دنیای علم و تکنولوژی
اخبار و مقالات مربوط به دنیای علم و تکنولوژی ترجمه شده از منابع معتبر
دنیای علم و تکنولوژی
اخبار و مقالات مربوط به دنیای علم و تکنولوژی ترجمه شده از منابع معتبردرباره من
وبلاگ رسمی اصغر ناصری
این وبلاگ با هدف ارائه مطالب آموزشی تهیه می شود و قصد دارد به دانشنامه کوچکی از علوم و فنون تبدیل گردد.
ادامه...
اگر ابط الجوزا به ابرنوستاره تبدیل شود، چه اتفاقی می افتد؟
وقتی یک ستاره نزدیک منفجر شود، چه اتفاقی می افتد؟
ابرغول قرمزی که در فاصله 500 سال نوری از ما قرار دارد، ستاره عظیم ابط الجوزا ماه هاست که رفتاری غریب از خود نشان داده است. در طی چند سال گذشته این ابرغول قرمز که یکی از درخشانترین ستاره های آسمان است، پس از کمتر شدن قابل ملاحظه درخشندگی آن در فاصله سالهای 2019 تا 2020، اکنون با شدتی بیش از پیش می درخشد. ابط الجوزا از ماه آوریل درخشندگی خود را 150 درصد افزایش داده است و از مکان دهمین ستاره تابان آسمان به مکان هفتم صعود کرده است.
ابط الجوزا ممکن است در طول عمر شما منفجر شود. در این صورت درخشندگی آن به حدی خواهد رسید که به مدت یکسال حتی در طول روز نیز قابل مشاهده خواهد بود.
اولین نشانه انفجار یک ستاره عظیم در اندازه ابط الجوزا (با حداقل قطری 300 برابر خورشید) باران ذرات بدون جرم و بار نوترینو است. پس از آن ستاره بسرعت درخشان می شود. در این مرحله ستاره ناگهان به درخشندگی ماه کامل می رسد. البته این مرحله بسیار کوتاه خواهد بود و از تابندگی ابرنوستاره کم می شود لیکن به مدت شش ماه تا یکسال حتی در طول روز نیز دیده خواهد شد.
پس از دو سال، درخشندگی ستاره از بین رفته و دیگر هیچگاه با چشم غیرمسلح دیده نخواهد شد.
پس از این انفجار عظیم یک ستاره نوترونی یا سیاهچاله برجای خواهد ماند. این انفجار برای ما کاملا بی ضرر است زیرا پرتوهایی که از فاصله 500 سال نوری دریافت می کنیم بسیار ضعیف تر از ستاره خورشید خود ماست.
اگر ابرنوستاره ای در فاصله 30 سال نوری از ما منفجر شود، تشعشعات آن می تواند لایه ازون را کاملا از بین برده و به انقراض جمعی انسان منجر شود. البته این واقعه هر یک میلیارد سال ممکن است یکبار روی دهد.
منبع:
https://news.yahoo.com/betelgeuse-explodes-itll-bright-could-163238876.html
نظریه نسبت عام چیست؟
نسبیت عام، شیوه ادراک آلبرت اینشتاین فیزیکدان از نحوه تاثیر گرانش بر بافت فضا-زمان است.
شبیه سازی اعوجاج فضا -زمان در اثر برخورد دو سیاهچاله
این نظریه که در سال 1915 توسط اینشتاین منتشر شد، بسطی بود بر نظریه نسبیت خاص او که ده سال پیش از آن منتشر شده بود. بنا بر نظریه نسبیت خاص، فضا و زمان بطرزی ناگشودنی در هم تنیده اند اما این نظریه شامل توضیحی برای پدیده گرانش نمی شد. اینشتاین ده سال وقت صرف تبیین این واقعیت کرد که اجرام بویژه جسیم چگونه بفت فضا-زمان را در هم می پیچند، اعوجاجی که به صورت گرانش خود را نشان می دهد.
برای درک نسبیت عام ابتدا باید با گرانش شروع کنیم، نیروی جاذبه ای که دو جسم برهم وارد می کنند. سرایزاک نیوتون گرانش را در همان متنی تشریح کرده بود که سه قانون حرکت خود را ارائه کرد: پرنسیپیا یا کتاب اصول که از مهمترین آثار کلاسیک علمی جهان محسوب می شود.
نیروی گرانشی که دو جسم را به هم می کشد به میزان جرم و فاصله میان آنها بستگی دارد. در حالی که زمین شما را به سمت خود کشیده و به محکمی بر روی سطح خود نگاه می دارد، مرکز جرم شما نیز با نیرویی یکسان زمن را بسوی خود می کشد. اما زمین بسیار جسیم تر نیروی کشش شما را بندرت حس می کند. قانون نیوتن چنین فرض می کند که گرانش یک نیروی ذاتی جسم است که در طول یک فاصله عمل می کند.
آلبرت اینشتاین در نظریه نسبیت خاص خود چنین تبیین کرد که قوانین فیزیک برای تمام ناظرین بدون شتاب یکسان عمل می کنند و نشان داد که سرعت نور درون خلاء ثابت بوده و به سرعت حرکت یک ناظر بستگی ندارد.
در نتیجه او چنین نتیجه گرفت که فضا و زمان در محیط یگانه پیوسته ای به نام فضا-زمان در هم تنیده شده اند و رویدادهایی که برای ناظری همزمان روی می دهند ممکن است برای ناظر دیگر در زمانهای متفاوتی رخ دهند.
اینشتاین با کار بر روی معادلات نظریه نسبیت عام به این واقعیت دست یافت که اشیای جسیم موجب اعوجاجی در فضا-زمان می شوند. تصور کنید که جسم بزرگی را در مرکز یک ترامپولین (تشک فنری بازی کودکان) قرار داده اید. جسم درون بافت تشک فرو رفته و منجر به گود شدن آن می شود. اگر تلاش کنید مهره ای را پیرامون لبه تشک به حرکت در آورید، مهره بسوی محل قرار گرفتن جسم در مسیری مارپیچی حرکت خواهد کرد، همانگونه که گرانش سیارات صخره های موجود در فضا را به سمت خود می کشد.
خمش فضا -زمان پیرامون زمین و ماه
از زمانی که اینشتاین نظریه خود را منتشر کرده است، دانشمندان پدیده های بیشماری را مطالعه کرده اند که تاییدی بر پیش بینی های نظریه نسبیت بوده است.
پدیده لنز گرانشی
نور پیرامون یک شیء جسیم مانند سیاهچاله خم شده و موجب می شود آن شیء بصورت یک لنز برای اشیای پشت سر خود عمل کند. ستاره شناسان از این روش بطور روتین برای مطالعه ستارگان و کهکشانهایی استفاده کرده اند که پشت سر اجرام جسیم قرار دارند.
مثالی عالی از پدیده لنز گرانشی، صلیب اینشتاین است، یک کوآزار که در صورت فلکی پگاسوس قرار دارد. این کوآزار اکنون طوری دیده می شود که در 11 میلیارد سال قبل بود، کهکشانی که جلوی کوآزار قرار دارد ده بار به زمین نزدیکتر است. از آنجایی که این دو جسم عظیم به خوبی در یک راستا قرار دارند، چهار تصویر از کوآزار پیرامون کهکشان دیده می شود زیرا گرانش قدرتمند کهکشان نور آمده از سوی کوآزار را خم می کند.
در مواردی مانند صلیب اینشتاین، تصاویر متفاوت اشیای تولید شده توسط لنز گرانشی بطور همزمان دیده می شوند. دانشمندان نمونه های دیگری از پدیده لنز گرانشی را مشاهده کرده اند که نور سیر کرده در اطراف لنز مسیرهای متفاوتی با طول متفاوت را طی می کند و تصاویر مختلف در زمانهای متفاوتی به ناظر زمینی می رسند، مانند مورد بسیار جالب یک ابرنوستاره.
پدیده شگرف صلیب اینشتاین
مدار سیاره تیر در طول زمان به علت انحنای فضا زمان پیرامون خورشید، به شیوه ای بسیار تدریجی تغییر می‌کند. به عنوان نزدیکترین سیاره به خورشید، تیر در نزدیکترین نقطه خود به خورشید (نقطه حضیض که perihelion نیز نامیده می شود) مسیری اندکی متفاوت در طول زمان طی می کند. تحت پیش بینی‌های قانون نیوتن، نیروهای گرانشی در دستگاه خورشیدی باید باعث تغییر در مدار تیر به اندازه 5600 ثانیه قوسی در هر قرن شوند. لیکن یک انحراف 43 ثانیه اس در هر قرن مشاهده می شود که تنها با نظریه نسبیت عام اینشتاین قابل پیش بینی است. با استفاده از نظریه انحنای فضا-زمان اینشتاین، تغییر مداری تیر در نقطه حضیض خود باید از مقدار پیش بینی شده توسط نیوتن اندکی بیشتر باشد، زیرا سیارات دور خورشید در یک مدار ایستای بیضوی دوران نمی کنند. در چند میلیارد سال آینده این انحراف مداری باعث خواهد شد درونی ترین سیارات دستگاه خورشیدی با خورشید یا سایر سیارات برخورد کنند.
چرخش یک جسم سنگین مانند سیاره زمین باعث پیچش و اعوجاج فضا-زمان پیرامون آن می شود. در 2004 ناسا پراب گرانشی GP-B را به فضا پرتاب کرد. ژایروسکوپهای محورهای ماهواره به دقت کالیره شده بودند و در طول زمان به مقدار بسیار اندکی دچار رانش می شدند. این یافته ها با نظریه اینشتاین کاملا تطابق داشت. برای توضیح ایم موضوع تصور کنید زمین داخل عسل شناور است. با چرخش سیاره، عسل پیرامون آن دچا جریانهای گرابی می شود و همین اتفاق در مورد فضا – زمان روی می دهد. ماهواره مزبور دوتا از بنیادی ترین پیش بینی های عالم اینشتاینی را تایید کرد که در گستره فضای بیکران تاثیرات بسیار بزرگتری دارند.
انتقال قرمز گرانشی
تشعشع الکترومغناطیسی یک شیء داخل یک میدان گرانشی اندکی کشیده می شود. امواج صوتی را که از یک بوق نصب شده روی خودوری اورژانس نصب شده متصور شوید. وقتی خودرو بسوی یک ناظر حرکت می کند، امواج صوتی فشرده یم شوند اما با دور شدن خودرو این امواج کشیده می گردند. این امر باعث انتقال طیف امواج بسوی فرکانس بالاتر یا انتهای قرمز می شود. این اثر که به نام اثر داپل موسوم استدر مورد امواج نوری با تمام فرکانس ها نیز روی می دهد.
در دهه 1960 رابرت پاوند و گلن ربکا اشعه های گاما را ابتدا بسوی پایین و سپس بالای یک برج در دانشگاه هاوارد شلیک کردند. طبق یافته های آنان فرکانس این امواج بر اثر اعوجاجات ناشی از گرانش کمی تغییر یافت.
امواج گرانشی
اینشتاین پیش بینی کرد که رویدادهای آشوبناک مانند برخورد دو سیاهچاله، ارتعاشاتی در فضا-زمان به نام امواج گرانشی تولید می کنند و در 2016 رصدخانه امواج گرانشی تداخل سنجی لیزری (LIGO) اعلام داشت که چنین سیگنالی را برای اولین بار آشکارسازی کرده است. این رصدخانه که تسهیلاتی دوگانه در لوئیزیانا و واشنگتن دارد اخیرا در فرایند کالیبره شدن است تا نتایج بهتری از آن حاصل شود.
از آن زمان تاکنون دانشمندان در LIGO و Virgo در 50 مورد امواج گرانشی را آشکارسازی کرده اند که ناشی از برخورد اجرام بسیار جسیم در فضا بوده است.
مشاهده ستارگان نوترونی
در 2021 پژوهشی که در نشریه Physical Review X منتشر شد بسیاری از پیش بینی های اینشتاین را با مشاهده یک سیستم پولسار دوتایی (ستارگانی که بطور مرتب پالس ارسال می کنند) که حدود 2400 سال نوری از زمین داشت به چالش گرفت. هرکدام از هفت پیش بینی نظریه نسبیت عام اینشتاین توسط یافته های این مطالعه تایید شد. پولسارها نوعی ستاره نوترونی هستند که پرتوهای تشعشع الکترومغناطیسی از دو قطب خود صادر کرده و پالس های منظم صادر می کنند.
تصویرسازی هنرمند از یک ستاره نوترونی
پولسارها بسیار سریع – حدود 44 بار در ثانیه – به دور خود می گردند و 30 درصد سنگین تر از خورشید هستند در حالی که قطر آنها تنها حدود 24 کیلومتر است! بنابراین بسیار چگال هستند. در نتیجه کشش گرانشی آنها بسیار نیرومند است و برای مثال در سطح یک ستاره نوترونی کشش گرانشی یک میلیارد بار قوی تر از سطح زمین است. این امر ستارگان نوترونی را اجسامی ایده آل برای آزمون نظریات اینشتاین در مورد خمش نور توسط انحنای فضا-زمان می نماید. دانشمندان توانسته اند خمش نور به میزان 0.04 درجه توسط کشش گرانشی یک ستاره نوترونی را بدقت اندازه گیری کنند، مشاهده ای که برای نخستین بار در تاریخ علم صورت گرفته است.
منبع: Live Science
کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله‌ها
فرایند شکل گیری یک ستاره
یک ستاره از ابر چرخانی از غبار و گاز تشکیل می شود. نیروی گرانش بین ذرات این ابر چرخان، کم کم آن را به صورت یک کره متراکم می کند و افزایش فشار باعث بالا رفتن دمای هسته آن می شود. وقتی دمای درونه این پیش ستاره به میلیونها درجه سانتی گراد رسید، همجوشی هسته ای میان هسته های هیدروژن آغاز می شود. در طی این فرایند هر چهار هسته هیدروژن به هم می پیوندند تا یک هسته هلیوم بسازند و با ناپدید شدن مقداری جرم، مقدار زیادی انرژی آزاد می شود. گرمای تولید شده باعث نیروی انبساط بیرون گرایی می شود که با گرانش درون گرا به تعادل رسیده و ستاره در قسمت اصلی عمر خود در یک تعادل هیدروستاتیکی بسر می‌برد.
این تعادل تا زمانی که ذخیره سوخت هیدروژن هسته کافی است، ادامه دارد. در این دوره از عمر ستاره اصطلاحا گفته می شود که ستاره درون رشته اصلی بسر می برد. عمر یک ستاره در رشته اصلی به جرم آن بستگی دارد. هرچه جرم ستاره‌ای بیشتر باشد، گرانش آن بزرگتر و فشار و دما در هسته آن بیشتر است. در نتیجه سرعت واکنش های هسته ای در مرکز آن بیشتر است و ذخیره سوخت هسته خود را زودتر به انتها می رساند. در حالی که عمر ستاره ای به اندازه خورشید حدود 10 میلیارد سال است، ستاره ای با جرم ده برابر خورشید تنها چند میلیون سال عمر خواهد کرد.
سرنوشت یک ستاره پس از به پایان رسیدن ذخیره سوخت هیدروژن هسته آن به جرم اولیه ستاره بستگی دارد. بدین ترتیب ستاره می تواند سه شرنوشت متفاوت پیدا کند.
کوتوله های سفید
ستاره ای که جرمی کمتر از 1.4 برابر خورشید داشته باشد، پس از اتمام سوخت هیدروژن هسته خود برای مقاومت در برابر گرانش بی امان، هلیوم را به عناصر سنگین تر مانند کربن تبدیل خواهد کرد. اما گرمای لازم از این واکنش های هسته ای جدید برای مقاومت در برابر فروریزش گرانشی کافی نیست و هسته ستاره شروع به چروک خوردن می کند. این فرایند دمای هسته را تا صدها میلیون درجه سانتی گراد بالا می برد و در نتیجه لایه های بیرونی ستاره منبسط می شوند. ستاره به غولی سرخ تبدیل می شود که دمای سطحی آن حدود هزار درجه سانتی گراد است و لایه های بیرونی بسیار رقیق دارد. خورشید ما پس از پنج میلیارد سال دیگر به یک غول سرخ تبدیل شده و سیارات تیر و زهره را در خود خواهد بلعید.
پس از میلیونها سال دیگر لایه های بیرونی این غول قرمز سرد شده و تنها یک هسته بسیار چگال بر جای می‌ماند. این جسم چگال بجای مانده به علت سطح کوچک خود سفید رنگ است و کوتوله سفید نامیده می‌شود. در حالی که اندازه یک کوتوله سفید تقریبا برابر سیاره زمین است، جرم آن می تواند تا 200 هزار برابر جرم زمین باشد. چگالی این جسم به قدری زیاد است که هر سانتی متر مکعب آن چندین تن وزن خواهد داشت.
یک کوتوله سفید تا میلیاردها سال به نورافشانی بسیار رقیق ادامه داده و سپس با سرد شدن بیشتر به یک کوتوله سیاه تبدیل می شود که دیگر قابل رویت با نور معمولی نیست.
ماده درون کوتوله سفید از نوع ماده تبهگن الکترونی است. با فروریزش اتمها لایه های الکترونی شکسته شده و ماده به نوعی سوپ متشکل از هسته های نزدیک به هم در دریایی از الکترونها تبدیل می شود. هیچ همجوشی هسته ای در مرکز کوتوله سفید صورت نگرفته و دمای آن از باقیمانده دمای زمان حیات ستاره ناشی می شود. نزدیکترین کوتوله سفید به ما Sirius B است که حدود 8.6 سال نوری از ما فاصله دارد و همراه با ستاره آبی و بسیار درخشنده Sirius A یک زوج دوتایی را تشکیل می دهند.
تصویر واقعی از زوج دوتایی Sirius A و Sirius B - ستاره بزرگ و درخشان Sirius A است و همراه کوچک آن کوتوله سفید Sirius B است.
ستاره نوترونی
اگر ستاره ای تا حدود هشت برابر خورشید جرم داشته باشد پس از اتمام سوخت هسته ای با توان سهمگین تری فرو خواهد ریخت. در این وضعیت دمای ناشی از فروریزش هسته ستاره آنقدر زیاد است که انفجاری عظیم در لایه های خارجی را موجب می شود و یک ابرنوستاره (سوپر نوا) شکل می گیرد. زمانی که درخشندگی یک ستاره آنقدر زیاد می شود که ستارگان نزدیک به خود را تحت الشعاع قرار می دهد یک انفجار ابرنوستاره ای روی داده است. برخی از این ابرنوستاره ها حتی در وسط روز روشن نیز قابل مشاهده هستند. مقادیر عظیمی از جرم ستاره به صورت حلقه هایی سحابی مانند به اطراف پرتاب می شود و جرمی کمتر از 3.2 برابر جرم خورشید به صورت هسته ای متراکم بر جای می ماند. فروریزش هسته تا جایی انجام می شود که الکترونها با پروتونهای هسته برخورد کرده و به نوترون تبدیل می شوند. بنابراین هسته چنین ستاره متراکمی عمدتا از نوترون ساخته شده است. یک ستاره نوترونی قطری حدود چند ده کیلومتر و چگالی عظیمی در حد چندین میلیون کیلوگرم بر متر مکعب دارد. هر قاشق چایخوری از ماده این ستاره می تواند یک میلیارد تن وزن داشته باشد.
ستارگان نوترونی اغلب در مرکز سحابی های عظیم قرار دارند
ستاره نوترونی به واسطه چگالی عظیم خود بسرعت به دور محور خود می گردد و پرتابه هایی از الکترونها را در هر کسرثانیه از قطب های خود گسیل می کند. بدین ترتیب دارای نوعی ضربان منظم است و اغلب آنها به پولسار (Pulsar) مخفف ستاره ضربان کننده موسوم هستند. این ضربانها در رادیوتلسکوپهای عظیم زمینی قابل آشکارسازی هستند. همچنین محل ستاره های نوترونی را می توان از اثر گرانشی آنان بر ستاره مجاور در یک زوج دوتایی آشکار سازی کرد.
اتمسفر بسیار نازک ستاره نوترونی از هیدروژن، هلیوم و کربن تشکیل شده است. پوسته خارجی آن شامل یونها و الکترونها است و گوشته داخلی آن از یونها و نوتروهایی به شکل یک ابرسیال ساخته شده است. هسته خارجی از پروتونهای ابررسانا ساخته شده و ماهیت هسته داخلی هنوز بر دانشمندان معلوم نیست.
طبق نظریه نسبیت عام اینشتاین که توسط فرمولهای میدان گرانشی او و نیز آزمایشات و تجارب کیهانی متعدد به اثبات رسیده، فضا-زمان در مجاورت ماده خم می شود. چگالی ستاره نوترونی به قدری زیاد است که انحنای زیادی در فضا – زمان را موجب می شود بطوری که پرتوهای نور عبور کننده از کنار آن خم می شوند. به این پدیده لنز گرانشی گفته می شود که آثار بسیار شگفتی دارد و باعث بزرگنمایی ستارگان دور دست واقع در پشت ستاره نوترونی می شود.
پدیده لنز گرانشی باعث می شود تصویر ستارگان پشت سر یک مانع عظیم کیهانی را ببینیم
سیاهچاله ها
اگر ستاره ای در ابتدای پیدایش خود جرمی بیش از 20 برابر خورشید داشته باشد، پایانی بسیار فاجعه بار خواهد داشت. در پایان سوخت هیدروژن هسته، گرانش بی امان جرم عظیم این ستاره فروریزش مهیب هسته آن را موجب می شود اما این بار ماده پس از برخورد الکترونها به پروتونها و تشکیل نوترونهای تبهگن باز به تراکم ادامه می دهد و چگالی هسته به بی نهایت می رسد. خمش فضا زمان در اثر این تراکم بی نهایت ماده به قدری است که مانع فرار حتی نور می شود. به عبارتی حتی پرتوهای نور نمی توانند از میدان گرانشی این جرم جدید که سیاهچاله نام دارد بگریزند. یک سیاهچاله توسط نور یا هرگونه پرتو الکترومغناطیسی دیگر قابل مشاهده نیست. لیکن همچنانکه گرانش با مجذور فاصله کاهش می یابد، فضای مدوری اطراف سیاهچاله وجود دارد که گرانش سیاهچاله در آن فاصله به قدری ضعیف می شود که ماده می تواند از سیاهچاله فرار کند. به این فاصله از سیاهچاله افق رویداد گفته می شود.
تصویر واقعی از یک سیاهچاله و افق رویداد آن
یک سیاهچاله می تواند ماده یک ستاره نزدیک تر به خود را ببلعد و باعث از هم گسیختن آن ستاره شود. ناده در هنگام سقوط به مرکز سیاهچاله به سرعتهایی نزدیک نور دست می یابد و انرژی جنبشی این سقوط به صورت تشعشع پرتو ایکس به اطراف پراکنده می شود. در مرکز هر کهکشان یک ابرسیاهچاله با جرمی حدود میلیونها برابر جرم خورشید وجود دارد که منبعی بسیار قوی از تشعشع ایکس است.
تالیف: اصغر ناصری
ستارگان رشته اصلی
Main sequence stars
ستارگان رشته اصلی در هسته خود، همجوشی اتمهای هیدروژن انجام داده و هلیوم تولید می کنند. حدود 90 درصد ستارگان عالم از جمله خورشید ما، ستارگان رشته اصلی به شمار می روند. این ستارگان از یک دهم تا 200 برابر جرم خورشید ما می توانند داشته باشند.
یک ستاره زندگانی خود را به شکل ابری از غبار و گاز شروع می کند. گرانش میان ذرات این ابرها را بسوی هم می کشد. یک پیش ستاره کوچک شکل می گیرد که ماده درون آن در حال تراکم است.
تصویر بی نظیر تلسکوپ فضایی هابل از یک پیش ستاره در مراحل اولیه شکل گیری
منبع:
https://scitechdaily.com/hubble-views-protostar-early-evolutionary-stage/
اجرامی که جرمی کمتر از 0.08 جرم خورشید داشته باشند، هیچگاه به مرحله همجوشی هسته ای در هسته خود نمی رسسند. در عوض به کوتوله های قهوه ای تبدیل می شوند، ستارگانی که هیچگاه مشتعل نخواهند شد. اما اگر دارای جرم کافی باشند گاز و غبار در حال تراکم بقدر کافی داغ می شود و نهایتا به دمای کافی برای گداخت هسته ای (فیوژن) می رسد. گداخت هسته ای فشاری رو به بیرون تولید می کند که با فشار گرانشی رو به درون تعادل حاصل کرده و برای ستاره پایداری ببار می آورد.
طول عمر یک ستاره اصلی به جرم آن بستگی دارد. یک ستاره جسیم تر ماده بیشتری در اختیار دارد، لیکن به علت دمای بالاتر هسته خود که به علت گرانش قویتر ایجاد شده سوخت هیدروژنی خود را سریع تر می سوزاند. در حالی که خورشید عمری حدود 10 میلیارد سال در رشته اصلی خواهد داشت، ستاره ای با جرم ده برابر بیشتر تنها 20 میلیون سال در این رشته باقی خواهد ماند. یک کوتوله قرمز که نصف جرم خورشید دارد ممکن است 80 تا 100 میلیارد سال عمر کند که بسیار طولانی تر از لبه عمر عالم یعنی 13.8 میلیارد سال است. به دلیل این عمر طولانی کوتوله های قرمز منابع خوبی برای جستجوی سیارات مناسب برای حیات هستند زیرا برای مدتی طولانی از پایداری برخوردارند.
بیش از 2000 سال پیش هیپارکوس ستاره شناس یونانی برای اولین بار کاتالوگی از ستارگان بر حسب درخشندگی آنها تدوین کرد. او درخشنده ترین ستارگان را از قدر یک و مابقی را تا قدر ششم رده بندی کرد. ستارگان قدر ششم کم نورترین ستارگانی هستند که با چشم غیرمسلح دیده می شوند.
در اوایل قرن بیستم دانشمندان دریافتند که جرم یک ستاره با تابندگی یا میزان نور تولید شده توسط آن متناسب است. هر دو این کمیت ها به دمای ستاره مربوط می شوند. ستارگانی که ده بار پرجرم تر از خورشید هستند هزار برابر درخشندگی دارند.
جرم و درخشندگی ستاره به رنگ آن نیز مربوط می شود. ستارگان جسیم تر داغتر و آبی تر هستند و آنها که جرم کمتری دارند سردتر و قرمز رنگند. خورشید بین این دو طیف قرار داشته و ظاهری زردرنگ دارد.
این ادراک به تدوین نموداری به نام هرتزپرانگ راسل انجامید، نموداری از ستارگان بر حسب درخشندگی و رنگآنها که به نوبه خود بازتابی از دمای آنهاست. بیشتر ستارگان در خطی به نام رشته اصلی قرار می گیرند که از بالای چپ نمودار (داغترین و درخشنده ترین ستارگان) تا پایین و راست (سردترین و تاریک ترین ستارگان) امتداد می یابد.
سرنوشت ستارگان
در نهایت یک ستاره واقع در رشته اصلی ذخیره هیدروژن هسته خود را به اتمام رسانده و به انتهای زندگی خود نزدیک می شود. در این نقطه است که رشته اصلی را ترک می کند.
ستارگانی که کمتر از یک چهارم خورشید جرم دارند مستقیما به کوتوله سفید تبدیل می شوند. کوتوله های سفید در مرکز خود گداخت هسته ای انجام نمی دهند اما هنوز گرما از خود ساطع می کنند. در پایان این کوتوله های سفید به صورت کوتوله های سیاه سرد می شوند اما این اجرام هنوز ماهیت نظری دارند زیرا عالم آنقدر پیر نیست که شاهد سرد شدن کوتوله های سفید بقدر کافی و تشکیل اولین کوتوله های سیاه پس از چند ده میلیارد سال باشد.
نیروی گرانش در ستاره های بزرگتر پس از اتمام سوخت هیدروژن هسته، بر انبساط حرارتی چیره شده و لایه های بیرونی را به سمت درون در هم می فشرد. تا اینکه دما بقدری در مرکز بالا رود که هلیوم در اثر گداخت هسته ای به کربن تبدیل شود. در این نقطه دمای مرکز ستاره بقدری بالا می رود که ستاره به سمت بیرون منبسط شده و چندین برابر بزرگتر از اندازه اولیه می گردد. در این نقطه ستاره به یک غول قرمز تبدیل شده که بسیار کم نورتر از یک ستاره رشته اصلی است. خورشید ما در پایان عمر خود به یک غول قرمز تبدیل خواهد شد البته این واقعه در پنج میلیارد سال آینده روی خواهد داد. دو ستاره داخلی تر تیر و زهره بخار خواهند شد.
مقایسه اندازه خورشید (ستاره زردرنگ وسط تصویر) با یک کوتوله قرمز، یک غول قرمز با جرمی کمتر از 5 برابر خورشید و یک ابرغول آبی با جرمی حدود 150 برابر خورشید (بالا سمت راست)
اگر ستاره اولیه 10 برابر یا بیشتر جسیم تر از خورشید باشد، سوخت هیدروژن هسته خود را در عرض 100 میلیون سال به پایان خواهد رساند و به یک کوتوله سفید بسیار چگال تبدیل می شود. ستاره های جسیم تر با یک انفجار ابرنوستاره ای شدید به عمر خود پایان می دهند و ماده موجود در هسته خود را در عرصه کهکشان پخش می کنند. هسته باقیمانده ممکن است به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل شود.
https://www.space.com/22437-main-sequence-star.html
ستارگان نوترونی
ستارگان نوترونی از عجیب ترین اجرام آسمانی هستند. سن، دما و حتی اندازه آنها بدرستی بر دانشمندان معلوم نیست.
هم اکنون اکتشاف گر ترکیب داخلی ستارگان نوترونی که بر عرشه ایستگاه فضایی بین المللی نصب شده ستاره شناسان را قادر ساخته است بسوی اندازه گیری اندازه واقعی ستارگان نوترونی گامهای مطمئن تری برداشته و درباره ساختار درونی عجیب آنها بینش دقیق تری بدست آورند.
سمت چپ این تصویر شکل گیری یک ستاره نوترونی را در چرخه عمر یک ستاره نشان می دهد. یک ستاره آبی رنگ بزرگ و جسیم پس از به پایان رساندن ذخیره سوخت هیدروژن هسته خود، دیگر نمی تواند در برابر فشار گرانشی مقاومت کند. در نتیجه هسته آن متراکم شده و دمای عظیم ناشی از تراکم لایه های بیرونی را منبسط می کند. در نتیجه به یک ابرغول قرمز تبدیل می شود. فروریزش ناگهانی هسته از نقطه ای به بعد باعث انفجار ستاره به شکل یک سوپرنوا می شود. آنچه در مرکز ستاره باقی می ماند یک جرم بسیار فشرده با چگالی میلیاردها گرم بر سانتی متر مکعب است که عمدتا از نوترون ساخته شده است.
ماده در غایی ترین شکل خود
ستارگان نوتورونی در اثر فروریزش داخلی ستارگان جسیم ایجاد می شوند و در این راه لایه های بیرونی خود را در یک انفجار ابرنوستاره ای به بیرون پرتاب می کنند. ستارگانی که حدود 8 برابر خورشید جرم دارند پس از به اتمام رساندن سوخت هیدروژن هسته خود، شروع به تبدیل هلیوم به عناصر سنگین تر مانند کربن و سپس آهن می کنند. ولی انرژی گرمایی حاصل از این همجوشی آنقدر کافی نیست که در برابر گرانش جرم عظیم ستاره مقاومت کند. در نتیجه فشار گرانشی ستاره، الکترونها و پروتونها را به هم می فشارد تا به نوترون تبدیل شوند. از آنجایی که بیشتر درون اتم فضای خالی است، ماده می تواند تا اندازه غیر قابل باوری متراکم شده به ماده ابرچگال تبدیل شود. یک قاشق چای خوری از ماده ابرچگال سازنده ستاره نوترونی 4 میلیارد تن وزن دارد! این در حالی است که ستاره عظیمی که چندین برابر خورشید قطر دارد پس از تبدیل به ستاره نوترونی قطری در حدود تنها 20 کیلومتر خواهد داشت.
اما ستاره نوترونی در بالاترین حد خود از 95 درصد نوترون تشکیل شده است. پوسته کریستالی آنها شامل الکترونها و یونهای تقریبا معمولی است. همچنانکه فشار گرانشی با عمق افزایش می یابد، پروتونها و الکترونها به هم فشرده شده و تنها نوترونها بر جای می مانند. در اینجا چگالی دو برابر هسته اتم معمولی است. در اعماق ستاره نوترونی و در هسته آن، نوترونها چنان فشرده می شوند که کوآرک های سازنده آنها آزاد می شود. برخلاف تصور، فیزیک هسته ای تنها می تواند بطور تقریبی جرم و شعاع ستارگان نوترونی را محاسبه کند.
نوترونها، کوآرک ها یا هایپرون ها؟
بدست آوردن جرم یک ستاره نوترونی آسان است بویژه اگر ستاره همراهی داشته باشد که به دور گرانیگاه مشترکی بگردند. اما تعیین اندازه آن بسیار دشوارتر است. گرانش ستارگان نوترونی آنقدر عظیم است که مسیر نور ساطع شده از آن را خم می کند. این اعوجاج گرانشی باعث می شود ستاره نوترونی بزرگتر از آنچه هست به نظر رسد.
خمیده شدن پرتوهای نور ارسالی از ستاره نوترونی تحت اثر گرانش عظیم آن باعث می شود بزرگتر از آنچه هست به نظر رسد.
اندازه گیری دقیق تر جرم و اندازه دو ستاره نوترونی شناخته شده نشان می دهد که میدان مغناطیسی ستارگان نوترونی حالتی براستی غریب دارد. به جای شکل دوقطبی معمول، یک ستاره نوترونی میدان مغناطیسی آشوبناکی دارد که دو قطب آن در یک نیمکره واقع شده اند.
میدان مغناطیسی آشوبناک یک ستاره نوترونی
دانشمندان هنوز درباره اجزای سازنده هسته ستارگان نوترونی تردید دارند. حقایق کشف شده سنایوهای مختلفی را پیش پای آنها قرار داده اند از جمله اینکه هسته یک ستاره نوترونی آمیزه ای از نوترون ها و کوارک هاست. همچنین ممکن است از ذره های جسیم تری به نام هایپرون ساخته شده باشد. ذرات مختلفی به عنوان هایپرون پیشنهاد شده اند که یکی از آنها کوارک های شگفت (strange quarks) است. نوترونها و پروتون ها از کوارک های بالا و پایین ساخته شده اند. هایپرون ها خواصی شگفت در مقایسه با پروتون ها و نوترون ها دارند. این ذرات فقط در شتاب دهنده های ذره ظاهر شده اند و بسرعت دچار واپاشی می شوند. اما در هسته ستارگان نوترونی می توانند دارای پایداری کافی بوده و برای مدت معینی در کنار هم باقی بمانند.