ستاره چیست؟

ستاره چیست؟ چگونه تشکیل می‌شود؟ ستاره ها را چگونه طبقه بندی می‌کنند؟ با رسانه راه شیری همراه باشید تا در یک مطلب مفصل به این سوالات به صورت بسیار ساده، پاسخ دهیم.

در مطالب گذشته به بررسی مهمترین اجرام آسمانی پرداختیم و گفتیم که ستاره یکی از این اجرام مهم است. اکنون می‌خواهیم بطور کامل توضیح دهیم که به راستی ستاره چیست؟ چگونه و در کجا تشکیل می‌شود؟ شکل ظاهری آن چگونه است؟ و درون آن چه چیزی قرار دارد؟ پاسخ به این پرسش ها ما را به فهم این نکته می‌رساند که چرا ستاره یک جرم آسمانی مهم محسوب می‌شود.

ستاره چیست؟

ستاره یک توپ عظیم از گاز بسیار داغ است که در هسته خود انرژی تولید کرده و این انرژی را در سطح خود منتشر می کند.

تمام ستارگانی که می توانیم در آسمان شب ببینیم، بخشی از کهکشان خودمان، کهکشان راه شیری هستند. اگرچه از نظر کیهانی، اینها همه ستارگان «محلی» هستند، اما در واقع بسیار دور می‌باشند (نزدیکترین آنها تقریباً 25 تریلیون مایل (40 تریلیون کیلومتر) دورتر است و بیشتر آنها بسیار دورتر هستند). به طور کلی در کهکشان ما بیش از 200 میلیارد ستاره وجود دارد که از این تعداد حدود 10000 عدد با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است.

شکل ظاهری و تنوع ستاره ها

ما همه ستارگان را در آسمان شب فقط به عنوان یک نقطه کوچک از نور می‌بینیم. برخی از آنها روشن تر از دیگران به نظر می‌رسند، اما با چشم غیر مسلح به نظر نمی‌رسد تفاوت زیادی در رنگ داشته باشند: همه نسبتاً سفید به نظر می‌آیند. در واقع، ستارگان بسیار متنوع تر از آن چیزی هستند که در ابتدا به نظر می رسند. آنها در طیف گسترده ای از اندازه ها و دماها، در مجموعه ای از رنگ ها هستند و همچنین از نظر سن و طول عمر بسیار متفاوت هستند. بسیاری از این ویژگی های ستاره ها به هم مرتبط می‌باشد. برای مثال، دمای سطح و رنگ یک ستاره ارتباط نزدیکی با هم دارند (ستاره ای با دمای سطح نسبتاً پایین قرمز می درخشد، در حالی که ستاره های داغتر (با افزایش دما) نارنجی، زرد، سفید یا آبی به نظر می رسند).

طبقه بندی ستاره

ستارگان را می‌توان به روش‌های مختلفی طبقه‌بندی کرد، اما سیستمی که ستاره‌شناسان ترجیح می‌دهند، طبقه بندی ستاره ها بر اساس طیف‌هایشان در هفت طبقه اصلی (O تا M) است (نور طول‌موج‌های مختلف دریافتی از آنها). طیف ستاره حاوی اطلاعات مربوط به رنگ، دما، ترکیب و سایر خواص آن است.

در تلاش برای مشاهده اینکه آیا الگویی زیربنایی برای کل طیف ستارگان مختلف وجود دارد یا خیر، در حدود سال‌های 1911 و 1913، اخترشناس دانمارکی اینار هرتسپرونگ و ستاره‌شناس آمریکایی هنری نوریس راسل به طور مستقل صدها ستاره را بر روی نمودار پراکندگی با توجه به طبقه طیفی آنها ترسیم کردند که به نمودارهرتسپرونگ-راسل معروف است.

محورعمودی(سمت چپ) این نمودار، درخشندگی (مربوط به روشنایی)، محور عمودی (سمت راست)، قدر مطلق، محور افقی(پایین)، طبقه بندی طیفی ستاره ها و محور افقی (بالا)، دمای سطح ستارگان را نشان می‌دهد. این نمودار نکات جالبی را فاش کرد. بیشتر ستارگان در بخشی از نمودار به نام رشته اصلی قرار می گیرند و بیشتر عمر خود را در آن می گذرانند. همچنین هرچه ستاره نورانی تر باشد، داغ تر است و هرچه نور آن کمتر باشد، سردتر. تعدادی از ستارگان، نورانی تر از آن ستارگان رشته اصلی هستند که همان دما را دارند. از این رو، این ستارگان را غول می نامند و ستارگانی که از غولها هم نورانی تر هستند به ابرغول مشهورند. برخی از ستارگان نیز کم نورتر از آن ستارگان رشته اصلی هستند که همان دما را دارند. این ستارگان، کوتوله‌های سفید هستند. آن‌ها بسیار کوچکند و به اندازه سیارات هستند.

روشنایی ستاره و فاصله ستاره از زمین

ستارگان از نظر روشنایی و فاصله آنها از زمین بسیار متفاوت هستند، اگرچه همه، به جز خورشید، بسیار دور هستند. اینکه یک ستاره از روی زمین چقدر درخشان به نظر می رسد البته تا حدودی به دور بودن آن بستگی دارد.

از آنجایی که ستاره ها بسیار دور هستند، به دست آوردن اطلاعات در مورد آنها دشوار است. بیشتر داده‌های مربوط به هر ستاره از مطالعه نور و سایر تشعشعات حاصل از آن به دست می‌آید، در حالی که فاصله تا دورترین ستاره‌ها را می‌توان با اندازه‌گیری تغییرات سالانه کوچک در موقعیت آنها در آسمان بدست آورد.

روشنایی ستاره

دو روش مختلف برای بیان درخشندگی یک ستاره وجود دارد: قدر ظاهری، که نشان می‌دهد یک ستاره چقدر درخشان از زمین به نظر می‌رسد، و قدر مطلق، که نشان می‌دهد ستاره چقدر درخشان از فاصله تعیین‌شده به نظر می‌رسد.

در هر دو مقیاس، تغییر 1+ در مقیاس به معنای کاهش و تغییر 1- به معنای افزایش روشنایی است. بنابراین، در مقیاس قدر ظاهری، ستارگانی که فقط با چشم غیرمسلح قابل مشاهده هستند نمره 6+ یا 5+ دارند، در حالی که ستارگان بسیار درخشان حدود 1+ تا 0 امتیاز دارند و چهار ستاره درخشان آسمان امتیاز منفی دارند.

مقیاس قدر مطلق از حدود 20+ برای برخی از کوتوله های قرمز فوق العاده کم نور تا حدود 8- برای درخشان ترین ستاره های ابرغول است. قدر مطلق یک ستاره با اندازه گیری به نام درخشندگی بصری (Visual Luminosity)آن مرتبط است. این مقدار انرژی نوری است که یک ستاره در واحد زمان ساطع می کند. درخشندگی(Luminosity)  اغلب نسبت به نور خورشید بیان می شود.

دو ستاره درخشان در عکس در بالا – آلفا قنطورس (چپ) و بتا قنطورس (راست) – تقریباً به اندازه یکدیگر درخشان به نظر می رسند. به عبارت دیگر، قدر ظاهری مشابهی دارند. اما ذاتاً بتا قنطورس بسیار درخشان تر است زیرا قدر مطلق آن بیشتر است. آلفا قنطورس به اندازه بتا قنطورس درخشان به نظر می رسد فقط به این دلیل که حدود 90 برابر نزدیکتر به زمین است.

عکس پایین از یک ستاره کوتوله سرخ به نام پروکسیما قنطورس است. این ستاره با فاصله 4.2 سال نوری از زمین، نزدیکترین ستاره به زمین غیر از خورشید ماست. اگرچه در این تصویر که توسط تلسکوپ فضایی هابل ثبت شده، پروکسیما قنطورس درخشان است، اما به طور نسبی ستاره ای کم نور و با قدر مطلق 15.6+ می‌باشد.

فاصله ستاره از زمین

ستارگانی غیر از خورشید به قدری دور هستند که برای بیان فاصله آنها به یک واحد ویژه نیاز است. این واحد سال نوری است و مسافتی است که نور در یک سال طی می کند، که حدود 5.9 تریلیون مایل (9.5 تریلیون کیلومتر) است.100 تا از درخشان ترین ستاره هایی که می توانیم در آسمان شب ببینیم از 4.4 تا حدود 2500 سال نوری از ما فاصله دارند. فاصله ستاره ها را می توان به روش های مختلفی اندازه گیری کرد.

برای ستارگان نسبتاً نزدیک، روشی به نام اختلاف منظر استفاده می شود. برای ستاره های دورتر، ستاره شناسان باید از روش های پیچیده تری استفاده کنند. از آنجایی که این روش‌ها دقت کمتری دارند، فاصله تا بسیاری از ستارگان، حتی تا برخی از درخشان‌ترین ستاره‌های آسمان، به طور تقریبی مشخص است.

اندازه ستاره

ستارگان، علیرغم اینکه در آسمان مانند نقطه هایی کوچک بنظر می‌رسند، از نظر اندازه بسیار متفاوت هستند، و تعداد زیادی از آن‌ها آنقدر بزرگ هستند که خورشید نسبتاً کوچک ما در برابر آنها کوتوله محسوب می‌شود و سایرین آنقدر کوچک هستند که حتی از بعضی سیارات نیز کوچکترند.

کوچکترین ستارگان، ستارگان نوترونی بسیار ریز و بسیار چگالی هستند که پس از فروپاشی یک ستاره غول پیکر تشکیل می شوند. قطر این ستارگان تنها 15 مایل (25 کیلومتر) است. بیشتر ستارگان کهکشان ما ستارگان کوتوله هستند که برخی از آنها کمتر از یک هزارم حجم خورشید، حجم دارند.

بزرگ‌ترین ستاره‌ها، ابرغول‌ها و فراغول‌ها، می‌توانند 8 میلیارد بار بزرگ‌تر از خورشید باشند. ستارگان بر اساس ویژگی هایی مانند رنگ، اندازه و روشنایی به دسته هایی تقسیم می شوند. ترکیبی از رنگ و روشنایی، اندازه ستاره را نشان می دهد. به عنوان مثال، یک ستاره آبی روشن کوچکتر از یک ستاره قرمز روشن است، زیرا یک ستاره آبی داغتر از یک ستاره قرمز است و به سطح کمتری نیاز دارد تا به اندازه یک ستاره قرمز سردتر، روشن باشد.

کهکشان راه شیری از حداقل 200 میلیارد ستاره تشکیل شده است که 90 درصد آنها در مرحله پایدار (رشته اصلی) چرخه زندگی خود هستند. خورشید یک ستاره رشته اصلی است که به عنوان کوتوله زرد طبقه بندی می شود. قطر آن 864000 مایل (1.39 میلیون کیلومتر) است، اما هنگامی که هیدروژن آن تمام می شود، قبل از از دست دادن لایه های بیرونی خود تبدیل به یک غول سرخ شده و در نهایت به یک کوتوله سفید تبدیل خواهد شد.

سفر به درون ستاره

یک ستاره به طور موثر ماشینی برای انتقال مقادیر فوق العاده انرژی از هسته مرکزی خود، جایی که انرژی در آن تولید می شود، به سمت سطح آتشین خود است. این سفر می تواند 100000 سال یا بیشتر طول بکشد.

در یک ستاره، جریان مداوم این انرژی از هسته به سطح وجود دارد، جایی که این انرژی به فضا می‌گریزد. این جریان یک فشار بیرونی ایجاد می کند که بدون آن ستاره فرو می ریزد. چرا که با نیروی گرانش درونی ستاره متعادل می‌شود. منبع انرژی در هسته یک ستاره، به هم پیوستن یا همجوشی هسته های اتم (بخش های مرکزی اتم ها) برای ایجاد هسته های بزرگتر است.

تولید و انتقال انرژی در ستاره

همجوشی هسته ای شامل از دست دادن جزئی جرم است که به انرژی تبدیل می شود. در بیشتر ستارگان فرآیند غالب فرآیندی است که در آن هسته های هیدروژن با هم ترکیب می شوند و هسته های هلیوم را تشکیل می دهند. از هسته یک ستاره، انرژی با تابش و همرفت به بیرون حرکت می کند. تابش عبارت است از انتقال انرژی به شکل نور، گرمای تابشی، اشعه ایکس و غیره که همه آنها را می توان متشکل از بسته های کوچک انرژی به نام فوتون در نظر گرفت.

در درون یک ستاره معمولی، مواد گازی به قدری فشرده است که فوتون‌ها نمی‌توانند قبل از جذب و سپس انتشار مجدد در جهت متفاوت، به مسافت زیادی سفر کنند. بنابراین، انرژی منتقل شده از این طریق به صورت آهسته و زیگزاگی به بیرون حرکت می کند. همرفت انرژی را از طریق حرکات دایره ای گاز داغ به سمت بیرون و گاز خنک تر متراکم تر به سمت داخل حمل می کند. بسیاری از ستارگان دارای لایه‌هایی با چگالی متفاوت هستند که برخی از آنها انرژی را با تابش و برخی دیگر با همرفت انتقال می‌دهند.

در ستارگانی به اندازه خورشید یا کوچکتر، فرآیند همجوشی اصلی واکنش زنجیره ای پروتون-پروتون نامیده می شود. اثر کلی آن تبدیل چهار پروتون (هسته هیدروژن) به یک هسته هلیوم با آزاد شدن انرژی و برخی ذرات ریز زیر اتمی است.

نیروهای درون ستاره

جرم یک ستاره هر چه باشد، دو نیروی متضاد آن را حفظ می کنند. یکی از این نیروها گرانش است که به سمت داخل عمل می کند (درون سو) و نیروی فشاری که به سمت بیرون عمل می کند (برون سو). به طور معمول نیروهای متضاد درون یک ستاره در تعادل هستند، بنابراین اندازه خود را در مدت زمان طولانی حفظ می کند. اما اگر چیزی باعث عدم تعادل نیروها شود، اندازه ستاره تغییر خواهد کرد. به عنوان مثال، هسته اکثر ستارگان تا پایان عمرشان گرم می شود: گرمای اضافی فشار بیرونی را افزایش می دهد، بنابراین ستاره به یک غول یا ابرغول تبدیل می شود.

زندگی ستاره

زندگی همه ستارگان به عنوان توپ های گاز داغی که از ابرهای بزرگتر گاز و غبار که تحت تأثیر گرانش منقبض شده اند، شروع می‌شود. اتفاقی که بعداً برای یک ستاره می افتد به جرم اولیه آن بستگی دارد.

ستاره‌هایی که از کوچک‌ترین توده‌های گاز و غبار تشکیل می‌شوند، به اجسام نسبتاً کوچک و خنکی تبدیل می‌شوند که به کوتوله‌های قرمز معروف هستند. اینها رایج ترین ستاره های کهکشان ما هستند و ده ها میلیارد تا تریلیون سال عمر می کنند. با افزایش سن کوتوله‌های قرمز، این نظریه وجود دارد که دمای سطح و روشنایی آن‌ها افزایش می‌یابد تا در نهایت به اشیایی به نام کوتوله‌های آبی و سپس کوتوله‌های سفید تبدیل شوند.

زندگی ستارگان با جرم متوسط و بالا

ستارگان با جرم متوسط (تقریباً به اندازه خورشید) عمر کوتاه تری نسبت به کوتوله های قرمز دارند و بین میلیاردها تا ده ها میلیارد سال عمر می کنند. آنها در پایان زندگی خود به غول های سرخ تبدیل می شوند. یک غول سرخ در نهایت لایه‌های بیرونی خود را از دست می‌دهد و جسمی به نام سحابی سیاره‌ای را همراه با یک باقیمانده ستاره داغ و فشرده، که به عنوان کوتوله سفید شناخته می‌شود، تشکیل می‌دهد.

بزرگترین ستاره ها کوتاه ترین عمر را دارند که در میلیون ها تا صدها میلیون سال اندازه گیری می شود، زیرا سوخت هیدروژن خود را خیلی سریع مصرف می کنند. با گذشت زمان، آنها ابرغول های سرخ را تشکیل می دهند که در انفجارهای خیره کننده ای متلاشی شده و به ابرنواخترها تبدیل می شوند. بسته به جرم آن، هسته به جا مانده از یک ابرنواختر به یکی از دو جرم عجیب منقبض می شود: ستاره نوترونی یا سیاه چاله!

بازیافت ستاره ای

ستاره های در حال مرگ موادی را به محیط بین ستاره ای پرتاب می‌کنند. این مواد برای ساخت ستاره های جدید بازیافت می شوند. اندکی پس از انفجار بزرگ، جهان تنها حاوی سبک ترین عناصر شیمیایی بود: عمدتاً هیدروژن و هلیوم. از آن زمان تقریباً سایر عناصر سنگین‌تر ( مانند کربن و اکسیژن ) در ستارگان یا در انفجارهای ابرنواختری ساخته شده‌اند. از طریق شکل‌گیری، تکامل و مرگ ستارگان، این عناصر سنگین‌تر به تدریج در کیهان فراوان‌تر شده‌اند. ستاره شناسان میزان غنی بودن یک ستاره از عناصر سنگین را «فلزینگی» می نامند. ستاره‌های جوان دارای بالاترین فلزینگی هستند، زیرا حاوی موادی هستند که قبلاً در چندین نسل ستاره بازیافت شده‌اند.

تولد ستاره

ستارگان از ابرهای عظیم گاز و غبار، که ابرهای مولکولی نامیده می شوند، تشکیل می شوند که بخش هایی از فضای بین ستاره ای را اشغال می کنند. فرآیند تشکیل ستاره در درون این ابرها می تواند میلیون ها سال طول بکشد.

ابرهای مولکولی که ستاره ها در آن متولد می شوند می توانند صدها سال نوری وسعت داشته باشند. بیشترمکان‌هایی که ستارگان در آن متولد می‌شوند، همین ابرهای غبارغلیظ هستند. با این حال، مکان هایی وجود دارد که تابش ستارگان درخشان تازه شکل گرفته، گرد و غبار را کنار می‌زند و اطراف را روشن می کند. ما این مناطق ستاره ساز را به صورت سحابی های درخشان می بینیم (مانند سحابی شکارچی،عقاب و ….). برخی از غلظت‌های تیره گرد و غبار و گاز که گاهی در درون ابرهای مولکولی دیده می‌شوند به عنوان گلبول‌های بوک شناخته می‌شوند. گلبولهای بوک اغلب منجر به تشکیل منظومه های ستاره ای دوتایی یا چندگانه می شوند.

نحوه تشکیل ستاره

برای شروع تشکیل ستاره در یک ابر مولکولی، یک رویداد محرک مورد نیاز است. این رویداد می‌تواند یک انفجار ابرنواختر، عبور ابر از منطقه شلوغ‌تر فضا، یا برخورد با یک ستاره در حال گذر باشد.

نیروهای کشندی و امواج فشاری که در این موقعیت‌ها وارد عمل می‌شوند، ابر را فشار داده و می‌کشند تا جایی که برخی از مناطق به اندازه کافی متراکم شوند تا ستاره‌ها تشکیل شوند. سپس گرانش بقیه کار تشکیل هر ستاره را انجام می دهد، مواد بیشتر و بیشتری را روی نطفه در حال رشد ماده می کشد و بیشتر آن را در مرکز متمرکز می کند. همانطور که مواد متراکم تر می شوند، حرکات تصادفی به یک چرخش یکنواخت حول یک محور تبدیل می شوند.

برخورد بین ذرات در حال تکان خوردن در درون ابر، دمای آن را، به ویژه در مرکز، افزایش می‌دهد و ستاره تازه تشکیل شده با تابش فرو سرخ (گرما) شروع به درخشش می‌کند. در این مرحله، پیش ستاره (ستاره تازه تشکیل شده) کاملاً ناپایدار است. با بیرون راندن گاز و غبار که در دو جِت متضاد از قطب های خود هدایت می شوند، جرم خود را از دست می دهد. در نهایت، مرکز ان آنقدر داغ می‌شود که همجوشی هسته‌ای شروع شده و با شروع تعادل بین گرانش و فشار برون سوی حاصل از همجوشی هسته ای، پیش‌ستاره مستقر می‌شود تا به یک ستاره رشته اصلی تبدیل شود.

در این مطلب جامع به طور کامل توضیح دادیم که ستاره چیست. لطفا نظرات خود را با ما در این مورد به اشتراک بگذارید.