زندگی ستارگان به زبان ساده

ستاره شناسان تخمین می‌زنند که کیهان می‌تواند تایک سپتیلیون ستاره را در خود جای دهد که تعداد‌ آنها به 1,000,000,000,000,000,000,000,000 می‌رسد. کهکشان راه شیری ما به تنهایی دارای بیش از 100 میلیارد است، از جمله بهترین ستاره ما، خورشید که به خوبی مطالعه شده است.

ستارگان توپ های غول پیکری از گاز داغ هستند - عمدتاً هیدروژن، با مقداری هلیوم و مقادیر کمی از عناصر دیگر. هر ستاره چرخه زندگی خود را دارد که از چند میلیون تا تریلیون سال متغیر است و خواص آن با افزایش سن تغییر می‌کند.

تولد

ستاره ها در ابرهای بزرگی از گاز و غبار به نام ابرهای مولکولی تشکیل می‌شوند. ابرهای مولکولی بین 1000 تا 10 میلیون برابر خورشید جرم دارند و می‌توانند به اندازه صدها سال نوری وسعت داشته باشند. ابرهای مولکولی سرد هستند که باعث جمع شدن گاز و ایجاد حفره هایی با چگالی بالا می‌شود. برخی از این توده ها می‌توانند با یکدیگر برخورد کنند یا ماده بیشتری را جمع آوری کنند و با افزایش جرم آنها نیروی گرانشی آنها را تقویت کنند. در نهایت، گرانش باعث می‌شود که برخی از این توده ها فرو بریزند. وقتی این اتفاق می‌افتد، اصطکاک باعث گرم شدن مواد می‌شود که در نهایت منجر به ایجاد یک پیش ستاره - یک ستاره بچه می‌شود. دسته‌هایی از ستارگان که اخیراً از ابرهای مولکولی تشکیل شده‌اند، اغلب خوشه‌های ستاره‌ای نامیده می‌شوند و ابرهای مولکولی پر از خوشه‌های ستاره‌ای را مهدکودک ستاره‌ای می‌گویند

یک خورشید نارنجی مایل به برنزه، شعله‌های صورتی چرخان را کمی در جنوب وسط کره منتشر می‌کند.

خورشید ما، یک ستاره دنباله اصلی، در این تصویر که توسط رصدخانه دینامیک خورشیدی ناسا گرفته شده است، یک جرقه خورشیدی قوی منتشر می‌کند. اعتبار: NASA/SDO

در ابتدا، بیشتر انرژی پیش ستاره از گرمای آزاد شده در اثر فروپاشی اولیه آن می‌آید. پس از میلیون‌ها سال، فشارها و دماهای بسیار زیاد در هسته ستاره، هسته‌های اتم‌های هیدروژن را به هم فشرده می‌کنند تا هلیوم را تشکیل دهند، فرآیندی که همجوشی هسته‌ای نامیده می‌شود. همجوشی هسته ای انرژی آزاد می‌کند که ستاره را گرم کرده و از فروپاشی بیشتر آن تحت نیروی گرانش جلوگیری می‌کند.

ستاره شناسان ستارگانی را که به طور پایدار تحت همجوشی هسته ای هیدروژن به هلیوم ستاره های دنباله اصلی هستند می‌نامند. این طولانی ترین مرحله از زندگی یک ستاره است. درخشندگی، اندازه و دمای ستاره در طی میلیون ها یا میلیاردها سال در این مرحله به آرامی تغییر می‌کند. خورشید ما تقریباً در میانه مرحله توالی اصلی خود است.

گاز یک ستاره سوخت آن را فراهم می‌کند و جرم آن تعیین می‌کند که با چه سرعتی از منبع خود عبور می‌کند، با ستارگان کم جرم که طولانی تر، کم نورتر و سردتر از ستاره های بسیار پرجرم می‌سوزند. ستارگان پرجرمتر باید سوخت را با سرعت بیشتری بسوزانند تا انرژی تولید کنند که آنها را از فروپاشی تحت وزن خود باز دارد. برخی از ستارگان کم جرم تریلیون‌ها سال خواهند درخشید - طولانی‌تر از زمانی که جهان در حال حاضر وجود داشته است - در حالی که برخی از ستاره‌های پرجرم تنها چند میلیون سال عمر خواهند کرد.

مرگ

در ابتدای پایان عمر یک ستاره، هسته آن برای تبدیل به هلیوم، هیدروژن تمام می‌کند. انرژی تولید شده توسط همجوشی فشاری را در داخل ستاره ایجاد می‌کند که تمایل گرانش برای به هم کشاندن ماده را متعادل می‌کند، بنابراین هسته شروع به فروپاشی می‌کند. اما فشردن هسته، دما و فشار آن را نیز افزایش می‌دهد و ستاره را به آرامی پف می‌کند. با این حال، جزئیات مراحل پایانی مرگ ستاره به شدت به جرم آن بستگی دارد.

اتمسفر یک ستاره کم جرم تا زمانی که به یک ستاره غول پیکر یا غول پیکر تبدیل شود در حالی که همجوشی هلیوم را به کربن در هسته تبدیل می‌کند، به انبساط ادامه می‌دهد. (این سرنوشت خورشید ما در چند میلیارد سال آینده خواهد بود.) برخی از غول ها ناپایدار می‌شوند و ضربان دار می‌شوند و به طور دوره ای برخی از جو خود را باد کرده و به بیرون پرتاب می‌کنند. در نهایت، تمام لایه های بیرونی ستاره منفجر می‌شوند و یک ابر در حال گسترش از غبار و گاز به نام سحابی سیاره ای ایجاد می‌کنند.

چیزی که از این ستاره باقی مانده است، هسته آن است که اکنون کوتوله سفید نامیده می‌شود، سیاره ای ستاره ای تقریباً به اندازه زمین که به تدریج طی میلیاردها سال سرد می‌شود.

تصویری رنگارنگ از بقایای یک ابرنواختر

بقایای یک ابرنواختر مشاهده شده در سال 1572 که به ویژه توسط ستاره شناس دانمارکی تیکو براهه مورد مطالعه قرار گرفت، در فاصله 13000 سال نوری از ما در صورت فلکی کاسیوپیا قرار دارد. در این تصویر ترکیبی، داده‌های رصدخانه پرتو ایکس چاندرا ناسا با تصویری نوری از ستارگان در همان ناحیه ترکیب شده‌اند. اعتبار: اشعه ایکس: NASA/CXC/RIKEN و GSFC/T. ساتو و همکاران نوری: DSS

یک ستاره با جرم زیاد فراتر می‌رود. فیوژن کربن را به عناصر سنگین‌تری مانند اکسیژن، نئون و منیزیم تبدیل می‌کند که در آینده به سوخت هسته تبدیل خواهد شد. برای بزرگترین ستارگان، این زنجیره تا زمانی ادامه می‌یابد که سیلیکون به آهن تبدیل شود. این فرآیندها انرژی تولید می‌کنند که از فروپاشی هسته جلوگیری می‌کند، اما هر سوخت جدید زمان کمتری برای آن می‌خرد. کل فرآیند فقط چند میلیون سال طول می‌کشد. زمانی که سیلیکون به آهن ذوب می‌شود، سوخت ستاره در عرض چند روز تمام می‌شود. مرحله بعدی ذوب آهن به عنصری سنگین تر است، اما انجام این کار به جای آزاد کردن آن به انرژی نیاز دارد.

هسته آهنی ستاره فرو می‌ریزد تا زمانی که نیروهای بین هسته‌ها، ترمزها را فشار می‌دهند، سپس دوباره به عقب باز می‌گردند. این تغییر یک موج ضربه ای ایجاد می‌کند که به سمت بیرون از ستاره حرکت می‌کند. نتیجه یک انفجار بزرگ به نام ابرنواختر است. هسته به عنوان یک بقایای بسیار متراکم زنده می‌ماند، یا یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله.

موادی که توسط ابرنواخترها و سایر رویدادهای ستاره ای به کیهان ریخته می‌شود، ابرهای مولکولی آینده را غنی می‌کند و در نسل بعدی ستارگان گنجانده می‌شود

اقتباس از سایت NASA Science /Universe Exploration

گالری تصاویر محصول

تصاویر
بیشتر