۱-۱ تحول ستارگان ستارگان، درنواحی چگال میان ...

پایان نامه

عنوان : تحول ستارگان

فصل ۱

مقدمه

۱-۱            تحول ستارگان

ستارگان، درنواحی چگال میان ستاره ای، از انقباض گرانشی ابرهای گازی و گرد و غباری متولد می شوند. همانطور که ابر میان ستاره‌ای متراکم می‌شود، بخشی از انرژی پتانسیل گرانشی (۵۰%) به انرژی گرمایی و بخشی نیز (۵۰%) به انرژی پتانسیل تبدیل می‌شود [۱]، سرانجام هسته‌ی مرکزی آنقدر داغ می شود که به دمای اشتعال واکنش‌های جوش می‌رسد و یک ستاره به راستی متولد می‌شود. مشاهدات اخترفیزیکی تعداد زیادی ستارگان جوان و کم سن را در امتداد بازوهای مارپیچی کهکشان نشان می‌دهند. محاسبات هایاشی[۱] نشان می‌دهد که در نمودار هرتسپرونگ _ راسل، ستارگان در هنگام پیدایش، مسیرهایی را از بالای سمت راست نمودار به سمت پایین و سپس به صورت افقی به سمت رشته‌ اصلی طی می‌کنند و زمانی که توده‌ی متراکم گاز رمبیده، به اندازه‌ی کافی چگال و گرم شود که در مرکز آن واکنش‌های گرما هسته‌ای صورت گیرد، زندگی ستاره به عنوان یک ستاره‌ی رشته‌ اصلی آغاز می‌شود.
دو فاکتور مهم، سن و جرم، ویژگی‌های یک ستاره را مشخص می‌کنند. این دو فاکتور به هم وابسته هستند، تحقیقات اختر فیزیکدانان نشان می‌دهد که طول عمر ستاره به جرم آن وابسته است. به طور کلی ستاره‌ها از نظر جرم به سه دسته تقسیم می شوند:

1. ستاره های کم جرم، که جرم آن ها حدود ۵/۰ جرم خورشید می باشد.
2. ستاره هایی با جرم متوسط، که جرمشان ۵/۰ تا ۸ برابر جرم خورشید است.
3. ستاره های پرجرم، که جرمشان بیش از ۸ برابر جرم خورشید است.

و تمام این ستارگان یک روند کلی و عمومی را در مسیر تحولشان دنبال می‌کنند که عبارتند از:

1. پیش ستاره و پیش از رشته‌ اصلی
2. ستاره در رشته ی اصلی
3. پس از رشته ی اصلی

هدف تحول ستاره ای درک چگونگی تغییر تابندگی و دمای سطحی با زمان است.

• تولد ستارگان

• 

یک ستاره توده‌ای سنگین و متراکم است که توسط گرانش خودی متراکم گشته و توسط فشارهای داخلی خود در مقابل فروریزش مقاومت می‌کند. ستاره ها از تراکم ابرهای گازی و گرد و غبار بین ستاره‌ای، که به طور کامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است،  متولد می شوند. ابرهای متراکم شده درون دیسکی چرخان منقبض و متراکم می شوند و طبیعتاً با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن نیز بیش‌تر می‌شود، و در این حین جرم گازهای مرکزی، همچنان رشد می‌کنند. این انقباض و تراکم حدوداً صد هزار سال به طول می‌انجامد. انقباض ستاره منجر به گرم شدن آن می‌شود و سرانجام هسته‌ی مرکزی آنقدر داغ می‌شود که به دمای اشتعال واکنش‌های جوش می‌رسد و یک ستاره متولد می‌شود.

• • • ستاره پیش از رشته‌ اصلی

قبل از این واقعه، ستاره مراحل پیش ستاره و پیش از رشته‌ اصلی را پشت سر می‌گذارد. ابر منقبض شونده قبل از آنکه به تعادل هیدرواستاتیکی برسد یک پیش ستاره

مطلب دیگر :

پایان نامه : زمینه های اصلی رضایت زناشویی - سبز اندیشان کارون -تجربه هایی برای فردای بهتر

 است. هنگامی که جاذبه‌ی گرانشی به سمت داخل دقیقاً با نیروی فشار به سمت خارج در هر نقطه داخل ستاره به حالت تعادل درآید، تعادل هیدرواستاتیکی حاصل می‌شود، که این فشار رو به بیرون به وسیله‌ی انرژی گرمایی زیادی که از واکنش‌های جوش هسته‌ای آزاد می‌گردد، ایجاد می‌شود (فشار گرمایی). هر قدر به مرکز ستاره نزدیک می‌شویم، فشار باید به طور مداوم افزایش یابد تا به وزن در حال افزایش ماده‌ای که در بالا واقع می شود، برابری کند. بین این مرحله و اشتعال واکنش‌های جوش، پیش از ستاره‌ی اصلی (PMS[2]) نامیده می‌شود. سیر دنبال شده بر نمودار هرتسپرونگ-راسل قبل از اینکه به رشته‌ اصلی برخورد کند، مسیر تحولی PMS نامیده می‌شود.

هنگامی‌که دمای مرکز پیش ستاره به اندازه‌ی کافی زیاد شود، واکنش‌های جوش هسته‌ای آغاز می‌شود. در این واکنش ها ترکیب دو هسته‌ی اتمی و تشکیل یک هسته‌ی بزرگتر صورت می‌گیرد. در اثر ترکیب دو هسته‌ی اتمی، مقدار کمی از جرم آن‌ها به انرژی تبدیل می‌شود. در این واکنش‌ها هسته‌ی هلیوم در اثر ترکیب با یک هسته‌ی هیدروژن به دو هسته‌ی هلیوم (ذره ی آلفا) تبدیل می شود.

• • • رشته‌ اصلی

هسته‌های سبک پیش ستاره، همچنان‌که به انقباض خود ادامه می‌دهد، نابود می‌شوند. دمای هسته بالا می‌رود و در این زمان، گدازش هیدروژنی در مرکز ستاره، همه‌ی انرژی آن را تولید می‌کند. با آغاز سوختن هیدروژن در مرکز، پیش‌ستاره به ستاره تبدیل می‌شود و ستاره وارد طولانی ترین دوره‌ی عمر خود می‌شود، که به آن رشته‌ اصلی می‌گویند. وقتی ستاره به رشته‌ اصلی می‌رسد، تراکم آن متوقف می‌شود.
واکنش‌های هسته‌ای در هسته‌ی ستارگان ترکیب شیمیایی هسته را به طور یکنواخت تغییر می‌دهند. این تغییرات آرام و پیوسته در ستارگان رشته‌ اصلی تا جایی ادامه میابد که هیدروژن هسته تمام شود. در ستاره های کم‌جرم، که هسته‌ی آن ها تابشی است (یعنی انتقال انرژی در آن ها به وسیله‌ی تابش صورت می‌گیرد) در مرکز ستاره، جایی که نرخ واکنش‌های هسته‌ای بیش از سایر نقاط است، زودتر از سایر نقاط، هیدروژن تمام خواهد شد. سرعت هیدروژن‌سوزی به فاکتور جرم بستگی دارد. ستارگانی که جرم بیش‌تری دارند هیدوژن خود را با سرعت بیش‌تری می‌سوزانند، و در نتیجه مدت زمان کوتاه‌تری را در رشته‌ اصلی سپری می‌کنند. ستاره ای با جرم متوسط، می‌تواند بیلیونها سال را در این رشته سپری کند.
ستاره‌های سنگین هسته‌ی همرفتی دارند و اختلالات همرفتی به هسته‌ی یکنواختی منجر می‌شود که در آن غلظت هیدروژن همراه با زمان، به طور یکنواخت کاهش می‌یابد. هنگامی‌که هیدروژن هسته تمام می‌شود، مرحله‌ی رشته‌ اصلی پایان می‌یابد.
یک هسته‌ی تکدمای پایدار فقط در صورتی می‌تواند وجود داشته باشد که جرم آن از حد شونبرگ-چاندراسخار[۳] کم‌تر باشد. شونبرگ و چاندراسخار در سال ۱۹۴۲ نشان دادند که اگر جرم هسته از یک مقدار معین بیش تر شود ناپایدار خواهد شد. جرم حدی شونبرگ-چاندراسخار به طور تقریبی با
(۱-۱)
داده می‌شود که درآن  و  به ترتیب وزن‌های متوسط ذرات در پوسته و هسته بر حسب  هستند.
هسته‌ای که جرم آن سنگین‌تر از این مقدار باشد، ناپایدار است و متحمل یک انقباض سریع می‌شود. جزئیات این ناپایداری و پی‌آمدهای فیزیکی آن به جرم و ترکیب ستاره بستگی دارد. در مورد ستاره‌ای به جرم  انقباض ( جرم خورشید می‌باشد) ستاره به هسته‌ی هلیوم‌سوزی منجر می‌شود که توسط یک پوسته‌ی هیدروژن سوز احاطه شده‌است (زمان انقباض در حدود  است). ستاره‌های هلیوم‌سوز تا زمانی که در حال تولید هلیوم هستند، از شاخه‌ی غول سرخ در نمودار [۴]H-R بالا می روند. گذار از رشته‌ اصلی به شاخه‌ی غول‌ها در مقایسه با طول عمر رشته‌ اصلی، در زمان نسبتاً کوتاهی صورت می‌گیرد، این زمان به ویژه برای ستاره‌های سنگین بسیار کوتاه است و بنابراین احتمال مشاهده‌ی آن‌ها در این فاز از تحول اندک است.