|
|
کیمیاگر سماوی
بسیاری از عناصری را که امروز می‌شناسیم
مانند کربن ، اکسیژن ، نیتروژن ، آهن
طلا ، نقره و پلاتین با واکنشهای هسته‌ای
درون ستارگان پر جرم ایجاد شده‌اند.
|
مقدمه
هر
ستاره رشته اصلی که حداقل 10
جرم خورشیدی جرم داشته باشد به ابرغول تکامل می‌یابد. درون هسته ابرغول ، کوره‌ای هسته‌ای در دماهای چند میلیارد درجه‌ای ، مرتباً سلسله‌ای از عناصر سنگینتر را می‌گدازد. دمای سطح این ستارگان از حدود500/3 تا 000/50 درجه سانتیگراد (300/6 تا 000/90 فارنهایت ) متغیر است و همین باعث ایجاد مجموعه‌ای از رنگهای مختلف ، از قرمز تا آبی ، می‌شود. ولی حتی آنهایی که سطح نسبتاً سردی دارند، به اندازه میلیونها خورشید درخشندگی دارند زیرا سطح پهناورشان پرتوهای بسیاری منتشر می‌کند.
دمای هسته آهنی هر ابرغول به بین 3 تا 5 میلیارد درجه سانتیگراد (4/5 تا 9 میلیارد فارنهایت) بالغ می‌شود. قطر بزرگترین ابرغول شناخته شده ، به نام
منکب الجوزا ، (واقع در صورت فلکی جبار) تقریباً 400 برابر خورشید است و حجمش 64 میلیون خورشید را در بر می‌گیرد. پر جرمترین ابرغولها ، همانهایی که صد برابر بیش از خورشید جرم دارند، تقریباً یک میلیون بار درخشنده‌تر از خورشیدند.
غولها و ابرغولها در بیرون
سری اصلی جای دارند. آنها بطور غیر معمولی ، پر جرم و نورانی هستند. هسته آنها فرو ریخته و اکنون در لایه‌های بیرونی ستاره ، ماده به انرژی تبدیل می‌شود. رنگ غولها ممکن است قرمز یا زرد باشد. ابرغولها به رنگ سفید ، آبی ، زرد یا قرمز هستند. آنها کمیاب‌تر از غولها هستند.
مرحله رسیدن ستاره به غول و ابرغول
مرحله غول: وقتی هیدروژن منطقه مرکزی ستاره به هلیوم تبدیل شد واکنش هسته‌ای هیدروژن در مناطق خارجی‌تر ستاره شروع می‌شود. در منطقه مرکزی ستاره به علت پایین بودن دما ، واکنش هسته‌ای سوختن هلیوم شروع نمی‌شود. لذا منطقه مرکزی شروع به انقباض می‌کند. بخشی از انرژی آزاد شده در اثر انقباض صرف گرم کردن هسته و بخش دیگر از سطح ستاره به خارج تابش می‌شود. در نتیجه ستاره شروع به انبساط می‌کند. از طرف دیگر ، وقتی دمای منطقه مرکزی به حدود صد میلیون درجه رسید واکنش هسته‌ایی تبدیل هلیوم به کربن در منطقه مرکزی ستاره آغاز می‌شود. در این لحظه است که ستاره به صورت «
غول قرمز» در می‌آید. خورشید در مرحله غول ، شعاع حدود 70 میلیون کیلومتر و درخشندگی حدود 1000 برابر درخشندگی امروز خواهد داشت.
مرحله ابرغول: هلیوم هم به نوبه خود در منطقه مرکزی ستاره تمام می‌شود، آنگاه هسته کربن شروع به انقباض می‌کند. در اثر انقباض هسته کربن، مناطق خارجی ستاره شروع به انبساط می کند و ستاره به صورت «ابرغول» در می‌آید.
طیف ابرغولها
دلیل اینکه جو ستارگان غول و ابرغول چگالی کمتری دارند پهن شدگی برخوردی موجب پهن شدن خیلی زیاد در طیفشان نمی‌شود. بنابراین ، غولها و ابرغولها خطوط طیفی تیزتری نسبت به ستارگان رشته اصلی دارند. درحقیقت ممکن است ستارگان را از طریق پهنای خطوط طیفی‌شان به رده‌های تابندگی تخصیص دهند. رده V ستارگان ، ستارگان رشته اصلی با خطوط طیفی پهن هستند، ستارگان غول خطوط تیزتری دارند و ابرغولها دارای خطوط طیفی فوق العاده تیزی هستند. بررسی در مورد ستارگان نشان می‌دهد که معمولی‌ترین نوع ستارگان ، ستارگان پایین‌تر رشته اصلی هستند. ستارگان داغ ، بالای رشته اصلی قرار دارند و بسیار نادرند. غولها و ابرغولها نیز کمیابند. اما ، کوتوله‌های سفید کاملا ً معمولی‌اند، اگر چه ضعیف هستند و پیدا کردن آنها مشکل است.
انفجار ابرنواختران
ستارگانى که جرم بالایى دارند و به اصطلاح بسیار پرجرم‌تر از دیگر ستارگان هستند از «غول سرخ» تبدیل به «ابر غول سرخ» مى‌شوند. ابرغول ده‌ها بار بزرگ‌تر از غول سرخ است. ابرغول طى یک رشته واکنش‌هایى که طى میلیونها سال رخ مى‌دهد، پس از آن که به بزرگترین حالت خود رسید به صورت یک «ابرنواختر» (Super Nova) منفجر مى‌شود و نور بسیار زیادى را که حاصل آزاد سازى انرژى‌هاى خود است را به محیط اطراف آزاد مى‌کند. وقتی انفجار ابرنواختری روی می‌دهد، نورانیت ستاره به طور شگفت‌انگیزی زیاد می‌شود، روشنایى حاصل از انفجارهاى ابرنواخترها به میزان روشنایى میلیاردها ستاره همچون خورشید است که در کنار یکدیگر قرار گرفته باشند. ابرنواختر به چنان نورانیتی دست می‌یابد که با مجموع نورانیت‌های تمام ستارگان یک کهشکان برابری می‌کند.
در فواصل نزدیک ، تنها معدودی ابرنواختر مشاهده شده، اما در
کهکشان‌های دیگر در بخشهای مختلف جهان، صدها ابرنواختر عکسبرداری شده و از این مشاهدات ، دانشی درباره ویژگی‌های مختلف آنها به دست آمده است. هنگامی که ابرنواختر منفجر می‌شود نورانیت آن در خلال یک روز یا بیشتر ، به حداکثر می‌رسد. پس از رسیدن ابرنواختر به حداکثر ، درخشندگی آن کاهش پیدا می‌کند. نورانیت به آرامی کاهش می‌یابد و چند ماه طول نمی‌کشد که ابرنواختری در یک کهکشان نزدیک از نظر ناپدید شود.
مراحل یک انفجار ابرنواختری
محاسباتی که در مورد سرنوشت ستاره‌های غول سرخ بسیار پرجرم‌تر از خورشید صورت گرفته است، علت انفجارهای ابرنواختری را از پرده‌ی ابهام بیرون آورده است. مشخص شده است که در اواخر فاز غول سرخی ، هسته کربنی به آرامی فرو می‌ریزد و سرانجام به دمایی بسیار بالا می‌رسد. ستاره‌های کم جرم‌تر هرگز به چنین دماهایی نمی‌رسند، اما در ستاره‌های پرجرم ، رسیدن به دمایی تا 600 میلیون درجه امکان پذیر است. محاسبات و آزمایش‌ها نشان می‌دهند که اگر چنین دمایی حاصل شود، کربن هسته‌ی ستاره، واکنش تبدیل را ـ همانند تبدیلی که پیش‌تر هلیوم و هیدورژن در مراحل قبلی زندگی ستاره داشتند ـ آغاز می‌کند و عناصر باز هم سنگین‌تری مانند نئون به وجود می‌آورد.
سپس ، این تبدیل هسته ستاره را باز هم داغ‌تر می‌کند و فشار تولید شده از این انرژی ، موقتاً جلوی انقباض هسته را می‌گیرد. اما ، پس از دوره‌ای کوتاه ، کربن هسته ستاره تمام می‌شود و هسته به دلیل نبودن هیچ منبع تولید فشار رو به بیرون، دوباره انقباض را شروع می‌کند. هنگامی که هسته‌ی ستاره بیشتر و بیشتر منقبض می‌شود و به دمای باز هم بیشتری رسید، بار دیگر
واکنشهای هسته‌ای دیگری ، مانند سوزاندن نئون ، می‌تواند آغاز شود. این مراحل متوالی ، تا تولید عناصر سنگین متعددی در مغزی، ادامه می‌یابند. در هسته ستاره نئون به اکسیژن، سپس اکسیزان به سلیسیوم و در نهایت سیلسیوم به نیکل و نیکل به آهن تبدیل می‌شود. این فرآیند‌ها نسبتا سریع روی می‌دهد، و بسته به جرم ستاره ، در طی تنها چند هزار سال یا کمتر، سرانجام زمانی می‌رسد که بطور طبیعی دیگر تولید عناصر سنگینتر در هسته‌ی ستاره متوقف می‌شود.
دلیل توقف نهایی در عنصرسازی ، در ماهیت کاملا خاص عنصر آهن نهفته است. وقتی که چرخه تولید عنصر در هسته ستاره به آهن می رسد، بر خلاف سابق، که عنصرهای سبک‌تر شکل می‌گرفتند و انرژی آزاد می‌کردند، شرکت آهن در چنین واکنش هسته‌ای ، انرژی آزاد نمی‌کند بلکه آن را جذب می‌کند. بنابراین هنگامی که آهن شکل می‌گیرد، به عوض تأمین انرژی بیشتری برای هسته ستاره ، انرژی آن را مصرف می‌کند. از این رو ، آهن عنصر نهایی است.
|
به سبب نبودن هیچ منبع انرژی ، هسته‌ی آهنی ستاره ابزاری برای جلوگیری از انقباض بیشتر خود ندارد، هسته‌ی آهنی بر روی خود خراب می‌شود و این رویداد چنان سریع اتفاق می‌افتد که در ظرف فقط چند ثانیه اندازه آن به 10 تا 50 کیلومتر می‌رسد. در این نقطه ، چگالی چنان بالا و دما چنان زیاد است که حتی عناصر سنگینتر از آهن نمی‌توانند تولید شوند، مگر برای ثانیه‌هایی بس کوتاه. در واقع ، احتمالا به این دلیل است که می‌بینیم در طبیعت، عناصر سنگینتر از آهن بسیار کمیاب‌تر از عناصر سبک‌تر از آهن هستند. خراب شدن هسته ستاره در این زمان چنان شدید صورت می‌گیرد که در پی خود ، ماده را به همان شدت به بیرون پرت می‌کند و ماده با انرژی بسیار زیادی به فضا پرتاب می‌شود. این همان انفجار است که به صورت فوران ابرنواختری می‌بینیم و مواد پراکنده شده از آن در فضا، سرانجام باقیمانده ابرنواختر را تشکیل می‌دهند.
در خلال انفجار ، مقدار زیادی از جرم کل ستاره ، و شاید نصف آن ، برای همیشه از ستاره دور می‌شود. این مواد نهایتا در محیط عمومی میان ستاره‌ای پراکنده می‌شوند و با گاز هیدروژن که فراوان‌ترین گاز میان ستاره‌ای است، در هم می‌آمیزند. از روی این شواهد است که اخترشناسان عقیده دارند بیشتر عناصر سنگینتر از هیدروژن و هلیوم در جریان فوران‌های ابرنواختری شکل گرفته‌اند.
خورشید و
زمین ، که حاوی مقادیر قابل توجهی از چنین عناصر سنگینی هستند، آنها را از انفجار ابرنواختری‌ای کسب کرده‌اند که در دوره‌ای از تاریخ
کهکشان ما ، پیش از شکل‌گیری خود خورشید از مواد میان ستاره‌ای ، منفجر شده‌اند. از این رو ، بسیاری از اتم‌های سازنده در طی رویدادهای آشوبناکی که به انفجار ابرنواخترهایی پیش‌تر از 5 میلیارد سال پیش انجامیده ، شکل گرفته‌اند.
مباحث مرتبط با عنوان
