تولد تا مرگ ستارگان

(چهارشنبه 23 خرداد 1386)- لنا سجاديفر

ستاره يک توپ عظيم الجثه درخشان در فضاست که مقادير بسيار زيادي نور و ديگر اشکال انرژي را توليد مي کند. خورشيد نيز يک ستاره است و نور و گرماي زمين را تامين مي نمايد. ستارگان در پهنه آسمان مانند نقاطي نوراني در حال چشمک زدن به نظر مي آيند. البته به جز خورشيد که به دليل فاصله کم با زمين به شکل يک توپ ديده مي شود.

خورشيد و اغلب ستارگان ديگر از گاز و ماده اي گاز مانند و بسيار داغ به نام پلاسما تشکيل شده اند. با اينحال برخي از ستارگان نيز که کوتوله هاي سفيد و ستاره هاي نوتروني ناميده مي شوند ترکيبي از بسته هاي محکم اتمي يا ذرات تشکيل دهنده اتم مي باشند. اين گونه ستارگان از هر چيزي که در زمين يافت مي شود، چگالتر و متراکمترند.

يک خوشه کروي، اجتماعي از ستارگان است که توسط گرانش د رکنار يکديگر قرار مي گيرند. اين خوشه کروي يکي از متراکمترين 147 خوشه شناخته شده در کهکشان راه شيري مي باشد.

عکس از ناسا

ستاره ها در ابعاد گوناگوني وجود دارند. شعاع خورشيد 695.500 کيلومتر است. ستاره شناسان خورشيد را جزء ستارگان کوچک مي دانند چرا که ديگر انواع ستارگان بسيار از خورشيد ما بزرگترند. شعاع گونه اي از ستارگان که به آنها ستارگان ابر غول مي گويند، 1000برابر شعاع خورشيد است. کوچکترين نوع ستارگان، ستارگان نوتروني هستند که شعاع برخي از آنها تنها 10 کيلومتر است.

در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه هاي دوتايي هستند. دوتايي يک جفت ستاره است که دو عضو آن دور يکديگر در چرخشند. خورشيد جزء اين ستارگان نيست اما نزديکترين ستاره به خورشيد که پروکسيما سنتوري (قنطورس) نام دارد جزء يک مجموعه چند ستاره ايست که آلفا سنتوري A و آلفا سنتوري B شامل آن مي شوند. فاصله خورشيد تا پروکسيما بيش از 40 تريليون کيلومتر معادل 2/4 سال نوريست.

ستاره ها در گروههايي به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهايي را در فاصله 12 بيليون تا 16 بيليون سال نوري نشان داده اند. خورشيد در کهکشان راه شيري قرار گرفته است و يکي از 100 بيليون ستاره ايست که در آن مي باشد. در جهان بيش از 100 بيليون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره هاي هر کدام به طور متوسط 100 بيليون مي باشد. بنابراين بيش از 10 بيليون تريليون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبي با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنيم، البته بدون کمک تلسکوپ يا دوربين دو چشمي، تنها 3000 ستاره خواهيم ديد.

ستارگان نيز مانند ما انسانها دوره حيات دارند. آنها متولد مي شوند، دوراني را سپري مي کنند و در نهايت مي ميرند. خورشيد حدود 6/4 بيليون سال پيش متولد شد و تا بيش از 5 بيليون سال ديگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن مي کند تا اينکه به يک غول سرخ تبديل شود. در اواخر عمر خود، لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهد و هسته باقيمانده که کوتوله سفيد خوانده مي شود، تدريجا نور خود را از دست خواهد داد تا اينکه به يک کوتوله سياه تبديل گردد.

ستاره هاي ديگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپري خواهند کرد. برخي از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمي گذارند. به جاي آن مستقيما وارد مرحله کوتوله سفيد و سپس کوتوله سياه مي شوند. درصد کمي از ستارگان نيز در پايان عمر خود دچار يک انفجار مهيب به نام ابر نواختر مي شوند.

ستارگان در شب

اگر شما شبي به آسمان نگاه کنيد متوجه خواهيد شد که به نظر مي رسد درخشش آنها کم و زياد مي شود و اصطلاحا ستاره ها چشمک مي زنند. حرکتي بسيار آهسته نيز در ستارگان آسمان ديده مي شود. اگر مکان چندين ستاره را در مدت چند ساعت دقيقا بررسي کنيد مشاهده خواهيد کرد که همه ستارگان به آرامي به دور يک نقطه کوچک در آسمان در گردشند.

چشمک زدن ستارگان و کم و زياد شدن درخشش آنها به دليل حرکت جو زمين است. نور ستارگان به صورت پرتوهاي مستقيم وارد جو مي شوند. حرکت هوا دائما مسير پرتوهاي نور را تغيير مي دهد.

درخشش ستارگان

ميزان درخشندگي ستارگاني که نور آنها به ما مي رسد به دو عامل بستگي دارد. يک، درخشش واقعي ستاره که در اصل مقدار انرژي نورانيست که از آن متساطع مي شود. دو، فاصله ستاره از زمين. يک ستاره نزديک که کم نور است مي تواند بسيار درخشانتر از يک ستاره دور دست اما بسيار درخشان به نظر آيد. براي مثال، آلفا سنتوري A بسيار نورانيتر از ستاره ريگل (رجل الجبار) ديده مي شود. اين در حاليست که آلفا سنتوري A تنها 100.000/1 ريگل انرژي نوراني توليد مي کند در عوض فاصله آن از زمين تنها 325/1 فاصله ريگل از زمين است.

طلوع و غروب ستارگان

وقتي از نيمکره شمالي زمين به آسمان نگاه مي کنيم، ستارگان به دور نقطه اي که به آن قطب شمال سماوي مي گوئيم بر خلاف جهت عقربه هاي ساعت در چرخشند. چنانچه در نيمکره جنوبي زمين باشيم و با آسمان نظر اندازيم، ستارگان هم جهت با عقربه هاي ساعت و به دور نقطه اي که به آن قطب جنوب سماوي مي گوئيم، حرکت مي کنند. در طي روز، خورشيد نيز بر فراز آسمان، همجهت و همسرعت با ديگر ستارگان در گردش است. اما واقعيت اين است که حرکتهايي که ما شاهد هستيم بر اثر جابجايي واقعي ستارگان روي نمي دهد، بلکه همه آنها به دليل حرکت غرب به شرق زمين حول محور خود اينچنين به نظر مي آيند. براي ناظري که بر روي زمين ايستاده، زمين ثابت و خورشيد و ديگر ستارگان در حال حرکت گردشي به نظر مي رسند.

اسامي ستارگان

اجداد ما شاهد بودند که ستارگان مشخصي بر اساس الگوهايي شبيه به چيزهايي نظير پيکر انسان، حيوانات و يا اشياء شناخته شده، در کنار يکديگر قرار مي گيرند. بعضي از اين الگوها، که به آنها صور فلکي مي گوئيم، يادآور شخصيتهايي اسطوره اي هستند. براي مثال، صورت فلکي اريون (شکارچي) به ياد يک قهرمان اسطوره اي يوناني نامگذاري شده است.

امروزه ستاره شناسان از اين اسامي باستاني براي نامگذاري علمي ستارگان استفاده مي کنند. اتحاديه بين المللي نجوم (IAU)، مجري نامگذاري اجرام سماوي، به طور رسمي 88 صورت فلکي را شناسايي کرده است (جدول شماره 1). اين صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بيشتر موارد، براي نامگذاري درخشانترين ستاره در هر صورت فلکي از حرف آلفا (نخستين حرف در الفباي يوناني) در قسمتي از نام علمي آن استفاده مي شود. براي نمونه، نام علمي ستاره وگا، درخشانترين ستاره در صورت فلکي ليرا، آلفاي ليرا است.

حرف بتا به دومين ستاره درخشان در هر صورت فلکي اختصاص دارد و گاما براي سومين ستاره درخشان صور فلکي به کار مي رود. به همين شکل در نامگذاري 24 ستاره درخشان در هر صورت فلکي از 24 حرف زبان يوناني (جدول شماره 2) استفاده مي شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به کار گرفته مي شوند.

به دليل طولاني شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سيستم جديدي براي نامگذاري ستارگاني که کشف مي شوند، استفاده مي کند. اغلب اسامي جديد تشکيل شده از حروف اختصاري به همراه گروهي از نشانه ها مي باشند. حروف اختصاري، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتي درباره ستاره بيان مي کند. براي مثال، ستاره PSR J1302-6350 يک تپ اختر است، از آنجا که حرف اختصاري PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بيانگر موقعيت و مکان اين ستاره (بعد و ميل آن) در آسمان مي باشند. حرف J مبين آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گيري J2000 اعلام شده است.

مشخصات ستارگان

هر ستاره داراي پنج مشخصه بارز است.
1) درخشندگي، که ستاره شناسان آن را در واحدي به نام قدر مي سنجند.

2) رنگ.

3) دماي سطح.

4) اندازه ستاره.

5) جرم.

همه اين مشخصات به طور پيچيده اي با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بيانگر دماي سطح است و درخشندگي آن به دماي سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص مي کند که ستاره اي با اندازه مشخص چقدر مي تواند انرژي توليد کند بنابراين بر دماي سطح تاثير گذار است. براي اينکه اين ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداري به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده مي کنند. اين نمودار به ياد ستاره شناس دانمارکي هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنري نوريس راسل (Henry Norris Russell) از ايالات متحده که به طور جداگانه کار مي کردند و در سال 1910 آن را ابداع کردند، نامگذاري شد. اين نمودار همچنين مي تواند به ستاره شناسان در فهم و توضيح چرخه زندگي ستارگان کمک کند.

قدر و تابندگي ستاره

قدر ستاره يک سيستم شماره گذاري براي تعيين ميزان درخشندگي ستارگان است و توسط ستاره شناس يوناني، هيپارکوس، در سال 125 قبل از ميلاد ابداع شد. هيپارکوس گروهي از ستارگان را بر اساس ميزان درخشندگي آنها که از زمين به چشم مي خورد، شماره گذاري کرد. او شماره 1 را به درخشانترين ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگي کمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همين ترتيب به قدر 6 رسيد که آنها کم نورترين ستارگان آسمان بودند.

امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمين رويت مي شود، قدر ظاهري مي گويند. آنها سيستم هيپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگي واقعي ستارگان، چيزي که قدر مطلق ستاره ناميده مي شود، را نيز با آن بيان کنند. بر اساس دلايل فني، قدر مطلق يک ستاره برابر است با قدر ظاهري آن، براي ناظري که در فاصله 6/32 سال نوري از ستاره قرار دارد.

ستاره شناسان همچنين سيستم اندازه گذاري قدر را براي ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان کم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره اي که از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن کمتر از 1 مي باشد. براي مثال، قدر ظاهري ستاره ريگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسيار نورانيتر، از صفر نيز کمتر مي باشد و شامل اعداد منفي مي شود. درخشانترين ستاره آسمان سيريوس (شباهنگ) است و قدر ظاهري آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ريگل 1/8- است. بر اساس شناختي که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هيچ ستاره اي نمي تواند داراي قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف ديگر، کم نور ترين ستارگاني که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند، قدر ظاهري معادل 28 دارند. بر اساس تئوري قدر مطلق هيچ ستاره اي نمي تواند کمتر از 16 باشد.

تابندگي يک ستاره برابر است با مقدار انرژي که ستاره منتشر مي کند. اصطلاحا به اين مقدار انتشار، قدرت ستاره مي گويند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گيري مي کنند. براي مثال قدرت خورشيد 400 تريليون تريليون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمي سنجند. در عوض آنها ميزان تابندگي را بر اساس ميزان تابندگي خورشيد اندازه گيري مي کنند. براي نمونه آنها مي گويند که تابندگي آلفاي سنتوري (قنطورس) 3/1 برابر تابندگي خورشيد و تابندگي ريگل حدودا 150.000 برابر تابندگي خورشيد است.

تابندگي به روش ساده اي با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با يک فاکتور از 100 در دستگاه تابندگي. بنابراين ستاره اي با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره اي باقدر مطلق 7، 100 بار تابناکتر است. ستاره اي با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره اي با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره اي با قدر مطلق 7 تابناکتر است.

رنگ و دما

اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنيد، حتي بدون تلسکوپ يا دوربين دو چشمي، خواهيد ديد که رنگ ستارگان يا تقريبا قرمز، يا تقريبا زرد و يا تقريبا آبيست. براي مثال، ستاره بيتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلکي شکارچي يا جبار، قرمز رنگ به نظر مي رسد. ستاره پولوکس (Pollux)، مانند خورشيد، زرد رنگ است و ستاره ريگل، تقريبا آبي به نظر مي آيد.

رنگ يک ستاره به دماي سطحي آن بستگي دارد. ستاره شناسان دماي ستارگان را با واحد اندازه گيري کلوين (kelvin) با علامت اختصاري K مي سنجند. واحد کلوين از 15/273- درجه سانتيگراد آغاز مي شود. بنابراين دماي صفر کلوين برابر است با 15/273- درجه سانتيگراد و دماي صفر درجه سانتيگراد برابر است با 15/273 کلوين.

دماي سطحي ستارگان قرمز تيره تقريبا 2500K مي باشد. دماي سطحي ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دماي سطحي خورشيد و ديگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دماي سطحي ستارگان آبي رنگ بين 10.000K تا 50.000K مي باشد.

گرچه ستارگان با چشم غير مسلح، تک رنگ به نظر مي آيند اما در واقع آنها طيفي از رنگها را منتشر مي نمايند. شما مي توانيد به کمک يک منشور مشاهده کنيد که نور خورشيد، به عنوان يک ستاره زرد، از رنگهاي بسياري تشکيل شده است. طيف مرئي شامل همه رنگهاي رنگين کمان مي باشد. اين رنگها از قرمز (که توسط ضعيفترين فوتونها ايجاد مي شود) تا بنفش (که توسط قويترين فوتونها ايجاد مي شود) هستند.

نور مرئي يکي از شش پرتوي طبقه بندي شده در رده پرتوهاي الکترومغناطيس است. اين پرتوها از کم انرژي ترين آنها به ترتيب عبارتند از امواج راديويي (مايکروويو يا موج ريز، پرتوهاي راديويي با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهي جدا پس از امواج راديويي مورد مطالعه قرار مي گيرند اما در اين مقاله آنها در گروه امواج راديويي نام برده مي شوند.م.)، پرتوهاي فروسرخ، نور مرئي، پرتوهاي فرابنفش، اشعه ايکس ري و پرتوي گاما. همه اين شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر مي شوند، البته بعضي از ستارگان همه شش پرتوي مذکور را متساطع نمي نمايند. ترکيبي از همه اين شش گروه را طيف الکترومغناطيس مي نامند.

يک انفجار در ستاره اتا کارينا (صورت فلکي کشتي) که در 150 سال پيش رخ داد سه ابر بزرگ گاز و غبار ايجاد نمود. دو بخش متورم و يک ديسک باريک. ستاره شناسان اين ستاره را متغير آبي درخشان مي نامند.

عکس از ناسا

ابعاد

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشيد مي سنجند. آلفا سنتوري A شعاعي معادل 05/1 برابر شعاع خورشيد دارد و تقريبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ريگل بيش از 78 برابر شعاع خورشيد است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشيد مي باشد.

ابعاد و دماي سطح ستاره، درخشندگي آن را معين مي کند. دو ستاره را در نظر بگيريد که دماي سطح يکسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در اين شرايط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با دماي سطح يکسان را مقايسه کنيد، نخست، بايد شعاع ستاره بزرگتر را تقسيم بر شعاع ستاره کوچکتر نمائيد و سپس مربع عدد حاصل را به دست آوريد (حاصل تقسيم به توان 2).

حال دو ستاره را با شعاع برابر ولي دماي سطح (بر حسب کلوين) متفاوت تجسم کنيد. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دماي آن به توان 4 است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را که دماي مختلف دارند مقايسه کنيد، دماي ستاره گرمتر را بر دماي ستاره سردتر تقسيم کرده و حاصل اين تقسيم را به توان 4 برسانيد.

جرم

ستاره شناسان جرم ستارگان را نيز بر اساس جرم خورشيد اندازه گيري مي کنند. براي مثال آلفا سنتوري A جرمي معادل 08/1 جرم خورشيد دارد، جرم ريگل 5/3 برابر جرم خورشيد است. جرم خورشيد معادل دو ميليون ميليون ميليون ميليون ميليون کيلوگرم يعني 2 به همراه سي عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما داراي ابعاد برابر نيستند. در واقع چگالي ستارگان نسبت به هم متفاوت است. براي نمونه، ميانگين چگالي خورشيد 1400 کيلوگرم در هر متر مکعب است، يعني تقريبا 140 درصد چگالي آب. شباهنگ B جرمي حدودا معادل جرم خورشيد دارد اما چگالي آن 90.000 برابر چگالي خورشيد است.

طبقه بندي درخشندگي

نقاطي که در بالاي نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نوراني و نقاط پائين نمودار نشانگر ستارگان کم نور مي باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمريکايي ويليام مورگان (William W. Morgan) و فيليپ کينان (Philip C. Keenan) چيزي را بداع کردند که سيستم طبقه بندي درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 اين سيستم را اصلاح کرده و گسترش دادند. در اين سيستم، اعداد کوچک به بزرگترين و درخشان ترين رده ها اطلاق مي گردد. رده هاي MK عبارتند از: la ، ابرغولهاي درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهاي درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهاي کوچک و V، ستارگان رشته اصلي يا کوتوله ها.

رده هاي طيفي

نقاطي که در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعکس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد مي باشند. در سيستم MK هشت رده طيفي وجود دارد که هر کدام بيانگر ميزان مشخصي از دماي سطحي ستاره مي باشند. اين طبقه بندي از داغترين به سردترين ستارگان به ترتيب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طيفي به نوبه خود از ده نوع طيفي تشکيل مي شود که اين ده نوع با اعداد مشخص مي گردند. شماره مربوط به داغترين ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترين ستاره عدد نه است.

بنابر آنچه گفته شد علائم سيستم MK ترکيبي از حروف براي بيان درخشندگي و اعداد براي بيان طيف هر ستاره مي باشد. براي مثال نام خورشيد در اين سيستم G2V است. نام آلفا سنتوري نيز G2V مي باشد و نام ستاره ريگل B8la است.

گدازش ستارگان

انرژي مهيب ستارگان در فرايندي به نام گدازش هسته اي ايجاد مي شود. اين فرايند زماني آغاز مي شود که دماي هسته ستاره در حال شکل گيري به 1 ميليون K برسد. يک ستاره از دل يک ابر بسيار بزرگ که به آرامي در چرخش است و تقريبا به طور کامل از عناصر شيميايي هيدروژن و هليوم تشکيل شده است، به دنيا مي آيد. اين ابر همچنين ممکن است حاوي اتمهاي ديگر عناصر و غباري از ذرات ميکروسکوپي باشد.

به اقتضاي نيروي گرانش، اين ابر شروع به منقبض شدن مي کند و در نتيجه کوچکتر مي شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بيشتر مي شود درست همانطور که سرعت يک اسکيت باز که بر روي يخ به دور خود در حال چرخيدن است، با جمع کردن بازوانش بيشتر و برعکس با باز کردن بازوان کمتر مي شود. لايه هاي خارجي ابر يک ديسک چرخان را ايجاد مي کنند. لايه هاي داخلي به شکل يک توده کروي که همچنان در حال انقباض است تبديل مي شوند.

ماده در حال انقباض گرمتر مي شود و فشار آن نيز بيشتر مي گردد. اين فشار تمايل زيادي به خنثي کردن نيروي گرانشي که عامل انقباض است، دارد. در نهايت، سرعت انقباض بسيار کاهش پيدا مي کند. در قسمت داخلي توده در اين هنگام جنين ستاره يا پيش ستاره به وجود مي آيد. پيش ستاره يک جرم توپي است که نه ديگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پيرامون پيش ستاره پوسته اي از گاز و غبار است که لايه هاي بيروني توده نخستين مي باشند.

ترکيب هسته اي

هنگاميکه دماي مرکز پيش ستاره به اندازه کافي زياد شد، گدازش هسته اي آغاز مي شود. گدازش هسته اي ترکيب دو هسته اتمي و تشکيل يک هسته بزرگتر است.

يک اتم کامل داراي پوسته اي خارجي متشکل از يک يا چند ذره به نام الکترون است که بار الکتريکي منفي حمل مي کند. در درون و مرکز اتم، هسته آن وجود دارد که تقريبا همه جرم اتم را شامل مي شود. ساده ترين هسته که رايجترين شکل عنصر هيدروژن در عالم مي باشد، متشکل از يک ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الکتريکي حمل مي کند. همه هسته هاي ديگر داراي يک يا چند پروتون و يک يا چند نوترونند. نوترون هيچ بار الکتريکي حمل نمي نمايد و يک ذره خنثي است در نتيجه هسته همه اتمها، بار مثبت الکتريکي دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهاي موجود در هسته داراي الکترون مي باشند در نتيجه يک اتم کامل، خنثي است.

در هر صورت، تحت دما و فشار بسيار بسيار شديد مرکز پيش ستاره، اتمها الکترونهاي خود را از دست مي دهند. به اتمهاي الکترون از دست داده، يون مي گويند و به ترکيبي از الکترونهاي آزاد و يونها، پلاسما مي گويند.

گفتيم که در درون پيش ستاره، اتمها همه الکترونهاي خود را از دست مي دهند و هسته هاي لخت با سرعت بسيار زيادي به يکديگر مي رسند. در شرايط عادي، موادي که داراي بار الکتريکي يکسانند، يکديگر را دفع مي کنند با اينحال اگر دما و فشار در درون پيش ستاره به اندازه کافي زياد شود، مي تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت مي گيرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح سوختن به جاي گدازش استفاده مي کنند اما بايد توجه داشت که گدازش هسته اي، چيزي کاملا متفاوت با اشتعال در معناي عام آن است.

تبديل جرم به انرژي

وقتي دو هسته اتمي با هم ترکيب شوند، مقدار کمي از جرم آنها به انرژي تبديل مي شود؛ بنابراين جرم هسته جديد، از حاصلجمع جرم دو هسته اي که با هم ترکيب شدند کمتر است. آلبرت اينشتين رابطه جرم و انرژي را کشف کرده و آن را در قالب معادله E=mc2 بيان کرد. اين معادله بيانگر مقدار انرژي آزاد شده از ترکيب ذرات است. E به معناي انرژي، m به معناي مقدار جرم و c سرعت نور است.

سرعت نور برابر است با 299.792 کيلومتر در ثانيه. اين مقدار واقعا عدد بزرگي است و چنانچه آنرا در معادله بگذاريم متوجه مي شويم که با گداختن جرم بسيار کمي از ماده، مي توان انرژي مهيبي به دست آورد. براي مثال با سوخت هسته اي کامل 1 گرم ماده، 90 تريليون ژول انرژي به دست مي آيد. اين مقدار انرژي تقريبا برابر است با انرژي آزاد شده در انفجار 20.000 تن TNT. انرژي بمب هسته اي آمريکا که در سال 1945، در جريان جنگ جهاني دوم ، به هيروشيماي ژاپن اصابت کرد معادل انفجار 12.000 تن TNT بود.

نابودي هسته هاي سبک

در مرکز پيش ستاره، هنگاميکه دما به 1 ميليون K مي رسد، گدازش هسته آغاز مي شود. شروع اين گدازش باعث تغيير و از ميان رفتن هسته هاي سبک مي شود. از جمله هسته ليتيوم 7، که شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرايندي که اين هسته شرکت دارد، يک هسته هيدروژن با آن ترکيب شده و هسته ليتيوم 7 را به دو قسمت تقسيم مي کند. هر قسمت شامل يک هسته هليوم 4 (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هليوم 4، ذره آلفا نيز گفته مي شود.

گدازش هيدروژن

پس از نابودي هسته هاي سبک، پيش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه مي دهد. در نهايت، دماي هسته به حدود 10 ميليون K مي رسد و در اين هنگام سوختن هيدروژن آغاز مي شود. با شروع گدازش هيدروژن، پيش ستاره به يک ستاره تبديل مي گردد.

در گدازش هيدروژن، چهار هسته هيدروژن با هم ترکيب شده و يک هسته هليوم 4 را به وجود مي آورند. دو شکل کلي براي انجام اين عمل وجود دارد. 1) واکنش پروتون-پروتون (P-P). 2) چرخه کربن-نيتروژن-اکسيژن (CNO).

واکنش P-P مي تواند به چندين روش شامل چهار مرحله زير رخ دهد:

1- ترکيب دو پروتون. در اين مرحله دو پروتون با هم برخورد مي کنند و سپس يکي از پروتونها با آزاد کردن پوزيترون بار مثبت خود را از دست مي دهد. اين پروتون علاوه بر پوزيترون يک ذره خنثي به نام نوترينو نيز آزاد مي نمايد.

پوزيترون ضد ماده الکترون است. جرم آن دقيقا برابر با جرم الکترون مي باشد اما بر خلاف الکترون داراي بار مثبت است. با آزاد شدن پوزيترون، پروتون به نوترون تبديل مي شود. در نتيجه هسته جديد حاوي يک پروتون و يک نوترون است. نام اين ترکيب دوترون مي باشد.

2- پوزيترون آزاد شده ممکن است با يک الکترون برخورد کند. با برخورد ماده و ضد ماده، هر دوي آنها از بين مي روند و تنها چيزي که باقي مي ماند دو پرتوي گاما است.

3- دوترون حاصل شده با يک پروتون ديگر تبديل مي شود و هسته هليوم 3 شکل مي گيرد. بر اثر اين ترکيب نيز پرتوي گاما ايجاد مي شود.

4- هسته هليوم 3 با هسته هليوم 3 ديگري ترکيب شده و علاوه بر تشکيل يک هسته هليوم 4 دو پروتون نيز آزاد مي شوند.

در چرخه CNO هسته کربن 12 شرکت دارد. اين هسته شامل 6 پروتون و 6 نوترون است. در حين چرخه، اين هسته به نيتروژن 15 (7 پروتون و 8 نوترون) و اکسيژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبديل مي شود. و در آخر چرخه اين دو هسته بار ديگر به هسته کربن 12 تبديل مي گردند.

گدازش ديگر عناصر

هليوم 4 مي تواند در فرايند گدازش به کربن 12 تبديل شود، البته به اين منظور دماي مرکز بايد تا حدود 100 ميليون K افزايش پيدا کرده باشد. اين دماي بالا ضروريست چرا که هسته هليوم به انرژي زيادي براي فائق آمدن بر انرژي دافعه ذرات همبار نيازمند است. هسته هليوم داراي دو پروتون است بنابراين ميزان انرژي دافعه در آن چهار برابر انرژي دافعه بين دو پروتون است.

سوخت هليوم به سوخت سه-آلفا مشهور است چراکه اين هسته با سه ذره آلفا ترکيب مي شود و يک هسته کربن را ايجاد مي نمايد. سوخت هليوم همچنين هسته اکسيژن 16 (8 پروتون و 8 نوترون) و نئون 20 (10 پروتون و 10 نوترون) توليد مي کند.

در دماي مرکزي حدودا 600 ميليون K، کربن 12 مي تواند سوديوم 23 (11 پروتون و 12 نوترون)، منيزيوم 24 (12 پروتون . 12 نوترون) و تعداد بيشتري نئون 20 توليد نمايد. البته ستارگان زيادي نمي توانند به اين دماي مرکزي برسند.

با توليد شدن عناصر سنگين و سنگينتر در روند گدازش هسته اي، دماي لازم براي فعل و انفعالات بيشتر، افزايش مي يابد. در دمايي معادل 1 بيليون K، اکسيژن 16 مي توان سيليکون 28 (14 پروتون و 14 نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و 16 نوترون) و سولفور 32 (16 پروتون و 16 نوترون) توليد نمايد.

گدازش مي تواند تا زمانيکه جرم هسته جديد از حاصلجمع جرم دو هسته ترکيب شده با هم کمتر است، انرژي توليد نمايد. اين روند توليد انرژي ادامه دارد تا زمانيکه هسته آهن 56 (26 پروتون و 30 نوترون) شروع به ترکيب شدن با هسته هاي ديگر مي نمايد. وقتي اين اتفاق روي مي دهد جرم هسته جديد از جرم دو هسته ترکيب شده اندکي بيشتر است. بنابراين اين فرايند به جاي توليد انرژي، مصرف انرژي دارد.

تکامل ستارگان

چرخه زندگي ستارگان سه الگوي کلي را دنبال مي کند که به جرم آنها وابستگي دارد.

1) ستارگان پر جرم، که جرمشان از 8 برابر جرم خورشيد بيشتر است.

2) ستارگان با جرم متوسط، که جرمشان از 5/0 تا 8 برابر جرم خورشيد است. خود خورشيد نيز در اين دسته از ستارگان جاي دارد.

3) ستارگان با جرم کم، که جرمشان بين 1/0تا 5/0 جرم خورشيد مي باشد. اجرامي که جرم آنها از 1/0 جرم خورشيد کمتر است هرگز به دماي مرکزي لازم براي شروع سوخت هيدروژن نمي رسند.

چرخه زندگي ستارگان منفرد از چرخه زندگي ستارگان دوتايي آسانتر است بنابراين نخست با چرخه زندگي ستارگان منفرد آغاز مي کنيم. ضمنا از آنجائيکه اطلاعات ستاره شناسان درباره خورشيد از هر ستاره ديگري بيشتر است لذا بحث چرخه ستارگان، از ستارگان با جرم متوسط آغاز مي شود.

ستارگان با جرم متوسط

ابري که در نهايت يک ستاره با جرم متوسط را توليد مي کند، حدودا 100.000 سال به انقباض ادامه مي دهد تا اينکه پيش ستاره را به وجود آورد. دماي سطح چنين پيش ستاره اي حدود 4000K مي باشد. درخشش آن ممکن است تنها چند برابر خورشيد و يا چند هزار برابر خورشيد باشد. اين بستگي به جرم دارد.

ستاره تا ميليونها سال به انقباض خود ادامه مي دهد. اين انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانيکه نيروي انرژيهاي توليد شده در مرکز ستاره با نيروي گرانشي که باعث انقباض آن مي گردد، به تعادل برسد. در اين زمان، گدازش هيدروژني در مرکز ستاره، همه انرژي آن را توليد مي کند و ستاره وارد طولاني ترين دوره عمر خود که به آن رشته اصلي مي گوييم، مي شود.

هر ستاره اي، صرفنظر از جرم آن، که همه انرژي خود را از طريق گدازش هيدروژن در مرکز خود ايجاد کند، يک ستاره در رشته اصلي به حساب مي آيد.

مدت زمانيکه ستاره در اين مرحله باقي مي ماند به جرم آن بستگي دارد. ستارگان با جرم بيشتر، هيدروژن خود را با سرعت بيشتري مي سوزانند در نتيجه زمان کمتري در اين مرحله باقي مي مانند. يک ستاره با جرم متوسط مي تواند بيليونها سال در اين رشته باشد.

مرحله غول سرخ

وقتي همه هيدروژن موجود در هسته يک ستاره با جرم متوسط به هليوم تبديل شد، ستاره به سرعت دستخوش تغيير مي شود. به دليل اينکه ديگر انرژي ناشي از گدازش در هسته ستاره توليد نمي شود، گرانش بار ديگر دست به کار شده و منجر به انقباض شديد ستاره مي گردد. به دليل اين انقباض سريع، دما به شدت در مرکز و مناطق اطراف آن بالا مي رود. با بالا رفتن دما، هيدروژن موجود در پوسته اطراف مرکز شروع به سوختن مي کند. انرژي حاصل شده از اين گدازش حتي از انرژي که قبلا در مرکز توليد مي شد نيز بيشتر است. اين انرژي مازاد، لايه هاي بيروني ستاره را به شدت به بيرون هل مي دهد در نتيجه ستاره تا حد بسيار زيادي بزرگ مي شود.

با بزرگ شدن اندازه ستاره، لايه هاي بيروني آن سرد مي شوند، در نتيجه رنگ ستاره سرخ مي گردد. از طرفي با بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نيز بيشتر مي شود. در اين مرحله ستاره به يک غول سرخ تبديل شده است.

مرحله شاخه افقي

در نهايت، دماي مرکز تا حد 100 ميليون K مي رسد يعني دماي لازم براي آغاز فرايند سه - آلفا.

با ادامه اين فرايند، هسته ستاره بزرگتر مي شود اما دماي آن کاهش مي يابد. با کاهش اين دما، از دماي لازم براي سوخت هيدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نيز کاسته مي شود. به دنبال آن، انرژي منتشر شده از اين لايه نيز کم مي شود و لايه هاي خارجي ستاره شروع به انقباض مي نمايند. ستاره داغتر، کوچکتر و کم نورتر از زماني مي شود که يک غول سرخ بود. اين تغييرات در يک دوره زماني حدودا 100 ميليون ساله رخ مي دهند.

در پايان اين دوره، ستاره در مرحله شاخه افقي قرار مي گيرد. اين مرحله به دليل خط نمايشگر وضعيت ستاره در نمودار H-R شاخه افقي ناميده مي شود. ستاره به طور مداوم و پايدار هليوم و هيدروژن مي سوزاند بنابراين تغيير شايان ذکري در دما، ابعاد و درخشش آن روي نمي دهد. اين مرحله تقريبا تا 10 ميليون سال به طول مي انجامد.

مرحله غول جانبي

هنگاميکه سوخت هليوم موجود در هسته به اتمام رسيد، هسته منقبض و در نتيجه داغتر مي شود. فرايند سه -آلفا اينبار در پوسته اطراف هسته آغاز مي گردد و گدازش هيدروژن در لايه هاي بعدي آن صورت مي گيرد. با افزايش آهنگ توليد انرژي در پوسته ها، لايه هاي بيروني ستاره منبسط مي شوند. ستاره بار ديگر به يک غول تبديل مي گردد اما اينبار آبي تر و درخشانتر از بار پيش.

هسته يک غول جانبي بسيار داغ و نيروي گرانش بر لايه هاي خارجي ضعيف مي باشد. در نتيجه لايه هاي بيروني در قالب باد ستاره اي از ستاره جدا مي شوند. با جدا شدن هر لايه از ستاره، نوبت به لايه داغتري مي رسد. در نتيجه باد ستاره اي مرتب قويتر مي شود. جريانات جديدتر و سريعتر بادهاي برخاسته از سطح ستاره، با بادهاي قبلي که هنوز در فضاي اطراف ستاره پرسه مي زنند، برخورد مي کنند. در نتيجه اين برخورد، يک پوسته متراکم گاز به وجود مي آيد که برخي از آنها با سرد شدن به غبار تبديل مي شوند.

مرحله کوتوله سفيد

ظرف چند هزار سال، غول جانبي بخار مي شود. و گدازش در هسته متوقف مي گردد. هسته مرکزي باعث روشن شدن پوسته هاي گازي اطراف خود مي شود. با تلسکوپهاي اوليه و بدوي که ستاره شناسان در سالهاي 1800 براي رصد استفاده مي کردند، اين پوسته ها شبيه به سيارات به نظر مي رسيدند به همين دليل آنها اين پوسته ها را ابر سياره اي ناميدند. هنوز هم ستاره شناسان از همين عنوان قديمي استفاده مي کنند.

يک ابر سياره اي با بافت ظاهري غير معمول که دليل بروز آن نامشخص است. اين عکس توسط تلسکوپ هابل تهيه شده است.

عکس از ناسا

پس از محو شدن ابر سياره اي، هسته باقيمانده به نام کوتوله سفيد شناخته مي شود. اين نوع از ستارگان بيشتر حاوي کربن و اکسيژنند و دماي اوليه آنها حدود 100.000 K مي باشد.

مرحله کوتوله سياه

از آنجائيکه کوتوله هاي سفيد سوختي براي گدازش ندارند، با گذشت بيليونها سال پيوسته سردتر مي شوند و در نهايت به يک کوتوله سياه، جرمي بسيار کدر، تبديل مي گردند. کوتوله سياه نماد پايان چرخه زندگي يک ستاره با جرم متوسط است.

ستارگان با جرم زياد، آنهاييکه جرمي بيش از 8 برابر جرم خورشيد دارند، به سرعت شکل مي گيرند و زندگي کوتاهي دارند. يک ستاره پر جرم ظرف 10.000 سال تا 100.000 سال از دل يک پيش ستاره شکل مي گيرد.

اين نوع ستارگان در رشته اصلي بسيار داغ و آبي رنگند. آنها 1000 تا 1 ميليون بار درخشانتر از خورشيد مي باشند و شعاع آنها تقريبا 10 برابر شعاع خورشيد است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان کم جرم کمتر است. با اينحال به خاطر درخشندگيشان از فواصل بسيار دور نيز قابل رصدند و به همين خاطر تعداد زيادي از آنها شناخته شده اند.

ستارگام با جرم زياد، بادهاي ستاره اي بسيار قوي دارند. يک ستاره با جرم 30 برابر خورشيد مي تواند 24 برابر جرم خورشيد را پيش از آنکه از رشته اصلي خارج شود، به شکل باد منتشر نمايد.

وقتي يک ستاره سنگين رشته اصلي را ترک مي کند، سوخت هيدروژن در لايه هاي بيرون هسته آغاز مي شود. در نتيجه شعاع اين ستاره 100 برابر شعاع خورشيد مي شود. با اينحال از درخشش آن اندکي کاسته مي شود. به دليل اينکه در اين مرحله ستاره تقريبا همان مقدار انرژي قبلي را از سطح بزرگتري منتشر مي کند، دماي سطح آن کاهش مي يابد. در نتيجه گرايش به سرخ ستاره بيشتر مي شود.

با بزرگ شدن ستاره، دماي مرکز آن به 100 ميليون K يعني دماي لازم براي آغاز فرايند سه-آلفا مي رسد. پس از تقريبا 1 ميليون سال، سوخت هليوم در مرکز به اتمام رسيده و نوبت به هليوم موجود در لايه هاي بيرون هسته و هيدروژن موجود در لايه هاي بعد از آن مي رسد. ستاره سنگين ما تبديل به يک ابرغول سرخ درخشان مي شود.

هنگاميکه انقباض هسته دماي آنرا به حد کافي افزايش مي دهد، با سوختن کربن، نئون، سديوم و منيزيوم توليد مي شود. اين مرحله تنها براي 10.000 سال ادامه مي يابد. پس از آن فرايندهايي متوالي در هسته رخ مي دهد. هر فرايند عناصر مختلفي را در بر مي گيرد و مدت زمان کوتاهتري به طول مي انجامد. وقتي عنصر جديدي شروع به سوخت مي کند، عنصر قبلي سوختن خود را در لايه هاي بالاتر سر مي گيرد. نئون ترکيب شده و اکسيژن و منيزيوم توليد مي کند. اين فرايند حدودا 12 سال طول مي کشد. سپس با سوختن اکسيژن، سيليکون و سولفور توليد مي شود. اين فرايند حدودا 4 سال طول مي کشد. در آخر با سوختن سيليکون ، آهن توليد مي شود. اين فرايند تنها حدود 1 هفته دوام دارد.

ابر نواختر

در اين هنگام، شعاع هسته آهني حدود 3000 کيلومتر است. همانگونه که گفتيم سوخت آهن به جاي توليد انرژي، انرژي مصرف مي کند. در نتيجه ستاره به پايان کار خود رسيده است. چون ديگر نمي تواند براي حفظ تعادل گرانش، انرژي توليد کند.

وقتي جرم هسته آهني به 4/1 برابر جرم خورشيد برسد، اتفاقي مهيب رخ مي دهد. نيروي گرانش، هسته را متلاشي مي کند. در نتيجه دماي هسته تا نزديک 10 بيليون K مي رسد!. در اين دما، هسته آهن شکسته شده و به هسته هاي سبکتر و در آخر به پروتون و نوترون تبديل مي شود. با ادامه فشار، پروتونها با الکترونها ترکيب مي شوند و نوترون و نوترينو توليد مي کنند. نوترينوها 99 درصد از انرژي ايجاد شده از انفجار هسته را در خود حمل مي کنند.

حالا هسته، يک توپ فشرده شده حاوي نوترون است. وقتي شعاع توپ به 10 کيلومتر برسد حالت ارتجاعي پيدا مي کند درست مانند يک توپ پلاستيکي که آنرا فشرده و بعد رها کنيم.

همه اين اتفاقها از فشرده شدن هسته تا ارتجاع توپ نوتروني تنها در مدت يک ثانيه روي مي دهند. البته هنوز ماجرا ادامه دارد. ارتجاع توپ نوتروني يک موج کره اي شکل به بيرون از ستاره ارسال مي کند. بيشتر انرژي حاصل از اين موج صرف شروع گدازش و تشکيل عناصر جديد مي شود. با رسيدن موج به سطح ستاره، دما تا 200.000K افزايش مي يابد. در نتيجه ستاره منفجر شده و موادي را در فضا با سرعت 15.000 تا 40.000 کيلومتر در ثانيه رها مي کند. نام اين انفجار مهيب ابر نواختر نوع دو است.

ابر نواخترها فضا را آکنده از گاز و غباري مي کنند که ستارگان ديگر از دل آن پا به عرصه گيتي مي نهند. اين غني سازي فضا، از نخستين ابر نواختر در بيليونها سال پيش تا به اکنون ادامه دارد. ابر نواخترهاي ستارگان نسل اول، عرصه را براي ستارگان نسلهاي بعد مهيا کرده اند.

احتمالا ستارگان داراي سه نسلند. ستاره شناسان تا کنون جرمي پيدا نکرده اند که متعلق به قديمي ترين نسل ستارگان يعني جمعيت سه ستارگان باشد. اما اعضاي دو نسل جديدتر را يافته اند. ستارگان جمعيت دو که دومين نسل از ستارگانند حاوي مقدار نسبتا کمي از عناصر سنگينند. ستارگان سنگينتر اين نسل، به سرعت از بين رفته اند بنابراين هسته هاي بيشتري از عناصر سنگين وارد فضا شده اند. به همين علت جمعيت يک ستارگان که جديدترين نسل مي باشند، حاوي مقادير بيشتري از عناصر سنگين هستند. البته مقدار عناصر سنگين در اين نسل همچنان نسبت به هيدروژن و هليوم موجود، بسيار ناچيز است. براي مثال، مقدار عناصر غير از هليوم و هيدروژن در خورشيد که جزء ستارگان جمعيت يک مي باشد، تنها 1 تا 2 درصد است.

ستارگان نوتروني

پس از اينکه يک انفجار ابر نواختر نوع دو رخ داد، قسمتي از هسته ستاره اي باقي مي ماند. اگر جرم هسته باقيمانده کمتر از سه برابر جرم خورشيد باشد تبديل به يک ستاره نوتروني مي شود. اين ستاره حداقل جرمي معادل 4/1 جرم خورشيد را در کره اي که شعاع آن حدودا 10 تا 15 کيلومتر است نگاه مي دارد.

دماي اوليه ستارگان نوتروني 10 ميليون K است اما به دليل کوچک بودن تشخيص آنها بسيار دشوار است. با اينحال ستاره شناسان پالسهاي راديويي اين ستارگان را تشخيص مي دهند. گاهي از اين ستاره ها 1000 پالس در ثانيه دريافت مي شود.

يک ستاره نوتروني معمولا دو موج متوالي راديويي منتشر مي کند. اين دو موج در دو مسير مختلف از ستاره دور مي شوند. با چرخش ستاره امواج در فضا مانند نورافکن پخش مي شوند. اگر يکي از از اين موجها به صورت متناوب به زمين برسد، تلسکوپهاي راديويي يک سري پالس را تشخيص مي دهند. اين تلسکوپها به ازاي هر دور گردش ستاره يک پالس دريافت مي کنند. ستاره اي که به اين روش شناسايي مي گردد، تپ اختر ناميده مي شود.

سياهچاله ها

اگر هسته باقيمانده از يک ابر نواختر جرمي بيش از 3 برابر جرم خورشيد داشته باشد، هيچ نيروي شناخته شده اي نمي تواند در مقابل گرانش آن مقاومت کند. هسته آنقدر فشرده مي شود که يک سياهچاله به وجود مي آيد. منطقه اي در فضا با چنان گرانشي که هيچ چيز نمي تواند از نيروي آن بگريزد. سياهچاله ها نامرئيند زيرا حتي نور نيز به دام آنها مي افتد. همه مواد يک سياهچاله در نقطه اي در مرکز آن جمع مي شود. اين نقطه تکينگي نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته يک اتم نيز کوچکتر است.

ستارگاني که جرم آنها کم است يعني از 1/0 تا 5/0 برابر جرم خورشيد، دماي سطحي معادل تقريبا 4000K دارند. درخشش آنها کمتر از 2 درصد خورشيد است. اين ستارگان هيدروژن درون خود را به آهستگي مي سوزانند. آنها مي توانند براي مدت 100 بيليون تا 1 تريليون سال در رشته اصلي باقي بمانند. اين مدت حتي از عمر جهان که بين 10 تا 20 بيليون سال تخمين زده مي شود نيز بيشتر است، بنابراين هيچ ستاره اي در اين گروه تا بحال نمرده است. ستاره شناسان تابحال نديده اند که ستاره اي از اين گروه عنصري به غير از هيدروژن را در گدازش به کار گيرد. بنابراين اگر هم يکي از اعضاي اين گروه بميرد، وارد مرحله غول سرخ نخواهد شد. در عوض آنها به طور تدريجي سرد مي شوند تا اينکه به يک کوتوله سفيد و سپس سياه تبديل گردند.

ستارگان دوتايي از دو پيش ستاره که بسيار نزديک يکديگرند، تشکيل مي شوند. بيش از 50 درصد از ستارگاني که با چشم غير مسلح، منفرد ديده مي شوند در واقع دوتايي هستند.

يک ستاره در يک سيستم دوتايي چنانچه به اندازه کافي به جفت خود نزديک باشد، مي تواند بر زندگي آن تاثير گذار باشد. بين اين دو ستاره منطقه اي وجود دارد که به ياد رياضيدان فرانسوي، جوزف لوييز لاگرنج (Joseph Louis Lagrange)، نقطه لاگرنج ناميده مي شود. در اين منقطه نيروهاي گرانشي دقيقا برابرند. اگر يکي از دو ستاره بزرگ شود و لايه هاي آن از اين نقطه بگذرد، ستاره ديگر شروع به کشيدن آن لايه ها به سطح خود مي کند.

انتقال جرم در سيستم هاي دوتايي رخ مي دهد. در تصوير بالا مواد از ستاره اي خورشيد مانند به ديسک پييرامون يک کوتوله سفيد و سپس به سطح آن کشيده مي شود.

تصويراز انستيتوي دانش تلسکوپ فضايي

اين فرايند که انتقال جرم نام دارد به چندين روش صورت مي گيرد. اگر انتقال جرم از يک غول سرخ به ستاره همدمش که در رشته اصلي مي باشد صورت گيرد، عناصري نظير کربن و يا عناصر سنگينتر در طيف ستاره رشته اصلي نمايان مي گردد. چنانچه اين دو ستاره به اندازه کافي به هم نزديک باشند، پس از تبديل شدن غول سرخ به يک کوتوله سفيد، جريان مواد برعکس مي شود و مواد به سمت کوتوله سفيد بر مي گردند. اين مواد يک ديسک داغ را اطراف کوتوله سفيد تشکيل مي دهند. اين ديسک در نور مرئي و فرابنفش مي درخشد.

اگر ستاره غول به جاي کوتوله سفيد، ستاره نوتروني يا سياهچاله شود، ممکن است يک دوتايي ايکس ري شکل گيرد. در اين حالت، ماده اي که از ستاره رشته اصلي منتقل مي گردد، بسيار داغ مي شود. هنگاميکه اين ماده با سطح ستاره نوتروني برخورد مي کند و يا به درون سياهچاله کشيده مي شود، اشعه ايکس ري منتشر مي شود.

در حالت سوم، غول سرخ تبديل به کوتوله سفيد مي شود و ستاره رشته اصلي تبديل به غول سرخ مي شود. وقتي گاز کافي از غول سرخ در سطح کوتوله سفيد اندوخته شد، هسته اتمهاي گاز به صورت درخشاني دچار گدازش مي شود به اين حالت نواختر مي گويند. در برخي شرايط، به حدي گاز در کوتوله سفيد جمع مي شود که اين ستاره فشرده و متلاشي مي شود. تقريبا به طور ناگهاني کربن مي سوزد و کل کوتوله سفيد دچار انفجار ابر نواختر نوع يک مي گردد. اين نوع انفجار بسيار نورانيست به حدي که نور آن مي تواند کل يک کهکشان را براي ماهها تحت الشعاع قرار دهد.

منبع:

Green, Paul J. Star. World Book Online Reference Center. 2005. World Book, Inc.

ترجمه: لنا سجاديفر