مرگ ستارگان کوچک : کوتوله سفید
مرز جداسازی بین ستارگان کوچک وبزرگ حدود چهاربرابر جرم خورشید می باشد . ستاره ای با جرم کمتر از Mo4 را در نظر بگیرید که از شاخه غول قرمز در نمودار H-R برای دومین بار بالا می رود . دو حرکت قبلی ستاره به طرف ناحیه غول قرمز ، صعودش با شروع جرقه هلیوم به پایان می رسد . انتظار داریم که دومین صعود نیز به روش مشابهی با شروع جرقه کربن خاتمه یابد، یعنی سوختن انفجارآمیز وسریع کربن پایان این مرحله باشد . به هر صورت ، به علت کافی نبودن جرم جهت نگه داشتن دمای لازم برای سوختن کربن در این ستاره ، جرقه کربن نمی تواند به وقوع به پیوندد . براساس آزمایشات سیکلوترون ، کربن در هسته برای اینکه بتواند به سوزد ، بایستی قبلاً به دمای 600 میلیون درجه کلوین رسیده باشد . محاسبات نشان می دهند که اگر جرم ستاره کمتر از Mo4 باشد ، تراکم گرانی در مرکز جهت بالا بردن دما به 600 میلیون درجه کلوین ، گرمای کافی تولید نمی کند . بنابراین ، کربن نمی تواند بسوزد . در عوض ، ستاره بالا رفتن خود را به قسمت فوقانی شاخه غول قرمز ادامه می دهد ، در نتیجه قطرش زیاد شده ، دمای سطحی آن کاهش یافته ورنگ ستاره به قرمزی می گراید .
سرانجام ، لایه های خارجی ستاره خیلی قرمز – یعنی خیلی سرد – می شوند ، که هسته ها در چنین لایه هائی شروع به جذب الکترون نموده تا به اتمهای خنثی تبدیل شوند . شکل گیری اتمهای خنثی آنقدر ادامه می یابد تا قسمت قابل ملاحظه ای از جرم ستاره عوض الکترونها وهسته های جدا به شکل اتمهای خنثی درآید .
سحابی سیاره ای
هنگامی که یک اتم خنثی با ترکیب مجدد یک الکترون ویک هسته شکل می گیرد ، چه اتفاقی رخ خواهد داد ؟ مهمترین نتیجه این است ، که فوتون منتشره همراه خود انرژی حمل می کند . معمولاً فوتون قبل از فرار از ستاره توسط اتم یا ذره دیگری جذب می شود . با شکل گیری اتمهای خنثی فوتونهای بی شماری تولید می شوند ، که اندکی بعد در راه خروج از ستاره جذب می شوند . جذب آنها سبب گرم شدن لایه خارجی می گردد .
گرمای تولیدی در لایه های خارجی ستاره در اثر جذب فوتونها در مقایسه با گرمای آزاد شده توسط واکنش هسته ای در مرکز ستاره ، بسیار کم می باشد . براساس یک نظریه ، این گرما تغییراتی اساسی در ظاهر ستاره ایجاد می کند . لفاف گرم شده توسط جذب فوتونها منبسط می گردد . انبساط ، دمای لفاف را پائین می آورد . در دمای پائین تر ، اتمهای خنثی بیشتری از الکترونها وهسته های جدا در لفاف شکل می گیرند ، در نتیجه ، انرژی بیشتری به صورت فوتون آزاد می شود . مجدداً ، بیشتر فوتونها توسط اتمهای نزدیک ستاره جذب می گردند . آنها لایه خارجی ستاره را گرم کرده وسبب انبساط بیشتر آن می شوند .
به بیان دیگر ، این نظریه فرایند عقب رانی را طوری پیش بینی می کند که هسته ها با جذب الکترونها لفاف را گرم کرده واین عمل سبب جذب الکترون بیشتر وبالنتیجه انبساط بیشتر می شود. لفاف ستاره به سرعت به طرف خارج منبسط می شود تا اینکه ستاره را کاملاً ترک نماید . در حقیقت ، لفاف ستاره در فضا تخلیه شده وبه یک پوسته تقریباً رقیق وشفاف از اتمها تبدیل می شود ، که سریعاً به حرکت خود ادامه می دهد .
هسته ، که قبلاً توسط لفاف پنهان شده بود ، اکنون قابل رؤیت می گردد . اگر شخصی در طول این فرایند ستاره را مشاهده کند ، تغییر شگف انگیزی در ظاهر آن رؤیت خواهد نمود . درآغاز ، ستاره عادی به نظر می رسد . سپس ، موقعی که لفاف انبساط را شروع می کند ، هنوز برای پنهان کردن هسته به اندازه کافی چگال می باشد ، در نتیجه ناظر سطح لفاف نسبتاً سرد را به صورت یک شیء قرمز بزرگ نورانی می بیند . هنگامی که لفاف به اندازه کافی منبسط وکم وبیش شفاف شود ، هسته نمایان شده وناظر شیء سفید داغ وکوچکی – هسته – را که توسط یک پوسته گاز تخلیه شده در فضا – لفاف تخلیه شده – احاطه شده است ، مشاهده می کند .
چنین اجرام مشاهده شده ای را سحابی های سیاره ای نامیده اند . نام «سحابی سیاره ای » از این رو به کار رفته است که اولین بار ستاره شناسان به هنگام عکسبرداری از این سحابی ها توسط تلسکوپهای کوچک دریافتند که تصاویر شبیه به سیارات می باشند . اکنون می دانیم که سحابیهای سیاره ای ارتباطی با سیارات منظومه شمسی ندارند ، اما نام آنها پابرجا مانده است .
شکل (8-1) ساختار یک سحابی سیاره ای را به طور واضح نشان می دهد . این عکس توسط تلسکوپ 5/2 متری رصدخانه مونت ویلسون برداشته شده است .
بعداز تخلیه لفاف چه اتفاقی برای هسته رخ می دهد ؟ با عزیمت لفاف، هسته کم وبیش بدون تغییر باقی می ماند وبه سوختن هلیوم در پوسته هلیوم سوزی به همان میزان ادامه می دهد . بنابراین ، تابندگی ستاره که کاملاً توسط سوختن هلیوم در پوسته کنترل می شود ، ثابت می ماند .
به هر صورت ، موضع ستاره در نمودار H-R به طور برجسته ای به هنگام تخلیه لفاف تغییر می کند ، زیرا ابتدا موضع لفاف سرد – حدود K◦3500 – وبعد از تخلیه لفاف هسته داغ – حدود K◦50000 – را رسم کرده ایم . بنابراین ، روی محور دما انتقالی از K◦3500 تا K◦50000 صورت می گیرد . به علت عدم تغییر تابندگی در طول افزایش دمای سطحی ، مسیر تحولی ستاره در نمودار H-R به طور افقی وبه طرف چپ ادامه می یابد .
این تغییرات در نمودار H-R در شکل (8-2) رسم شده اند . لفاف ستاره در نقطه (10) شروع به انبساط می کند . در نقطه (11) هسته داغ ستاره کاملاً نمایان می شود . در این نقطه ، اگر عکسی از ستاره گرفته شود ، شبیه سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق دیده خواهد شد .
کوتوله سفید
در شروع نقطه (11) از نمودار H-R عبور ستاره از هسته سحابی سیاره ای به یک کوتوله سفید شروع می شود . اکنون ستاره از یک هسته کربن – اکسیژن با پوشش پوسته هلیوم سوزان تشکیل شده است (شکل8-3) . در این نقطه ، دمای هسته هنوز برای هم جوشی کافی نیست ، بنابراین ، هیچ منبع انرژی هسته ای درمرکز ستاره برای جلوگیری از فروریزش ستاره در اثر جاذبه گرانی وجود ندارد . هسته ستاره به آهستگی به انقباض ادامه می دهد .
اگر الکترونها در ستاره وجود نمی داشتند ، انقباظ ادامه می یافت وهسته گرمتر و گرمتر می شد تا سرانجام ، در 600 میلیون درجه کلوین هسته های کربن شروع به سوختن می کردند . قبل از اینکه اتفاق اخیر رخ دهد ، تراکم ناپذیری الکترونهای بسته بندی شده درست مانند مرحله اولیه زندگی ستاره انجام می شود . مانند قبل ، تراکم ناپذیری الکترونهای « فولاد-جامد» ، انقباض را موقف می کنند . این اتفاق وقتی که شعاع ستاره حدود 8000 کیلومتر وچگالی آن حدود 105×1/6گرم بر سانتیمتر مکعب است ، رخ می دهد .
هیچ کس نمی داند بین نقاط (11)و(12) از نمودار H-R چه اتفاقی رخ می دهد . محاسبات نظری این مرحله، مبین آن است که احتمالات گوناگونی می توانند رخ دهند . به علت عدم وجود ستارگان کافی بین نقاط (11)و(12) مشاهدات ستارگان دلیل روشنی ار آنچه که واقعاً رخ می دهد ، ارائه نمی دهند .
به محض رسیدن به نقطه 12 دوره اش کامل می شود . در ناحیه نقطه 12 ستاره در مقایسه با تابندگی مرحله اولیه زندگی اش بسیار تاریک می باشد ، مثلاً ، برای ستاره ای به جرم خورشید در نقطه (12) صدبار کم نورتر از خورشید در وضعیت کنونی اش می باشد . قطر فعلی ستاره بسیار کوچکتر از وضعیت قبلی آن است . ستاره ای به اندازه خورشید حدود 32000 کیلومتر قطر خواهد داشت ، که دوبرابر اندازه زمین است . ستاره فشرده شده ، بسیار چگالتر می باشد . دراین حجم بسیار کوچک ، جرم بسیار زیادی بیش از صدها هزاربرابر جرم زمین نهفته است . قوطی کبریت پرشده ای از مواد این ستاره چگال ، 10 تن وزن خواهد داشت .
گرچه اکنون ستاره بسیار کم نور است ، ولی سطحش با دمائی حدود 30000 درجه کاملاً داغ می باشد . این چنین ستارگانی – کوچک ، چگال وبسیار کم نور ، اما سفید ، داغ در سطح – کوتوله های سفید نامیده می شوند . نیروی گرانی در سطح یک کوتوله سفید می تواند بزرگتر از یک میلیون برابر گرانی در سطح زمین باشد . حتی اگر قادر باشیم در امتداد کوتوله سفید که دمای سطحی اش به اندازه کافی کاهش یافته حرکت کنیم ، هرگز نمی توانیم روی سطح آن فرود آئیم یا حتی کشتی فضائی را در این دنیای عجیب از راه دور کنترل نمائیم . شخصی که سعی برفرود آمدن بر سطح یک کوتوله سفید را دارد وزنی معادل 68 میلیون کیلوگرم پیدا می کند ودر نتیجه
اوو کشتی فضائی اش رفته رفته توسط نیروی گرانی کوتوله سفید مسطح می شوند .
از نقطه (12) به طرف پائین ، شعاع ستاره – اکنون یک کوتوله سفید- اندکی فشرده می شود . کوتوله سفید آخرین گرمای خود را به فضا تابش می کند وبا حرکت به طرف پائین تابندگی ودمایش کم شده تا سرانجام مسیری را که منتهی به ستارگان مرده در پائین نمودار H-R است ، طی می کند . به تدریج رنگ کوتوله از سفید به زرد وسپس به قرمز تغییر می کند ، تا اینکه به یک ماده فشرده تاریک وسرد تبدیل شده وبه گورستان ستارگان وارد شود
جرم یک کوتوله سفید . گرچه ستارگان تا جرم Mo4 کوتوله های سفید را تولید می کنند ، ولی ، مطالعات نظری مبین این است که جرم کوتوله سفید نمی تواند بیش از Mo4/1 باشد . دلیل آن این است که کوتوله فقط هسته ستاره اصلی می باشد . بیشتر جرم ستاره اصلی قبل از ظهور کوتوله سفید از آن جدا شده است ، مثلاً مقداری از آن در طول مرحله غول قرمز به صورت وزش باد ستاره ای در سطح ومابقی در طول مرحله سحابی سیاره ای از ستاره جدا می شود .
مرگ یک ستاره سنگین : انفجار ابر نواختر
سرانجام متفاوتی در انتظار ستاره ای که جرم اولیه اش بیش از Mo4 است ، می باشد . به علت بیشتر بودن وزن ستاره ، فرو ریزش آن حرارت بسیار زیادی ایجاد می کند . اکنون براساس مطالعات نظری تحول ستاره ای ، دما در مرکز ستاره می تواند به 600 میلیون درجه برسد . بانیل به این دمای بحرانی در حرکت قطاری از وقایع ، سرانجام ، به تخریب ستاره در یک انفجار عظیم ختم می شود .
انفجار ابرنواختر
در ستارگان سنگین هسته کربن واکسیژن درست مانند ستارگان کوچکتر که توسط یک پوسته هلیوم سوزان احاطه شده است ، شکل می گیرد . همانطور که کربن زیاد می شود ، هسته مانند ستارگان کوچکتر در اثر وزن خود شروع به انقباض می نماید . در یک ستاره کوچک عمل انقباض تا هنگامی که ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل شود ادامه دارد ، زیرا دمای هسته هرگز برای اشتعال واکنش های هسته ای در کربن به اندازه کافی بالا نمی رود . اما ، در یک ستاره سنگین ، قبل از انقباض هسته به اندازه یک کوتوله سفید ، دما در هسته به سطح 600 میلیون درجه می رسد که کربن دراین دما می سوزد . سوختن کربن عناصر نئون ، منیزیم وغیره را نظیر واکنشهای زیر :
4He+20Ne→12C+12C
y+24Mg→12C+12C
تولید می کند که همزمان انرژی هسته ای آزاد می شود ودر نتیجه انقباض هسته متوقف می گردد .
ابرنواخترهای تولید شده در اثر ترکیدن هسته کربن . برای ستارگان به جرم 4تا 8 برابر جرم خورشید ، به محض شروع سوختن کربن ، ترکیدن شدیدی در هسته اتفاق می افتد . این ترکیدن شبیه جرقه هلیوم ، ولی ، بسیار شدیدتر می باشد . مشابه حالت جرقه هلیوم ، علت آن در نتیجه تراکم ناپذیری «فولاد – جامد» الکترونها در هسته می باشد . به محض اینکه دمای هسته به 600 میلیون درجه برسد ، علت تراکم ناپذیری خاص هسته برای جبران افزایش گرما ، انبساطی رخ نمی دهد ودر عوض ، سوختن کربن شروع می شود . بنابراین ، دمای هسته به سرعت بالا رفته وسبب سوختن سریع کربن می گردد ودر نتیجه دمای حاصل به سطح بالاتری می رسد . دراین مرحله ، اثر رانشی سریعی به وقوع می پیوندد وسبب ترکانیدن هسته می شود ودر نتیجه ، تمام یا قسمتی از آن را خرد می کند . فشارهای زیاد حدود تریلیون تریلیون تن برسانتیمتر مربع در هسته توسط ترکیدن رانشی کربن تولید می گردند .
فشارهای حاصل از ترکیدن هسته کربن سبب انفجار ستاره می شود . ستاره انفجاری ،ابرنواختر نامیده می شود . بعداز انفجار ابرنواختر، ابرداغی از ذرات درفضا انبساط پیدا می کند . این ابر باخود عناصری را که ستاره در طول عمر خود دردرونش ساخته است ، حمل می کند . تمام یا کسر بزرگی از مواد درون ستاره درطی این انفجار در فضا پخش می شوند . اکنون در محل اصلی ستاره لااقل یک هسته فشرده باقی می ماند که جرمش کسر کوچکی از جرم ستاره اصلی است .
یک ابرنواخترنوع دوم . اگر جرم ستاره خیلی زیاد باشد – بیش از 8 برابر جرم خورشید – به علت اینکه چگالی در مرکز ستاره هرگز به اندازه کافی جهت تولید تراکم ناپذیری الکترون « فولاد – جامد» زیاد نمی شود ، در نتیجه جرقه کربن شکل نمی گیرد . تعجب آور است که ستارگان سنگین تر بایستی هسته هایی با چگالی کمتر داشته باشند . توضیح آن مربوط به شدت زیاد تابش درمراکز ستارگان سنگین ودر نتیجه تابندگی فراوان آنها می باشد . در این ستارگان فوتونهای فراوان وپرانرژی وجود دارند که با پیش روی به طرف سطح مقداری از ماده گازی شکل ستاره را از مرکز می رانند . به عنوان نتیجه ، چگالی هسته کاهش یافته ودر نتیجه جرقه کربن رخ نمی دهد وکربن به مقدار مناسبی در هسته می سوزد . همانطور که دمای هسته بالا می رود ، اکسیژن نیز شروع به سوختن می کند .
موقعی که بیشترین مقدار کربن وکسیژن در هسته به عناصر سنگین تبدیل شوند ، واکنشها آهسته شده وستاره مجدداً منقبض می گردد . انقباض ، هسته را گرم کرده ودر نتیجه به دمای بالاتری می رسد واین اتفاق سبب شروع واکنشهای هسته ای دیگر می شود ، که حاصل آن عناصر سنگین تر می باشد . انرژی آزاد شده در این واکنشها بار دیگر انقباض را متوقف می کند . به این طریق ، در خلال تناوب فروریزش ، گرم شدن وتکرار سوختن هسته ای ، عناصر بسیاری در داخل ستاره تولید می شوند .
با بالا رفتن دمای هسته وانجام واکنشهای هسته ای ، عناصر سنگین تر تولید می شوند ، تاسرانجام ، عنصر آهن شکل می گیرد . در این مرحله ، به علت اینکه آهن یک عنصر بسیار خاص می باشد ، فرآیند متوقف می شود . واکنشهای هسته ای شامل آهن بجای ذخیره کردن انرژی ، آن را مصرف می کنند . آهن وتعدادی از عناصر همسایه آن تنها موادی هستند که این خصوصیت در مورد آنها صدق می کند . به علت خواص جذب انرژی توسط هسته های آهن ، به هنگام شکل گیری مقدار زیادی از این عنصر در هسته ستاره ، انرژی هسته ای نمی تواند مدت زیادی در آنجا تولید شود ودر نتیجه هسته های آهن بجای تولید سوخت بیشتر ،آتش را به بیرون می رانند . فشاری که لایه های خارجی ستاره را نگه می دارد سریعاً کم شده ودر نتیجه ستاره منقبض می گردد . مانند قبل ، انقباض ، حرارت را نگه می دارد ، ولی ، هسته های آهن به علت خواص جذب انرژی ، این گرما را جذب کرده وسبب انقباض سریعتر ستاره می گردند . انقباض ادامه می یابد وسرانجام به یک فروریزش فاجعه آمیز می انجامد .
نتایج فروریزش تماشائی هستند . مواد ستاره فروریزنده با تجمع در مرکز ، فشار وچگالی بسیار زیاد ودمائی برابر یک تریلیون درجه تولید می کنند . موقعی که افزایش چگالی در مرکز ستاره به اندازه ای بالا رود که هسته های مجاور یکدیگر را لمس کنند ، در نتیجه ستاره نمی تواند بیشتر فشرده شود وفروریزش متوقف می گردد . ستاره نظیر یک فنر بسیار بزرگ فشرده می شود ومجدداً مانند یک انفجار عظیم می پرد .
این انفجار نیز یک ابرنواختر نامیده می شود . ابرنواختری که بعد از شکل گیری هسته آهن به وجود آمده است به اندازه ابرنواختری که از بیرون راندن افروزش هسته کربن نتیجه شده ، شدید می باشد . روشنائی ستاره منفجر شده بالغ بر بیلیونها برابر بیشتر از تابندگی حالت عادی است . برای زمان کوتاهی می تواند به اندازه یک کهکشان روشن باشد .
مشاهده ابر نواختر ها . اگر یک ابرنواختر در نزدیک کهکشان ما به وجود آید ، ناگهان مانند یک ستاره جدید در آسمان ظاهر می شود که از دیگر ستارگان روشنتر بوده ودر روز نیز با چشم غیرمسلح قابل رؤیت است . آخرین ابرنواختر شناخته شده که در کهکشان ما رخ داده در سال 1604 م . در اروپا دیده شده است . یکی از اولین ابرنواخترهایی که انفجار برجسته ای بود ، توسط منجمین چینی در سال 1054 میلادی گزارش شد . در موضع این ابرنواختر ، امروزه ابر بزرگی از گاز به نام سحابی خرچنگ شناخته شده است که با تندی 1600 کیلومتر برثانیه در حال انبساط می باشد وبقایای ستاره ای را که 1900 سال قبل منفجر شده ، همراه دارد .
هنگامی که یک ابرنواختر در کهکشان دیگری منفجر شود نمی توان آن را با چشم غیرمسلح دید ، اما ، می توان از آن توسط یک تلسکوپ بزرگ عکسبرداری نمود . با معرفی دوربین در نجوم از صدها ابرنواختر عکسبرداری شده است . شکل (8-4) ابرنواختری را (8-4 الف ، پیکان) که در کهکشان 7331NGC واقع است ودر سال 1959 م . عکسبرداری گردیده نشان می دهد . ماهها بعد ، ابرنواختر نامرئی می شود (شکل 8-4ب) .
نتیجه ابرنواختر ، شکل گیری عناصرورای آهن . در دماهای زیاد حاصل از فروریزش وانفجار ، بعضی از هسته ها در ستاره می شکنند ودر نتیجه تعدادی نوترون وپروتون آزاد می شود . نوترونها وپروتونها توسط هسته های دیگر جذب شده ونتیجتاً عناصر سنگین تر نظیر نقره ، طلا و اورانیوم شکل می گیرند . به این طریق ، عناصر باقیمانده جدول تناوبی (ورای آهن) در واپسین لحظات زندگی ستاره ساخته می شوند . به علت اینکه زمان موجود جهت ساختن عناصر سنگین بسیار کوتاه است ، در نتیجه ، این عناصر به فراوانی آهن وعناصر قبل از آن نمی باشند . در جدول فراوانی کیهانی عناصر) سقوط شدیدی با سازه حدود 100000 برای عناصر سنگین ورای آهن ، وجود دارد .