تحقیق مقاله مرگ ستاره

مرگ ستاره

ستارگان پس از تولد و زندگی خود که گاها عمرشان به میلیاردها سال هم می‌رسد، به مرحله مرگ می‌رسند. مرگ یک ستاره به یکی از سه صورت زیر امکان‌پذیر است: تبدیل به کوتوله سفید ، تبدیل به ستاره نوترونی ، تبدیل به سیاهچاله.

نگاه اجمالی

سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است. نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض و خرد کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ماده ستاره روبرو می‌شود، اما سرانجام ستاره تحلیل می‌رود. گرانش کنترل را بدست می‌گیرد و ستاره شکل کاملا متفاوتی با ستاره‌ای معمولی و سالم مانند خورشید به خود می‌گیرد. حتی اگر جرم ستاره بسیار زیاد باشد، ممکن است با تبدیل به یک سیاهچاله در اعماق فضا ناپدید شود.

گرانش یک ستاره

نیروی گرانش ، همواره جذب می‌کند و مایل است که ذرات ماده را همیشه به هم نزدیکتر سازد. ما به این سبب وزن داریم که جرم زمین جرم بدن ما را به طرف خود می‌کشد و در نتیجه نیروی گرانشی هر یک از اتمهای بدن ما ، اتمهای دیگر را به طرف خود می‌کشد. از آنجا که جرم یک ستاره معمولی بسیار زیاد است و حتی ممکن است یک میلیون بار بیشتر از جرم زمین باشد، گرانش درونی آن نیز بسیار شدید است.

لحظه‌ای اعماق خورشید را مجسم کنید، فشار آن در یک دهمی فاصله سطح تا هسته تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است. در این فاصله ، فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید روبرو می‌شوند، هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز ستاره سرد می‌شود و بعد گرانش به نیروی مسلط تبدیل می‌شود. آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد.

مراحل مرگ ستاره

ستاره‌ای رو به مرگ ، مانند خورشید در هم فرو می‌رود تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این مرحله ، ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.

ستاره نوترونی

اگر جرم ستاره‌ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گزارد و متوقف نمی‌شود، آن قدر فرو ریزش ادامه می‌یابد که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر می‌رسد. در این نقطه ستاره گلوله‌ای است چگال از ذرات هسته‌ای که آن را ستاره نوترونی می‌نامند. یک فنجان از ماده آن یک میلیون میلیون تن وزن دارد. برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش تابشهایی در طول موج رادیویی گسیل می‌کنند، این گونه ستاره‌های نوترونی ، تپ اختر (پولسار) نام دارد. در قلب سحابی خرچنگ ، تپ اختری وجود دارد که سی بار به دور خود می‌چرخد.

مرگ ستاره نوترونی

یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد. ستاره رو به مرگ ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود به‌صورت یک ابرنواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام کهکشانها پیشی می‌گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی پدید می‌آید. جرم ستارگان نوترونی نمی‌تواند بیشتر از دو برابر جرم خورشید باشد.

یک ستاره رو به مرگ مثلا با جرم ده برابر جرم خورشید ، چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می‌گیرد که هیچ نیرویی نمی‌تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره‌ای منقبض می‌شود (رمبش ستاره)، به اندازه حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر از سرعت نور می‌رسد.

سیاهچاله‌ها

هیچ چیز ، از موشک گرفته تا ذرات نور و علائم رادیویی نمی‌توانند از سطح ستاره منقبض شده ، بگریزند. این گرانش به قدری نیرومند است که همه چیز را به طرف خود می‌کشد. ما فقط می‌دانیم که در این حالت ، ستاره به یک سیاهچاله تبدیل می‌شود. سیاهچاله را نمی‌توان دید، زیرا نور نمی‌تواند آن را ترک کند. جرم سیاهچاله‌ها پیوسته مواد دیگر را به طرف خود می‌کشد و به این ترتیب است که نمی‌توان آنها را آشکار کرد. چون سیاهچاله به دور ستاره دیگر می‌گردد، اثر شدیدی بوجود می‌آورد.

تلسکوپهای پرتو ایکس ، عملا تابشهایی از گاز در حال ریزش به سیاهچاله‌ها را آشکار کرده‌اند. گرچه کشش گرانش آنها محسوس است، ولی هنگامی که ماده‌ای به درون یکی از گردابهایی کیهانی سقوط می‌کند، گویی از جهان ناپدید می‌شود.

مقدمه

بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند، مقداری از ماده خویش را مصرف می‌کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می‌درخشند.

در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی‌تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می‌دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند. چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت می‌کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه‌ای در آنها مشهود نمی‌افتد.

نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که در هزار سال پیش بود. این ثبات ظاهری در نتیجه فاصله عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد. با این فواصل چندین هزار سال طول خواهد کشید تا تغییر قابل ملاحظه‌ای در نقش ستارگان پدید آید. این ثبات ظاهری مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فیزیکدانان بر این باورند که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار می‌دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله‌ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.

نحوه تشکیل ستاره

گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.

مقیاس قدری

همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می‌شود، تقسیم شده‌اند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین 16 - 1 هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:
 

logL + Cte = m( قدر ظاهری ) 2.5 -

که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.

روشنایی ستاره

مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یک ستاره می‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می‌کنند که قدر ستاره α چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می‌دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.

رنگ ستارگان

هر وسیله‌ای که برای آشکارسازی نور بکار می‌رود دارای حساسیت طیفی است. مثل چشم انسان که اولین وسیله‌ای است برای آشکارسازی نور و حساسیت چشم برای نورهای مختلف یکسان نیست. هر وسیله دیگری هم که برای اندازه گیری نور بکار می‌رود مثل فیلمهای عکاسی برای نورهای با طول موجهای متفاوت ، دارای حساسیت یکسان نیست. پس روشنایی یک جسم بستگی به نوع وسیله اندازه گیری شده دارد. بر این اساس قدرهای مختلفی داریم، که یکی از آنها قدر دیدگانی و دیگری قدر عکسبرداری می‌باشد.