زندگی ستارگان به زبان ساده

ستاره شناسان تخمین می زنند که کیهان می تواند تایک سپتیلیون ستاره را در خود جای دهد که تعداد آن ها به 1,000,000,000,000,000,000,000,000 می رسد. 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 می کند.

تولد

ستاره ها در ابرهای بزرگی از گاز و غبار به نام ابرهای مولکولی تشکیل می شوند. ابرهای مولکولی بین 1000 تا 10 میلیون برابر خورشید جرم دارند و می توانند به اندازه صدها سال نوری وسعت داشته باشند. ابرهای مولکولی سرد هستند که باعث جمع شدن گاز و ایجاد حفره هایی با چگالی بالا می شود. برخی از این توده ها می توانند 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 می شود که برخی از این توده ها فرو بریزند. وقتی این اتفاق می افتد، اصطکاک باعث گرم شدن مواد می شود که در نهایت منجر به ایجاد یک پیش ستاره - یک ستاره بچه می شود. 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 می کند. اعتبار: NASA/SDO

در ابتدا، بیشتر انرژی پیش ستاره از گرمای آزاد شده در اثر فروپاشی اولیه آن می آید. 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 می کند که ستاره را گرم کرده و از فروپاشی بیشتر آن تحت نیروی گرانش جلوگیری می کند.

ستاره شناسان ستارگانی را که به طور پایدار تحت همجوشی هسته ای هیدروژن به هلیوم ستاره های دنباله اصلی هستند می نامند . 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 می کند. خورشید ما تقریباً در میانه مرحله توالی اصلی خود است.

گاز یک ستاره سوخت آن را فراهم می کند و جرم آن تعیین می کند که با چه سرعتی از منبع خود عبور می کند، با ستارگان کم جرم که طولانی تر، کم نورتر و سردتر از ستاره های بسیار پرجرم می سوزند. 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 می کند. انرژی تولید شده توسط همجوشی فشاری را در داخل ستاره ایجاد می کند که تمایل گرانش برای به هم کشاندن ماده را متعادل می کند، بنابراین هسته شروع به فروپاشی می کند. اما فشردن هسته، دما و فشار آن را نیز افزایش می دهد و ستاره را به آرامی پف می کند. 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 می کند، به انبساط ادامه می دهد. (این سرنوشت خورشید ما در چند میلیارد سال آینده خواهد بود.) برخی از غول ها ناپایدار می شوند و ضربان دار می شوند و به طور دوره ای برخی از جو خود را باد کرده و به بیرون پرتاب می کنند. در نهایت، تمام لایه های بیرونی ستاره منفجر می شوند و یک ابر در حال گسترش از غبار و گاز به نام سحابی سیاره ای ایجاد می کنند.

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

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 می رود. 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 می یابد که سیلیکون به آهن تبدیل شود. این فرآیندها انرژی تولید می کنند که از فروپاشی هسته جلوگیری می کند، اما هر سوخت جدید زمان کمتری برای آن می خرد. کل فرآیند فقط چند میلیون سال طول می کشد. 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 می کند که به سمت بیرون از ستاره حرکت می کند. نتیجه یک انفجار بزرگ به نام ابرنواختر است. هسته به عنوان یک بقایای بسیار متراکم زنده می ماند، یا یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله .

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

اقتباس از سایت  NASA Science /Universe Exploration

گالری تصاویر محصول

تصاویر
بیشتر