آغاز زندگی ستارگان رشته اصلی

ستارگان رشته اصلی در هسته خود، اتم های هیدروژن را برای ایجاد اتم های هلیوم با یکدیگر ترکیب می کنند. تقریبا ۹۰ درصد ستاره ها در جهان، شامل خورشید، ستاره های رشته ی اصلی هستند. این ستاره ها می توانند از حدود یک دهم جرم خورشید تا ۲۰۰ برابر آن طبقه بندی شوند.

ستاره ها زندگی خود را به شکل ابرهای گاز و گرد و غبار آغاز می کنند. گرانش این ابرها را به هم متصل می کند و یک پیش ستاره ی کوچک تشکیل می شود که توسط موادی که به درون فرومی ریزد تغذیه می شود. پیش ستاره ها اغلب در ابرهای متراکم گازی تشکیل می شوند و تشخیص آنها می تواند چالش برانگیز باشد.

مارک موریس از دانشگاه کالیفرنیا می گوید: “طبیعت ستاره ها را در انزوا تشکیل نمی دهد. بلکه آنها را در خوشه ها، از ابرهای زایشی که به واسطه ی گرانش خود در هم فرو می ریزند به وجود می آورد.”

توده های کوچک تر – با جرمی کمتر از ۰٫۰۸ جرم خورشید – نمی توانند به مرحله ی همجوشی در هسته ی خود برسند. در عوض آنها به کوتوله قهوه ای، یعنی ستاره هایی که هرگز مشتعل نشده و در واقع ستاره محسوب نمی شوند، تبدیل می شوند. اما اگر توده جرم کافی داشته باشد، گاز و گرد و غباری که در هم فرو ریخته اند در دمای بالاتری می سوزند و در نهایت می توانند به دماهایی برسند که برای تبدیل هیدروژن به هلیوم کافی است. بنابراین ستاره فعال شده و به یک ستاره ی رشته اصلی تبدیل می شود که از همجوشی هیدروژن تغذیه می شود. این همجوشی فشاری خارجی ایجاد می کند که فشار داخلی ناشی از گرانش را متوازن کرده و ستاره را به تعادل می رساند.

اینکه یک ستاره رشته اصلی چه مدت زندگی می کند بستگی به جرم ستاره دارد. یک ستاره با جرم بالا ممکن است مواد بیشتری داشته باشد، اما به دلیل نیروهای گرانشی قوی تر که دمای هسته را بالا می برند، سریع تر سوخت خود را مصرف می کند. در حالی که خورشید عمری در حدود ۱۰ میلیارد سال را در رشته اصلی سپری خواهد کرد، ستاره ای که ۱۰ برابر سنگین تر از خورشید باشد، فقط ۲۰ میلیون سال دوام خواهد آورد. یک کوتوله سرخ که جرمی در حدود نصف جرم خورشید داشته باشد، می تواند ۸۰ تا ۱۰۰ میلیارد سال به زندگی خود ادامه دهد، که بسیار بیشتر از عمر ۱۳٫۸ میلیارد ساله جهان است ( این طول عمر طولانی یکی از دلایلی است که کوتوله های سرخ را می توان به عنوان منابعی خوب برای سیارات میزبان حیات در نظر گرفت ، زیرا آنها برای چنین زمان طولانی می توانند پایدار باقی بمانند).

ستاره درخشان

بیش از ۲۰۰۰ سال پیش، هیپارخوس، ستاره شناس یونانی نخستین کسی بود که توانست کاتالوگی از ستارگان بر طبق میزان درخشش آنها تهیه کند. امروزه، ابزارهای مدرن اندازه گیری های درخشش را بهبود بخشیده  و آنها را دقیق تر کرده است.

در اوایل قرن بیستم، ستاره شناسان متوجه شدند که جرم یک ستاره به درخشش آن یا مقدار نوری که تولید می کند مربوط است. این دو پارامتر هر دو به دمای ستاره نیز مرتبط هستند. ستاره هایی با جرم ۱۰ برابر جرم خورشیدی بیش از هزار برابر درخشنده تر از خورشید هستند.

جرم و درخشندگی یک ستاره همچنین به رنگ آن نیز مرتبط است. ستاره های پر جرم تر، داغ تر و آبی تر هستند، در حالی که ستاره های با جرم کمتر، سردتر هستند و ظاهری قرمز رنگ دارند. خورشید در میانه این طیف قرار دارد و به همین دلیل ظاهری بیشتر زرد رنگ دارد.

بر طبق داده های رصدخانه جهانی لس کامبرز:” دمای سطحی ستاره رنگ نوری که ستاره منتشر می کند را مشخص می نماید. ستاره های آبی داغ تر از ستاره های زرد و ستاره های زرد داغ تر از ستاره های قرمز هستند.”

 

نمودار هرتسپرونگ - راسل، ستاره های رشته اصلی

نمودار هرتسپرونگ – راسل که رابطه ی میان درخشندگی و دمای  ستاره های رشته اصلی، کوتوله های سفید، کوتوله های سرخ، غول های سرخ و ابرغول ها را نشان می دهد

 

این مفهوم به ایجاد نموداری مشهور به نمودار هرتسپرونگ – راسل (H-R) منجر شده است. این نمودار گرافی از ستاره ها را بر اساس میزان درخشندگی و رنگ آنها (که به نوبه خود دمای آنها را نیز نشان می دهد)، مشخص می کند. بیشتر ستاره ها بر روی خطی که به عنوان ” رشته اصلی ” شناخته می شود، قرار دارند که از سمت چپ و بالای نمودار (جایی که ستاره های داغ  و درخشان تر هستند) شروع شده و در سمت راست و پایین نمودار (جایی که ستاره های سرد و کم نور تر قرار دارند) خاتمه می یابد.

 

وقتی ستاره ها خاموش می شوند!

در نهایت، یک ستاره ی رشته ی اصلی از طریق مصرف سوخت هیدروژنی که در هسته ی خود دارد به مرحله ی نهایی زندگی خود می رسد. در این نقطه، ستاره رشته ی اصلی را ترک می کند.

ستاره هایی با جرم کمتر از ¼ جرم خورشید مستقیما در خود فروریخته و به کوتوله های سفید تبدیل می شوند. کوتوله های سفید دیگر در هسته ی خود همجوشی انجام نمی دهند، اما همچنان از خود گرما و حرارت منتشر می کنند. در نهایت، کوتوله های سفید باید سرد شده و به کوتوله های سیاه تبدیل شوند. اما کوتوله های سیاه در حال حاضر فقط در حد تئوری وجود دارند زیرا جهان هنوز به سنی نرسیده که اولین کوتوله های سفید به اندازه کافی سرد شده و بتوانند به کوتوله سیاه تبدیل شوند.

در ستاره های بزرگ تر، تا زمانی که دما به اندازه کافی زیاد شود تا برای تبدیل هلیوم به کربن مناسب باشد، لایه های بیرونی ستاره به درون فرو می ریزند. سپس فشار همجوشی نیرویی خارجی تولید می کند که ستاره را تا چندین برابر اندازه ی اصلی خود گسترش می دهد و از آن یک غول سرخ می سازد. این ستاره ی جدید بسیار کم نور تر از زمانی است که در رشته ی اصلی قرار داشت. در نهایت، خورشید ما نیز به یک غول سرخ تبدیل خواهد شد اما نگران نباشید این اتفاق تا مدت ها رخ نخواهد داد.

هاوارد بوند از موسسه علوم تلسکوپ فضایی می گوید:” حدود ۵ میلیارد سال بعد، پس از آنکه خورشید به یک غول سرخ تبدیل شد و زمین را به خاکستر تبدیل کرد، سحابی زیبای خود را ایجاد خواهد کرد و سپس به شکل یک ستاره کوتوله سفید ناپدید خواهد شد.”

اگر ستاره اصلی جرمی تا ۱۰ برابر جرم خورشید داشته باشد، در طول زمانی در حدود ۱۰۰ میلیون سال مواد خود را می سوزاند و به یک کوتوله سفید فوق متراکم  فرومی ریزد. ستاره هایی با جرم بیشتر زندگی خود را به شکل افنجار ابرنواختری به پایان می رسانند و عناصر سنگین تری را که در هسته خود ایجاد کرده اند در سراسر کهکشان پخش می کنند. هسته ی باقی مانده می تواند یک ستاره نوترونی ایجاد کند، جرمی متراکم که می تواند در انواع مختلفی ایجاد شود.

طول عمر طولانی کوتوله های سرخ به این معنی است که حتی آنهایی که در مدت کوتاهی پس از بیگ بنگ به وجود آمده اند هنوز در حال حاضر از بین نرفته اند. در نهایت، این اجرام کم جرم نیز هیدروژن خود را می سوزانند و رفته رفته سردتر و کم نور تر شده و در آخر نور خود را از دست می دهند.

 

بیشتر بخوانید:

کوتوله های سرخ، متداولترین ستارگان با طول عمر طولانی

ستاره ی سهیل، دومین ستاره درخشان آسمان شب

 

 

منبع مقاله: www.space.com

مترجم: لیلا رضایی

دیدگاهتان را بنویسید

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