سیاهچاله ها

اجازه ندهید نام سیاهچاله شما را  به اشتباه بیاندازد. یک سیاهچاله فضایی خالی نیست. بلکه حجم بزرگی ماده است که در فضایی بسیار کوچک متراکم شده است. به این بیاندیشید که ستاره ای ده بار پرجرم تر هز خورشید به اندازه شهر نیویورک فشرده شود. نتیجه میدان گرانشی چنان عظیم خواهد بود که هیچ چیز حتی نور نمی تواند از آن بگریزد. در سالهای اخیر ابزارهای علمی ناسا و دیگر سازمان های فضایی دنیا توانسته اند تصویر جدیدی از این اشیای غریب فراهم کنند که برای بسیاری، شگفت انگیزترین اجرام فضایی هستند.

ایده شیئی در آسمان به اندازه ای جسیم و چگال که نور نتواند از سطح آن بگریزد چندین قرن برای انسان آشنا بوده است. وجود سیاهچاله ها توسط نظریه نسبیت عام اینشتاین پیش بینی شده بود که نشان می دهد وقتی یک ستاره جسیم می میرد، در پی خود یک هسته کوچک و بسیار چگال باقی می گذارد. اگر جرم هسته باقیمانده یک ستاره پس از مرگ آن، بیش از سه برابر جرم خورشید باشد، معادلات میدان نشان می دهند که نیروی گرانش بر همه نیروهای دیگر غلبه کرده و یک سیاهچاله خلق می کند.

تصور هنرمند از فضای پیرامون یک سیاهچاله

دانشمندان نمی توانند به کمک تلسکوپ هایی که نور مرئی، اشعه ایکس یا سایر اشکال تابش الکترومغناطیس را آشکارسازی می کنند، به تماشای سیاهچله ها بپردازند. لیکن می توانیم با مطالعه اثر آنها بر سایر اجرام نزدیک به بودن آنها پی ببریم. اگر یگ سیاهچاله از درون ابری از مواد میان ستاره ای بگذرد، ماده را در فرایندی به نام درآشامیدن (accretion) به درون خود خواهد کشید. اگر ستاره ای معمولی از نزدیکی یک سیاهچاله بگذرد فرایند مشابهی روی خواهد داد. همچناکه ماده بسوی سیاهچاله فروافتاده، شتاب گرفته و گرم می شود، تابش اشعه ایکس قدرتمندی گسیل می کند. شواهد جدید نشان می دهند که سیاهچاله ها موجب ارسال انفجاری اشعه گاما از ماده فروبلعیده می شوند و باعث تولید ستاره های جدید در برخی نواحی می گردند.

پایان یک ستاره، آغاز یک سیاهچاله

بیشتر سیاهچاله ها از بقایای یک ستاره بزرگ پس از انفجار ابرنوستاره ای آن بوجود می آیند (ستارگان کوچکتر، به ستارگان نوترونی چگال تبدیل می شوند که برای به دام انداختن نور بقدر کافی جسیم نیستند). اگر جرم بقایای انفجار ابرنوستاره بیش از سه برابر جرم خورشید باشد، مطابق نظریه هیچ نیرویی نمی تواند از فروریزش گرانشی آن جلوگیری کند. لیکن با فروریزش ستاره اتفاق عجیبی رخ می هد. با نزدیک شدن سطح ستاره به یک سطح موهومی به نام افق رویداد (event horizon)، زمان روی ستاره نسبت به ناظران دوردست کندتر می شود. با رسیدن سطح ستاره به افق رویداد زمان متوقف می شود و ستاره دیگر بیش از آن چگالیده نمی شود. وقتی یک سیاهچاله و یک ستاره نوترونی با هم برخورد می کنند سیاهچاله جسیم دیگری ایجاد می شود.

افق رویداد یک سیاهچاله

سیاهچاله های ابرجسیم

اما یک راز بزرگ باقی می ماند. بنظر می رسد دو نوع سیاهچاله با تفاوت مقیاس عظیمی وجود دارند. از یک سو تعداد بی شماری سیاهچاله وجود دارند که از بقایای ستارگان جسیم تشکیل شده اند. این سیاهچاله های با "جرم ستاره ای" (stellar mass black holes) جرمی بین 10 تا 24 برابر خورشید دارند. دانشمندان وقتی آنها را آشکارسازی می کنند که اقدام به بلعیدن ماده پیرامون خود می نمایند. تخمین تعداد واقهی این سیاهچاله ها امر بسیار دشواری است لیکن دانشمندان حدس می زنند تعداد آنها تنها در کهکشان راه شیری باید بین 10 میلیون تا یک میلیارد عدد باشد.

در سوی دیگر این طیف غولهایی به نام سیاهچالگان ابرجسیم (supermassive black holes) وجود دارند که می توانند میلیونها و حتی بیلیون ها بار جسیم تر از خورشید باشند. ستاره شناسان بر این باورند که سیاهچاله‌های ابرجسیم در مرکز تقریبا تمامی کهکشان های بزرگ قرار دارند، حتی در مرکز کهکشان راه شیری ما. در مرکز کهکشان ستارگان بسیار به هم نزدیکترند. فاصله برخی ستارگان در مرکز یک کهکشان به حدود 400 میلیارد کیلومتر می رسد و اگر در مرکز کهکشان راه شیری زندگی می کردید آسمان شب را یک میلیون بار روشن تر می دیدید.

در چنین تراکم دهشتناکی از ستارگان، سیاهچاله مرکز کهکشان می تواند به آسانی گاز و غبار فراوانی را از ستارگان اطراف خود ببلعد. این مواد هنگام سقوط به سوی سیاهچاله به سرعتهایی نزدیک به نور می رسند و انرژی عظیم جنبشی آنها به شکل تابش اشعه ایکس و حتی گاما به دو طرف قرص سیاهچاله منتشر می شود. این تشعشع انفجاری تابش که قابل آشکارسازی است مهمترین دلیل بر وجود یک ابرسیاهچاله در مرکز هر کهکشان بزرگ است.

تنها تعداد انگشت شماری سیاهچاله ابرجسیم توسط دانشمندان کشف شده اند، لیکن در سراسر گیتی باید میلیاردها عدد از این غولهای گرانشی موجود باشد.

در مورد نحوه شکل گیری سیاهچاله های ابرجسیم نظریات مختلفی وجود دارد، از جمله برخورد چندین سیاهچاله و تلفیق آنها با یکدیگر. لیکن شیوه پیدایش آنها هنوز راز بزرگی باقیمانده است.

بزرگترین سیاهچاله ابرجسیمی که تاکنون کشف شده، TON 618 نام دارد که در فاصله 10.8 میلیارد کیلومتری زمین قرار دارد. این غول گرانشی بیش از 60 میلیارد برابر خورشید جرم دارد و در حقیقت یک کوآزار در مرکز کهکشان خود است.

نقطه درخشان آبی رنگ در مرکز تصویر کوازار حاوی ابرسیاهچاله TON 618 را نشان می دهد.

منابع اصلی:

https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/black-holes

https://www.space.com/supermassive-black-hole

اگر ابط الجوزا به ابرنوستاره تبدیل شود، چه اتفاقی می افتد؟

وقتی یک ستاره نزدیک منفجر شود، چه اتفاقی می افتد؟

ابرغول قرمزی که در فاصله 500 سال نوری از ما قرار دارد، ستاره عظیم ابط الجوزا ماه هاست که رفتاری غریب از خود نشان داده است. در طی چند سال گذشته این ابرغول قرمز که یکی از درخشانترین ستاره های آسمان است، پس از کمتر شدن قابل ملاحظه درخشندگی آن در فاصله سالهای 2019 تا 2020، اکنون با شدتی بیش از پیش می درخشد. ابط الجوزا از ماه آوریل درخشندگی خود را 150 درصد افزایش داده است و از مکان دهمین ستاره تابان آسمان به مکان هفتم صعود کرده است.

ابط الجوزا ممکن است در طول عمر شما منفجر شود. در این صورت درخشندگی آن به حدی خواهد رسید که به مدت یکسال حتی در طول روز نیز قابل مشاهده خواهد بود.

اولین نشانه انفجار یک ستاره عظیم در اندازه ابط الجوزا (با حداقل قطری 300 برابر خورشید) باران ذرات بدون جرم و بار نوترینو است. پس از آن ستاره بسرعت درخشان می شود. در این مرحله ستاره ناگهان به درخشندگی ماه کامل می رسد. البته این مرحله بسیار کوتاه خواهد بود و از تابندگی ابرنوستاره کم می شود لیکن به مدت شش ماه تا یکسال حتی در طول روز نیز دیده خواهد شد.

پس از دو سال، درخشندگی ستاره از بین رفته و دیگر هیچگاه با چشم غیرمسلح دیده نخواهد شد.

پس از این انفجار عظیم یک ستاره نوترونی یا سیاهچاله برجای خواهد ماند. این انفجار برای ما کاملا بی ضرر است زیرا پرتوهایی که از فاصله 500 سال نوری دریافت می کنیم بسیار ضعیف تر از ستاره خورشید خود ماست.

اگر ابرنوستاره ای در فاصله 30 سال نوری از ما منفجر شود، تشعشعات آن می تواند لایه ازون را کاملا از بین برده و به انقراض جمعی انسان منجر شود. البته این واقعه هر یک میلیارد سال ممکن است یکبار روی دهد.

منبع:

https://news.yahoo.com/betelgeuse-explodes-itll-bright-could-163238876.html

پایان جهان چگونه خواهد بود؟

پایان ستارگان

ما اکنون در دوره ای زندگی می کنیم که کیهان شناسان نام دوران درخشندگی را بر آن نهاده اند، دورانی که جهان پر از ستارگان، نور و گرما است. هر سال یک کهکشان بزرگ همانند کهکشان راه شیری ما تعداد زیادی ستاره جدید تولید می کند و هر نسلی مشعل فروزان را از نسل پیشین به دست می گیرد.

اما از نظر شکل گیری ستارگان، جهان ما دوران نخستین خود را پشت سر گذاشته است. شکل گیری ستارگان تقریبا ده میلیارد سال پیش به نقطه اوج خود رسید و از آن پس روند نزولی داشته است. دلیل این کاهش شگفت پرتو عالم، این است که ما در یک جهان در حال انبساط زندگی می کنیم. کیهان هر روز بزرگتر می شود. اما میزان ماده موجود در جهان ثابت باقی می ماند، بنابراین تمام این ماده به آهستگی در حجم بزرگتر و بزرگتری توزیع می شود.

برای ساخته شدن یک ستاره، ماده باید به حجم های نسبتا کوچکی متراکم شود، بنابراین همچنانکه جهان ما پیرتر می شود، فرصتهای کمتر و کمتری برای تشکیل ستاره در دسترس خواهد بود.

سخن گفتن از آینده دنیا با هر میزانی از دقت دشوار خواهد بود اما می توان تخمین هایی کلی زد. کیهان ما در حال حاضر 13.77 میلیارد سال سن دارد و کهکشان ها برای سالهای مدیدی به ساخت ستاره ادامه خواهند داد. اما در نهایت، تقریبا یک تریلیون سال بعد، آخرین ستاره متولد خواهد شد.

آن ستاره احتمالا یک ستاره قرمز کوتوله خواهد بود که تنها کسری از جرم خورشید ما را داراست. کوتوله های قرمز عمری طولانی دارند و به کندی ذخیره هیدروژن خود را در گداخت هسته ای مصرف می کنند. تقریبا 100 تریلیون سال بعد، آخرین نور نیز خاموش خواهد شد.

کیهان متروک

با به پایان رسیدن آهسته دوران درخشندگی، جهان ماهیت خود را تغییر خواهد داد. با عمر فعلی کیهان، حباب قابل مشاهده ما – که توسط دورترین اشیای قابل مشاهده تعریف می شود – تقریبا 90 میلیارد سال نوری پهنا دارد. حجم موجود در این قطر، تقریبا شامل دو تریلیون (دو هزار میلیارد) کهکشان است.

نه تنها جهان ما در حال انبساط است، بلکه این انبساط شتاب افزاینده دارد. عامل این شتاب افزاینده انبساط عالم که در دهه 1990 کشف شده و به انرژی تاریک موسوم شد، نهایتا دید ما از دوردست های عالم را با پرده ای خواهد پوشاند.

ما هنوز دوردست ترین کهکشان ها را می توانیم ببینیم، زیرا آنها نور خود را مدتها پیش بازتابانده اند، زمانی که به ما بسیار نزدیکتر بوده اند. نوری که حالا در حال تاباندن هستند هیچگاه به ما نخواهد رسید. و از آنجایی که انبساط عالم در حال شتاب یافتن است، مرزهای دیدما رفته رفته نزدیکتر می شود. با گذشت زمان، فاصله ای که فراتر از آن کهکشان ها را نمی توانیم ببینیم به ما نزدیکتر و نزدیکتر می شود.

انبساط عالم باعث می شود دوردست ترین کهکشان ها بسرعت از دید ما برای همیشه خارج شوند. تنها گروه کهکشان های خوشه ما که شامل راه شیری، آندرومدا، تریانگولوم و چند کهکشان اقماری کوتوله هستند در معرض دید ما باقی خواهند ماند زیرا ما توسط گرانش به آنها پای بند شده ایم.

این اتفاق زیبایی نخواهد بود. سه کهکشان خوشه ما نهایتا به شکل یک ابرکهکشان تلفیق خواهند شد و کاملا از هر شیء دیگر در جهان جدا افتاده خواهند بود. به عبارتی در جهان خود تنها باقی خواهیم ماند.

حتی این ابرکهکشان نیز به تدریج تجزیه می شود. تعاملات تصادفی باعث پراکنده شدن ستارگان منفرد می شود و آنها را به مدارهای اتفاقی می راند و بالاخره در دام ابرسیاهچاله مرکز کهکشان خواهند افتاد. پس از 10²⁰ تا 10³⁰ سال، هیچ دستگاه پیچیده ای باقی نمی ماند و تمام اجرام بزرگ بصورت جزایری دورافتاده در دریای از تاریکی بی انتها خواهند بود.

تبهگن ها

در این غایت، کهکشان به آهستگی تجزیه شونده ما شبیه شکل امروزی نخواهد بود. ستارگان مدتها پیش از اینکه کهکشان ما تجزیه شود از میان رفته اند. در عوض، مرگ آخرین ستاره شروع دوران تبهگن را رقم می زند، غایت جهان ما که کوینتریلیون ها سال (هر کوینتریلیون سال برابر یک میلیارد میلیارد سال است) به خود اختصاص خواهد داد.

سیارات مجزا تا این دوران باقی خواهند ماند اما تمامی منابع داخلی گرمای خود را از دست می دهند. همچنین سیارکها، ستارگان دنباله دار و سایر تکه های سیارکی یا خرده ریز فضایی باقی خواهند ماند. بزرگترین ستارگان به ستارگان نوترونی و سیاهچاله تبدیل می شوند. ستارگانی مانند خورشید ما به کوتوله سفید تبدیل می شود. کوتوله های قرمز با از دست دادن قابلیت گداخت هسته ای به کوتوله های سیاه تبدیل می شوند، اجرام ستاره ای فاقد نور عجیبی که هنوز در عمر جهان ما یک نمونه از آنها به وجود نیامده است.

واکنش های کوانتومی تصادفی نهایتا و به آهستگی این اجرام بزرگ مقیاس را تجزیه خواهند کرد. ستارگان مرده اتمهای خود را از دست داد و پس از تقریبا 10⁶⁵ سال دیگر اثری از اجرام بزرگ در دنیا باقی نخواهد ماند.

سیاهچاله ها آخرین اجرام باقیمانده خواهند بود. اما آنها نیز بتدریج به تاریکی مطلق خواهند گرایید. یک فرایند کوانتومی بسیار عجیب به نام تابش هاوکینگ تمام سیاهچاله ها را مجبور به تابش آهسته انرژی و ذرات از خود می کند. این فرایند در اوج ناکارامدی است زیرا تقریبا هر سال تقریبا یک ذره از آنها صادر می شود. سیاهاله ها با آهنگ بسیار آهسته ای جرم از دست می دهند و پس از 10¹⁰⁰ سال آنها نیز از صفحه روزگار محو خواهند شد.

گرایش به تهی شدن

در پایان پایان کار جهان، پس از اینکه تمامی ستارگان بازمانده صحنه را همراه با سیاهچاله های باقیمانده از آنها ترک کردند، هیچ چیز به غیر از ذرات مجزا در دنیا باقی نخواهد ماند. ما هنوز نمی دانیم آیا پروتونها در این دوره حیات پایدار هستند یا نه. اگر پایدار باشند، پروتونها به عنوان بزرگترین ذرات باقیمانده در جهان به حیات خود  ادامه خواهند داد تا این که پس از 10²⁰⁰ سال آنها نیز متلاشی شوند.

اگر انرژی تاریک همچنان بر جهان تسلط داشته و انبساط جهان ادامه یابد، با آنچه با نام مرگ حرارتی جهان موسوم است مواجه خواهیم شد. دوران حاضر کیهان ما دارای انرژی عظیم و تفاوت های بزرگ حرارتی است اما قوانین تغییرناپذیر ترمودینامیک دیکته می کنند که این تفاوت ها بالاخره از بین خواهند رفت.

جهان – آنچه از آن باقی مانده است- به تعادل دمایی خواهد رسید و هیچ تفاوت حرارتی قابل احساسی باقی نخواهد ماند. و این دما به نزول خود ادامه خواهد داد اما هیگاه کاملا به صفر مطلق نمی رسد. بدین ترتیب هرگونه اثری از حیات از بین خواهد رفت، هرچند عجیب و بیگانه باشد.

و در انتها... چه کسی می داند؟ اولین لحظات مهبانگ مانند رازی برای ما باقیمانده زیرا شرایط آنقدر نهایی اند که از درک فیزیکی موجود ما فراتر می روند. همین امر برای آینده بی نهایت دور نیز صادق است. تمام درک ما از فیزیک برپایه آزمایشات و مشاهدات از حالت فعلی جهان است. ما هی مبنایی برای تعمیم فرایندهای فیزیکی به این آینده بسیار دور نداریم.

چه کسی می داند در آینده سرد و تاریک دنیا چه شگفتی های کوانتومی دست به کار تغییر عالم خواهند بود. شاید ناگهان یک مهبانگ جدید ناگهان از خلا برخیزد و جهان جدیدی از خلال خاکسترهای عالم مرده کهن برخیزد. احتمالی که تقریبا ناچیز است اما وقتی با مقیاس زمانی عظیم آینده محتمل مقایسه می شود حتی غیرقابل باورترین شگفتی ها نیز محتمل می گردد.

یا ممکن است چیزی کاملا غیرقابل انتظار روی دهد، چیزی که حتی زبان بیان آن را اکنون نداریم زیرا بخشی از روش کارکرد جهان امروزین ما نیست. تنها می توان به انتظار گسترش مرزهای دانش بشری ماند تا درک بهتری از این اسرار حادث شود.

نویسنده مقاله: Paul M. Sutter

منبع: Popular Mechanics

اختصاصی وبلاگ دنیای علم و تکنولوژی

کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله‌ها

فرایند شکل گیری یک ستاره

یک ستاره از ابر چرخانی از غبار و گاز تشکیل می شود. نیروی گرانش بین ذرات این ابر چرخان، کم کم آن را به صورت یک کره متراکم می کند و افزایش فشار باعث بالا رفتن دمای هسته آن می شود. وقتی دمای درونه این پیش ستاره به میلیونها درجه سانتی گراد رسید، همجوشی هسته ای میان هسته های هیدروژن آغاز می شود. در طی این فرایند هر چهار هسته هیدروژن به هم می پیوندند تا یک هسته هلیوم بسازند و با ناپدید شدن مقداری جرم، مقدار زیادی انرژی آزاد می شود. گرمای تولید شده باعث نیروی انبساط بیرون گرایی می شود که با گرانش درون گرا به تعادل رسیده و ستاره در قسمت اصلی عمر خود در یک تعادل هیدروستاتیکی بسر می‌برد.

این تعادل تا زمانی که ذخیره سوخت هیدروژن هسته کافی است، ادامه دارد. در این دوره از عمر ستاره اصطلاحا گفته می شود که ستاره درون رشته اصلی بسر می برد. عمر یک ستاره در رشته اصلی به جرم آن بستگی دارد. هرچه جرم ستاره‌ای بیشتر باشد، گرانش آن بزرگتر و فشار و دما در هسته آن بیشتر است. در نتیجه سرعت واکنش های هسته ای در مرکز آن بیشتر است و ذخیره سوخت هسته خود را زودتر به انتها می رساند. در حالی که عمر ستاره ای به اندازه خورشید حدود 10 میلیارد سال است، ستاره ای با جرم ده برابر خورشید تنها چند میلیون سال عمر خواهد کرد.

سرنوشت یک ستاره پس از به پایان رسیدن ذخیره سوخت هیدروژن هسته آن به جرم اولیه ستاره بستگی دارد. بدین ترتیب ستاره می تواند سه شرنوشت متفاوت پیدا کند.

کوتوله های سفید

ستاره ای که جرمی کمتر از 1.4 برابر خورشید داشته باشد، پس از اتمام سوخت هیدروژن هسته خود برای مقاومت در برابر گرانش بی امان، هلیوم را به عناصر سنگین تر مانند کربن تبدیل خواهد کرد. اما گرمای لازم از این واکنش های هسته ای جدید برای مقاومت در برابر فروریزش گرانشی کافی نیست و هسته ستاره شروع به چروک خوردن می کند. این فرایند دمای هسته را تا صدها میلیون درجه سانتی گراد بالا می برد و در نتیجه لایه های بیرونی ستاره منبسط می شوند. ستاره به غولی سرخ تبدیل می شود که دمای سطحی آن حدود هزار درجه سانتی گراد است و لایه های بیرونی بسیار رقیق دارد. خورشید ما پس از پنج میلیارد سال دیگر به یک غول سرخ تبدیل شده و سیارات تیر و زهره را در خود خواهد بلعید.

پس از میلیونها سال دیگر لایه های بیرونی این غول قرمز سرد شده و تنها یک هسته بسیار چگال بر جای می‌ماند. این جسم چگال بجای مانده به علت سطح کوچک خود سفید رنگ است و کوتوله سفید نامیده می‌شود. در حالی که اندازه یک کوتوله سفید تقریبا برابر سیاره زمین است، جرم آن می تواند تا 200 هزار برابر جرم زمین باشد. چگالی این جسم به قدری زیاد است که هر سانتی متر مکعب آن چندین تن وزن خواهد داشت.

یک کوتوله سفید تا میلیاردها سال به نورافشانی بسیار رقیق ادامه داده و سپس با سرد شدن بیشتر به یک کوتوله سیاه تبدیل می شود که دیگر قابل رویت با نور معمولی نیست.

ماده درون کوتوله سفید از نوع ماده تبهگن الکترونی است. با فروریزش اتمها لایه های الکترونی شکسته شده و ماده به نوعی سوپ متشکل از هسته های نزدیک به هم در دریایی از الکترونها تبدیل می شود. هیچ همجوشی هسته ای در مرکز کوتوله سفید صورت نگرفته و دمای آن از باقیمانده دمای زمان حیات ستاره ناشی می شود. نزدیکترین کوتوله سفید به ما Sirius B است که حدود 8.6 سال نوری از ما فاصله دارد و همراه با ستاره آبی و بسیار درخشنده Sirius A یک زوج دوتایی را تشکیل می دهند.

تصویر واقعی از زوج دوتایی Sirius A و Sirius B - ستاره بزرگ و درخشان Sirius A است و همراه کوچک آن کوتوله سفید Sirius B است.

ستاره نوترونی

اگر ستاره ای تا حدود هشت برابر خورشید جرم داشته باشد پس از اتمام سوخت هسته ای با توان سهمگین تری فرو خواهد ریخت. در این وضعیت دمای ناشی از فروریزش هسته ستاره آنقدر زیاد است که انفجاری عظیم در لایه های خارجی را موجب می شود و یک ابرنوستاره (سوپر نوا) شکل می گیرد. زمانی که درخشندگی یک ستاره آنقدر زیاد می شود که ستارگان نزدیک به خود را تحت الشعاع قرار می دهد یک انفجار ابرنوستاره ای روی داده است. برخی از این ابرنوستاره ها حتی در وسط روز روشن نیز قابل مشاهده هستند. مقادیر عظیمی از جرم ستاره به صورت حلقه هایی سحابی مانند به اطراف پرتاب می شود و جرمی کمتر از 3.2 برابر جرم خورشید به صورت هسته ای متراکم بر جای می ماند. فروریزش هسته تا جایی انجام می شود که الکترونها با پروتونهای هسته برخورد کرده و به نوترون تبدیل می شوند. بنابراین هسته چنین ستاره متراکمی عمدتا از نوترون ساخته شده است. یک ستاره نوترونی قطری حدود چند ده کیلومتر و چگالی عظیمی در حد چندین میلیون کیلوگرم بر متر مکعب دارد. هر قاشق چایخوری از ماده این ستاره می تواند یک میلیارد تن وزن داشته باشد.

ستارگان نوترونی اغلب در مرکز سحابی های عظیم قرار دارند

ستاره نوترونی به واسطه چگالی عظیم خود بسرعت به دور محور خود می گردد و پرتابه هایی از الکترونها را در هر کسرثانیه از قطب های خود گسیل می کند. بدین ترتیب دارای نوعی ضربان منظم است و اغلب آنها به پولسار (Pulsar) مخفف ستاره ضربان کننده موسوم هستند. این ضربانها در رادیوتلسکوپهای عظیم زمینی قابل آشکارسازی هستند. همچنین محل ستاره های نوترونی را می توان از اثر گرانشی آنان بر ستاره مجاور در یک زوج دوتایی آشکار سازی کرد.

اتمسفر بسیار نازک ستاره نوترونی از هیدروژن، هلیوم و کربن تشکیل شده است. پوسته خارجی آن شامل یونها و الکترونها است و گوشته داخلی آن از یونها و نوتروهایی به شکل یک ابرسیال ساخته شده است. هسته خارجی از پروتونهای ابررسانا ساخته شده و ماهیت هسته داخلی هنوز بر دانشمندان معلوم نیست.

طبق نظریه نسبیت عام اینشتاین که توسط فرمولهای میدان گرانشی او و نیز آزمایشات و تجارب کیهانی متعدد به اثبات رسیده، فضا-زمان در مجاورت ماده خم می شود. چگالی ستاره نوترونی به قدری زیاد است که انحنای زیادی در فضا – زمان را موجب می شود بطوری که پرتوهای نور عبور کننده از کنار آن خم می شوند. به این پدیده لنز گرانشی گفته می شود که آثار بسیار شگفتی دارد و باعث بزرگنمایی ستارگان دور دست واقع در پشت ستاره نوترونی می شود.

پدیده لنز گرانشی باعث می شود تصویر ستارگان پشت سر یک مانع عظیم کیهانی را ببینیم

سیاهچاله ها

اگر ستاره ای در ابتدای پیدایش خود جرمی بیش از 20 برابر خورشید داشته باشد، پایانی بسیار فاجعه بار خواهد داشت. در پایان سوخت هیدروژن هسته، گرانش بی امان جرم عظیم این ستاره فروریزش مهیب هسته آن را موجب می شود اما این بار ماده پس از برخورد الکترونها به پروتونها و تشکیل نوترونهای تبهگن باز به تراکم ادامه  می دهد و چگالی هسته به بی نهایت می رسد. خمش فضا زمان در اثر این تراکم بی نهایت ماده به قدری است که مانع فرار حتی نور می شود. به عبارتی حتی پرتوهای نور نمی توانند از میدان گرانشی این جرم جدید که سیاهچاله نام دارد بگریزند. یک سیاهچاله توسط نور یا هرگونه پرتو الکترومغناطیسی دیگر قابل مشاهده نیست. لیکن همچنانکه گرانش با مجذور فاصله کاهش می یابد، فضای مدوری اطراف سیاهچاله وجود دارد که گرانش سیاهچاله در آن فاصله به قدری ضعیف می شود که ماده می تواند از سیاهچاله فرار کند. به این فاصله از سیاهچاله افق رویداد گفته می شود.

تصویر واقعی از یک سیاهچاله و افق رویداد  آن

یک سیاهچاله می تواند ماده یک ستاره نزدیک تر به خود را ببلعد و باعث از هم گسیختن آن ستاره شود. ناده در هنگام سقوط به مرکز سیاهچاله به سرعتهایی نزدیک نور دست می یابد و انرژی جنبشی این سقوط به صورت تشعشع پرتو ایکس به اطراف پراکنده می شود. در مرکز هر کهکشان یک ابرسیاهچاله با جرمی حدود میلیونها برابر جرم خورشید وجود دارد که منبعی بسیار قوی از تشعشع ایکس است.

تالیف: اصغر ناصری

پرجرم ترین ستارگان شناخته شده عالم

یکی از مهمترین مشخصات یک ستاره، جرم آن است. جرم برخی از ستارگان تنها کسری از جرم خورشید است در حالی که برخی از آنها برابر صدها خورشید ما جرم دارند. نکته مهم این است که پرجرم ترین ستاره ها لزوما بزرگترین آنها نیستند. رابطه میان جرم و اندازه یک ستاره به مرحله تکامل آن بستگی دارد.

علم ستاره شناسی به ما می گوید که حد نهایی جرم بیشتر ستارگان 120 برابر جرم خورشید ماست. فراتر ازاین حد یک ستاره نمی تواند پایداری خود را حفظ کند. لیکن ستارگان شناخته شده ای وجود دارند که جرم آنها بسیار فراتر از این مقداراست. هرچه جرم ستاره ای بیشتر باشد فشار و دما در مرکز آن در نتیجه نیروی گرانشی ماده تشکیل دهنده، بیشتر خواهد بود و ستاره ذخیره سوخت هسته ای خود را با سرعت بیشتری به مصرف رسانده و عمر کوتاهتری خواهد داشت. اگر جرم ستاره ای از 1.4 برابر جرم خورشیدکمتر باشد پس از مصرف کردن سوخت هسته ای هیدروژن مرکز خود ابتدا به غول سرخ و سپس به یک کوتوله سفید متراکم با قطری در حدود کره زمین تبدیل خواهد شد. عمر چنین ستاره ای می تواند چند میلیارد سال باشد. چنانچه جرم ستاره ای بین 1.4 و 3.2 برابر جرم خورشید باشد در انتهای عمر چند صد میلیون ساله خود با یک ستاره نوترونی بسیار چگال تبدیل می شود که قطر آن حدود چند کیلومتر است. اما اگر جرم ستاره ای بسیار بیشتر از 3.2 برابر جرم خورشید باشد در انتهای عمر خود و پس از سرد شدن آنقدر به متراکم شدن ادامه می دهد که به یک سیاهچاله تبدیل شود، یعنی جسمی با چگالی بی نهایت و حجمی بسیار کوچک که حتی نور نمی تواند ازمیدان گرانشی آن بگذرد.

در ادامه دو تا از پرجرم ترین ستارگان شناخته شده معرفی می شود.

1. R136a1

R136a1 در مزکز این خوشه کهکشانی قرار دارد

این ستاره جرمی حدود 315 برابر جرم خورشید دارد و یک غول آبی رنگ بسیار عظیم است. ستاره شناسان هنوز بر روی این موضوع تحقیق می کنند که جرم یک ستاره پایدار چگونه می تواند این قدر عظیم باشد. این ستاره بخشی از ابرخوشه سحابی تارانتولا است که برخی از پرجرم ترین ستاره ها را در خود جای می دهد. این ستاره در کهکشان همسایه راه شیری قرار دارد. شکل زیر این ستاره را در مرکز سحابی (روشن ترین ستاره شکل) نشان می دهد. شعاع این ستاره بین 28.8 تا 35.4 برابر خورشید است. فاصله آن از ما 163 هزار سال نوری و تابندگی آن 8 میلیون برابر خورشید است. عمر این ستاره تنها حدود 800 هزار سال است و از ستارگان بسیار جوان محسوب می شود.

مقایسه اندازه خورشید با R136a1

2. HD 269810

این ستاره با جرمی 130 برابر خورشید و شعاع 18 برابر آن، ابرغول آبی رنگ دیگری است از کهکشان  ابر ماژلان که ستاره R136a1 را نیز در خود جای داده است. این ستاره 2 میلیون بار درخشان تر از خورشید است و تنها حدود 2 میلیون سال عمر خواهد کرد. سپس بصورت یک ابرنواختر منفجر شده و یک سیاهچاله در پس خود باقی می گذارد. دمای سطحی این ستاره 52500 درجه کلوین یعنی حدود ده برابر دمای سطح خورشید است.

---

تبلیغات

تدریس دروس ریاضیات دبیرستان و دانشگاه

دروس ریاضی دبیرستان، آمار و احتمالات

دروس ریاضی عمومی دانشگاه، جبر خطی، آمار و احتمالات، معادلات دیفرانسیل، ریاضیات مهندسی

توسط مدرس خصوصی با بیش از 23 سال سابقه کار درخشان

09360771981

---