Home / مقالات علمی / کیهان / اخترشناسی / کوتوله‌سفید و ستاره‌نوترونی

کوتوله‌سفید و ستاره‌نوترونی

گردآوری و ترجمه: آرش آریامنش

 

قبل از توضیح بهتر است در مورد اینکه ستارگان چگونه متولد میشوند کوتاه اشاره ای کنیم.

همه ستارگان مرگ یکسانی ندارند و همه سرنوشت انها بستگی به جرم انها دارند. توده گازی و پرجرم و بزرگ را در نظر بگیرید این توده تحت نیروی گرانش خودش شروع به فشرده شدن می‌کند. در اثر فشردگی دمای آن نیز افزایش میابد. هنگامی که دمای مرکزی چنین توده گازی فشرده ای به حدود 10 میلیون درجه کلوین می‌رسد هیدروژن گازی یونیذه شده و بصورت پلاسمای از یون های مثبت (هسته های هیدروژن) و الکترون‌ها در می‌آید.

برخورد هسته‌های هیدروژن در دما و انرژی بالا باعث همجوشی هسته‌ای و تولید مقداری زیادی انرژی می‌شود.

فرآیند جوش هسته ای تنها در مرکز توده فشرده شده گازی رخ می‌دهد.

 

neutron star
انرژی آزاد شده در همجوشی هسته‌ای به صورت تابش گسیل می‌شود. در این حالت می‌گوییم ستاره‌ای متولد شده است. مثلن در مورد خورشید خودمان در اثر انقباض اولیه ابر گازی در 15 میلیون سال طول کشید و بعد از آن نور افشانی خورشید آغاز شد (خورشید و منظومه شمسی ما 4.6 میلیارد سال سن دارند و احتمالا تا 5 میلیارد سال دیگر خورشید به سوختن هیدروژن ادامه میدهد سپس میمیرد.(

بازه زمانی زندگی یک ستاره مثل هم نیست. هر چه ستاره‌ای پرجرم‌تر باشد هیدروژنش سریعتر میسوزد، دمایش بالاتر می‌رود درخشندگیش بیشتر می‌شود و عمر کوتاه‌تری دارد.

پس از اینکه هیدرژن ستاره یا تمام شود در اثر همجوشی هسته‌ای، آن‌گاه بیشتر قسمتهای هسته‌ی ستاره را هلیوم تشکیل خواهد داد.

در این حالت ستاره تحت جاذبه خودش بیشتر متراکم می‌شود و دمای مرکز آن بیشتر و تا صد میلیون درجه نیز میرسد در این حالت هسته های هلیوم بهم پیوسته و کربن ساخته می‌شود.

در ادامه زنجیره این واکنشهای هسته‌ای ادامه دارد تا عناصر سنگین‌تر در قلب ستاره تشکیل شود. مثل اکسیژن نئون سدیم منیزیم و …

پس مرکز یک ستاره نه تنها نیروگاه هسته‌ای است بلکه یک کارخانه ساخت عناصر هست.

در اثر چرخش کهکشان به دور خودش افت و خیزهای چگالی باعث ایجاد موج ضربه در گازهای کیهانی می‌شود در راه شیری ما اثر موج ضربه‌ای در امتدا بازوهای کهکشانی بیشتر است و به همین دلیل بیشتر ستارگان جان در این نواحی متولد می‌شوند. موج ضربه‌ای دمای محیطی را که در ان سیر می‌کند بالا می‌برد. سپس در اثر تابش دمای این ناحیه گازی کوچک پایین امده و سرد میشود . پس از افت دمای ان به پایین تر از دمای محیط اطراف تراکمی بر این نواحی چگالی اعمال میشود فشار ناشی از ان باعث کم شدن حجم توده و تشکیل یک پیش ستاره می‌شود.

به دلیل چرخش کهکشان به دور ناحیه مرکزی خود همه گاز و غبارهای درون ان نیز همراه کهکشان دوران پیدا میکند. به همین ترتیب پیش ستاره ایجاد شده نیز که شامل یک ابر گازی با قطر چند سال نوری است دارای گشتاور زاویه ای و چرخش می‌شود. سرعت چرخش این ابر گازی در فواصل مختلف از مرکز آن متفاوت است.

هنگامی که ابر گازی چگالش خودش را از اغاز کند تفاوت سرعت در نقاط مختلف ان باعث چرخش ابر گازی به دور خود می‌شود.

با تراکم بیشتر ابر گازی و کوچک شدن شعاع آن سرعت چرخش ان رفته رفته بیشتر و بیشتر می‌شود. نتیجه این فرآیند تشکیل یک ستاره چرخان است و این امر به دلیل بقای گشتاور زاویه‌ای است.

در حین چرخش پیش ستاره {ابر گازی} قسمتهای بیرونی که بستگی به کمتر و سرعت چرخش بیشتری دارند. از آن جدا می‌شوند و شروع به چرخش به دور خود و به دور قسمت مرکزی میکنند . این اجرام در نهایت تشکیل ستاره و دنباله دار ها میدهد.
کوتوله سفید چه نوع ستاره هایی هستند ؟
هنگامیکه سوخت ستاره ای تمام می‌شود گرانش باعث انقباض بیشتر ستاره و چگال تر شدن آن میشود. ستاره بسته به جرمش سرانجام متفاوتی دارد. ستارگانی که جرمشان تقریبا معادل جرم خورشید یا اندکی کمتر است احتمالا به یک توده سفید رنگی تبدیل میشوند که به ان کوتوله سفید گویند. کوتوله‌های سفید که تعدادشان در راه شیری زیاد است. آخرین مرحله حیات بسیاری از ستارگان هستند. در مرحله کوتوله سفید، ستاره فشرده شده و به جسم کم نوری به آن اندازه کوچک شاید اندازه سیاره ای مثل زمین تبدیل شود و جرمش به اندازه جرم خورشید خواهد بود.

در محدوده 20 پارسکی خورشید حدود 20 کوتوله سفید یافت شده است (پارسک یک واحد نجومی است و هر پارسک تقریبا معادل 3 سال نوری است .)

اما تخمین زده می‌شود که در این محدوده 1000 کوتوله سفید وجود داشته باشند .

سوال : چه عاملی باعث توقف تراکم ستاره و تشکیل کوتوله سفید میشود ؟ و چطوری با وجود اینکه نور انها بسیار پایین است میتوانیم انها را از این فواصل کیهانی تخمین بزنیم ؟

پاسخ سوال اول فشار تبهگنی الکترونهاست که برخلاف جاذبه گرانشی عمل کرده و مانع رمبش بیشتر ستاره و در نتیجه توقف ان میگردد .

{بر اساس “اصل طرد پائولی ” دو الکترون نمیتواند دقیقا در یک تراز انرژی قرار گیرند . پس یعنی الکترون ها نمیتوانند هر چه قدر میخواهند به هم نزدیک شوند این یعنی که در هم فشرده شدن الکترونها حدی دارد . این ممنوعیت باعث ایجاد یک فشاری میشود که به ان ” فشار تبهگنی ” گویند}

برای هر ستاره ای در هر جرمی حدی وجود دارد که به ان ” حد چاندراسخار ” گویند . محاسبات نشان میدهد حد جرمی چاندراسخار در حدود 1.4 برابر جرم خورشید ما است . پس اگر جرم اولیه ستاره ای کمتر از این حد باشد فشار تبهگنی میتواند باعث توقف رمبش ستاره شده و در نتیجه ایجاد یک کوتوله سفید شود . ولی اگر ستاره ای بیش از 1.5 برابر جرم خورشید ما باشد انگاه فشار تبهگنی المترونها قادر به جلوگیری رمبش ستاره نیست و انقدر چگال و فشرده میگردد تا به یک ستاره نوترونی تبدیل شود .

اما چگونه به این ستاره های کم نور پی میبریم؟
یکی از روش ها این است که در باره کوتوله های سفید که عضور منظومه های دوتایی هستند . یک سیستم دوتایی شامل دوستاره نزدیک بهم هست و تحت تاثیر گرانش یکدیگر به دور هم میچرخند – در راه شیری نیز نیمی از ستارگان در منظومه هایی دوتایی هستند . حال اگر یک ستاره کوتوله سفید در منظومه دوتایی باشد و همتایش یک ستاره معمولی باشد از روی جرم و دوره حرکت و شعاع دوران ستاره روشن میتوان مشخصات همدم نامرئی ان از جمله جرم ان را بدست اورد . اگر جرم مربوطه از جرم خورشید ما کمتر بود انگاه میفهمیم در انجا ستاره همتا و غیر مرئی یک ستاره کوتوله سفید است .

البته برخی ازستاره های کوتوله سفید را با تلسکوپ هم میشه رصد کرد . وقتی ستارگانی به کوتوله سفید تبدیل میشوند پوسه ای از خود از دست میدهند این پوسته به تدریج به صورت یک سحابی گرد تبدیل شده و با تلسکوپ قابل روئیت هستند و به انها “سحابی سیاره ای ” گوییم .

پیش بینی میشه بیش از 200 میلیون کوتوله سفید در راه شیری باشد .

ستاره نوترونی چه نوع ستاره هایی هستند ؟
در قسمت پیش تقریبا توضیح دادیم زمینه تشکیل یک ستاره نوترونی چیست ؟ اگر نیروی جاذبه گرانشی در هسته در حال رمبش یک ستاره انقدر قوی باشد که حتی فشار تبهگنی الکترون ها نیز نتواند در مقابل رمبش مقاومت نماید الکترون ها و پروتونها ناگزیر بهم پیوسته و تشکیل نوترون میدهند در نتیجه انجه باقی میماند تنها از نوترون ساخته شده است . توده نوترونی حاصل نیز به رمبش خودش ادامه میدهد تا زمانیکه فشار تبهگنی نوترونها به اندازه ای برسد که بتواند جاذبه گرانشی را تعادل سازد .

در این حالت رمبش متوقف خواهد شد و ساختار در حال تعادل یک ستاره نوترونی است .

رمبش ستاره بسیار سریع اتفاق میافتد همچنان که هسته با تشکیل ستاره نوترونی در خود فرو میرود انرژی جنبشی این لایه ها ی رمبنده توسط امواج ضربه ای به حرارت تبدیل میشود .

بخشی از این حرارت به لایه های بیرونی منتقل میشود و باعث انبساط و انفجار لایه های بیرونی میگردد این ستاره در حال انفجار را یک “ابرنواختر ” گوییم .

هنگام روی دادن چنین ابرنواخترهایی درخشش ان حتی برای مدتی از درخشش کل کهکشان بیشتر خواهد شد .

یک ستاره نوترونی در صورتی تشکیل میشود که ستاره قبلی خود جرمی بین 1.5-2 برابر جرم خورشید ما داشته باشد . این اجرام انقدر فشرده هستند با چگالی متوسط ده به توان 14 گرم بر سانتی متر مکعب میباشند و و چگالی چنین ستاره ای میلیون میلیون مرتبه از چگالی سرب که فلز بسیار سنگینی است بیشتر است .

شعاع متوسط یک ستاره نوترونی 10-20 کیلومتر است . این نوع ستارگان دارای هسته ای مایع هستند . پوسته ای از جنس ابر مایع نوترونی و هسته ای سنگین اطراف خود دارند .

میدان مغناطیسی شدیدی دارند . .. میدانیم هر چه ستاره فشرده تر بشه سرعت دورانش بیشتر میشه مثلا سرعت دوران خورشید ما 27 روز یک بار میباشد . شدت میدان مغناطیسی یک ستاره نوترونی یک میلیارد برابر میدان زمین است .

همچنین ستاره های نوترونی “تپ های رادیویی ” با شدت متغیر و در فواصل زمانی منظم تولید میکنند این تپ اختر ها را (هوش و بل در سال 1968 در رصد خانه ملارد کمبریج) کشف کردند .

منشا این تپ های رادیویی به این گونه است که میدان مغناطیسی ستاره نوترونی به الکترون های اطراف ستاره شتاب میدهد و این الکترون ها پرتوهای رادیویی گسیل میکند الگوی تابش همراه با ستاره میچرخد و تنها زمانی که راستای گسیل به طرف زمین باشد به ما میرسد . امروزه بیش از هزار تپ اختر در راه شیری کشف شده .

One comment

  1. Diba Arya Manesh

    Thanks….

Leave a Reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *

*

Scroll To Top