تحقیق درباره مرگ ستارگان كوچک

تحقیق درباره مرگ ستارگان كوچک

مرگ ستارگان كوچك : كوتوله سفيد
مرز جداسازي بين ستارگان كوچك وبزرگ حدود چهاربرابر جرم خورشيد مي باشد . ستاره اي با جرم كمتر از Mo4 را در نظر بگيريد كه از شاخة غول قرمز در نمودار H-R براي دومين بار بالا مي رود . دو حركت قبلي ستاره به طرف ناحية غول قرمز ، صعودش با شروع جرقه هليوم به پايان مي رسد . انتظار داريم كه دومين صعود نيز به روش مشابهي با شروع جرقه كربن خاتمه يابد، يعني سوختن انفجارآميز وسريع كربن پايان اين مرحله باشد . به هر صورت ، به علت كافي نبودن جرم جهت نگه داشتن دماي لازم براي سوختن كربن در اين ستاره ، جرقه كربن نمي تواند به وقوع به پيوندد . براساس آزمايشات سيكلوترون ، كربن در هسته براي اينكه بتواند به سوزد ، بايستي قبلاً به دماي 600 ميليون درجه كلوين رسيده باشد . محاسبات نشان مي دهند كه اگر جرم ستاره كمتر از Mo4 باشد ، تراكم گراني در مركز جهت بالا بردن دما به 600 ميليون درجه كلوين ، گرماي كافي توليد نمي كند . بنابراين ، كربن نمي تواند بسوزد . در عوض ، ستاره بالا رفتن خود را به قسمت فوقاني شاخه غول قرمز ادامه مي دهد ، در نتيجه قطرش زياد شده ، دماي سطحي آن كاهش يافته ورنگ ستاره به قرمزي مي گرايد .
سرانجام ، لايه هاي خارجي ستاره خيلي قرمز – يعني خيلي سرد – مي شوند ، كه هسته ها در چنين لايه هائي شروع به جذب الكترون نموده تا به اتمهاي خنثي تبديل شوند . شكل گيري اتمهاي خنثي آنقدر ادامه مي يابد تا قسمت قابل ملاحظه اي از جرم ستاره عوض الكترونها وهسته هاي جدا به شكل اتمهاي خنثي درآيد .
سحابي سياره اي
هنگامي كه يك اتم خنثي با تركيب مجدد يك الكترون ويك هسته شكل مي گيرد ، چه اتفاقي رخ خواهد داد ؟ مهمترين نتيجه اين است ، كه فوتون منتشره همراه خود انرژي حمل مي كند . معمولاً فوتون قبل از فرار از ستاره توسط اتم يا ذره ديگري جذب مي شود . با شكل گيري اتمهاي خنثي فوتونهاي بي شماري توليد مي شوند ، كه اندكي بعد در راه خروج از ستاره جذب مي شوند . جذب آنها سبب گرم شدن لايه خارجي مي گردد .

تحقیق درباره مرگ ستارگان كوچک
گرماي توليدي در لايه هاي خارجي ستاره در اثر جذب فوتونها در مقايسه با گرماي آزاد شده توسط واكنش هسته اي در مركز ستاره ، بسيار كم مي باشد . براساس يك نظريه ، اين گرما تغييراتي اساسي در ظاهر ستاره ايجاد مي كند . لفاف گرم شده توسط جذب فوتونها منبسط مي گردد . انبساط ، دماي لفاف را پائين مي آورد . در دماي پائين تر ، اتمهاي خنثي بيشتري از الكترونها وهسته هاي جدا در لفاف شكل مي گيرند ، در نتيجه ، انرژي بيشتري به صورت فوتون آزاد مي شود . مجدداً ، بيشتر فوتونها توسط اتمهاي نزديك ستاره جذب مي گردند . آنها لاية خارجي ستاره را گرم كرده وسبب انبساط بيشتر آن مي شوند .
به بيان ديگر ، اين نظريه فرايند عقب راني را طوري پيش بيني مي كند كه هسته ها با جذب الكترونها لفاف را گرم كرده واين عمل سبب جذب الكترون بيشتر وبالنتيجه انبساط بيشتر مي شود. لفاف ستاره به سرعت به طرف خارج منبسط مي شود تا اينكه ستاره را كاملاً ترك نمايد . در حقيقت ، لفاف ستاره در فضا تخليه شده وبه يك پوستة تقريباً رقيق وشفاف از اتمها تبديل مي شود ، كه سريعاً به حركت خود ادامه مي دهد .
هسته ، كه قبلاً توسط لفاف پنهان شده بود ، اكنون قابل رؤيت مي گردد . اگر شخصي در طول اين فرايند ستاره را مشاهده كند ، تغيير شگف انگيزي در ظاهر آن رؤيت خواهد نمود . درآغاز ، ستاره عادي به نظر مي رسد . سپس ، موقعي كه لفاف انبساط را شروع مي كند ، هنوز براي پنهان كردن هسته به اندازه كافي چگال مي باشد ، در نتيجه ناظر سطح لفاف نسبتاً سرد را به صورت يك شيء قرمز بزرگ نوراني مي بيند . هنگامي كه لفاف به اندازه كافي منبسط وكم وبيش شفاف شود ، هسته نمايان شده وناظر شيء سفيد داغ وكوچكي – هسته – را كه توسط يك پوستة گاز تخليه شده در فضا – لفاف تخليه شده – احاطه شده است ، مشاهده مي كند .
چنين اجرام مشاهده شده اي را سحابي هاي سياره اي ناميده اند . نام «سحابي سياره اي » از اين رو به كار رفته است كه اولين بار ستاره شناسان به هنگام عكسبرداري از اين سحابي ها توسط تلسكوپهاي كوچك دريافتند كه تصاوير شبيه به سيارات مي باشند . اكنون مي دانيم كه سحابيهاي سياره اي ارتباطي با سيارات منظومه شمسي ندارند ، اما نام آنها پابرجا مانده است .
شكل (8-1) ساختار يك سحابي سياره اي را به طور واضح نشان مي دهد . اين عكس توسط تلسكوپ 5/2 متري رصدخانة مونت ويلسون برداشته شده است .

تحقیق درباره مرگ ستارگان كوچک
بعداز تخليه لفاف چه اتفاقي براي هسته رخ مي دهد ؟ با عزيمت لفاف، هسته كم وبيش بدون تغيير باقي مي ماند وبه سوختن هليوم در پوستة هليوم سوزي به همان ميزان ادامه مي دهد . بنابراين ، تابندگي ستاره كه كاملاً توسط سوختن هليوم در پوستة كنترل مي شود ، ثابت مي ماند .
به هر صورت ، موضع ستاره در نمودار H-R به طور برجسته اي به هنگام تخليه لفاف تغيير مي كند ، زيرا ابتدا موضع لفاف سرد – حدود K◦3500 – وبعد از تخليه لفاف هستة داغ – حدود K◦50000 – را رسم كرده ايم . بنابراين ، روي محور دما انتقالي از K◦3500 تا K◦50000 صورت مي گيرد . به علت عدم تغيير تابندگي در طول افزايش دماي سطحي ، مسير تحولي ستاره در نمودار H-R به طور افقي وبه طرف چپ ادامه مي يابد .
اين تغييرات در نمودار H-R در شكل (8-2) رسم شده اند . لفاف ستاره در نقطه (10) شروع به انبساط مي كند . در نقطة (11) هستة داغ ستاره كاملاً نمايان مي شود . در اين نقطه ، اگر عكسي از ستاره گرفته شود ، شبيه سحابي حلقوي در صورت فلكي شلياق ديده خواهد شد .
كوتوله سفيد
در شروع نقطه (11) از نمودار H-R عبور ستاره از هستة سحابي سياره اي به يك كوتوله سفيد شروع مي شود . اكنون ستاره از يك هستة كربن – اكسيژن با پوشش پوستة هليوم سوزان تشكيل شده است (شكل8-3) . در اين نقطه ، دماي هسته هنوز براي هم جوشي كافي نيست ، بنابراين ، هيچ منبع انرژي هسته اي درمركز ستاره براي جلوگيري از فروريزش ستاره در اثر جاذبه گراني وجود ندارد . هسته ستاره به آهستگي به انقباض ادامه مي دهد .
اگر الكترونها در ستاره وجود نمي داشتند ، انقباظ ادامه مي يافت وهسته گرمتر و گرمتر مي شد تا سرانجام ، در 600 ميليون درجه كلوين هسته هاي كربن شروع به سوختن مي كردند . قبل از اينكه اتفاق اخير رخ دهد ، تراكم ناپذيري الكترونهاي بسته بندي شده درست مانند مرحلة اوليه زندگي ستاره انجام مي شود . مانند قبل ، تراكم ناپذيري الكترونهاي « فولاد-جامد» ، انقباض را موقف مي كنند . اين اتفاق وقتي كه شعاع ستاره حدود 8000 كيلومتر وچگالي آن حدود 105×1/6گرم بر سانتيمتر مكعب است ، رخ مي دهد .
هيچ كس نمي داند بين نقاط (11)و(12) از نمودار H-R چه اتفاقي رخ مي دهد . محاسبات نظري اين مرحله، مبين آن است كه احتمالات گوناگوني مي توانند رخ دهند . به علت عدم وجود ستارگان كافي بين نقاط (11)و(12) مشاهدات ستارگان دليل روشني ار آنچه كه واقعاً رخ مي دهد ، ارائه نمي دهند .

تحقیق درباره مرگ ستارگان كوچک
به محض رسيدن به نقطه 12 دوره اش كامل مي شود . در ناحيه نقطه 12 ستاره در مقايسه با تابندگي مرحله اوليه زندگي اش بسيار تاريك مي باشد ، مثلاً ، براي ستاره اي به جرم خورشيد در نقطه (12) صدبار كم نورتر از خورشيد در وضعيت كنوني اش مي باشد . قطر فعلي ستاره بسيار كوچكتر از وضعيت قبلي آن است . ستاره اي به اندازه خورشيد حدود 32000 كيلومتر قطر خواهد داشت ، كه دوبرابر اندازه زمين است . ستاره فشرده شده ، بسيار چگالتر مي باشد . دراين حجم بسيار كوچك ، جرم بسيار زيادي بيش از صدها هزاربرابر جرم زمين نهفته است . قوطي كبريت پرشده اي از مواد اين ستاره چگال ، 10 تن وزن خواهد داشت .
گرچه اكنون ستاره بسيار كم نور است ، ولي سطحش با دمائي حدود 30000 درجه كاملاً داغ مي باشد . اين چنين ستارگاني – كوچك ، چگال وبسيار كم نور ، اما سفيد ، داغ در سطح – كوتوله هاي سفيد ناميده مي شوند . نيروي گراني در سطح يك كوتوله سفيد مي تواند بزرگتر از يك ميليون برابر گراني در سطح زمين باشد . حتي اگر قادر باشيم در امتداد كوتوله سفيد كه دماي سطحي اش به اندازه كافي كاهش يافته حركت كنيم ، هرگز نمي توانيم روي سطح آن فرود آئيم يا حتي كشتي فضائي را در اين دنياي عجيب از راه دور كنترل نمائيم . شخصي كه سعي برفرود آمدن بر سطح يك كوتوله سفيد را دارد وزني معادل 68 ميليون كيلوگرم پيدا مي كند ودر نتيجه
اوو كشتي فضائي اش رفته رفته توسط نيروي گراني كوتوله سفيد مسطح مي شوند .
از نقطه (12) به طرف پائين ، شعاع ستاره – اكنون يك كوتوله سفيد- اندكي فشرده مي شود . كوتوله سفيد آخرين گرماي خود را به فضا تابش مي كند وبا حركت به طرف پائين تابندگي ودمايش كم شده تا سرانجام مسيري را كه

تحقیق درباره مرگ ستارگان كوچک

پسورد فایل: www.bazaarfile.ir

مطالعه بیشتر