نور ستاره ها از کجاست؟

نور ستاره ها از کجاست ؟

نور ستاره ها از کجاست ؟

قدر و تابندگی ستارگان

قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپارکوس(۱)، در سال ۱۲۵ قبل از میلاد ابداع شد. هیپارکوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها که از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری کرد. او شماره ۱ را به درخشان ترین ستارگان اختصاص داد. شماره ۲ از آن ستارگان با درخشندگی کمتر از ستارگان قدر ۱ شد. و به همین ترتیب به قدر ۶ رسید که آنها کم نورترین ستارگان آسمان بودند.

امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رؤیت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان کنند. بر اساس محاسبات، قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری که در فاصله ۳۲/۶ سال نوری از ستاره قرار دارد. ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گیری قدر را برای ستارگان پر نورتر از قدر ۱ و ستارگان کم نورتر از قدر ۶، توسعه دادند. ستاره ای که از ستارگان قدر ۱ پرنورتر است ، قدر آن کمتر از ۱ می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) ۰/۱۲ است. قدر ستارگان بسیار نورانی تر، از صفر نیز کمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشان ترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن ۱/۴۶ – است . قدر مطلق ستاره ریگل ۸/۱- است. بر اساس شناختی که ستاره شناسان تاکنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشان تر از ۸- باشد. از طرف دیگر، کم نورترین ستارگانی که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند قدر ظاهری معادل ۲۸ دارند. بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند کمتر از ۱۶ باشد. تابندگی یک ستاره برابر است با مقدار انرژی که ستاره منتشر می کند. اصطلاحاً به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموماً قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می کنند. برای مثال قدرت خورشید ۴۰۰ تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می کنند. برای نمونه آنها می گویند که تابندگی آلفای قنطورس ۱/۳ برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدود ۱۵۰/۰۰۰ برابر تابندگی خورشید است. تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. ۵ واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یک فاکتور از ۱۰۰ در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق ۲، نسبت به ستاره ای با قدر مطلق ۷، ۱۰۰ بار تابناک تر است. ستاره ای با قدر مطلق ۳-، ۱۰۰ بار از ستاره ای با قدر مطلق ۲ ۲ و ۱۰/۰۰۰ بار از ستاره ای با قدر مطلق ۷ تابناک تر است.

رنگ و دمای ستاره ها

اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنید، حتی بدون تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید که رنگ ستارگان یا تقریباً قرمز، یا تقریباً زرد و یا تقریباً آبی است. برای مثال، ستاره بیتلجوز (۲)، یا ابط الجوزا در صورت فلکی شکارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد. ستاره پولوکس(۳) یا رأس پیکر پسین، مانند خورشید، زرد رنگ است و ستاره ریگل تقریباً آبی به نظر می آید. رنگ یک ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری کلوین با علامت اختصاری k می سنجند. واحد کلوین از ۲۷۳/۱۵- درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر کلوین برابر است با ۲۷۳/۱۵- درجه سانتیگراد و دمای صفر درجه سانتیگراد برابر است با ۲۷۳/۱۵کلوین. دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریباً ۲۵۰۰ درجه کلوین می باشد. دمای سطحی ستارگان قرمز روشن، حدود ۳۵۰۰ درجه کلوین است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود ۵۵۰۰ درجه کلوین است و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین ۱۰/۰۰۰ درجه کلوین تا ۵۰/۰۰۰ درجه کلوین می باشد. گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تکرنگ به نظر می آیند اما در واقع آنها طیفی از رنگها را منتشر می نمایند. شما می توانید به کمک یک منشور مشاهده کنید که نور خورشید، به عنوان یک ستاره زرد، از رنگهای بسیاری تشکیل شده است. طیف مرئی شامل همه رنگهای رنگین کمان می باشد. این رنگها از قرمز (که توسط ضعیف ترین فوتونها ایجاد می شود) تا بنفش( که توسط قوی ترین فوتونها ایجاد می شود) هستند. نور مرئی یکی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الکترومغناطیس است. این پرتوها از کم انرژی ترین آنها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی( مایکروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند)، پرتوهای فرو سرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایکس و پرتوی گاما. همه این شش گروه توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذکور را متساطع نمی نمایند. ترکیبی از همه این شش گروه را طیف الکترومغناطیس می نامند.

ابعاد ستارگان

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشید می سنجند. آلفا قنطورس A شعاعی معادل ۱/۰۵ برابر شعاع خورشید دارد و تقریباً با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ریگل بیش از ۷۸ برابر شعاع خورشید است و شعاع ستاره آنتارس ۷۷۶ برابر شعاع خورشید می باشد. ابعاد و دمای سطحی ستاره، درخشندگی آن را معین می کنند. دو ستاره را در نظر بگیرید که دمای سطحی یکسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در این شرایط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با دمای سطحی یکسان را مقایسه کنید، نخست، باید شعاع ستاره بزرگ تر را تقسیم بر شعاع ستاره کوچک تر نمائید و سپس مربع (توان ۲) عدد حاصل را به دست آورید. حال دو ستاره را با شعاع برابر ولی دمای سطحی متفاوت تجسم کنید. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن ۱۶ برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دمای آن به توان ۴ است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را که دمای مختلف دارند مقایسه کنید، دمای ستاره گرم تر را بر دمای ستاره سردتر تقسیم کرده و حاصل این تقسیم را به توان ۴ برسانید.

جرم ستارگان

ستاره شناسان جرم ستارگان را نیز بر اساس جرم خورشید اندازه گیری می کنند. برای مثال آلفا قنطورس A جرمی معادل ۱/۰۸ جرم خورشید دارد، جرم ریگل ۳/۵ برابر جرم خورشید است. جرم خورشید معادل دو میلیون میلیون میلیون میلیون میلیون کیلوگرم یعنی ۲ به همراه سی عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوماً دارای ابعاد برابر نیستند. در واقع چگالی ستارگان نسبت به هم متفاوت است. برای نمونه، میانگین چگالی خورشید ۱۴۰۰ کیلوگرم در هر متر مکعب است، یعنی تقریباً ۱۴۰ درصد چگالی آب. شباهنگ B جرمی حدوداً معادل جرم خورشید دارد اما چگالی آن ۹۰/۰۰۰ برابر چگالی خورشید است.

طبقه بندگی درخشندگی ستارگان

نقاطی که در بالای نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نورانی و نقاط پائین نمودار نشانگر ستارگان کم نور می باشند. در سال ۱۹۳۰ ستاره شناس آمریکایی ویلیام مورگان(۴) و فیلیپ کینان (۵) چیزی را ابداع کردند که سیستم طبقه بندی درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال ۱۹۷۸ این سیستم را اصلاح کرده و گسترش دادند. در این سیستم ، اعداد کوچک به بزرگ ترین و درخشان ترین رده ها اطلاق می گردد. رده های MK عبارتند از : la، ابر غولهای درخشان؛ lb، ابرغولها؛ ll، غولهای درخشان ؛ lll،غولها؛ lv، غولهای کوچک و V، ستارگان رشته اصلی (*) یا کوتوله ها.

رده های طیفی ستارگان

نقاطی که در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعکس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد می باشند. در سیستم MK هشت رده طیفی وجود دارد که هر کدام بیانگر میزان مشخصی از دمای سطحی ستاره می باشند. این طبقه بندی از داغ ترین به سردترین ستارگان به ترتیب عبارتند از :G،F،A،B،O،M،K و L. هر رده طیفی به نوبه خود از ده نوع طیفی تشکیل می شود که این ده نوع با اعداد مشخص می گردند. شماره مربوط به داغ ترین ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترین ستاره عدد نه است. بنابر آنچه گفته شد علائم سیستم MK ترکیبی 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 قنطورس 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 که دمای هسته ستاره در حال شکل گیری به ۱ میلیون درجه کلوین برسد. یک ستاره از دل یک ابر بسیار بزرگ که به آرامی در چرخش است و تقریباً به طور کامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است، به دنیا می آید. این ابر همچنین ممکن است حاوی اتمهای دیگر عناصر و غباری از ذرات میکروسکوپی باشد. به اقتضای نیروی گرانش، این ابر شروع به منقبض شدن می کند و در نتیجه کوچک تر می شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بیشتر می شود درست همانطور که سرعت یک اسکیت باز که بر روی یخ به دور خود در حال چرخیدن است، با جمع کردن بازوانش بیشتر و بر عکس با باز کردن بازوان کمتر می شود. لایه های خارجی ابر، یک دیسک چرخان را ایجاد می کنند. لایه های داخلی به یک توده کروی که همچنان در حال انقباض است تبدیل می شوند. ماده در حال انقباض گرم تر می شود و فشار آن نیز بیشتر می گردد. این فشار تمایل زیادی به خنثی کردن نیروی گرانشی که عامل انقباض است دارد، در نهایت، سرعت انقباض بسیار کاهش پیدا می کند. در این هنگام، در قسمت داخلی توده جنین ستاره یا پیش ستاره به وجود می آید. پیش ستاره یک جرم توپی است که نه دیگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پیرامون پیش ستاره پوسته ای از گاز و غبار است که لایه های بیرونی توده نخستین می باشد.

ترکیب هسته ای ستاره

هنگامی که دمای مرکز پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شد، گدازش هسته ای آغاز می شود. گدازش هسته ای ترکیب دو هسته اتمی و تشکیل یک هسته بزرگ تر است. یک اتم کامل دارای پوسته ای خارجی متشکل از یک یا چند ذره به نام الکترون است که بار الکتریکی منفی حمل می کند. در درون و مرکز اتم، هسته آن وجود دارد که تقریباً همه جرم اتم را شامل می شود. ساده ترین هسته که رایج ترین شکل عنصر هیدروژن در عالم می باشد، متشکل از یک ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الکتریکی حمل می کند. همه هسته های دیگر دارای یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترون هستند. نوترون هیچ بار الکتریکی حمل نمی کند و یک ذره خنثی است در نتیجه هسته همه اتمها ، بار مثبت الکتریکی دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهای موجود در هسته دارای الکترون می باشند در نتیجه یک اتم کامل، خنثی است. در هر صورت، تحت دما و فشار بسیار شدید مرکز پیش ستاره، اتمها الکترونهای خود را از دست می دهند. به اتمهای الکترون از دست داده، یون می گویند و به ترکیبی از الکترونهای آزاد و یونها، پلاسما می گویند. گفتیم که در درون پیش ستاره، اتمها همه الکترونهای خود را از دست می دهند و هسته های لخت با سرعت بسیار زیادی به یکدیگر می رسند. در شرایط عادی، موادی که دارای بار الکتریکی یکسان هستند، یکدیگر را دفع می کنند با اینحال اگر دما و فشار در درون پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شود، می تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت می گیرد. دانشمندان معمولاً از اصطلاح «سوختن» به جای «گدازش» استفاده می کنند اما باید توجه داشت که گدازش هسته ای، چیزی کاملاً متفاوت با اشتعال در معنای عام آن است.

تبدیل جرم به انرژی در ستاره ها

وقتی دو هسته با هم ترکیب شوند مقدار کمی از جرم آنها به انرژی تبدیل می شود بنابراین جرم هسته جدید، از حاصل جمع جرم دو هسته ای که با هم ترکیب شدند کمتر است. آلبرت اینشتین رابطه جرم و انرژی را کشف کرده و آن را در قالب معادله E=mcبه توان ۲ بیان کرد. این معادله بیانگر مقدار انرژی آزاد شده از ترکیب ذرات است. E به معنای انرژی، m به معنای مقدار جرم و c سرعت نور است. سرعت نور برابر است با ۲۹۹،۷۹۲ کیلومتر در ثانیه. این مقدار واقعاً عدد بزرگی است و چنانچه آنرا در معادله بگذاریم متوجه می شویم که با گداختن جرم بسیار کمی از ماده می توان انرژی مهیبی به دست آورد. برای مثال با سوخت هسته ای کامل ۱ گرم ماده ۹۰ تریلیون ژول به دست می آید. این مقدار انرژی تقریباً برابر است با انرژی آزاد شده در انفجار ۲۰،۰۰۰ تن تی ان تی. انرژی بمب هسته ای آمریکا که در سال ۱۹۴۵، در جریان جنگ جهانی دوم، به هیروشیمای ژاپن اصابت کرد معادل انفجار ۱۲،۰۰۰ تن تی ان تی بود.

نابودی هسته های سبک

در مرکز پیش ستاره، هنگامی که دما به ۱ میلیون درجه کلوین می رسد، گدازش هسته آغاز می شود. شروع این گدازش باعث تغییر و از میان رفتن هسته های سبک می شود. از جمله هسته لیتیوم ۷، که شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرایندی که این هسته شرکت دارد، یک هسته هیدروژن با آن ترکیب شده و هسته لیتیوم ۷ را به دو قسمت تقسیم می کند. هر قسمت شامل یک هسته هلیوم ۴(دو پروتون و دونوترون)است. به هسته هلیوم ۴، ذره آلفا نیز گفته می شود.

گدازش هیدروژن

پس از نابودی هسته های سبک، پیش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه می دهد. در نهایت، دمای هسته به حدود ۱۰ میلیون درجه کلوین می رسد و در این هنگام سوختن هیدروژن آغاز می شود. با شروع گدازش هیدروژن، پیش ستاره به یک ستاره تبدیل می شود. در گدازش هیدروژن، چهار هسته هیدروژن با هم ترکیب شده و یک هسته هلیوم ۴ را به وجود می آورند. دو شکل کلی برای انجام این عمل وجود دارد: ۱) واکنش پروتون ـ پروتون pـp) ،۲) چرخه کربن ـ نیتروژن ـ اکسیژن (CNO). واکنش PـP می تواند به چندین روش شامل چهار مرحله زیر رخ دهد: ۱ـ ترکیب دو پروتون. در این مرحله دو پروتون با هم برخورد می کنند و سپس یکی از پروتونها با آزاد کردن پوزیترون، بار مثبت خود را از دست می دهد . این پروتون علاوه بر پوزیترون یک ذره خنثی به نام نوترینو نیز آزاد می نماید. پوزیترون پاد ماده اکترون است. جرم آن دقیقاً برابر با جرم الکترون می باشد اما برخلاف الکترون دارای بار مثبت است. با آزاد شدن پوزیترون، پروتون به نوترون تبدیل می شود. در نتیجه هسته جدید حاوی یک پروتون و یک نوترون است. نام این ترکیب دوترون می باشد. ۲ـ پوزیترون آزاد شده ممکن است با یک الکترون برخورد کند. با برخورد ماده و پاد ماده ، هر دوی آنها از بین می روند و تنها چیزی که باقی می ماند دو پرتوی گاما است. ۳ـ دوترون حاصل شده با یک پروتون دیگر ترکیب می شود و هسته هلیوم ۳ شکل می گیرد. بر اثر این ترکیب نیز پرتوی گاما ایجاد می شود. ۴ـ هسته هلیوم ۳ با هسته هلیوم ۳ دیگری ترکیب شده و علاوه بر تشکیل یک هسته هلیوم ۴ دو پروتون نیز آزاد می شوند. در چرخه CNO هسته کربن ۱۲ شرکت دارد. این هسته شامل ۶ پروتون و ۶ نوترون است. در حین چرخه، این هسته به نیتروژن ۱۵ (۷ پروتون و ۸ نوترون) و اکسیژن ۱۵ (۸ پروتون و ۷ نوترون) تبدیل می شود. و در آخر چرخه این دو هسته بار دیگر به هسته کربن ۱۲ تبدیل می گردند.

گدازش دیگر عناصر

هلیوم ۴ می تواند در فرایند گدازش به کربن ۱۲ تبدیل شود، البته به این منظور دمای مرکز باید تا حدود ۱۰۰ میلیون درجه کلوین افزایش پیدا کرده باشد. این دمای بالا ضروری است چرا که 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 ـ آلفا مشهور است چرا که این هسته با سه ذره آلفا ترکیب می شود و یک هسته کربن را ایجاد می نماید. سوخت هلیوم همچنین هسته اکسیژن ۱۶ (۸ پروتون و ۸ نوترون) و نئون ۲۰ (۱۰ پروتون و ۱۰ نوترون) تولید می کند. در دمای مرکزی حدود ۶۰۰ میلیون درجه کلیون کربن ۱۲ می تواند سدیم ۲۳ (۱۱ پروتون و ۱۲ نوترون)، منیزیم ۲۴ (۱۲ پروتون و ۱۲ نوترون) و تعداد بیشتری نئون ۲۰ تولید نماید. البته ستارگان زیادی نمی توانند به این دمای مرکزی برسند. با تولید شدن عناصر سنگین و سنگین تر در روند گدازش هسته ای، دمای لازم برای فعل و انفعالات بیشتر، افزایش می یابد. در دمایی معادل ۱ میلیارد درجه کلوین، اکسیژن ۱۶ می تواند سیلیکون ۲۸ (۱۴ پروتون و ۱۴ نوترون)، فسفر ۳۱ (۱۵ پروتون و ۱۶ نوترون) و سولفور ۳۲ (۱۶ پروتون و ۱۶ نوترون) تولید نماید. گدازش می تواند تا زمانیکه جرم هسته جدید از حاصل جمع دو هسته ترکیب شده با هم کمتر است، انرژی تولید نماید. این روند تولید انرژی ادامه دارد تا زمانیکه هسته آهن ۵۶ (۲۶ پروتون و ۳۰ نوترون) شروع به ترکیب شدن با هسته های دیگر می نماید. وقتی این اتفاق روی می دهد جرم هسته جدید از جرم دو هسته ترکیب شده اند کی بیشتر است. بنابراین این فرایند به جای تولید انرژی، مصرف انرژی دارد.

پی نوشت ها :

۱٫ Hipparchus 2. Betelgeuse 3. Pollux 4. William W. Morgan 5. Philip C.keenan * رشته اصلی منطقه ای است درنمودار هرتز پرونگ ـ راسل. این نمودار ابزاری بسیار مهم برای ستاره شناسان است. از آن برای ترسیم قدرهای مطلق ستارگان نسبت به انواع طیف شان (رنگشان) یا نسبت به دماهای سطحشان، که تعیین کننده انواع طیفشان است، استفاده می شود. در این نمودار، ستارگان در گروههای گوناگونی جای می گیرند که نمایانگر مراحل چرخه حیاتشان است. این نمودار به ستاره شناسان کمک می کند تا نحوه تکامل ستارگان و ایجاد رابطه میان خواص ستارگان را درک کنند.

منبع: راسخون ، (۱۳۸۷)، شناخت فضا و منظومه شمسی ،الهام سجادی فر، تهران، [بی نا]، چاپ دوم۱۳۸۹٫

پاسخ دهید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *