آموزش و تحقيقات
این نوع ستارگان در رشته اصلی بسیار داغ و آبی رنگند. آنها 1000 تا 1 میلیون بار درخشانتر از خورشید می باشند و شعاع آنها تقریبا 10 برابر شعاع خورشید است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان كم جرم كمتر است. با اینحال به خاطر درخشندگیشان از فواصل بسیار دور نیز قابل رصدند و به همین خاطر تعداد زیادی از آنها شناخته شده اند. ستارگام با جرم زیاد، بادهای ستاره ای بسیار قوی دارند. یك ستاره با جرم 30 برابر خورشید می تواند 24 برابر جرم خورشید را پیش از آنكه از رشته اصلی خارج شود، به شكل باد منتشر نماید.
وقتی یك ستاره سنگین رشته اصلی را ترك می كند، سوخت هیدروژن در لایه های بیرون هسته آغاز می شود. در نتیجه شعاع این ستاره 100 برابر شعاع خورشید می شود. با اینحال از درخشش آن اندكی كاسته می شود. به دلیل اینكه در این مرحله ستاره تقریبا همان مقدار انرژی قبلی را از سطح بزرگتری منتشر می كند، دمای سطح آن كاهش می یابد. در نتیجه گرایش به سرخ ستاره بیشتر می شود. با بزرگ شدن ستاره، دمای مركز آن به 100 میلیون K یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه-آلفا می رسد. پس از تقریبا 1 میلیون سال، سوخت هلیوم در مركز به اتمام رسیده و نوبت به هلیوم موجود در لایه های بیرون هسته و هیدروژن موجود در لایه های بعد از آن می رسد. ستاره سنگین ما تبدیل به یك ابرغول سرخ درخشان می شود.
دوشنبه 18/6/1387 - 20:53
آموزش و تحقيقات
مرحله كوتوله سفید ظرف چند هزار سال، غول جانبی بخار می شود. و گدازش در هسته متوقف می گردد. هسته مركزی باعث روشن شدن پوسته های گازی اطراف خود می شود. با تلسكوپهای اولیه و بدوی كه ستاره شناسان در سالهای 1800 برای رصد استفاده می كردند، این پوسته ها شبیه به سیارات به نظر می رسیدند به همین دلیل آنها این پوسته ها را ابر سیاره ای نامیدند. هنوز هم ستاره شناسان از همین عنوان قدیمی استفاده می كنند. پس از محو شدن ابر سیاره ای، هسته باقیمانده به نام كوتوله سفید شناخته می شود. این نوع از ستارگان بیشتر حاوی كربن و اكسیژنند و دمای اولیه آنها حدود 100.000 K می باشد. مرحله كوتوله سیاه از آنجائیكه كوتوله های سفید سوختی برای گدازش ندارند، با گذشت بیلیونها سال پیوسته سردتر می شوند و در نهایت به یك كوتوله سیاه، جرمی بسیار كدر، تبدیل می گردند. كوتوله سیاه نماد پایان چرخه زندگی یك ستاره با جرم متوسط است.
ستارگان با جرم زیاد، آنهاییكه جرمی بیش از 8 برابر جرم خورشید دارند، به سرعت شكل می گیرند و زندگی كوتاهی دارند. یك ستاره پر جرم ظرف 10.000 سال تا 100.000 سال از دل یك پیش ستاره شكل می گیرد.
دوشنبه 18/6/1387 - 20:52
آموزش و تحقيقات
مرحله شاخه افقی در نهایت، دمای مركز تا حد 100 میلیون K می رسد یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه – آلفا.
با ادامه این فرایند، هسته ستاره بزرگتر می شود اما دمای آن كاهش می یابد. با كاهش این دما، از دمای لازم برای سوخت هیدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نیز كاسته می شود. به دنبال آن، انرژی منتشر شده از این لایه نیز كم می شود و لایه های خارجی ستاره شروع به انقباض می نمایند. ستاره داغتر، كوچكتر و كم نورتر از زمانی می شود كه یك غول سرخ بود. این تغییرات در یك دوره زمانی حدودا 100 میلیون ساله رخ می دهند. در پایان این دوره، ستاره در مرحله شاخه افقی قرار می گیرد. این مرحله به دلیل خط نمایشگر وضعیت ستاره در نمودار H-R شاخه افقی نامیده می شود. ستاره به طور مداوم و پایدار هلیوم و هیدروژن می سوزاند بنابراین تغییر شایان ذكری در دما، ابعاد و درخشش آن روی نمی دهد. این مرحله تقریبا تا 10 میلیون سال به طول می انجامد. مرحله غول جانبی هنگامیكه سوخت هلیوم موجود در هسته به اتمام رسید، هسته منقبض و در نتیجه داغتر می شود. فرایند سه –آلفا اینبار در پوسته اطراف هسته آغاز می گردد و گدازش هیدروژن در لایه های بعدی آن صورت می گیرد. با افزایش آهنگ تولید انرژی در پوسته ها، لایه های بیرونی ستاره منبسط می شوند. ستاره بار دیگر به یك غول تبدیل می گردد اما اینبار آبی تر و درخشانتر از بار پیش. هسته یك غول جانبی بسیار داغ و نیروی گرانش بر لایه های خارجی ضعیف می باشد. در نتیجه لایه های بیرونی در قالب باد ستاره ای از ستاره جدا می شوند. با جدا شدن هر لایه از ستاره، نوبت به لایه داغتری می رسد. در نتیجه باد ستاره ای مرتب قویتر می شود. جریانات جدیدتر و سریعتر بادهای برخاسته از سطح ستاره، با بادهای قبلی كه هنوز در فضای اطراف ستاره پرسه می زنند، برخورد می كنند. در نتیجه این برخورد، یك پوسته متراكم گاز به وجود می آید كه برخی از آنها با سرد شدن به غبار تبدیل می شوند.
دوشنبه 18/6/1387 - 16:18
آموزش و تحقيقات
ستاره تا میلیونها سال به انقباض خود ادامه می دهد. این انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانیكه نیروی انرژیهای تولید شده در مركز ستاره با نیروی گرانشی كه باعث انقباض آن می گردد، به تعادل برسد. در این زمان، گدازش هیدروژنی در مركز ستاره، همه انرژی آن را تولید می كند و ستاره وارد طولانی ترین دوره عمر خود كه به آن رشته اصلی می گوییم، می شود. هر ستاره ای، صرفنظر از جرم آن، كه همه انرژی خود را از طریق گدازش هیدروژن در مركز خود ایجاد كند، یك ستاره در رشته اصلی به حساب می آید. مدت زمانیكه ستاره در این مرحله باقی می ماند به جرم آن بستگی دارد. ستارگان با جرم بیشتر، هیدروژن خود را با سرعت بیشتری می سوزانند در نتیجه زمان كمتری در این مرحله باقی می مانند. یك ستاره با جرم متوسط می تواند بیلیونها سال در این رشته باشد. مرحله غول سرخ وقتی همه هیدروژن موجود در هسته یك ستاره با جرم متوسط به هلیوم تبدیل شد، ستاره به سرعت دستخوش تغییر می شود. به دلیل اینكه دیگر انرژی ناشی از گدازش در هسته ستاره تولید نمی شود، گرانش بار دیگر دست به كار شده و منجر به انقباض شدید ستاره می گردد. به دلیل این انقباض سریع، دما به شدت در مركز و مناطق اطراف آن بالا می رود. با بالا رفتن دما، هیدروژن موجود در پوسته اطراف مركز شروع به سوختن می كند. انرژی حاصل شده از این گدازش حتی از انرژی كه قبلا در مركز تولید می شد نیز بیشتر است. این انرژی مازاد، لایه های بیرونی ستاره را به شدت به بیرون هل می دهد در نتیجه ستاره تا حد بسیار زیادی بزرگ می شود. با بزرگ شدن اندازه ستاره، لایه های بیرونی آن سرد می شوند، در نتیجه رنگ ستاره سرخ می گردد. از طرفی با بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نیز بیشتر می شود. در این مرحله ستاره به یك غول سرخ تبدیل شده است.
دوشنبه 18/6/1387 - 16:17
آموزش و تحقيقات
گدازش می تواند تا زمانیكه جرم هسته جدید از حاصلجمع جرم دو هسته تركیب شده با هم كمتر است، انرژی تولید نماید. این روند تولید انرژی ادامه دارد تا زمانیكه هسته آهن 56 (26 پروتون و 30 نوترون) شروع به تركیب شدن با هسته های دیگر می نماید. وقتی این اتفاق روی می دهد جرم هسته جدید از جرم دو هسته تركیب شده اندكی بیشتر است. بنابراین این فرایند به جای تولید انرژی، مصرف انرژی دارد. تكامل ستارگان چرخه زندگی ستارگان سه الگوی كلی را دنبال می كند كه به جرم آنها وابستگی دارد. 1) ستارگان پر جرم، كه جرمشان از 8 برابر جرم خورشید بیشتر است. 2) ستارگان با جرم متوسط، كه جرمشان از 5/0 تا 8 برابر جرم خورشید است. خود خورشید نیز در این دسته از ستارگان جای دارد.3) ستارگان با جرم كم، كه جرمشان بین 1/0تا 5/0 جرم خورشید می باشد. اجرامی كه جرم آنها از 1/0 جرم خورشید كمتر است هرگز به دمای مركزی لازم برای شروع سوخت هیدروژن نمی رسند. چرخه زندگی ستارگان منفرد از چرخه زندگی ستارگان دوتایی آسانتر است بنابراین نخست با چرخه زندگی ستارگان منفرد آغاز می كنیم. ضمنا از آنجائیكه اطلاعات ستاره شناسان درباره خورشید از هر ستاره دیگری بیشتر است لذا بحث چرخه ستارگان، از ستارگان با جرم متوسط آغاز می شود. ستارگان با جرم متوسط ابری كه در نهایت یك ستاره با جرم متوسط را تولید می كند، حدودا 100.000 سال به انقباض ادامه می دهد تا اینكه پیش ستاره را به وجود آورد. دمای سطح چنین پیش ستاره ای حدود 4000K می باشد. درخشش آن ممكن است تنها چند برابر خورشید و یا چند هزار برابر خورشید باشد. این بستگی به جرم دارد.
دوشنبه 18/6/1387 - 16:15
آموزش و تحقيقات
4- هسته هلیوم 3 با هسته هلیوم 3 دیگری تركیب شده و علاوه بر تشكیل یك هسته هلیوم 4 دو پروتون نیز آزاد می شوند.
در چرخه CNO هسته كربن 12 شركت دارد. این هسته شامل 6 پروتون و 6 نوترون است. در حین چرخه، این هسته به نیتروژن 15 (7 پروتون و 8 نوترون) و اكسیژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبدیل می شود. و در آخر چرخه این دو هسته بار دیگر به هسته كربن 12 تبدیل می گردند. گدازش دیگر عناصر هلیوم 4 می تواند در فرایند گدازش به كربن 12 تبدیل شود، البته به این منظور دمای مركز باید تا حدود 100 میلیون K افزایش پیدا كرده باشد. این دمای بالا ضروریست چرا كه هسته هلیوم به انرژی زیادی برای فائق آمدن بر انرژی دافعه ذرات همبار نیازمند است. هسته هلیوم دارای دو پروتون است بنابراین میزان انرژی دافعه در آن چهار برابر انرژی دافعه بین دو پروتون است. سوخت هلیوم به سوخت سه-آلفا مشهور است چراكه این هسته با سه ذره آلفا تركیب می شود و یك هسته كربن را ایجاد می نماید. سوخت هلیوم همچنین هسته اكسیژن 16 (8 پروتون و 8 نوترون) و نئون 20 (10 پروتون و 10 نوترون) تولید می كند. در دمای مركزی حدودا 600 میلیون K، كربن 12 می تواند سودیوم 23 (11 پروتون و 12 نوترون)، منیزیوم 24 (12 پروتون . 12 نوترون) و تعداد بیشتری نئون 20 تولید نماید. البته ستارگان زیادی نمی توانند به این دمای مركزی برسند. با تولید شدن عناصر سنگین و سنگینتر در روند گدازش هسته ای، دمای لازم برای فعل و انفعالات بیشتر، افزایش می یابد. در دمایی معادل 1 بیلیون K، اكسیژن 16 می توان سیلی***** 28 (14 پروتون و 14 نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و 16 نوترون) و سولفور 32 (16 پروتون و 16 نوترون) تولید نماید.
دوشنبه 18/6/1387 - 16:14
آموزش و تحقيقات
گدازش هیدروژن پس از نابودی هسته های سبك، پیش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه می دهد. در نهایت، دمای هسته به حدود 10 میلیون K می رسد و در این هنگام سوختن هیدروژن آغاز می شود. با شروع گدازش هیدروژن، پیش ستاره به یك ستاره تبدیل می گردد.
در گدازش هیدروژن، چهار هسته هیدروژن با هم تركیب شده و یك هسته هلیوم 4 را به وجود می آورند. دو شكل كلی برای انجام این عمل وجود دارد. 1) واكنش پروتون-پروتون (P-P). 2) چرخه كربن-نیتروژن-اكسیژن (CNO). واكنش P-P می تواند به چندین روش شامل چهار مرحله زیر رخ دهد:
1- تركیب دو پروتون. در این مرحله دو پروتون با هم برخورد می كنند و سپس یكی از پروتونها با آزاد كردن پوزیترون بار مثبت خود را از دست می دهد. این پروتون علاوه بر پوزیترون یك ذره خنثی به نام نوترینو نیز آزاد می نماید. پوزیترون ضد ماده الكترون است. جرم آن دقیقا برابر با جرم الكترون می باشد اما بر خلاف الكترون دارای بار مثبت است. با آزاد شدن پوزیترون، پروتون به نوترون تبدیل می شود. در نتیجه هسته جدید حاوی یك پروتون و یك نوترون است. نام این تركیب دوترون می باشد. 2- پوزیترون آزاد شده ممكن است با یك الكترون برخورد كند. با برخورد ماده و ضد ماده، هر دوی آنها از بین می روند و تنها چیزی كه باقی می ماند دو پرتوی گاما است. 3- دوترون حاصل شده با یك پروتون دیگر تبدیل می شود و هسته هلیوم 3 شكل می گیرد. بر اثر این تركیب نیز پرتوی گاما ایجاد می شود.
دوشنبه 18/6/1387 - 16:13
آموزش و تحقيقات
تبدیل جرم به انرژی وقتی دو هسته اتمی با هم تركیب شوند، مقدار كمی از جرم آنها به انرژی تبدیل می شود؛ بنابراین جرم هسته جدید، از حاصلجمع جرم دو هسته ای كه با هم تركیب شدند كمتر است. آلبرت اینشتین رابطه جرم و انرژی را كشف كرده و آن را در قالب معادله E=mc2 بیان كرد. این معادله بیانگر مقدار انرژی آزاد شده از تركیب ذرات است. E به معنای انرژی، m به معنای مقدار جرم و c سرعت نور است. سرعت نور برابر است با 299.792 كیلومتر در ثانیه. این مقدار واقعا عدد بزرگی است و چنانچه آنرا در معادله بگذاریم متوجه می شویم كه با گداختن جرم بسیار كمی از ماده، می توان انرژی مهیبی به دست آورد. برای مثال با سوخت هسته ای كامل 1 گرم ماده، 90 تریلیون ژول انرژی به دست می آید. این مقدار انرژی تقریبا برابر است با انرژی آزاد شده در انفجار 20.000 تن TNT. انرژی بمب هسته ای آمریكا كه در سال 1945، در جریان جنگ جهانی دوم ، به هیروشیمای ژاپن اصابت كرد معادل انفجار 12.000 تن TNT بود. نابودی هسته های سبك در مركز پیش ستاره، هنگامیكه دما به 1 میلیون K می رسد، گدازش هسته آغاز می شود. شروع این گدازش باعث تغییر و از میان رفتن هسته های سبك می شود. از جمله هسته لیتیوم 7، كه شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرایندی كه این هسته شركت دارد، یك هسته هیدروژن با آن تركیب شده و هسته لیتیوم 7 را به دو قسمت تقسیم می كند. هر قسمت شامل یك هسته هلیوم 4 (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هلیوم 4، ذره آلفا نیز گفته می شود.
دوشنبه 18/6/1387 - 16:13
آموزش و تحقيقات
تركیب هسته ای هنگامیكه دمای مركز پیش ستاره به اندازه كافی زیاد شد، گدازش هسته ای آغاز می شود. گدازش هسته ای تركیب دو هسته اتمی و تشكیل یك هسته بزرگتر است.
یك اتم كامل دارای پوسته ای خارجی متشكل از یك یا چند ذره به نام الكترون است كه بار الكتریكی منفی حمل می كند. در درون و مركز اتم، هسته آن وجود دارد كه تقریبا همه جرم اتم را شامل می شود. ساده ترین هسته كه رایجترین شكل عنصر هیدروژن در عالم می باشد، متشكل از یك ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الكتریكی حمل می كند. همه هسته های دیگر دارای یك یا چند پروتون و یك یا چند نوترونند. نوترون هیچ بار الكتریكی حمل نمی نماید و یك ذره خنثی است در نتیجه هسته همه اتمها، بار مثبت الكتریكی دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهای موجود در هسته دارای الكترون می باشند در نتیجه یك اتم كامل، خنثی است. در هر صورت، تحت دما و فشار بسیار بسیار شدید مركز پیش ستاره، اتمها الكترونهای خود را از دست می دهند. به اتمهای الكترون از دست داده، یون می گویند و به تركیبی از الكترونهای آزاد و یونها، پلاسما می گویند. گفتیم كه در درون پیش ستاره، اتمها همه الكترونهای خود را از دست می دهند و هسته های لخت با سرعت بسیار زیادی به یكدیگر می رسند. در شرایط عادی، موادی كه دارای بار الكتریكی یكسانند، یكدیگر را دفع می كنند با اینحال اگر دما و فشار در درون پیش ستاره به اندازه كافی زیاد شود، می تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت می گیرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح "سوختن" به جای "گدازش" استفاده می كنند اما باید توجه داشت كه گدازش هسته ای، چیزی كاملا متفاوت با اشتعال در معنای عام آن است.
دوشنبه 18/6/1387 - 16:12
آموزش و تحقيقات
بنابر آنچه گفته شد علائم سیستم MK تركیبی از حروف برای بیان درخشندگی و اعداد برای بیان طیف هر ستاره می باشد. برای مثال نام خورشید در این سیستم G2V است. نام آلفا سنتوری نیز G2V می باشد و نام ستاره ریگل B8la است. گدازش ستارگان انرژی مهیب ستارگان در فرایندی به نام گدازش هسته ای ایجاد می شود. این فرایند زمانی آغاز می شود كه دمای هسته ستاره در حال شكل گیری به 1 میلیون K برسد. یك ستاره از دل یك ابر بسیار بزرگ كه به آرامی در چرخش است و تقریبا به طور كامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشكیل شده است، به دنیا می آید. این ابر همچنین ممكن است حاوی اتمهای دیگر عناصر و غباری از ذرات میكروسكوپی باشد. به اقتضای نیروی گرانش، این ابر شروع به منقبض شدن می كند و در نتیجه كوچكتر می شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بیشتر می شود درست همانطور كه سرعت یك اسكیت باز كه بر روی یخ به دور خود در حال چرخیدن است، با جمع كردن بازوانش بیشتر و برعكس با باز كردن بازوان كمتر می شود. لایه های خارجی ابر یك دیسك چرخان را ایجاد می كنند. لایه های داخلی به شكل یك توده كروی كه همچنان در حال انقباض است تبدیل می شوند. ماده در حال انقباض گرمتر می شود و فشار آن نیز بیشتر می گردد. این فشار تمایل زیادی به خنثی كردن نیروی گرانشی كه عامل انقباض است، دارد. در نهایت، سرعت انقباض بسیار كاهش پیدا می كند. در قسمت داخلی توده در این هنگام جنین ستاره یا پیش ستاره به وجود می آید. پیش ستاره یك جرم توپی است كه نه دیگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پیرامون پیش ستاره پوسته ای از گاز و غبار است كه لایه های بیرونی توده نخستین می باشند.
دوشنبه 18/6/1387 - 16:10
