بلوغ

 

 

با توجه به جرم اولیه ستاره ، بعد از میلیون ها و یا میلیاردها سال ، همجوشی هیدروژن و تبدیل آن به هلیوم باعث به وجود آمدن یک هسته هلیومی در ستاره می شود . تولید هلیوم در ستاره های بزرگ تر سریع تر روی می دهد .

هنگامی که یک ستاره منابع هیدروژنی خود را به پایان رسانید ، از نیروی مقاوم در برابر گرانش کاسته می شود ؛ از سوی دیگر ، انباشته شدن هلیوم در هسته که چگال تر از هیدروژن می باشد ، سبب فشار گرانشی بیشتری به سمت داخل می شود . در این حالت دما نیز بالا می رود ، در نتیجه واکنش های هسته ای بیشتر می شود و این تا جایی ادامه می یابد که از فشار گرانشی جلوگیری کند و ستاره به حالتی پایدار برسد .

دمای ستاره میتواند تا 100 میلیون کلوین بالا برود . جرم ستاره نقش تعیین کننده ای در این رویداد دارد.

 

ستارگان کم جرم

 

 

سرنوشت ستارگان کم جرم را بعد از متوقف شدن تولید انرژی آنها از طریق فرآیند همجوشی ، مستقیماً نمی توان فهمید.

عمر جهان تاکنون در حدود 13.7 میلیارد سال تخمین زده شده است. این زمان کوتاه تر از آن است که چنین ستاره ای بتواند همجوشی خود را به پایان رساند ؛ تئوری های موجود در این رابطه بر اساس مدل های کامپیوتری بدست آمده است.

ستاره ای با جرمی در حدود کمتر از نصف خورشید هرگز توانایی این را ندارد که پس از متوقف شدن مرحله همجوشی هیدروژن خود ، به مرحله همجوشی هلیوم برسد . به بیان ساده تر این ستاره ها جرم کافی را برای ایجاد

فشار لازم بر روی هسته ندارند. این نوع ستاره ها را کوتوله سرخ می نامند که هزارها برابر خورشید عمر خواهند کرد.

ستاره ی پروکسیمای قنطورس از این نوع است.

مدل های جدید اخترفیزیکی پیش بینی می کنند که کوتوله های سرخ با جرمی در حدود 0.1 جرم خورشید ، 6 تریلیون سال بر روی رشته اصلی باقی بمانند. بعد از سپری کردن این مدت به آرامی در خود فرو می ریزند و تبدیل به یک کوتوله سفید می شوند.

 

ستارگان با جرم متوسط

 

 

 

 سرعت گرفتن فرآیند همجوشی در لایه های بالای هسته ، سبب انبساط ستاره می شود. سرعت انبساط ستاره بیشتر از افزایش در تولید انرژی است، بنابراین ستاره سردتر وقرمزتر می شود . در این هنگام ستاره رشته اصلی را ترک کرده و به عنوان غول سرخ شناخته می شود.

ستاره قلب العقرب در صورت فلکی عقرب و دلبران در صورت فلکی ثور از این نوع هستند.

در هنگام انبساط ستاره برخی لایه های خارجی تر آن ، ستاره را ترک می کنند که این منجر به کاهش جرم ستاره و انبساط هسته هلیومی نیز می شود. فشار بر لایه های هیدروژنی بالایی بیشتر می شود ، هیدروژن سریع تر می سوزد و در نتیجه باعث درخشان تر شدن ستاره می شود ( بین 1000 تا 10000 بار روشن تر میشود ).

هسته در اثر گرانش منقبض می شود و به جرم فشرده و متراکمی از الکترون و پروتون تبدیل می شود که سختی آن همچون یک گلوله فولادی می شود. این هسته به علت ماهیت متراکمی که دارد دیگر مانند گاز عمل نمی کند ، در این صورت گرم شدن هسته در اثر انقباض ادامه می یابد تا اینکه فرآیند همجوشی خودش دوباره با یک انفجار به راه می افتد. این مرحله درخشش هلیومی نامیده می شود. ما واقعاً این درخشش را نمی بینیم زیرا قسمت اعظم انرژی در انبساط هسته در اثر انفجار و بازگشت آن به حالت گازی جذب می شود ؛ به نظر می رسد که سوختن هیدروژن در پوسته ای که هسته را احاطه کرده باید با درخشش هلیومی متوقف شود ، و در واقع یک افت موقتی در انرژی خروجی از آن حاصل می شود و روشنایی ستاره کاهش می یابد. این تغییرات با دستگاه های طیف سنج قابل آشکارسازی و اندازه گیری می باشد.

هسته بار دیگر تحت تأثیر گرانش منقبض می شود ، دمای آن تا 100 میلیون کلوین می رسد و در این صورت سوختن هلیوم به منبع اصلی تولید انرژی در ستاره تبدیل می شود.در طی این فرآیند یک هسته با عناصر کربن و اکسیژن تولید می شود.

در ستارگان پر جرم تر اگر دما کافی باشد ، این مراحل با سوختن کربن و اکسیژن ادامه می یابد و تا تولید عناصری مثل آهن و منیزیم پیش می رود.

واکنش سوختن هلیوم به شدت به دما وابسته است ومی تواند ناثباتی هایی را به وجود آورد( انقباض و انبساط ها ی متوالی )  که منجر به ضربان های شدیدی در ستاره می شود. این ضربان ها می تواند انرژی لازم را برای فرار پوسته ها فراهم آورد و فقط در مرکز کوتوله سفید سرد و چگالی را باقی بگذارد. به کل این مجموعه سحابی سیاره نما گفته می شود.

تصویری ساده از تکامل ستاره ای هم جرم خورشید.ستاره از رمبش ابری گازی شکل ،شکل میگیرد (1) و سپس طی دوره ای به عنوان ستاره اولیه انقباض را تحمل میکند (2) قبل از پیوستن به رشته اصلی (3). وقتی که هیدروژن درون هسته مصرف شد ،ستاره انبساط یافته و به غول سرخ تبدیل میشود (4) و سرانجام پوسته خارجی خود را از دست داده (سحابی سیاره نمــــــا) و به کوتوله سفید تبدیل می گردد (5).

 

 

ستارگان با جرم سنگین

 

 

*غول ها و ابر غولها

 

 وقتی که ستاره ای منبع سوخت هیدروژن هسته اش را به پایان برد بسته به جرمش به غول یا ابرغول تبدیل می شود.بعد از اتمام هیدروژن هسته ,همجوشی هیدروژن برای تولید هلیوم متوقف می شود وهسته شروع به انقباض می کند .با انقباض هسته انرژی آزاد می شود واین انرژی موجب شروع واکنش در هیدروژن لایه های بالایی  می شود .بنابراین واکنشهای هسته ای از مرکز به لایه های بالاتر منتقل می شود به دنبال آن لایه های بیرونی هیدروژنی انرژی را جذب کرده ومتورم می شوند(در نظر داشته باشیدکه این انرژی به سمت لایه های زیرین وهسته کشیده نمی شود بلکه تمایل آن به رسیدن به مناطق سرد بیرونی تر است) در این مرحله ستاره از رشته اصلی جدا شده ووارد مرحله غولی ویا ابرغولی میشود دمای متوسط آنها بین 2000 تا 4000 درجه کلوین شده ورنگ شان نیز به قرمزی می گراید.این ستاره هااز رده طیفی M یا K بوده ودر منطقه بالا سمت راست در نمودار هرتسپرونگ راسل قرار دارند.قطر این ستاره ها بین ده تا هزار برابر خورشید است..اگر جرم ستاره اولیه از 8 برابر جرم خورشید کمتر باشد به یک غول واگر از 8برابر جرم خورشید سنگین تر باشد به یک ابرغول تبدیل خواهد شد.عمر یک غول یا ابرغول درحدود یکدهم عمر آن در حالت گذران رشته اصلی می باشد.غولها از ستاره هم دمای خود دررشته اصلی بسیاردرخشنده ترند. این ستاره ها معمولا"متغییر بوده ولایه های سطحی آنها دارای تپش می باشد.بدلیل قطر زیاد آنها نیروی گرانش در لایه های سطحی آن کم شده ومعمولا" به شکل باد ستاره ای  مواد از آن فرار کرده و سحابی سیاره ای تشکیل می دهند.

خورشید خودمان بعد از تبدیل شدن به غول سرخ با اندازه حدود 60 درجه  وبا رنگ قرمز تیره در آسمان دیده خواهد شد.ستاره سماک رامح والدبران دو نمونه از ستاره های گونه غول سرخ هستند.

ماهواره ستاره شناسی  مادون قرمز IRIS تاکنون تعداد زیادی غول قرمز کشف کرده  که درون پوسته ای از گاز وغبار قرار دارند این ستاره ها  بادمای چندصد درجه تنها در امواج مادون قرمز قابل کشف هستند.

  

 منبع: ویکی پدیا

   گردآوری و ترجمه: هادی محمودی

                      محمدرضا صالحی مقدم