تحول انواع ستاره ها

[Ehsan]

شاید یکی از اصلی ترین مسائل ِاختر فیزیک بررسیِ تحول ِ یک ستاره در طول ِعمرش باشد. یعنی یکی از مسائلی که اختر فیزیک دانها از آغاز ِ به وجود آمدن ِاین علم، بسیار به آن علاقه مند بودند همین مسئله ی تحول بود.


در این تاپیک قرار است تحول ِانواع ستاره ها با جرمهای ِمختلف بررسی شود.

این بررسی از تولد و شکلگیری ِ ستاره ها آغاز می شود. سپس به بررسی ِانواع ِستاره ها در رشته ی اصلی می پردازیم و نهایتا به نحوه ی پایان ِ عمر ِیک ستاره خواهیم رسید.

بررسی هایمان بر اساس ِجرم طبقه بندی می شوند.

[Ehsan]

نوار ِ ناپایداری محلی روی ِ نمودار ِ هتسپرونگ-راسل است که ستارگان ِ روی ِ این نوار دچار ِ ناپایداری شده و شروع به نوسان می کنند. قضیه از این قرار است که ستارگان به صورت ِ عادی دارای ِ نوسان هایی هستند اما شرایط ِ فیزیکی ِ خاصی باعث می شود که این نوسان ها دچار ِ تشدید شوند و ستاره به طور ِ محسوسی نوسان کند.


طنابی را در نظر بگیرید به طول ِ یک متر که یک سر ِ آن آزاد است. اگر موجی با طول ِ موج ِ 4 متر روی ِ این تناب با فاز ِ مناسب سوار کنیم یک موج ِ ایستاده تولید میشود مثل ِ شکل زیر:

به این شکل ِ می گویند: مد ِ اول ِ نوسان ِ این طناب (به مد ِ اول، مد ِ هماهنگ ِ اول یا مد ِ پایه نیز می گویند البته دوستان ِ موسیقیایی می تونند مد رو نت بخونند!!!)

اگر طول ِ موج ِ موجِ ایستاده برابر ِ چهار سوم ِ متر باشد شکل ِ زیر حاصل می شود:

به این شکل می گویند مد ِ دوم ِ نوسان ِ این تناب.
همچنین طولِ موجهای ِ چهار پنجم متر و چهار هفتم متر به ترتیب مدهای ِ نوسان ِ سوم و چهارم را به دست می دهد برای ِ این مورد طول ِ موج مد نوسان ِ n ام از فرمول ِ چهار تقسیم بر 2n-1 به دست می دهد.

این هم از مدهای ِ نوسانی ِ سوم و چهارم:

نکته یِ دارای ِ اهمیت برای ما این است که با افزایش عدد ِ مد ِ نوسان دامنه ی آن کاهش میابد و همچنین نکته ی بسیار مهم ِ دیگر این است که نوسان ِ چنین سیستمی حتی اگر ایستاده و دارای ِ شکل ِ خاصی نباشد، می توان از بر هم نهی ِ نوسان های ِ مد های بالاتر به دست آورد .

یعنی مثلا ممکن است نوسانی خاص در طناب ترکیبی از نوسانهای ِ مد ِ یک تا 10 باشد و این یعنی ترکیب کردن نوسان ِ حاصل از این مدها (جمع زدن) نوسان ِ نهایی را به دست می دهد. عملا همیشه از مد ِ یک تا بی نهایت را جمع می زنند تا نواسان ِ نهایی را به دست آورند.


نکته ی بسیار مهم این است که نوسان ِ ایستاده ی پایدار فقط و فقط وقتی ایجاد می شود که فقط یکی از مدهای ِ نوسانی در نوسان شرکت کند و بقیه ی مدها یا خیلی کم دامنه باشند یا اصلا صفر باشند در این صورت نوسانی پایدار و منظم شکل می گیرد.


نکته ی مهم تر و نهایی تر هم این است که اصولا ستاره ها شبیه به یک طناب ِ یک سر باز و یک سر بسته (مورد ِ بالا) عمل می کنند و این ما را یاری می کند که ستارگان ِ تپنده ی ِ منظم مثل ِ قیفاووسی ها را به راحتی درک کنیم.


چند نکته ی مهم در مورد ستارگان ِ تپنده وجود دارد:

1. ستارگان باید دارای ِ شرایط ِ فیزیکی ِ بسیار خاصی باشند تا مد ِ اول ِ نوسان شکل بگیرد و نوسان کنند چون ستارگان طول ِ موجهای ِ نوسانی ِ خاصی بنا به شرایط ِ فیزیکی شان تولید می کنند که نیاز مند ِ شعاع های ِ خاصی برای ایجاد ِ نوسان ِ ایستا و پایدار است بنا بر این شرایط ِ فیزیکی ِ مذکور محلی خاص را روی نمودار ِ اچ آر ایجاد می کنند که به نوار ِ نا پایداری مشهور است و ستارگانی که روی ِ این نوار قرار دارند شروع به نوسان خواهند کرد.


2. نوار ِ ناپایداری تا خود ِ رشته ی اصلی ادامه پیدا می کند ولی در رشته ی اصلی بر هم نهی ِ مدهای ِ مختلف ِ نوسانی روی ِ هم باعث ِ از بین رفتن ِ نوسان ِ اصلی می شود و نتیجه ی ِ آن هم این است که ستارگان ِ روی ِ رشته ی ِ اصلی نوسان نمی کنند حتی اگر روی نوار ِ ناپایداری باشند.


3. خورشید ِ ما هم دارای ِ نوساناتی است اما این نوسان ها ترکیبی از بسیاری از مدهای ِ نوسانی است که باهم به این می انجامند که نوسانی خاص در خورشید دیده نمی شود.


4. مدهای ِ نوسانی روی ِ ستارگان تنها منحصر به افزایش و کاهش ِ دامنه نیست و می تواند جهتگیری های ِ مختلفی داشته باشد مثل ِ این که مثلا نصف اش وقتی منقبض می شود نیمه ی ِ طرف ِ دیگر منبسط شود و این وضع را پیچیده تر می کند ولی مد ِ نظر ِ ما همان نوسان روی ِ دامنه است.


محل ِ نوارِ ناپایداری در نمودار ِ اچ-آر : instability strip (امتیاز تصویر : ویکی پدیا)

[fereydoon]

با سلام
در بحث تحول انواع ستار ه ها مطلبی عنوان شده که ستا رگانی کشف شده اند که جر م انها دو یست ( 200 ) و یا ( 265 ) برابر جرم خورشید می با شد .

در کتاب مبانی نجوم ( دانشگاه تهران ) صفحه 284 توضیح داده شده است که ،


( یک ستاره نمی تواند جرمی بیش از تقریباٌ 100 برابر جرم خو ر شید را در خود نگهدارد . در غیر این صورت فشار تشعشعی بقدری افزایش می یابد که ستاره
منفجر میشود . این مو ضوع از مدتها قبل اساس فر ضیه ا .اس .ادینگتون را تشکیل می داد .مشاهدات نشان می دهند که اکثر ستار ه های جریم تقریباٌ
75 برابر سنگین تر از خورشید هستند .

حد چاندراسکار هم در باره اثبات این موضوع است { فیز یک دان مشهور هندی ، برنده جایزه نوبل فیزیک )


سوالی که در اینجا برای من مطرح شده اینستکه تا بحال در نشریاتی مانند مجله فیزیک و یا نجوم چنین مطلبی { ستاره ای 200 برابر جرم خو رشد }
را ندیده ام .
ضمناٌ خبر ها ئی که از بعضی سایت ها منتشر می شوند بایستی مورد تا ئید مراکز معتبر علمی قرار گیرند
البته امید وارم اشتباه از جانب من باشد و مطا لب سا یت صحیح و مو ثق باشند . با تشکر

[پیمان اکبرنیا]

با سلام
در بحث تحول انواع ستار ه ها مطلبی عنوان شده که ستا رگانی کشف شده اند که جر م انها دو یست ( 200 ) و یا ( 265 ) برابر جرم خورشید می با شد .

در کتاب مبانی نجوم ( دانشگاه تهران ) صفحه 284 توضیح داده شده است که ،


( یک ستاره نمی تواند جرمی بیش از تقریباٌ 100 برابر جرم خو ر شید را در خود نگهدارد . در غیر این صورت فشار تشعشعی بقدری افزایش می یابد که ستاره
منفجر میشود . این مو ضوع از مدتها قبل اساس فر ضیه ا .اس .ادینگتون را تشکیل می داد .مشاهدات نشان می دهند که اکثر ستار ه های جریم تقریباٌ
75 برابر سنگین تر از خورشید هستند .

حد چاندراسکار هم در باره اثبات این موضوع است { فیز یک دان مشهور هندی ، برنده جایزه نوبل فیزیک )


سوالی که در اینجا برای من مطرح شده اینستکه تا بحال در نشریاتی مانند مجله فیزیک و یا نجوم چنین مطلبی { ستاره ای 200 برابر جرم خو رشد }
را ندیده ام .
ضمناٌ خبر ها ئی که از بعضی سایت ها منتشر می شوند بایستی مورد تا ئید مراکز معتبر علمی قرار گیرند
البته امید وارم اشتباه از جانب من باشد و مطا لب سا یت صحیح و مو ثق باشند . با تشکر

سلام
سوال خوبی را مطرح کردید.
لینک زیر لیست پرجرم ترین ستاره های کشف شده است. برخی از این جرمها دقیق هستند ولی برخی دیگر ممکن است اشتباه اندازه گیری شده باشند و عدم قطعیت دارند. در این لیست ستاره هایی با بیش از 150 برابر جرم خورشید دیده می شود که بالای حد ادینگتون است.

http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_most_massive_stars


نظریات پیشبینی می کنند که ستاره های بسیار پرجرم که جرمشان نزدیک یا بیشتر از جرم ادینگتون است، بادهای ستاره ای بسیار بسیار شدیدی دارند و در زمان کوتاهی جرمشان کاهش می یابد و به زیر حد ادینگتون می رسد. مثل این نمونه:

http://en.wikipedia.org/wiki/R136a1

که احتمالا از اول پیدایش تا الان به اندازه 50 برابر جرم خورشید را از دست داده و هنوز هم مشغول جرم کم کردن است!

[Ehsan]

با سلام
در بحث تحول انواع ستار ه ها مطلبی عنوان شده که ستا رگانی کشف شده اند که جر م انها دو یست ( 200 ) و یا ( 265 ) برابر جرم خورشید می با شد .
...........
...........
.....................
............
با تشکر

سه تا نکته در حرفهاتون وجود داره:
1.بحث ِ این که حد ِ بالای ِ جرم ِ ستاره چه قدر باید باشه هنوز هم جزو ِ مسائل ِ باز ِ اخترفیزیک محسوب میشه و عددش روز به روز در حال ِ تغییر هستش اشکال ِ کار هم از اونجایی ناشی میشه که برای محاسبه ی این مقدار باید اثر ِ خیلی چیزها رو در نظر گرفت و برای ِ همین هم هرگز دستی محاسبه اش نمی کنند و همیشه به کمک ِ ابر رایانه ها شبیه سازی می کنند که چه اتفاقی برای ِ ستاره های سنگین میافته! واسه همین احتمالا اون کتاب قدیمی بوده.

2. حد ِ چاندرا اسکار راجع به حد ِ بالای ِ جرم ِ کوتوله های ِ سفید هستش و نه ستاره ها.
این لینک رو ببینید:
حد ِ چاندرا اسکار

3. بیشترین تعداد ِ ستارگان در حدود ِ 0.75 جرم ِ خورشید پیدا میشوند (یعنی ستارگان ِ سبکتر تعداد ِ بیشتری دارند).
نمودار ِ پایین شکل ِ توزیع ِ جرم ستارگان است:


امتیاز تصویر:http://www.cwru.edu/

ـــــــــــــــــــ
ای بابا بازم که با آقا پیمان همزمان جواب دادیم!!!!

[پیمان اکبرنیا]

آقا احسان خوشم میاد جوابهای ما معمولا مکمل هم هست و کلا از تمام زوایا نگاه میکنه به قضیه
مسئولان مملکت بیایند و پاسخ گویی را از ما یاد بگیرند

[Ehsan]

اول بهتره به پایان ِ ستارگان ِ سبک بپردازیم.

در این پست شرح داده شد که ستاره ها کلا چرا از رشته ی اصلی خارج می شوند از این جا به بعد بین ِ تحول ِ ستارگان ِ سبک و سنگین تفاوت وجود دارد. اول از ستارگان ِ سبک شروع می کنیم:

ستارگان سبک بعد از انبساط ِ اولیه در واقع وارد فاز ِ دوم ِ رشته ی اصلی می شوند. این مرحله به این صورت است که پس از بالا رفتن ِ آرام ِ دما و فشار در هسته ناگهان هلیوم ِ موجود در هسته شروع به واکنش میکند و درخش ِ هلیومی رخ می دهد .

این رویداد ِ انفجار گونه (که در این پست در موردش توضیح داده شد) به جای ِ این که باعث ِ افزایش ِ درخشندگی ِ ستاره بشود پوسته ی هیدروژن سوز ِ ستاره را از بین می برد و در نهایت باعث ِ کاهش ِ درخشندگی ِ ستاره میشود

و به دنبال ِ از بین رفتن ِ پوسته ی هیدروژن سوز (که تا میانه ی راه ِ مرکز تا سطح گسترده بود) اندازه ی ستاره نیز افت کرده و ستاره دوباره به رشته ی اصلی نزدیک میشود (ولی به آن وارد نمی شود فقط از نزدیکی ِ آن می گذرد) و ستاره چندین میلیون سال در این حالت باقی میماند و در این فاز به آرامی هلیوم ِ خود را به کربن تبدیل می کند.


امتیاز ِ تصویر: دانشگاه ِ برکلی

(برای ِ ستارگان ِ خیلی سبکتر مخصوصا کوتوله های قهوه ای و ذره ای بالاتر این فازها طی نمی شود بلکه بعد از تمام شدن ِ هیدروژن ِ مرکز ستاره خاموش شده و کم کم سرد میشود!!!)



ـــــــــــــــــ
پ.ن1.در پست ِ بعد تیر ِ خلاص ِ ستارگان ِ سبک را دَر میکنیم و فاز ِ پایانی ِ این ستارگان را شرح خواهیم داد.

پ.ن2. وقتی دارم می گم فلان کارو خواهیم کرد منظورم اینه که اگر کس ِ دیگه ای هم میتونه بگه دریغ نکنه!!!

[Ehsan]

بعد از فاز ِ دوم رشته ی اصلی دوباره ستاره ی سبک با تبدیل ِ همه ی هلیوم ِ مرکزی به کربن فرایند های پیشین تکرار می شوند!

به این معنی که پوسته ی هلویم سوزی در اطراف ِ هسته ی کربنی شکل می گیرد و پوسته ی هیدروژن سوزی هم همین طور به قوت خود در اطراف ِ هسته باقی است.

اضافه شدن ِ پوسته ی هلیوم سوزی دوباره ستاره را منبسط می کند به طوری که لایه های ِ بیرونی ِ ستاره بسیار گسترده و بزرگ اما سرد می شوند و دوباره غولی سرخ شکل می گیرد!!

در این مرحله ستاره نمی تواند به اندازه ی کافی فشار و دما ایجاد کنه که کربن را هم وارد واکنش ِ هسته ای بکند.

و در این حال اگر ستاره وارد نوار ناپایداری (که شرح داده شد) بشود فاجعه رخ می دهد! با هر تپش، ستاره بخشی از مواد ِ روی ِ پوسته ی خود رو به بیرون پرتاب می کند و چون اندازه ی ِ ستاره بسیار بزرگ شده است میدان ِ گرانشی ِ آن توانایی ِ بازگرداندن ِ پوسته های ِ پرتاب شده را ندارد و پوسته ها به سمت ِ فضای ِ بی کران می روند و در نهایت یک هسته ی ِ بسیار بسیار داغ و چگال ِ کربنی در مرکز ِ یک سحابی ِ بسیار بزرگ باقی بماند.

این هسته ی باقی مانده جرمی از مرتبه ی جرم ِ خورشید دارد و اندازه ی آن تقریبا با زمین برابری می کند!!! بنا بر این بسیار بسیار چگال است و همچنین جنس ِ آن از کربن است و اگر دوست دارید می توانید آن را الماس بنامید! اما نمی دانم کربن ِ مرکزی حالت ِ کریستالی را به خود می گیرد یا نه!

این هسته ی مرکزی همان کوتوله ی ِ سفید است که بعدها سرد شده و سیاه می شود!

پوسته های ِ به بیرون پرتاب شده هم سحابی ِ سیاره نما را تشکیل می دهند که واقعا اشکالی بسیار بسیار زیبا را در آسمان شب پدید می آورند!

خورشید ِ ما چنین پایانی خواهد داشت!

گذاشتن ِ تصویر ِ چند سحابی سیاره نما خالی از لطف نیست!:
(همه ی تصاویر از ویکی پدیاست)
نکته ی بارز این است که تقریبا در همه ی تصاویر کوتوله ی سفید مرکزی مشخص است.

سحابی حلقه (پنجاه و هفتم ِ مسیه!). یکی از سحابی های ِ زیبا که یک بار از پشت سلسترون 8 اینچ فکمان را به زمین چسباند و غریوی سر دادیم از فرط ِ شادی و لذت!:



سحابی ِ اسکیمو که داغ ِ دیندنش بر دلم هست هنوز!! (در این مورد کوتوله ی ِ سفید ِ مرکز به راحتی قابل مشاهده است)



و در نهایت عشق ِ زیبای ِ بنده سحابی ِ خارقالعاده ی ِ هلیکس:



ـــــــــــ

پ.ن: اگر عمری باقی باشد با شرح ِ پایان ِ ستارگان ِ سنگین این تاپیک را به پایان خواهم برد اما فعلا به قول ِ شاعر عمل می کنم که می گوید: این قافله ی عمر عجب می گذرد! دریاب دمی که بی فروم می گذرد!

[Ehsan]

در این پست گداخت ِ هسته ای ِ اتم هیدروژن که موجب تولید انرژی ستارگان ِ رشته ی ِ اصلی هستش شرح داده شد اما آیا ستارگان کلا از این واکنش (پروتون-پروتون) انرژی ِ خودشون رو تامین می کنند؟

در رشته ی ِ اصلی بله اما در تمام ِ طول ِ حیاتشون نه!

در حوزه ی ِ انرژی ِ هسته ای ما در حالت ِ کلی دو نوع واکنش داریم: واکنشهای ِ گداختی و واکنشهای ِ شکافتی.

واکنشهای ِ گداختی واکنشهایی هستند که در اونها دو هسته ی ِ اتم به هم برخورد می کنند و با هم یک هسته ی ِ بزرگتر رو تشکیل می دهند.

واکنشهای ِ شکافتی واکنشهایی هستند که در طی ِ اون یک هسته ی بزرگتر به دو هسته ی کوچکتر تبدیل میشود.

هر دو واکنش می توانند انرژی زا یا انرژی گیر باشند. اما کی این دو واکنش انرژی زا هستند و کی انرژی گیر؟

برای ِ دسته ای از هسته های ِ اتم واکنش ِ گداخت انرژی زا محسوب میشه. به این معنی که انرژیی که ما قرار هستش صرف بکنیم تا این دو تا هسته به هم بچسبند کمتر از انرژیی هستش که قراره واکنش ِ چسبیدن ِ این دو تا هسته به هم به ما پس بده بنا بر این در مجموع در این واکنش انرژی تولید شده.

مثلا ما 10 واحد انرژی صرف می کنیم تا این دو تا هسته به هم بچسبند اما در هنگام ِ چسبیدن ِ این دو تا هسته 30 واحد انرژی تولید می شود بنا بر این در مجموع ما 20 واحد انرژی دریافت کردیم!

برای ِ اتمهایی که در این دسته قرار نمی گیرند وضعیت کاملا متفاوت هستش به این معنی که انرژی ِ مصرف شده بیشتر از انرژی ِ تولید شده هستش و در مجموع ما تو این واکنش ضرر کردیم! پس این دسته برای واکنش ِ گداختی مناسب نیستند امااااااااااااااااااااااا اااااااااا

دقیقا همین (که در واکنش ِ گداختی انرژی گیر هستند) دسته برای ِ واکنش ِ شکافتی مناسب هستند!!!

به این معنی که برای این اتمها اگر مقداری انرژی مصرف کنیم تا هسته اشون تقسیم بشه به دو هسته ی کوچکتر انرژیی که به ما پس خواهد داد بیشتر از انرژی ِ مصرف شده خواهد بود و واکنش ِ شکافت ِ هسته ای برای ِ این اتمها به صرفه تر است تا گداخت!

اما این که کدام اتمها در گداخت انرژی تولید می کنند و کدام اتمها در شکافت، به انرژی ِ هسته ی اتمها بستگی دارد.

کمیتی وجود دارد به اسم ِ انرژی بر نوکلئون: انرژی ِ هسته ی اتم را به تعداد ِ پروتون و نوترون ِ هسته تقسیم می کنند.

اگر این عدد برای ِ یک اتم کوچکتر از اتمهای ِ سبکتر از خودش باشد واضح است که موقع ِ شکسته شدن ِ این هسته، انرژی آزاد خواهد شد و برعکس اگر انرژی بر نوکلئون ِ هسته کمتر از هسته های ِ سنگینتر از خودش باشد باز هم واضح است که ترکیب شدن ِ چند هسته از این نوع و تشکیل ِ یک هسته ی بزرگتر واکنشی انرژی زا خواهد بود.


نمودار ِ انرژِی بر نوکلئون ِ هسته ی اتمها بر اساس ِ جرمشون رو پایین می بینید:

تصویر از ویکی

در این تصویر آهن 56 بیشینه ی ِ انرژی رو داره بنا بر این با آهن نه میشه گداخت ِ هسته ای انجام داد و نه میشه شکافت هسته ای انجام داد!


و همچنین هسته های ِ سنگینتر از آهن به درد ِ شکافت ِ هسته ای می خورند و هسته های ِ سبکتر به درد ِ گداخت ِ هسته ای!

[Ehsan]

حالا که معلوم شد ستارگان سبک چه طوری میمیرند نوبت به بررسی ِ مرگ ستارگان سنگین میرسد:

در مورد ستارگان سبک گفته شد که هسته ی این ستارگان تا کربن پیش میرود اما نمی توانند دما و فشار لازم برای شروع همجوشی ِ کربن رو فراهم کنند در نتیجه باقی ِ قضایا رخ میدهد.

اما در مورد ستارگان سنگین بعد از این که هلیوم هسته تماما به کربن تبدیل شد، دما و فشار آنقدر بالا میرود که واکنش هسته ای ِ تبدیل ِ کربن به نئون شروع می شود! در شروع ِ این واکنش دوباره اتفاقی شبیه به هلیوم فلش رخ میدهد.

بعد از این اتفاق دوباره یک هسته ی ِ کربن سوز شکل میگیرد که با پوسته ای هلیوم سوز و هیدروژن سوز احاطه شده. دوباره بعد از مدتی کربن تمام شده و کل ِ هسته به نئون تبدیل میشود! سپس دوباره دما و فشار آنقدر بالا میرود که هسته ی ِ نئونی شروع به واکنش ِ گداخت هسته ای میکند و تبدیل به اکسیژن می شود ( و باز هم اتفاقی شبیه ِ درخش هلیومی رخ می دهد) و این چرخه با همین ترتیب به تبدیل ِ اکسیژن به سیلسیم و نهایتا تبدیل ِ سیلیسیم به آهن ادامه پیدا می کند!

لازم به ذکر است که مرحله ی ِ تبدیل ِ هر عنصر به عنصر ِ سنگینتر با افزایش ِ جرم هسته ی ِ عناصر، سریعتر می شود به طوری که زمان اولین مرحله (تبدیل هیدروژن به هلیوم) به اندازه ی تمام عمر ستاره در رشته ی اصلی (از مرتبه ی چند صد میلیون سال) طول می کشد اما آخرین مرحله (تبدیل ِ سیلیسیم به آهن) تقریبا فقط یک روز طول می کشد و رویدادی بسیار سریع، برق آسا و پر انرژی است!

اما در پست ِ قبل مطرح شد که آهن توانایی ِ تولید ِ انرژی از طریق ِ فرایند ِ گداخت ِ هسته ای را ندارد! و ستارگان به دلیل ِ شرایط ِ خاص ِ هسته شان تنها توانایی ِ تولید ِ انرژی از طریق ِ گداخت ِ هسته ای را دارد نه شکافت! پس از این جا به بعد چه اتفاقی برای ِ ستاره می افتد؟

این موضوع ِ پست ِ بعد است!

این هم تصویری از ساختار ِ ستاره های ِ سنگین وقتی که هسته ی ِ آهنی در آنها به وجود بیاید:

تصویر از ویکی
ـــــــــــــــــــــــــ ــــــ
پ.ن: فردا امتحان الکمغ (الکترومغناطیس در زبان ِ برقی!) دارم! دعا کنید!

[Ehsan]

باید اعتراف کنم یکی از جذاب ترین اتفاقات ِ نجومی که از شنیدن توضیحش نفسم بند میاید و حیرت میکنم انفجار ابرنواختری است.

در پست ِ قبل مطرح شد که کوره ی کیمیاگری ِ مرکز ِ ستاره با زنجیره ای از اتفاقات نهایتا به عنصر ِ آهن میرسد. در این مرحله دمای ی هسته ی ِ آهنی ِ ستاره از مرتبه ی ِ میلیارد درجه ی ِ کلوین است. این دما بسیار بسیار بسیار زیاد است!

اما تا مراحل ِ قبلی این دمای ِ زیاد باعث می شد تا عنصر ِ درون ِ هسته ی ستاره وارد واکنش گداختی شود و انرژی تولید کند اما آهن هرگز به وسیله ی واکنش گداختی انرژی تولید نمی کند! پس چه میشود؟ منبع ِ انرژی قطع میشود!

در تمام طول ِ عمر ستاره همیشه انرژی ِ تابشی ِ تولید شده در مرکز با انرژی ِ گرانشی ِ لایه های ِ بالایی برابری میکرد و ستاره را زنده نگه میداشت اما اکنون که منبع ِ انرژی درونی قطع شده چه می شود؟

واضح است! لایه های ِ بالایی به سمت ِ هسته سقوط می کنند! اتفاق ِ جالب اینجاست که رخ می دهد:

در مسیر ِ سقوط ِ لایه ها به سمت مرکز ِ ستاره، هسته ی ِ ستاره به شدت چگال میشود تا جایی که هسته ی ِ اتمها به هم برخورد می کنند. وقتی هسته ی ِ اتمها به هم برخورد کردند فشار ِ ناشی از برخورد در هسته به سمت لایه ها برمی گردد و یک موج ِ شوک ِ عظیم به وجود می آورد.

درست مثل ِ این که شما گویی فلزی را به روی ِ سطحی سخت پرتاب کنید. چون گوی نمی تواند از سطح ِ سخت عبور کند تکانه اش به خودش بر میگردد و گوی پس از برخورد به سطح به سمت بالا می جهد.

همین اتفاق دقیقا برای ِ لایه های ِ بالایی ِ ستاره می افتد. یعنی پس از برخورد به هسته موج ِ شوکی آنقدر عظیم به وجود می آید که کل ِ لایه های ِ روی ِ هسته را به بیرون از ستاره پرتاب می شود. و این یک انفجار ِ ابرنواختری است!

اگر خاطر تان باشد گفته شد که برای ِ خورشید ، انرژی که از مرکز تولید می شود حدود ِ چند میلیون سال طول میکشد تا به خاطر ِ انتقال ِ تابشی به سطح برسد. پس اگر لایه های ِ خورشید را باز کنید انرژی ِ حدود ِ چند میلیون سال درون ِ آن نهفته است!

همین اتفاق دقیقا برای ِ ابرنو اختر هم رخ می دهد به طوری که وقتی لایه های ِ ستاره به بیرون پرتاب شدند انرژی ِ تابشیی که چندین میلیون سال در لایه ها ذخیره شده بود ناگهان آزاد میشود و نتیجه ی ِ این رویداد ها این میشود که درخشندگی ِ یک ابرنواختر با درخشندگی ِ یک کهکشان برابری میکند!!!

بر خلاف ِ دیگر واکنشهای ِ ستاره ها که به آرامی صورت می گیرد تمام ِ این اتفاقات در عرض ِ چند ساعت رخ میدهد! (البته تولید ِ موج ِ شوکی از مرتبه ی ِ چند ثانیه طول می کشد که در مقیاس ِ ستاره ای بسیار بسیار سریع است!)

بعد از این رویداد ها، هسته ای که اکنون نوترون و پروتون هایش به هم چسبیده اند یک جرم ِ بسیار چگال تشکیل میدهد که همان ستاره ی ِ نوترونی است. الکترون ها با پروتون ها واکنش می دهند و نهایتا نوترون با چند محصول ِ جانبی (!) تولید می شود! در نتیجه آنچه بعد از انفجار در مرکز باقی میماند یک ستاره ی ِ تماما نوترونی است.

جالب است بدانید یکی از محصولات ی جانبی ِ این رویداد نوترینو است! نوترینو ذره ای بنیادی است که بسیار سخت جذب می شود به همین خاطر تقریبا از هر چیزی بدون مشکل عبور می کند. بنا بر این در طی ِ یک انفجار ِ ابرنواختری مقادیر ِ بسیار زیادی نوترینو آزاد میشود!
در سال ِ 1987 آزمایشگاه های ِ اندازه گیری نوترینو در دل ِ کوها، مقادیر ِ بسیار زیاد و غیر عادیی نوترینو اندازه گیری کردند که بسیار عجیب بود!

سه ساعت ِ بعد افزایش ِ درخشندگی ِ یکی از ستاره های ِ کهکشان ِ ماژلانی ِ کوچک اندازه گیری شد که اندکی بعد فهمیدند یک انفجار ِ ابرنواختری رخد داده که به ابرنو اختر ِ 1987A معروف شد.

قضیه از این قرار بود که طی ِ رمبش ی لایه ها و تشکیل ِ ستاره ی ِ نوترونی در مرکز ستاره، مقادیر ِ بسیار زیادی نوترینو آزاد شد که چون نوترینو را چیزی جذب نمی کند، سریعا از مرکز ستاره به بیرون رفته و نهایتا به زمین رسیدند اما موج ِ شوکی 3 ساعت بعد به سطح ِ ستاره ( و در نتیجه به زمین ) رسید که این اتفاق در نوع ِ خود بسیار جالب بود و در لینک ِ زیر می توانید راجع اش بخوانید:

http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1987A


مراحل ایجاد ِ موج ِ شوکی (از ویکی پدیا)



اما حالا سوال این جاست: اگر قدرت ِ لایه ها اینقدر باشد که هسته بشکند و فرصت ِ ایجاد ِ موج ِ شوکی نباشد چه می شود؟