ستارهها هم مانند انواع موجودات زنده متولد میشوند، زندگی میکنند و میمیرند. هر کدام از آنها در طول زندگی خود که گاها به میلیاردها سال هم میرسد، دچار تغییر و تحولات مختلفی میشوند.
در طول زندگی انسان ، ستارگان بیشمار راه شیری ، عملا بیتغییر به نظر میرسند. گاهی ، یک نواختر ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض میکند و دوباره کمنورتر میشود. منظره زیبایی که درخشش یک ابرنواختر در آسمان پدید میآورد، بسیار نادر است. در سال 1054 میلادی (433 شمسی) مردم شاهد چنین منظرهای بودند. یک ابر اختر در صورت فلکی ثور نفجر شد که سحابی خرچنگ ، بقایای آن است. ستارگان متغیر با نور ثابتی نمیدرخشند.
ستارگان به اتفاق یکدیگر در ابرهای غبار و گاز متولد می شوند. این فرایند زمانی آغاز می شود که چگالی منطقه ای از ابر افزایش می یابد. مثلاً ممکن است این تغییر چگالی بر اثر عبور یک موج ضربه ای ابرنواختر از میان این ابر اتفاق بیفتد. بر اثر جاذبه ، مناطق متراکم منقبض شده و متراکمتر و داغتر می شوند و سرانجام یک یا چند ستاره در حال انجام واکنشهای هسته ای را تشکیل می دهند. دمای غبار و گاز اولیه چند درجه از صفر مطلق (15/273- درجه سانتیگراد یا 67/459-فارنهایت) بالاتر است.
بعدازفشرده شدن در مرکز ستاره، دمای این ماده حداقل 10 میلیون درجه سانتیگراد (18 میلیون فارنهایت)می شود. ستارگان نیز نهایتا تغییر میکنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمیمانند. آتش زغال ، با خاکستر شدن آخرین شراره خاموش میشود. ستاره هنگامی میمیرد که انبار عظیم سوخت هستهای آن به پایان رسد. حتی امروزه نیز ستارگان پیری را میبینیم که تاریک میشوند. در حالی که ستارگان دیگر تولد می یابند تا جایگزین آنها شوند.
ستارگان بسیار جوان ، هنوز در میان گازهایی پنهان هستند که از آن شکل میگیرند. درون سحابی جبار ، نخستین سوسوی نور ستارگان نوزاد دیده شده است. خورشید ما ، سنین میانی خود را به آرامی میگذاراند. برخی از پیرترین ستارگان شناخته شده در خوشههای کروی جای دارند.
بقیه در ادامه مطلب
قبل از آن که پیش ستاره ها به ستارگان بالغ درخشانی مبدل شوند، از خود کمی نور و حرارت ساطع می کنند. بخش عمده ای از این تشعشع توسط غبار سحابی پیرامون پیش ستاره جذب می شود. این غبار پرتوها را، عمدتاً در منطقه مادون قرمز طیف، دفع می کند. اگر چه شاید ستاره شناسان نتوانند درخشش پیش ستاره ها را مستقیماً ببینند، آنها می توانند با تلسکوپهای مادون قرمز حضورشان را در سحابی درک کنند
بعد از آنکه ستاره شکل میگیرد، بلافاصله حیاتی پایدار بدست میآورد. در همین زمان ، واکنشهای هستهای در داخلیترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل میکند و انرژی آزاد میشود. سرانجام ، هم هیدروژن درون آن به مصرف میرسد. از این به بعد ، تغییراتی در لایههای درونی ستاره آغاز میشود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع میشوند، لایههای بیرونی باد میکنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.
هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می شود، شاید هسته اش سالم بماند. اگر هسته بین 4/1 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می کند تا این که پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می شود. وقتی که قطر ستاره ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می شوند که با چرخش خود، 2 نوع اشعه منتشر می کنند.
ستاره نوترونی
نکته ی قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است تشخیص اثر نیروی جاذبه ی ستاره بر روی طیف نور به طور دقیق امکان پذیر نبود. ولی ستارۀ موردنظر در پروژۀ بعدی (که آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.
کوتوله ها
در اثر تغییرات زیاد ، ستاره به مرحله متغیر بودن میرسد. نهایتا هیچ منبع ممکن برای آزاد سازی انرژی باقی نمیماند. ستارگان کوچکتر ، در اثر انقباض تبدیل به کوتولههای سفید میشوند. ستارگان سنگینتر بهصورت ابرنواختر منفجر میشوند. ماده بیرون ریخته از یک نواختر ، بخشی از گاز بین ستارهای را تشکیل میدهد که زادگاه ستارگان جدید است.
سحابی ها
ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، پیش از آنکه به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود میآورند. این مرحله ، پیدایش سحابیهای سیارهای است. شکل منظم و رنگهای زیبا ، سبب جذابیت آنها میشود (هیچ رابطهای بین سحابیهای سیارهای و سیارات وجود ندارد. این اصطلاح یادگار رصدهای قدیم تلسکوپی است که شکل دایره آنها با سیارهها اشتباه میشد.). یک سحابی سیارهای هنگامی شکل میگیرد که ستاره مرکزی آن ، لایهای به بیرون پرتاب میکند. لایه گاز همانند حلقهای از دود منبسط میشود.
برای این که تصور بهتری از یک ستارۀ نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید.. می توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است. یعنی می توان گفت یک قاشق از ستارۀ نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد.این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه ی عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.
اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می شوند که خود سبب به وجود آمدن توده های متراکم نوترونی خواهد شد. عدۀ کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می شود که تنها کوارک ها باقی بمانند. و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks)و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگین تر است خواهد بود که این کوارک تا کنون در هیچ ماده ای کشف نشده است.
از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است.
در اواخر سال 2002 میلادی یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotton مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام 0748676 EXOا نجام داد. این گروه برای مطالعه ی این ستارۀ دو تایی که در فاصله ی 30000 سال نوری از زمین قرار دارد.. از یک ماهوارۀ مجهز به اشعه ایکس بهره برد.( این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد) هدف این تحقیق تعیین ساختار ستارۀ نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه ی زیاد ستاره بر روی نور بود.
با توجه به نظریه ی نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه ی زیاد عبور کند.. مقداری از انرژی خود را از دست می دهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می گویند.
این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبه ی عظیم ستارۀ نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می شود که میزان آن به مقدارجرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می توانند حدس بزنند که داخل ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته ی دیگر را نیز شامل می شود.
این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد. و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذرۀ دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.
درحین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هسته ای (Thermonuclear Blasts)که بر اثر جذب ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می شود.. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ی ایکس بود. (ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن.. جاذبه ی قوی.. مواد ستارۀ همدم را به سوی خود جذب می کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده.. پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتم های آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM-نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند. منبع: سایت انرژی
| | نسخه قابل چاپ | تعداد بازديد : 464 |
| 