ستارگان رشته اصلی (کوتوله‌ها) (Main Sequence or Dwarfs)
حدود ۹۰ درصد ستارگان جهان جز ستارگان رشته‌ی اصلی هستند. خورشید نیز یک ستاره رشته اصلی است. این دسته جرم‌های یک دهم تا ۲۰۰ برابر جرم خورشید را شامل می‌شوند. در این ستارگان ارتباط عادی میان دما و درخشندگی برقرار است. ستارگان رشته اصلی اتم‌های هیدروژن را در هسته خود به اتم‌های هلیوم همجوشی می‌کنند.
شکل‌گیری
دانستیم ستارگان از ابرهایی از گاز فشرده و چگال به نام پیش‌ستاره‌ها متولد می‌شوند و شناسایی آنها تاحدی دشوار است. اجرامی با جرم کمتر از ۰.۸ جرم خورشید قابلیت رسیدن به مرحله‌ی همجوشی هسته‌ای را در هسته‌ی خود ندارند؛ پس، به کوتوله‌ی قهوه‌ای تبدیل می‌شوند که قابلیت احتراق ندارند. اما اگر ستاره‌ای جرم مناسب داشته باشد، تحت رمبش گاز و غبار گرم‌تر و گرم‌تر می‌شود و ستاره به دمایی می‌رسد که هیدروژن را به هلیوم همجوشی می‌کند. به این ترتیب ستاره فعال شده و به فاز ستاره‌ی رشته‌ی اصلی وارد می‌شود. همجوشی نیرویی برون‌سو تولید می‌کند. این نیرو در برابر فشار گرانشی دورن‌سو مقاومت می‌کند و بدین ترتیب ستاره پایدار می‌شود. در این حالت گفته می شود ستاره در حالت تعادل هیدرواستاتیکی قرار دارد.
یک ستاره در بیشتر طول عمر خود، به واسطه نیروی گرانشی (به علت جرم ستاره) و فشار گاز (به علت تولید انرژی در هسته ستاره) در تعادل به سر می‌برد و گفته می‌شود ستاره در تعادل هیدرواستاتیکی است.
ستارگان رشته‌ی اصلی جرم‌های مختلفی دارند. ستارگانی که جرم بیشتری دارند، تحت فشار گرانش نیرومندی قرار می‌گیرند. در این حالت هسته به شدت داغ می‌شود و واکنش‌های همجوشی با آهنگی سریع‌تر نسبت به ستارگان کمجرم صورت می‌گیرد. پس، سوختشان سریع‌تر مصرف می‌شود. این مرحله برای خورشید ۱۰ میلیارد سال است. متعاقباً یک ستاره‌ی پرجرم به‌اندازه‌ی ۱۰ جرم خورشیدی، ۲۰ میلیون سال را در این فاز سپری می‌کند و در مقابل یک ستاره کمجرم با جرمی به اندازه نصف جرم خورشید می‌تواند ۸۰ میلیارد سال عمر کند. این مقدار طول عمر بسیار بیشتر از سن کیهان است و نشان می‌دهد همه‌ی ستارگان کمجرم، هنوز ستاره رشته اصلی هستند.
ستارگان عمدتاً از هیدروژن و هلیوم تشکیل می‌شوند. برحسب جرم، خورشید از ۷۳ درصد هیدروژن و ۲۵ درصد هلیوم تشکیل شده است و ۲ درصد باقیمانده آن را عناصر سنگین‌تر تشکیل می‌دهند. لازم به ذکر است در ستاره‌شناسی، به عناصری با عدد اتمی بیشتر از ۲، یعنی عناصر سنگین‌تر از هلیوم، فلز گفته می‌شود و مهم است با مفاهیم دیگر، به‌ویژه مفاهیم شیمی اشتباه گرفته نشود. درواقع فلزینگی، فراوانی عناصر سنگین‌تر از هلیوم را در یک ستاره اندازه می‌گیرد. هسته‌زایی عملی است که به‌طور عمده در ستارگان رشته‌ی اصلی رخ می‌دهد و به تولید هسته‌های سنگین‌تر از هیدروژن اشاره دارد. این فرایند از طریق دو روش مختلف امکان‌پذیر است:
همجوشی هسته‌ای درون هسته‌ی ستاره رشته اصلی شامل هسته هیدروژن مثبت، اتم‌های هیدروژن یونیده‌شده یا پروتون‌ها است. این ذرات با هم برخورد می‌کنند و در فرایند انرژی آزاد می‌کنند. در این مرحله‌ی واکنش، جرم ترکیب‌شده فراورده‌ها کمتر از جرم کل واکنش‌دهنده‌هاست. بنابراین، طبق معادله معروف اینشتین [E=mc^2]، انرژی آزاد می‌شود. در این معادله m درواقع تغییری است که در مقدار جرم رخ می‌دهد. وقتی هیدروژن به هلیوم تبدیل می‌شود ۴ پروتون به یک هلیوم تبدیل می‌شوند. بنایراین هسته‌های کم‌تری در اطراف وجود دارد؛ به این ترتیب:
- هسته‌های باقیمانده باید سریع‌تر حرکت کنند تا فشار را همانند قبل نگه دارند
- گاز در مرکز داغ‌تر می‌شود
- این موضوع باعث می‌شود همجوشی با افزایش دما سریع‌تر شود
در نتیجه ستاره با افزایش عمر، درخشان‌تر می‌شود.
ساختار
از آنجا که تفاوت دما بین هسته و سطح یا فوتوسفر وجود دارد، انرژی به سمت خارج منتقل می‌شود. دو روش برای انتقال این انرژی وجود دارد: تابش و همرفت. در ناحیه‌ی تابش، انرژی از طریق تابش منتقل می‌شود، در مقابل، همرفت پایدار است و مقدار بسیار کمی از پلاسما امکان ترکیب شدن پیدا می‌کند. از طرفی، در یک منطقه‌ی همرفت، انرژی با حرکت فشرده‌ی پلاسما منتقل می‌شود؛ در این حالت مواد داغ‌تر در ستون‌هایی به سمت بالا حرکت می‌کنند تا به سطح برسند و از طرفی موادی که سرد می‌شوند به سمت پایین حرکت می‌کنند. انتقال انرژی به روش همرفت بهتر از تابش است، اما تنها در شرایطی ایجاد می‌شود که شیب گرادیان دمایی تند باشد.
ساختار یک ستاره رشته اصلی خورشید-مانند. از داخل: هسته، ناحیه تابشی، ناحیه همرفتی، فوتوسفر، کروموسفر، تاج
مراحل پایانی
در نهایت ستاره‌ی رشته‌ی اصلی با سوزاندن هیدورژن خود دستخوش تحولاتی خواهد شد. ستاره‌هایی با یک چهارم جرم خورشید مستقیماً به‌صورت یک کوتوله‌ی سفید رمبش می‌کنند. ستارگان بزرگ‌تر به سمت داخل رمبش می‌کنند، بنابراین، دما به قدری داغ می‌شود که هلیوم را به کربن همجوشی می‌کنند. فشار همجوشی نیرویی برون‌سو تولید می‌کند. این نیرو ستاره را چندین برابر بزرگ‌تر از حالت قبلی خود می‌کند. این شکل تغییریافته، ستاره غول سرخ نام دارد. خورشید ما نیز در نهایت به غول سرخ تبدیل می‌شود؛ اما چون هنوز ۵ میلیارد سال از عمر خورشید در حالت رشته‌ی اصلی باقی مانده، هیچ جای نگرانی برای ما وجود ندارد. اگر ستاره‌ی رشته اصلی تا ۱۰ برابر جرم خورشید باشد، طی ۱۰۰ میلیون سال، مواد خود را می‌سوزاند و به یک کوتوله‌ی سفید فوق‌العاده متراکم رمبش می‌کند. ستاره‌های پرجرم‌تر مرگ را به‌صورت یک انفجار خشن ابرنواختری تجربه می‌کنند و عناصر سنگین‌تر موجود درون هسته خود را در سراسر کهکشان پراکنده می‌سازند. هسته‌ی باقیمانده می‌تواند یک ستاره‌ی نوترونی باشد. این جرم آسمانی می‌تواند در شکل‌های مختلف دیگر ظاهر شود.
خورشید یک ستاره رشته اصلی از نوع G2V (با دمای سطحی ۵،۷۰۰ کلوین) است؛ این ستاره برای داشتن حیات روی یکی از سیاره‌هایش، زمین، به قدر کافی بزرگ و داغ است.
کوتوله‌های سرخ/Red Dwarfs
کوتوله‌های سرخ از انواع متداول ستاره‌ها در جهان هستند. این کوتوله‌ها جز ستارگان رشته اصلی هستند؛ اما جرم کمی دارند و از همین رو، از خورشید ما بسیار خنک‌تر هستند و در رده‌ی طیفی M قرار می‌گیرند. کوتوله‌های سرخ می‌توانند سوخت هیدروژنی را به‌مدت طولانی‌تری در هسته‌ی خود نگه دارند. دانشمندان تخمین می‌زنند کوتوله‌های سرخ تا ۱۰ تریلیون سال به سوزاندن سوخت خود ادامه می‌دهند. ستاره‌های کوچک‌تر مسیر ملایم‌تری دارند. کوچک‌ترین آنها ۰.۰۷۵ جرم خورشید هستند و می‌توانند تا نصف جرم خورشید را داشته باشند. دمای سطحی این ستارگان کمتر از ۴۰۰۰ کلوین است. در برخی موارد، کوتوله‌های سرخ ستارگان رشته اصلی از نوع K را نیز دربر می‌گیرند.
کوتوله‌های سرخ به‌علت داشتن عمر طولانی، منابع خوبی برای سیاره‌های حامل حیات به حساب می‌آیند؛ زیرا برای چنین مدت طولانی پایدار هستند. با این حال بر سر قابلیت سکونت سیاره‌ای در سیستم‌های کوتوله سرخ به‌شدت بحث می‌شود. عواملی وجود دارند که حیات را با دشواری مواجه می‌سازند. از جمله، سیارات در منطقه‌ی مسکونی این ستارگان، به‌دلیل نزدیکی به سیاره‌ی مادر قفل گرانشی می‌شوند؛ بدین معنی که بخشی از سیاره پیوسته رو به ستاره و روشنایی خواهد بود و بخش دیگر آن مدام در تاریکی قرار می‌گیرد. این موضوع اختلاف دمایی شدیدی در دو بخش سیاره ایجاد می‌کند. به این ترتیب، به نظر می‌رسد چنین شرایطی به‌سختی بتواند از حیات، به‌ویژه حیات زمینی، پشتیبانی کند.
از طرفی تغییر در انرژی خروجی هم می‌تواند آثار منفی در شکل‌گیری حیات داشته باشد. این ستارگان اغلب ستاره‌های شراره‌دار هستند و شراره‌هایی عظیم تولید می‌کنند که درخشندگی آنها را در عرض چند دقیقه دو برابر می‌کند. مطالعات نشان می‌دهد که این ستارگان ممکن است منبع شراره‌های پرانرژی و میدان‌های مغناطیسی باشند و به‌همین دلیل امکان حیات بدان صورت که می‌شناسیم ناممکن خواهد بود.
تصویر مفهومی از یک ستاره کوتوله سرخ. این کوتوله‌ها از لحاظ مغناطیسی فعال هستند و لکه‌های سیاه و زبانه‌های عظیم کمانی دارند. همچنین شراره‌های تولیدشده در سطح این ستاره می‌تواند تا نزدیکی جو سیاره‌های موجود در اطراف ستاره کوتوله برسند و در طول زمان جو سیاره را از بین ببرند یا سطح سیاره را برای حیات به گونه‌ای که ما می‌شناسیم ناممکن کند.
کوتوله‌های سفید/White Dwarfs
با توجه به نمودار هرتسپرونگ-راسل، می توان انواع ستارگانی را یافت که در سمت چپ و پایین نمودار قرار گرفته‌‌اند. این ستارگان چه مشخصه‌هایی دارند؟
این قبیل اجرام آسمانی برای قرار گرفتن در سمت چپ نمودار باید بسیار داغ (سفید) و برای قرار گرفتن در پایین نمودار باید نسبتاً کم‌نور باشند. تنها توضیح برای اینکه چگونه ستاره‌ای می‌تواند هم داغ و هم کم‌نور باشد، کوچک بودن اندازه‌ی آن است. در این صورت بخش پایین سمت چپ نمودار محلی منطقی برای کوتوله‌های سفید به‌شمار می‌آید.
کشف
اولین ستاره‌ی کوتوله سفید به‌دلیل همراهی با ستاره شعرای یمانی کشف شد. شعرای یمانی ستاره‌ای درخشان در صورت فلکی کلب اکبر است. در سال ۱۸۴۴، فردریش بسل نوسانی در حرکت ستاره دریافت؛ گویا ستاره حول جرمی نامرئی در گردش بود. آلوان کلارک، سازنده اپتیک و تلسکوپ، این جرم آسمانی مرموز را مکان‌یابی کرد. بعدها معلوم شد این ستاره همراه یک کوتوله سفید است. این جفت ستاره اکنون به نام شعرای یمانی A و B شناخته می‌شوند و ستاره B همان کوتوله سفید است.
تصویر مفهومی از شعرای یمانی A و B، یک سیستم دوتایی. شعرای یمانی A یک ستاره رشته اصلی (ستاره بزرگ) است و ستاره همراه آن، شعرای یمانی B (ستاره کوچک) یک کوتوله سفیداست.
عامل پایداری کوتوله سفید، فشار تبهگنی الکترون است
گرانش روی سطح یک کوتوله سفید ۳۵۰ هزار برابر گرانش زمین است. کوتوله‌ی سفید بیشتر از پلاسمایی با الکترون و هسته‌های ناپیوندی تشکیل شده است. یک کوتوله‌ی سفید می‌تواند تا دمای صفر خنک شود و در عین حال انرژی بالایی داشته باشد. کوتوله‌های سفید معروف به کوتوله‌های تبهگن، بقایای هسته‌ی ستاره‌ای هستند. این ستارگان به‌طور عمده از ماده‌ی الکترون تبهگن تشکیل شده‌اند.
فشارهای درون ستاره‌ی کوتوله‌ی سفید چنان زیاد می‌شود که همه‌ی هسته‌های اتم‌هایش، مانند تیله‌های شیشه‌ای، در کوچک‌ترین فضای ممکن تنگ هم جا می‌گیرند. اتم‌ها عمدتاً دارای فضای خالی‌اند (اگر اتمی به اندازه استادیوم فوتبال بزرگ شود،هسته مانند نخودی است در میانه‌ی میدان، با الکترونی ریز که در دورترین صندلی‌ها از این سو به آن سو می‌رود). اما در ستاره کوتوله سفید همه آن فضای اضافی به شدت
کاهش می‌یابد. همزمان، الکترون‌های آزادش انرژی و فشار درونی ایجاد می‌کنند و نمی‌گذارد اتم از آن بیشتر برمبد. آنها با الکترون‌هایی که با هرج‌ومرج به هم ضربه می‌زنند (قاعده مکانیک کوانتومی فرمول‌بندی‌شده توسط ولفگانگ پائولی ادغام آنها را قدغن می‌کند)، در برابر فشار بیشتر مقاومت می‌کنند و دلیل پایداری کوتوله سفید همین است: فشار فوق‌العاده‌ی واردشده از سوی الکترون‌های پرسرعت و به شدت محدودشده، موسوم به فشار تبهگنی به ستاره اجازه نمی‌دهد بیشتر از این دستخوش تراکم شود.
این فشار حتی از نیرو‌های خردکننده‌ی واقع در مرکز خورشید ما میلیون‌ها بار قوی‌تر است. چنین فشاری تا پدیدار شدن علم مکانیک کوانتومی درک‌نشدنی بود. فشار تبهگنی الکترون ستاره را بسیار چگال می‌کند. کوتوله‌ی سفید در هنگام شکل‌گیری بسیار داغ است؛ اما در طول زمان به‌تدریج انرژی خود را در اثر تابش از دست می‌دهد و سرد می‌شود. در طول یک بازه‌ی زمانی بسیار طولانی که ستاره سرد می‌شود، مواد (از هسته) آن شروع به بلوری شدن می‌کنند. دمای پایین ستاره یعنی دیگر تشعشعاتی از نور و گرما وجود ندارد؛ پس کوتوله‌ی سیاهی شکل می‌گیرد. این فرایند تبدیل شدن بیشتر از سن کیهان تخمین زده شده است؛ یعنی هنوز کوتوله‌ی سیاهی وجود ندارد. به نظر می‌رسد کوتوله‌ی سفید آینده‌ی بسیاری از ستارگان از جمله خورشید و ۹۷ درصد ستارگان کهکشان راه‌شیری است؛ ستارگانی که جرمشان به‌اندازه‌ای زیاد نیست تا بتوانند به ستاره‌های نوترونی تبدیل شوند.
در برخی موارد افراطی اجرام کیهانی، از جمله کوتوله‌های سفید و ستاره‌های نوترونی، ماده رفتاری عجیب‌وغریب از خود نشان می‌دهد و به ماده‌ای تبدیل می‌شود که فیزیکدانان آن را به نام “ماده تبهگن” می‌شناسند.
گفته شد تحول ستارگان به جرم آنها بستگی دارد.ستارگان رشته اصلی از توده‌های ابری غبار و گاز، تحت گرانش شگل می‌گیرند. اکثر ستارگان پرجرم یعنی آن‌هایی که ۸ برابر خورشید و یا بیشتر جرم دارند، در پایان عمر طی انفجارهایی عظیم و خشن ابرنواختری به‌صورت ستاره‌ی نوترونی یا سیاه‌چاله در‌می‌آیند. برخی دیگر مثل کوتوله‌های سرخ مستقیماً پس از سوزاندن همه‌ی سوخت هیدروژنی خود، پوسته‌ای برجای می‌گذارند که همان کوتوله‌ی سفید است. ذکر این نکته لازم است که کوتوله‌های سرخ سوخت خود را طی تریلیون‌ها سال مصرف می‌کنند و از آنجا که عمر کیهان ۱۳.۸ میلیارد سال است، هیچ کوتوله‌ی سرخی به کوتوله سفید تبدیل نشده است.
پس از آنکه دوره‌ی همجوشی هیدروژنی ستارگان رشته‌ی اصلی با جرم کم یا متوسط پایان یافت، به‌صورت یک ستاره‌ی غول سرخ منبسط می‌شوند. از این زمان به بعد، ستاره شروع به همجوشی هلیوم به اکسیژن و کربن می‌کند. این رخداد در هسته‌ی ستاره از طریق یک فرایند آلفا-سه‌گانه انجام می‌گیرد. اگر ستاره جرم کافی برای همجوشی کربن نداشته باشد، لایه‌ی بیرونی خود را از دست می‌دهد و سحابی سیاره‌ای تشکیل می‌دهد. به این ترتیب، هسته‌ای از آن باقی می‌ماند که یک کوتوله سفید است (ستاره دیگر منبع انرژی ندارد، پس مواد درون آن نمی‌توانند وارد واکنش همجوشی شوند).
سیستم دوستاره‌ای
اگر ستاره کوتوله‌ی سفید بخشی از یک سیستم ستاره‌ای دوتایی باشد، اتفاقات جالبی رخ می‌دهند. کوتوله سفید می‌تواند مواد را از ستاره دیگر به سطح خود جذب کند و با افزایش جرم خود نتایج شگفت‌انگیزی ارائه دهد.
یک سناریو برای افزایش جرم کوتوله سفید این است که ستاره به‌صورت یک جرم چگال‌تر مثلاً یک ستاره‌ی نوترونی رمبش می‌کند.
دو ستاره کوتوله سفید در یک سیستم دوتایی دور هم می‌چرخند تا اینکه ادغام شوند.
یک نتیجه‌ی دیگر انفجار به‌صورت ابرنواختر نوع-I است. وقتی کوتوله‌ی سفید مواد ستاره‌ی همراه خود را جذب کرد، دمایش افزایش می‌یابد و در نهایت در انفجاری ابرنواختری، ستاره منهدم می‌شود. این فرایند به نام مدل تک-تبهگن از ابرنواختر نوع ۱a شناخته می‌شود.
اگر ستاره همراه، یک کوتوله‌ی سفید دیگر باشد، دو ستاره ادغام می‌شوند و انرژی آزاد می‌کنند. این فرایند مدل تبهگن دوگانه از ابرنواختر نوع ۱a نام دارد.
در مورد دیگر، کوتوله‌ی سفید می‌تواند ماده را از ستاره‌ی همراه خود جذب کند و مختصری به‌صورت ابرنواختر مشتعل شود. از آنجا که کوتوله‌ی سفید دست‌نخورده باقی می‌ماند، می‌تواند این فرایند را بارها و بارها با رسیدن به نقطه بحرانی تکرار کند.
حد چاندراسخار آن مقدار از جرم است که بیشتر از آن، فشار تبهگنی الکترون در هسته‌ی ستاره برای متعادل نگه داشتن گرانش ستاره ناکافی است. در نتیجه کوتوله‌ی سفید با جرمی بیشتر از این مقدار به رمبش گرانشی محکوم است و به نوع دیگری از بقایای ستاره‌ای مثل ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل می‌شود. حد چاندراسخار برای کوتوله‌ی سفید ۱.۴ جرم خورشیدی است و بیشتر از این جرم، فشار تبهگنی از ستاره در برابر فشار گرانش پشتیبانی نمی‌کند و ستاره به یک ستاره‌ی نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل می‌شود. فشار تبهگنی نوترونی، نوع دیگری از فشار است که یک ستاره‌ی نوترونی را پایدار نگه می‌دارد. در فشار و دماهای فوق‌العاده زیاد هسته، الکترون‌ها و پروتون‌ها در هم ادغام می شوند و نوترون‌ها و نوترینو‌ها را به وجود می‌آورند و نام ستاره نوترونی از همین جا ناشی شده است.https://www.zoomit.ir
دیدگاه‌ها بسته شده‌اند.