ستارگان رشته اصلی

Main sequence stars

ستارگان رشته اصلی در هسته خود، همجوشی اتمهای هیدروژن انجام داده و هلیوم تولید می کنند. حدود 90 درصد ستارگان عالم از جمله خورشید ما، ستارگان رشته اصلی به شمار می روند. این ستارگان از یک دهم تا 200 برابر جرم خورشید ما می توانند داشته باشند.

یک ستاره زندگانی خود را به شکل ابری از غبار و گاز شروع می کند. گرانش میان ذرات این ابرها را بسوی هم می کشد. یک پیش ستاره کوچک شکل می گیرد که ماده درون آن در حال تراکم است.

 

تصویر بی نظیر تلسکوپ فضایی هابل از یک پیش ستاره در مراحل اولیه شکل گیری

منبع:

https://scitechdaily.com/hubble-views-protostar-early-evolutionary-stage/

اجرامی که جرمی کمتر از 0.08 جرم خورشید داشته باشند، هیچگاه به مرحله همجوشی هسته ای در هسته خود نمی رسسند. در عوض به کوتوله های قهوه ای تبدیل می شوند، ستارگانی که هیچگاه مشتعل نخواهند شد. اما اگر دارای جرم کافی باشند گاز و غبار در حال تراکم بقدر کافی داغ می شود و نهایتا به دمای کافی برای گداخت هسته ای (فیوژن) می رسد. گداخت هسته ای فشاری رو به بیرون تولید می کند که با فشار گرانشی رو به درون تعادل حاصل کرده و برای ستاره پایداری ببار می آورد.

طول عمر یک ستاره اصلی به جرم آن بستگی دارد. یک ستاره جسیم تر ماده بیشتری در اختیار دارد، لیکن به علت دمای بالاتر هسته خود که به علت گرانش قویتر ایجاد شده سوخت هیدروژنی خود را سریع تر می سوزاند. در حالی که خورشید عمری حدود 10 میلیارد سال در رشته اصلی خواهد داشت، ستاره ای با جرم ده برابر بیشتر تنها 20 میلیون سال در این رشته باقی خواهد ماند. یک کوتوله قرمز که نصف جرم خورشید دارد ممکن است 80 تا 100 میلیارد سال عمر کند که بسیار طولانی تر از لبه عمر عالم یعنی 13.8 میلیارد سال است. به دلیل این عمر طولانی کوتوله های قرمز منابع خوبی برای جستجوی سیارات مناسب برای حیات هستند زیرا برای مدتی طولانی از پایداری برخوردارند.

بیش از 2000 سال پیش هیپارکوس ستاره شناس یونانی برای اولین بار کاتالوگی از ستارگان بر حسب درخشندگی آنها تدوین کرد. او درخشنده ترین ستارگان را از قدر یک و مابقی را تا قدر ششم رده بندی کرد. ستارگان قدر ششم کم نورترین ستارگانی هستند که با چشم غیرمسلح دیده می شوند.

در اوایل قرن بیستم دانشمندان دریافتند که جرم یک ستاره با تابندگی یا میزان نور تولید شده توسط آن متناسب است. هر دو این کمیت ها به دمای ستاره مربوط می شوند. ستارگانی که ده بار پرجرم تر از خورشید هستند هزار برابر درخشندگی دارند.

جرم و درخشندگی ستاره به رنگ آن نیز مربوط می شود. ستارگان جسیم تر داغتر و آبی تر هستند و آنها که جرم کمتری دارند سردتر و قرمز رنگند. خورشید بین این دو طیف قرار داشته و ظاهری زردرنگ دارد.

این ادراک به تدوین نموداری به نام هرتزپرانگ راسل انجامید، نموداری از ستارگان بر حسب درخشندگی و رنگآنها که به نوبه خود بازتابی از دمای آنهاست. بیشتر ستارگان در خطی به نام رشته اصلی قرار می گیرند که از بالای چپ نمودار (داغترین و درخشنده ترین ستارگان) تا پایین و راست (سردترین و تاریک ترین ستارگان) امتداد می یابد.

سرنوشت ستارگان

در نهایت یک ستاره واقع در رشته اصلی ذخیره هیدروژن هسته خود را به اتمام رسانده و به انتهای زندگی خود نزدیک می شود. در این نقطه است که رشته اصلی را ترک می کند.

ستارگانی که کمتر از یک چهارم خورشید جرم دارند مستقیما به کوتوله سفید تبدیل می شوند. کوتوله های سفید در مرکز خود گداخت هسته ای انجام نمی دهند اما هنوز گرما از خود ساطع می کنند. در پایان این کوتوله های سفید به صورت کوتوله های سیاه سرد می شوند اما این اجرام هنوز ماهیت نظری دارند زیرا عالم آنقدر پیر نیست که شاهد سرد شدن کوتوله های سفید بقدر کافی و تشکیل اولین کوتوله های سیاه پس از چند ده میلیارد سال باشد.

نیروی گرانش در ستاره های بزرگتر پس از اتمام سوخت هیدروژن هسته، بر انبساط حرارتی چیره شده و لایه های بیرونی را به سمت درون در هم می فشرد. تا اینکه دما بقدری در مرکز بالا رود که هلیوم در اثر گداخت هسته ای به کربن تبدیل شود. در این نقطه دمای مرکز ستاره بقدری بالا می رود که ستاره به سمت بیرون منبسط شده و چندین برابر بزرگتر از اندازه اولیه می گردد. در این نقطه ستاره به یک غول قرمز تبدیل شده که بسیار کم نورتر از یک ستاره رشته اصلی است. خورشید ما در پایان عمر خود به یک غول قرمز تبدیل خواهد شد البته این واقعه در پنج میلیارد سال آینده روی خواهد داد. دو ستاره داخلی تر تیر و زهره بخار خواهند شد.

مقایسه اندازه خورشید (ستاره زردرنگ وسط تصویر) با یک کوتوله قرمز، یک غول قرمز با جرمی کمتر از 5 برابر خورشید و یک ابرغول آبی با جرمی حدود 150 برابر خورشید (بالا سمت راست)

اگر ستاره اولیه 10 برابر یا بیشتر جسیم تر از خورشید باشد، سوخت هیدروژن هسته خود را در عرض 100 میلیون سال به پایان خواهد رساند و به یک کوتوله سفید بسیار چگال تبدیل می شود. ستاره های جسیم تر با یک انفجار ابرنوستاره ای شدید به عمر خود پایان می دهند و ماده موجود در هسته خود را در عرصه کهکشان پخش می کنند. هسته باقیمانده ممکن است به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل شود.

 https://www.space.com/22437-main-sequence-star.html

ستارگان نوترونی

ستارگان نوترونی از عجیب ترین اجرام آسمانی هستند. سن، دما و حتی اندازه آنها بدرستی بر دانشمندان معلوم نیست.

هم اکنون اکتشاف گر ترکیب داخلی ستارگان نوترونی که بر عرشه ایستگاه فضایی بین المللی نصب شده ستاره شناسان را قادر ساخته است بسوی اندازه گیری اندازه واقعی ستارگان نوترونی گامهای مطمئن تری برداشته و درباره ساختار درونی عجیب آنها بینش دقیق تری بدست آورند.

سمت چپ این تصویر شکل گیری یک ستاره نوترونی را در چرخه عمر یک ستاره نشان می دهد. یک ستاره آبی رنگ بزرگ و جسیم پس از به پایان رساندن ذخیره سوخت هیدروژن هسته خود، دیگر نمی تواند در برابر فشار گرانشی مقاومت کند. در نتیجه هسته آن متراکم شده و دمای عظیم ناشی از تراکم لایه های بیرونی را منبسط می کند. در نتیجه به یک ابرغول قرمز تبدیل می شود. فروریزش ناگهانی هسته از نقطه ای به بعد باعث انفجار ستاره به شکل یک سوپرنوا می شود. آنچه در مرکز ستاره باقی می ماند یک جرم بسیار فشرده با چگالی میلیاردها گرم بر سانتی متر مکعب است که عمدتا از نوترون ساخته شده است. 

ماده در غایی ترین شکل خود

ستارگان نوتورونی در اثر فروریزش داخلی ستارگان جسیم ایجاد می شوند و در این راه لایه های بیرونی خود را در یک انفجار ابرنوستاره ای به بیرون پرتاب می کنند. ستارگانی که حدود 8 برابر خورشید جرم دارند پس از به اتمام رساندن سوخت هیدروژن هسته خود، شروع به تبدیل هلیوم به عناصر سنگین تر مانند کربن و سپس آهن می کنند. ولی انرژی گرمایی حاصل از این همجوشی آنقدر کافی نیست که در برابر گرانش جرم عظیم ستاره مقاومت کند. در نتیجه فشار گرانشی ستاره، الکترونها و پروتونها را به هم می فشارد تا به نوترون تبدیل شوند. از آنجایی که بیشتر درون اتم فضای خالی است، ماده می تواند تا اندازه غیر قابل باوری متراکم شده به ماده ابرچگال تبدیل شود. یک قاشق چای خوری از ماده ابرچگال سازنده ستاره نوترونی 4 میلیارد تن وزن دارد! این در حالی است که ستاره عظیمی که چندین برابر خورشید قطر دارد پس از تبدیل به ستاره نوترونی قطری در حدود تنها 20 کیلومتر خواهد داشت.

اما ستاره نوترونی در بالاترین حد خود از 95 درصد نوترون تشکیل شده است. پوسته کریستالی آنها شامل الکترونها و یونهای تقریبا معمولی است. همچنانکه فشار گرانشی با عمق افزایش می یابد، پروتونها و الکترونها به هم فشرده شده و تنها نوترونها بر جای می مانند. در اینجا چگالی دو برابر هسته اتم معمولی است. در اعماق ستاره نوترونی و در هسته آن، نوترونها چنان فشرده می شوند که کوآرک های سازنده آنها آزاد می شود. برخلاف تصور، فیزیک هسته ای تنها می تواند بطور تقریبی جرم و شعاع ستارگان نوترونی را محاسبه کند.

نوترونها، کوآرک ها یا هایپرون ها؟

بدست آوردن جرم یک ستاره نوترونی آسان است بویژه اگر ستاره همراهی داشته باشد که به دور گرانیگاه مشترکی بگردند. اما تعیین اندازه آن بسیار دشوارتر است. گرانش ستارگان نوترونی آنقدر عظیم است که مسیر نور ساطع شده از آن را خم می کند. این اعوجاج گرانشی باعث می شود ستاره نوترونی بزرگتر از آنچه هست به نظر رسد.

خمیده شدن پرتوهای نور ارسالی از ستاره نوترونی تحت اثر گرانش عظیم آن باعث می شود بزرگتر از آنچه هست به نظر رسد.

اندازه گیری دقیق تر جرم و اندازه دو ستاره نوترونی شناخته شده نشان می دهد که میدان مغناطیسی ستارگان نوترونی حالتی براستی غریب دارد. به جای شکل دوقطبی معمول، یک ستاره نوترونی میدان مغناطیسی آشوبناکی دارد که دو قطب آن در یک نیمکره واقع شده اند.

میدان مغناطیسی آشوبناک یک ستاره نوترونی

دانشمندان هنوز درباره اجزای سازنده هسته ستارگان نوترونی تردید دارند. حقایق کشف شده سنایوهای مختلفی را پیش پای آنها قرار داده اند از جمله اینکه هسته یک ستاره نوترونی آمیزه ای از نوترون ها و کوارک هاست. همچنین ممکن است از ذره های جسیم تری به نام هایپرون ساخته شده باشد. ذرات مختلفی به عنوان هایپرون پیشنهاد شده اند که یکی از آنها کوارک های شگفت (strange quarks) است. نوترونها و پروتون ها از کوارک های بالا و پایین ساخته شده اند. هایپرون ها خواصی شگفت در مقایسه با پروتون ها و نوترون ها دارند. این ذرات فقط در شتاب دهنده های ذره ظاهر شده اند و بسرعت دچار واپاشی می شوند. اما در هسته ستارگان نوترونی می توانند دارای پایداری کافی بوده و برای مدت معینی در کنار هم باقی بمانند.

---

---

تدریس دروس ریاضیات دبیرستان و دانشگاه

توسط مدرس خصوصی مجرب - کارشناس مکانیک جامدات از دانشگاه تهران

با بیش از 23 سال سابقه تدریس خصوصی ریاضیات

09360771981

---

یافتن یک سیاهچاله عجیب و نادر

ستاره شناسان در کهکشانی مجاور راه شیری چیزی را یافتند که به یافتن سوزن در انبار کاه می ماند – یک سیاهچاله که نه تنها به عنوان خاموش رده بندی شده بلکه ناشی از انفجار یک ستاره در حال مرگ نبوده است.

تفاوت این سیاهچاله با انواع دیگر این است که از نظر فعالیت اشعه ایکسی خاموش بشمار می رود، به عبارتی تشعشع نیرومند ایکس که حاکی از بلعیدن ماده مجاور تحت اثر گرانشی مهیب است در این سیاهچاله دیده نمی شود. این سیاهچاله برخلاف اجرام مشابه از یک انفجار ابرنوستاره ای پدید نیامده است.

سیاهچاله ها اجرام آسمانی بسیار چگالی هستند با گرانشی آنچنان نیرومند که حتی نور از میدان گرانش آنها نمی تواند بگریزد

سیاهچاله جدید کشف شده دارای جرمی حداقل نه بار بیشتر از خورشید است و در منطقه ابر تارانتولا در کهکشان ابر ماژلانی بزرگ مشاهده شده که 16000 سال نوری از زمین فاصله دارد. یک سال نوری مسافتی است که نور در طی یک سال طی می کند و حدود 9.5 هزار میلیارد کیلومتر است.

یک ستاره آبی بسیار درخشان و داغ با جرمی حدود 25 برابر خورشید همراه این سیاهچاله به دور نقطه مشترکی می گردد. این دستگاه دوگانه VFTS 243 نامیده شده است. پژوهشگران بر این باورند که ستاره آبی همراه نیز در نهایت به یک سیاهچاله تبدیل شده و با دیگری ممزوج می شود.

آشکارسازی سیاهچاله های خاموش بسیار دشوار است زیرا با محیط خود تعامل کمی دارند. برای نخستین بار پژوهشگران توانستند  پس از شش سال با استفاده از تلسکوپ بسیار بزرگ رصدخانه جنوبی شیلی این جسم آسمانی نادر را کشف کنند.

سیاهچاله ها به رده های متفاوتی تقسیم می شوند. کوچکترین آنها که مانند نمونه کشف شده است به سیاهچاله های ستاره ای (stellar) موسومند که پس از رمبش (فروریزش) ستاره های منفرد جسیم در انتهای چرخه زندگی خود شکل می گیرند. همچنین سیاهچاله هایی با جرم توسط نیز وجود دارند و نیز سیاهچاله های ابرجسیم مه در مرکز بیشتر کهکشان ها وجود دارند.

سیاهچاله ها ذاتا اجسامی تاریک هستند. آنها نور ساطع نمی کنند و برای آشکارسازی آنها معمولا باید به جستجوی دستگاه های دوتایی برآمد که در آنها یک ستاره درخشان به دور جرمی ثانویه نامشهودی می گردد.

معمولا چنین فرض می شود که فروریزش ستاره های جسیم به شکل یک سیاهچاله با انفجار ابرنوستاره ای همراه است. در این حالت ستاره ای با جرم بیش از 20 برابر خورشید بخشی از جرم خود را به فضا پرتاب می کند، سپس هسته باقیمانده تحت اثر گرانش عظیم خود به درون فروریزش کرده و به سیاهچاله تبدیل می شود.

 مدار سیاهچاله به دور همراه ستاره ای خود معمولا بیضوی شکل و نامنظم است ولی سیاهچاله جدید کشف شده در مداری کاملا دایروی به دور گرانیگاه دستگاه دوتایی می گردد. سیاهچاله ها زمانی به راحتی کشف می شوند که یک ستاره جوانتر در نزدیکی آنها بوده و جرمش توسط سیاهچاله بلعیده شود. جرم در حال سقوط به سیاهچاله به قدری گرم می شود که پیش از محو شدن درون افق رویداد سیاهچاله اشعه ایکس از خود ساتع می کند.

سیاهچاله خاموش جدید کشف شده ماده ای را بطور پیوسته به درون خود نمی بلعد بلکه گردآوری و جذب ماده را در زمان شکل گیری خود به یکباره انجام داده است.

منبع: رویترز

---

تبلیغات

این کتاب خودآموز موثری برای افرادی است که می خواهند در مدتی محدود مروری جامع بر ریاضیات تجربی داشته باشند و خود را برای کنکور آماده کنند. این خودآموز شما را از مطالعه کتابهای پرحجم رایج کنکور بی نیاز کرده و با طرح و بحث تست ها و نمونه سوالات مفید، موفقیت شما در درس ریاضی کنکور را تضمین می کند. مطالعه این کتاب به سایر علاقمندان به ریاضیات نیز پیشنهاد می شود.

تعداد صفحات 255

فرمت فایل: PDF

حجم فایل: 7 مگابایت

دانلود 50 صفحه اول (PDF) به صورت رایگان

در صورت تمایل به خرید این خودآموز به صورت فایل PDF با شماره 09360771981 از طریق واتس آپ پیام بفرستید.

بها: 25 هزار تومان

ارسال از طریق واتس آپ، تلگرام یا ایمیل

---

چرخه عمر ستارگان

سرگذشت هیجان انگیز تولد، زندگی و مرگ یک ستاره

ستارگان کراتی عظیم از پلاسمای درخشان هستند. تنها در کهکشان راه شیری میلیاردها ستاره وجود دارد که خورشید ما تنها یکی از آنهاست و میلیاردها کهکشان نیز در سراسر عالم وجود دارند. تا به امروز صدها ستاره شناخته شده اند که سیاراتی بر دور آنها می گردند.

یک ستاره از ابر غول آسایی متشکل از هیدروژن و هلیوم که به آهستگی به دور مرکز خود می گردد ساخته می شود. این ابر بواسطه کشش گرانشی خود شروع به فروریختن به درون خود می کند و همچنانکه منقبض می شود، بر سرعت دوران آن افزوده می گردد. در نتیجه بخشهای بیرونی ستاره به یک دیسک شباهت یافته در حالی که بخش های درونی به یک توده کمابیش کروی تبدیل می شود.

این تصویر از تلسکوپ فضایی هابل شکل گیری یک ستاره از ابرهای هیدروژن را نشان می دهد.

چرخه عمر یک ستاره. بالای تصویر یک ابرنوستاره منفجر شده نشان داده شده که ماده لازم برای شکل گیری ستاره ها و منظومه های جدید را فراهم می سازد.

ماده رمبنده (ماده ای که تحت اثر گرانش به درون خود فرو می ریزد) داغتر و چگالتر شده و به یک پیش ستاره (protostar) کروی تبدیل می شود. وقتی گرما در پیش ستاره به 1 میلیون درجه سلسیوس می رسد هسته اتم ها که در حالت عادی یکدیگر را می رانند، سروع به همجوشی می کنند و ستاره مشتعل می شود. همجوشی هسته ای مقدار کمی از جرم این اتمها را به مقادیر هنگفتی انرژی تبدیل می کند. برای مثال یک گرم جرم اگر کاملا به انرژی تبدیل شود انرژی معادل انفجار همزمان 22 هزار تن تی ان تی تولید خواهد کرد!

تحول ستاره ای

چرخه عمر ستارگان از الگویی پیروی می کند که مبتنی بر جرم اولیه آنهاست. ستارگانی با جرم متوسط مانند خورشید یا جرمی بین نصف تا هشت برابر خورشید، ستارگان جسیم با جرمی بیشتر از هشت برابر خورشید و ستارگان کم جرم با جرمی از یک دهم تا نیمی از جرم خورشید رده های اصلی را تشکیل می دهند. بطور کلی هرچه جرم ستاره ای بیشتر باشد طول عمر آن کوتاهتر است. اجرامی با جرم کمتر از یک دهم خورشید دارای کشش گرانشی کافی برای شروع واکنش های همجوشی هسته ای در مرکزخود نیستند. برخی از آنها به ستارگان ناکام به نام کوتوله های قهوه ای تبدیل می شوند.

یک ستاره با جرم متوسط زندگی خود را با ابری شروع می کند که رمبش آن به شکل یک پیش ستاره با دمای سطحی حدود 3725 درجه سلسیوس حدود 100 هزار سال طول می کشد. نتیجه یک ستاره T-Tauri است که ستاره ای متغیر با درخشش متناوب است. این ستاره به مدت 10 میلیون سال دیگر به رمبش ادامه می دهد تا تراکم آن به واسطه کشش گرانشی با انبساط حرارتی ناشی از همجوشی هسته ای آن موازنه یابد. پس از آن یک ستاره رشته اصلی خواهیم داشت که تمامی انرژی خود را از همجوشی هیدروژن در هسته خود بدست می آورد.

هرچه جرم یک ستاره بیشتر باشد سوخت هیدروژن خود را سریعتر مصرف کرده و مدت زمان کوتاهتری در رشته اصلی باقی می ماند. پس از تبدیل تمامی هیدروژن هسته به هلیوم، ستاره بسرعت تغییر می کند. بدون تشعشع هسته ای که در برابر تراکم گرانشی مقاومت کند، گرانش بسرعت ماده موجود در هسته اتم را تحت فشار بی امان خود در هم می شکند که باعث افزایش سریع دمای ستاره می شود. این امر منجر به انبساط عظیم لایه های بیرونی ستاره می شود که به دنبال آن سرد شده و به رنگ قرمز می درخشد. در این مرحله به آن یک غول قرمز گفته می شود.

پس از این مرحله در هسته ستاره، اتمهای هلیوم شروع به همجوشی کرده و به محض تمام شدن هلیوم، هسته منقبض شده و داغتر می شود. بار دیگر ستاره در اثر گرمای فزاینده هسته شروع به انبساط می کند اما آبی تر و درخشان تر از پیش شده و لایه های خارجی خود را به بیرون پرتاب می کند. پس از اینکه پوسته های منبسط شونده محو شدند، هسته باقیمانده و متراکم ستاره به جرمی به نام کوتوله سفید تبدیل می شود که بیشتر از کربن و اکسیژن با دمایی در حدود 100 هزار درجه سانتیگراد تشکیل شده است. از آنجایی که کوتوله های سفید دیگر سوختی برای همجوشی ندارند، بتدریج سردتر و سردتر شده و در طی میلیاردها سال به کوتوله های سیاه تبدیل می شوند که کم نور تر از آنند که توسط تلسکوپها دیده شوند. خورشید ما حدود 5 میلیارد سال بعد از رشته اصلی خارج شده و چنین سرنوشتی را می پیماید.

یک ستاره پرجرم سریعتر شکل گرفته و به پایان عمر خود می رسد. این ستاره ها در طی 10 تا 100 هزار سال از یک پیش ستاره تشکیل می شوند. تا زمانی که در رشته اصلی هستند داغ و آبی رنگند و حدود 1000 تا یک میلیون بار درخشانتر از خورشید و شاید ده برابر بزرگتر هستند. وقتی رشته اصلی را ترک می کنند به یک ابرغول قرمز درخشان تبدیل می شوند و نهایتا آنقدر داغند که می توانند کربن را به عناصر سنگین تر تبدیل کنند. پس از حدود 10 هزار سال همجوشی کربن، آنچه باقی می ماند یک هسته آهنی با قطر حدود 6000 کیلومتر است و از آنجایی که همجوشی اتمهای آهن بجای تولید انرژی، آن را مصرف می کند ستاره دیگر تشعشع هسته ای تولید نمی کند که بتواند در برابر نیروی بی امان گرانشی آن مقاومت کند.

اگر جرم باقیمانده چنین هسته آهنی بیش از 1.4 برابر جرم خورشید باشد، دافعه بین الکترونها نمی تواند در برابر کشش گرانشی مقاومت کند و گرمای عظیم تولید شده در اثر رمبش گرانشی لایه های گاز بیرونی را چنان به بیرون پرتاب می کند که یک ابر نوستاره شکل می گیرد. گرانش باعث فروریختن هسته می شود تا جایی که دمای هسته به حدود 10 میلیارد درجه سلسیوس می رسد. در این دما هسته های آهن به ذرات نوترون و نوترینو می شکند. در کسری از ثانیه هسته به قطر حدود 10 کیلومتر چروک می خورد و شوک انفجاری ناشی از این رمبش سریع و دهشتناک باعث ضروع همجوشی در لایه های گاز به بیرون پرتاب شده می شود. در این وضعیت ستاره به شکل یک ابرنو ستاره از نوع دوم منفجر می شود. اگر هسته باقیمانده کمتر از سه برابر خورشید جرم داشته باشد به یک ستاره نوترونی تبدیل می شود که تماما از نوترون ساخته شده است. ستاره های نوترونی دوار پالس های رادیویی قدرتمندی ارسال کرده و به پولسار (pulsar) موسومند. اگر هسته مزبور جرمی بیش از سه برابر خورشید داشته باشد هیچ چیزی در برابر رمبش نامحدود آن نمی تواند مقاومت کند و تحت اثر گرانش بی امان، به چیزی به نام سیاهچاله تبدیل می شود...

(ادامه دارد)

منبع: space.com

کوازارها: درخشان ترین اجرام آسمان

تلسکوپ فضایی هابل این تصویر را از کوآزار 3C 273 ثبت کرده است. این کوآزار در فاصله 2.5 میلیارد سال نوری از ما قرار دارد و با این وجود نزدیکترین کوآزار به ما و نخستین کوآزاری است که در سال 1960 توسط آلن سندیج کشف شده است.

درخشندگی خیره کننده آنها به قدری است که کهکشان محتوی آنها را تحت الشعاع قرار می دهد. کوآزارها اجرام بسیار دوری هستند که توان خود را از سیاهچاله های ابرجسیمی می گیرند که میلیاردها برابر خورشید جرم دارند. این موتورهای نیرومند از زمان کشف توسط ستاره شناسان در حدود نیم قرن پیش همواره تحیر آنها را برانگیخته اند.

در دهه 1930 کارل ژانسکی فیزیکدانی از آزمایشگاههای تلفن بل متوجه شد که تداخل ایستا در تلفن بین قاره ای از نقطه ای در کهکشان راه شیری می آید. با آغاز دهه 1950 ستاره شناسان شروع به کاوش جهان توسط رادیوتلسکوپها کردند و سیگنالهای دریافتی از دنیای بیرون را مشاهدات چشمی خود تطبیق دادند.

لیکن برخی از منابع رادیویی نقطه ای با شواهد چشمی تطبیق نداشتند. ستاره شناسان آنها را به نام منابع رادیویی ستاره مانند یا کوآزار نامیدند زیرا سیگنالهای آنها مانند ستاره از یک نقطه می آمدند. لیکن این نام چندان مناسب نبود زیرا امروزه معلوم شده تنها 10 درصد کوآزارها امواج رادیویی گسیل می کنند.

اما نامگذاری مزبور کمکی به شناخت آنها نکرد. چندین دهه طول کشید تا ستاره شناسان دانستند خواص این اشیای دوردست توسط ذراتی ایجاد می شوند که با سرعتهایی نزدیک به سرعت نور شتاب یافته اند.

جت هایی با سرعت نور

دانشمندان اکنون بر این باورند که شاید این نقاط درخشنده آسمان، سیگنالهایی صادر شده از هسته کهکشانی باشند که نور آنها از کهکشان میزبان خود نیز بیشتر است. کوآزارها تنها در کهکشانهایی با سیاهچاله های ابرجسیم وجود دارند، سیاهچاله هایی که چندین میلیارد برابر خورشید ما جرم دارند. گرچه نور نمی تواند از خود سیاهچاله بگریزد، برخی سیگنالها می توانند از لبه آن فرار کنند. در زمانی که غبار و گاز کیهانی به درون سیاهچاله فرو می افتند، انرژی آزاد شده از فروافتادن آنها برخی ذرات دیگر را با سرعتی نزدیک به نور از لبه سیاهچاله به بیرون می راند. این ذرات در دو باریکه جت مانند از بالا و پایین سیاهچاله منتشر شده و توسط یکی از نیرومندترین شتابدهنده های ذره در عالم رانده می شوند.

کوآزارها در مناطقی از عالم شکل می گیرند که چگالی بسیار عظیم تر از میانگین در آنجا وجود دارد. بیشتر :وآزارهای یافت شده میلیاردا سال نوری از ما فاصله دارند. از آنجایی که نور آنها با تاخیر بسیار طولانی به ما می رسد، مطالعه این اشیا در عالم همانند ماشین زمان عمل می کند. یعنی این اشیا را در حالی می بینیم که میلیاردها سال قبل وجود داشته اند. هرچه کوآزاری دوورتر باشد امکان م یدهد گذشته دورتری را ببینیم. حدود 2000 کوآزار شناخته شده وجود دارند. کهکشان راه شیری احتمالا زمانی میزبان کوآزاری در مرکز خود بوده که اکنون ساکت شده و سیگنالی گسیل نمی کند.

در دسامبر 2017 دورترین کوآزار در فاصله 13 میلیارد سال نوری از زمین کشف شد. این کوآزار که J1342+0928 نام گرفته احتمالا حدود 690 میلیون سال پس از مهبانگ ایجاد شده است. کوآزاری چنین جوان می تواند اطلاعات با ارزشی در مورد تکامل کهکشانها در اختیار ما قرار دهد.

کوآزارها انرژی هایی در اندازه میلیونها، میلیاردها یا حتی تریلیون ها الکترون ولت از خود ساتع می کنند. این انرژی از کل نور صادره توسط تمامی ستارگان یک کهکشان بیشتر است. به عنوان روشن ترین اجسام آسمان با درخشندگی بیش از 10 تا 100 هزار برابر کهکشان راه شیری می درخشند. برای مثال اگر کوآزار 3C 273 در فاصله 30 سال نوری از ما قرار می گرفت، به درخشندگی خورشید در آسمان می بود.

درخت خانوادگی

کوآزارها رده ای از اجرام شناخته شده به عنوان هسته های فعال کهکشانی (AGN) هستند.سایر این رده ها شامل سیفرت ها و بلازارها می شوند. تمام این سه رده از اجرام آسمانی دارای ابرسیاهچاله هایی در مرکز خود هستند.

کهکشانهای سیفرت کم انرژی ترین AGN ها هستند که تنها حدود 100 کیلوالکترون ولت انرژی ساتع می کنند. بلازارها انرژی به مراتب بیشتری دارند. برخی دانشمندان بر این باورند که هر سه نوع هسته های فعال کهکشانی همانند هستند لیکن جت ذرات پرانرژی آنها با زوایای متفاوتی از ما قرار دارند که میزان انرژی سیگنالهای دریافتی از آنها را متفاوت می سازد.

منبع:

https://www.space.com/17262-quasar-definition.html