Shahraabi در ‏۲۴ ژوئیهٔ ۲۰۱۹، ساعت ۰۵:۲۳

2019-07-24T05:23:50Z

صفحهٔ تازه

ستارِه (star)<br/> [[File:25090000.jpg|thumb|ستارِه]]گوی گازی فروزانی، بیشتر متشکل از هیدروژن و هلیوم<ref>helium </ref>، و دارای گرما و روشنایی ناشی از واکنش‌های هسته‌ای. هر چند ستاره‌ها برای مدت‌های بسیار طولانی، حدود چندین میلیارد سال، می‌درخشند، ظاهرشان در مراحل متفاوت عمر تغییر می‌کند. برای همۀ ستاره‌ها «چرخۀ عمر<ref>life cycle</ref>» قائل‌اند. ستاره‌هایی که شب‌هنگام با چشم دیده می‌شوند، به کهکشان ما<ref>Our Galaxy</ref> (راه شیری<ref>Milky Way</ref>) تعلق دارند. خورشید نزدیک‌ترین ستاره به زمین است؛ سایر ستاره‌های راه ‌شیری در فاصله‌های بسیار دورتری قرار دارند. رسیدن به نزدیک‌ترین ستاره، غیر از خورشید، با سرعتی برابر یک‌دهم سرعت نور، هزار سال طول می‌کشد. کمترین جرم ممکن برای ستاره در حدود هشت درصد جرم خورشید یا ۸۰ برابر جرم مشتری است. اگر جرم ستاره از این مقدار کمتر باشد، واکنش‌ هسته‌ای در آن رُخ نخواهد داد. اجسام کوچک‌تر از این جرم بحرانی<ref>Critical mass</ref> درخشش بسیار خفیفی دارند و کوتولۀ قهوه‌ای<ref>brown dwarf</ref> نامیده می‌شوند.

'''منشأ'''. ستاره‌ها هنگامی پدید می‌آیند ‌که سحابی‌ها<ref>nebulae </ref>، ابرهای غول‌آسایی متشکل از ذرات و گازها، بر اثر گرانش فشرده ‌شوند. این ابرها بیشتر‌ دربردارندۀ هیدروژن و هلیوم، مقدار اندکی عناصر دیگر، و ذرات غبارند. حجم عظیمی از مادۀ بین ستاره ای<ref>interstellar matter</ref> به‌ تدریج از ابر جدا می‌شود و دما و فشار در هستۀ آن، ضمن کوچک‌تر و فشرده‌تر شدن، افزایش می‌یابد. ستارۀ در حال شکل‌گیری، با قطرات گازی بخارشکل احاطه می‌شود. در ۱۹۹۶، تلسکوپ فضایی هابل<ref>Hubble Space Telescope</ref> از قدیمی‌ترین ستاره‌ها در سحابی اتا شاه‌‌تخته<ref>Eta Carina Nebula</ref> عکس‌برداری کرد. دمای ستاره در ابتدا به ندرت بالا می‌رود و بیشتر گرمای ذرات غبار به ‌صورت تابش<ref>radiation</ref> خارج می‌شود، امّا با افزایش چگالی، مقدار کمتری از گرمای تولید شده از دست می‌رود و دمای ستاره رفته‌رفته افزایش می‌یابد. در دمای ۱۰میلیون درجۀ سلسیوس، دما به‌ قدری بالاست که واکنش‌های هسته‌ای<ref>nuclear reaction </ref> آغاز می‌شوند و هسته‌های هیدروژن طی فرآیند گُداخت<ref>fusion </ref> به هسته‌های هلیوم تبدیل می‌شوند. در این حالت، مقدار عظیمی انرژی آزاد می‌شود، انقباض متوقف می‌شود، و ستاره شروع به درخشیدن می‌کند.

'''ستاره‌های رشتۀ اصلی'''. در ستاره‌هایی که در این مرحله‌اند انرژی تولید شده بر اثر واکنش هسته‌ای جانشین انرژی گسیل شونده از سطح می‌شود، به‌ نحوی که ستاره تا زمانی که منابع انرژی هسته‌ای‌اش تمام نشود، منقبض نخواهد شد. تا آن هنگام، ستاره در عمل بی‌تغییر می‌ماند، جرم ستاره مدت منقبض‌شدن ستاره را پیش از رسیدن به مرحلۀ رشته اصلی، و مدت زمانی را که در رشتۀ اصلی باقی می‌ماند، تعیین می‌کند. هرچه جرم بیشتر باشد، مدت ماندن در این مرحله کوتاه‌تر و درخشندگی بیشتر خواهد بود. ستاره‌ای با جرم خورشید طی چند میلیون سال به رشتۀ اصلی می‌رسد و از آن پس حدود ۱۰میلیارد سال یا کمی بیشتر از دوبرابر عمر فعلی خورشید در رشتۀ اصلی می‌ماند، بنابراین انتظار می‌رود که خورشید تا ۵میلیارد سال دیگر در این مرحله باقی بماند. دمای سطحی ستاره‌های رشتۀ اصلی<ref>main-sequence stars</ref> از ۲ تا بیش از ۳۰هزار درجۀ سلسیوس است. رنگ‌های متناظر این دما در محدودۀ سرخ تا آبی سفید قرار می‌گیرد. واکنش‌های هسته‌ای در نزدیکی مرکز رُخ می‌دهند و در نتیجه، ستاره رفته‌رفته دارای هستۀ هلیومی بی‌‌اثری می‌شود که با پوستۀ نازکی از هیدروژنِ سوزان احاطه شده است. وقتی همۀ هیدروژن موجود در هستۀ ستارۀ رشتۀ اصلی به هلیوم تبدیل شد، ستاره براثر متورم‌شدن به غول‌ سرخی<ref>red giant</ref> تبدیل می‌شود که حدود ۱۰۰برابر بزرگ‌تر است و سطحی سردتر و سرخ‌تر دارد.

'''کوتوله‌های سفید'''. آنچه از این پس اتفاق می‌افتد به جرم ستاره بستگی دارد. اگر جرم آن کمتر از ۱.۲ برابر خورشید باشد، لایه‌های بیرونی ستاره به ‌صورت سحابی سیاره‌ای<ref>planetary nebula</ref> به فضای خارج رانده می‌شود، هسته در خود می‌رُمبد، و جسمی بسیار چگال، با نام کوتولۀ سفید<ref>white dwarfs</ref>، تشکیل می‌شود. کوتولۀ سفید سرانجام بی‌فروغ می‌شود و جسم تیرۀ بی‌درخششی برجای می‌ماند.

'''ابرنواخترها'''. اگر جرم ستاره بیش از ۱.۲برابر جرم خورشید باشد، پایان کار آن به کوتولۀ سفید ختم نمی‌شود، امّا چرخۀ عمرش را به سرعت پشت سر می‌گذارد و به اَبَرغول سرخ<ref>red supergiant </ref> تبدیل می‌شود. با گرم‌تر شدن هستۀ ستاره، تبدیل‌های هسته‌ای بیشتری صورت می‌گیرد و هلیوم، در ابتدا به کربن<ref>carbon</ref> و اکسیژن، سپس به عناصر سنگین‌تر، و در نهایت به آهن تبدیل می‌شود. ستاره سرانجام به ‌صورت اَبَرنواختر<ref>supernovae</ref>ی درخشان منفجر می‌شود. بخشی از هسته که بعد از انفجار باقی می‌ماند ممکن است رُمبیده<ref>collapsed</ref> شود و ستاره‌ای اَبَرچگال<ref>superdense</ref> تشکیل دهد که تقریباً همۀ آن از نوترون<ref>neutron</ref> تشکیل می‌شود. چنین ستاره‌ای را ستارۀ نوترونی<ref> neutron star</ref> می‌گویند. برخی از ستاره‌های نوترونی، که تپ‌اختر<ref>pulsar</ref> نامیده می‌شوند، به‌سرعت می‌چرخند و تپ‌هایی به ‌صورت امواج رادیویی از خود گسیل می‌کنند. در ۱۹۳۲، لف لاندائو<ref>Lev Landau</ref> برای نخستین‌بار احتمال وجود چنین ستاره‌هایی را یادآور شد.

'''سیاه‌چاله'''. اگر جرم هستۀ در حال رُمبشِ اَبَرنواختر بیش از سه‌برابر جرم خورشید باشد، ستارۀ نوترونی تشکیل نخواهد شد، بلکه ابرنواختر به سیاه‌چاله<ref>black hole</ref> تبدیل می‌شود. سیاه‌چاله ناحیه‌ای چنان چگال است که گرانش<ref>gravity</ref> آن مواد نزدیک، و حتی همۀ تابش، از جمله نور خودش را در خود فرو می‌برد، به نحوی‌ که سرعت فرار از سطح آن بیشتر از سرعت نور خواهد شد. چنین جسمی، چنان ‌که اخترشناس و ریاضی‌دان فرانسوی، پیِر لاپلاس<ref>Pierre Laplace</ref>، در ۱۷۹۸ یادآور شد، از بیرون قابل مشاهده نیست. تصور می‌شود سیاه‌چاله‌ها احتمالاً فرآیندهای پرانرژیِ گوناگونی را توضیح می‌دهند که تاکنون ناشناخته مانده‌اند و در اختروَش‌ها<ref>quasars</ref> یا منابع پرتوایکس، نظیر دجاجه ایکس-۱‌<ref>Cygnus X-1</ref>، رخ می‌دهند. نیز ← [[ستاره_دوتایی|ستارۀ دوتایی]]؛ [[هرتزشپرونگ_ـ_راسل،_نمودار|هرتزشپرونگ_ـ_راسل،_نمودار]]؛ [[ستاره_متغیر|ستارۀ]]

 

----

[[Category:اخترشناسی]] [[Category:اجرام آسمانی]]

ستاره - تاریخچهٔ نسخه‌ها

Shahraabi در ‏۲۴ ژوئیهٔ ۲۰۱۹، ساعت ۰۵:۲۳