و برخیاز پیر ترین 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.این مراحل برای انسان حدود 70 سال طول میكشد اما در مورد ستاره ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است.بنابراین هیچكس نمیتواند رشد یك ستاره را از تولد تا مرگ ان دنبال كند پس این سوال مطرح میشود كه دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه میكنند؟ تصور كنید در حالیكه هیچ گاه درختیندیده اید شما را به میان جنگل ببرند چه پیش میاید؟درختان گوناگونیاز جوانه هایكوچك تا درختان غول پیكر خواهید دید كه در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندكیدقت كنید میتوانید به چرخه حیات درختان پیببرید.اخترشناسان به روشیمشابه با استفاده از قوانین فیزیك و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگییك ستاره پیببرند.
تولد ستاره
به جز اجرام درخشانیكه در اسمان تاریك شب دیده میشوند ابر هایگازیو توده هایغباریبسیاریهم در كیهان پخش شده اند.از انجا كه این توده هایسرد شناور {سحابیها} از خود نوریتابش نمیكنند اغلب نمیتوان ان را دید.گاهیاوقات با عبور یك كهكشان و یا بر اثر امواج ضربه ایحاصل از انفجار یك ستاره بزرگ این ابر ها و غبارات گازیسرگردان به هم نزدیك میشوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تریرا به وجود میاورند. به تدریج و با متراكم شدن ذرات در مركز توده نیروی جاذبه بیشتریبه وجود میاید و در نتیجه گاز ها و ذرات بیشتریاز اطراف به سمت مركز جذب میشوند و شروع به چرخش به دور ان میكنند.به مرور زمان توده شكل قرص دواریبه خود میگیرد و چرخش ان سریع تر میشود.هر چه قرص بزرگتر شود نیرویجاذبه ان افزایش مییابد و مانند یك جاروبرقیتمامیگاز ها و ذرات اطراف را به سمت مركز خود میكشد. با افزایش تراكم و فشار در مركز قرص دمایگاز كه قسمت اعظم ان را هیدروژن تشكیل میدهد مدام افزایش مییابد.با گذشت یك میلیون سال هسته ایداغ و چگال با دماییحدود 1500 درجه در مركز این قرص دوار شكل میگیرد كه ان را پیش ستاره مینامند.طیمیلیون 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 این شرایط پیش ستاره اماده تبدیل شدن به یك ستاره واقعیمیشود. وقتیدمایپیش ستاره به 7 میلیون درجه سانتیگراد رسید اتم هایهیدروژن هسته طیواكنش گداخت هسته ای{فیوژن} با هم تركیب و به اتم هلیوم تبدیل میشوند.انرژیگرماییحاصل از این واكنش هسته ایبه همراه فشار ناشیاز تراكم اتم ها در مركز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتیجه افزایش واكنش هایهم جوشیهسته ایمیشود.جذب گاز توسط پیش ستاره تا حدیادامه مییابد كه میان نیرویجاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشیاز انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ایجاد میشود.پس از برقراریاین تعادل ستاره نورانیشكل میگیرد.اما اگر جرم كافیاز گاز ها و غبار در اطراف پیش ستاره نباشد ستاره ایهم شكل نمیگیرد و به جایانكوتوله قهوه ای متولد میشود.
زندگیتا مرگ ستاره
در هسته هر ستاره ایكه در اسمان میدرخشد واكنش هایعظیم هم جوشیرخ میدهد تا ستاره مانند یك لامپ غول پیكر كیهانیاز خود نور تولید كند.هنگامیكه ستاره شكل میگیرد گرانش ان میكوشد تا گاز هایخود را منقبض كند و در فرو كشد اما واكنش هایهسته ایكه در مركز ستاره رخ میدهد چنان انرژیعظیمیبه سویخارج هسته ازاد میكند كه از فرو پاشیدن ستاره جلوگیریمیكند. زمانیكه ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام كرد و تمام هیدروژن هسته ان به هلیوم تبدیل شد وارد مرحله جدیدیاز زندگیخود میشود.با افزایش دمای مركز بر اثر واكنش هایهسته ایستاره سعیمیكند تا هیلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تریچون اكسیژن و كربن تبدیل كند.اگر ستاره به اندازه كافیبزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم كافیبرایادامه عمل هم جوشیهسته ایخواهد داشت.در این صورت با رسیدن دمایدرون ستاره به 700 میلیون درجه سانتیگراد اتم هایكربن مركز ستاره هم به نئون و منیزیم تبدیل خواهد شد.انرژیحرارتیعظیمیكه در مركز ستاره تولید میشود با انتقال به لایه هایروییموجب ادامه تبدیل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه هایبیرونیستاره بزرگ و بزرگتر میشود تا به ابرغول سرخ رنگیتبدیل شود. هنگامیكه دمایمركز ستاره به 2 میلیارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم هایاكسیژن نیز به یكدیگر جوش میخورند و اتم های سیلیكون و گوگرد تولید میشوند.در حرارت بالای3 میلیارد درجه این عناصر به اهن تبدیل خواهند شد.اما از انجا كه ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشكیل عناصر سنگین تر را نمیدهد این اخرین واكنشیاست كه میتواند در مركز ستاره رخ دهد. با پایان عمل همجوشیو با متوقف شدن تولید انرژیدر مركز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه میكند و در كمتر از یك صدم ثانیه هسته ستاره تحت فشار زیاد متلاشیمیشود.دمایمركز ناگهان به 100 میلیارد درجه سانتیگراد افزایش مییابد.لایه هایبالاییبا سرعتیحیرت انگیز به درون هسته فرو میریزند. بر اثر افزایش فشار و دمایناگهانیساختار اتم هایمركز درهم میشكند.الكترون ها از مدار خود به درون هسته اتم میافتند و در تركیب با پروتون ها به نوترون تبدیل میشوند.بر اثر این واكنش انرژیبسیار زیادیازاد میشود و ناگهان ستاره با انرژیفوق العاده زیادیمنفجر 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 كیهان/نویسنده:بهنام محمدپناه
