خورشید چه زمان می میرد؟

خورشید زمانی خواهد مرد، اما آن لحظه ای است در میلیاردها سال بعد.

خورشید انرژی لازم برای حیات بر روی زمین را تامین می کند و بدون این ستاره ما وجود نخواهیم داشت. اما حتی ستارگان نیز عمر محدودی دارند و روزی خواهند مرد. اما جای نگرانی نیست. این واقعه حدود 5 میلیارد سال بعد اتفاق خواهد افتاد.

خورشید چه زمانی خواهد مرد؟

زمان حدود 5 میلیارد سال بعد ذخیره سوخت هیدروژن خود را به اتمام رسانده و خواهد مرد. در انتها خورشید به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. یک کوتوله سفید عملا یک ستاره مرده است که تمام سوخت هسته ای قابل همجوشی خود را سوزانده است. یک کوتوله سفید به آرامی سردتر و سردتر می شود. این سرنوشت نهایی ستاره‌ای با جرم متوسط مانند خورشید است.

گرچه خورشید حجمی بیش از یک میلیون برابر زمین دارد، یک کوتوله سفید تقریبا به اندازه زمین است. بیشتر کوتوله های سفید از حالت فوق چگالی از ماده به نام ماده تبهگن الکترونی ساخته شده اند. در این حالت تمامی الکترونها در پایین ترین وضعیت انرژی خود هستند.

خورشید ما به عنوان یک کوتوله سفید دارای هسته یا از کربن و اکسیژن خواهد بود که باقیمانده های ناشی هز همجوشی هلیوم هستند. لایه بیرونی این کوتوله سفید شامل لایه نازکی از هیدروژن دست نخورده خواهد بود. برخی کوتوله های سفید دارای این لایه هیدروژن بیرونی نیستند زیرا سوختن هسته یا در طی فرایند تکامل آنها کامل بوده است.

برای زمین در هنگام مرگ خورشید چه اتفاقی می افتد؟

در زمان مرگ خورشید، زمین احتمالا وجود نخواهد داشت. خورشید قبل از تبدیل شدن به کوتوله سفید به آرامی انبساط می یابد. حدود 5 میلیارد سال بعد، خورشید وارد مرحله غول قرمز می شود. در طی این مرحله، خورشید هیدروژن هسته خود را به اتمام رسانده و هیدروژن موجود در لایه اطراف هسته داخلی خود را می سوزاند.

تولید انرژی در لایه های بیرونی بطور قابل ملاحظه ای افزایش یافته و ستاره شروع به گسترش می کند، تا اینکه حدود 200 بار بزرگتر شده و به حالت تعادل جدیدی می رسد. در این مرحله خورشید به حداکثر اندازه خود رسیده و زمین را خواهد بلعید.

در نقطه ای از رسیدن خورشید به اندازه بیشینه خود سوزاندن هلیوم در مرکز آن شروع می شود. همجوشی هلیوم همراه با ضربان های حرارتی است که جرم زیادی از خورشید را به بیرون پرتاب می کنند.

هم اکنون نیز زمین بتدریج آب خود را از دست می دهد. تابش فوق بنفش و بادهای خورشیدی بخار آب لایه های فوقانی جو را به هیدروژن و اکسیژن تجزیه می کنند. داده هیا ماهواره ای نشان می دهند هم اکنون زمین لایه رو به گسترشی هیدروژن در اتمسفر بیرونی خود دارد. بتدریج با افزایش تابندگی خورشید در طی یک میلیارد سال آینده زمین تمامی آب و اقیانوس های خود را از دست داده وو به سیاره مرده یا مانند مریخ تبدیل خواهد شد.

برای سایر سیارات دستگاه خورشیدی چه اتفاقی خواهد افتاد؟

از دست دادن رو به تصاعد جرم خورشید در مراحل پایانی تکامل آن، لایه های بیرونی اتمسفر مشتری، زحل، اورانوس و نپتون را از بین خواهد برد. ممکن است اجرام فوق داغ پرتاب شده که به شکل سحابی های سیاره ای در خواهند آمد بیشتر جرم این غولهای گازی را از بین ببرند بطوری که تنها اشباحی از آنها باقی بماند.

آیا ممکن است پس از مرگ خورشید دستگاه خورشیدی جدیدی شکل گیرد؟

ماده به بیرون پرتاب شده از خورشید و سیارات دیگر فضای میان ستاره ای را با عناصر سنگین مانند کربن، نیتروژن، اکسیژن، باریم، روی و لانتانوم غنا خواهد بخشید.

ابرهایی از این مواد به علاوه مواد ناشی از ستارگان دیگر می تواند ابرهای چگالی را شکل داده و در نهایت به شکل نسل جدیدی از ستارگان نو متراکم شود.

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

اندازه گیری مستقیم جرم یک کوتوله سفید توسط تلسکوپ فضایی هابل

دوم فوریه 2023

ستاره شناسان به تازگی توانسته اند برای نخستین بار جرم یک کوتوله سفید تنها را با استفاده از تلسکوپ فضایی هابل اندازه گیری کنند. این کوتوله سفید که باقیمانده یک ستاره است، LAWD 37 نام دارد و حدود یک میلیارد سال قبل پس از اتمام سوخت هسته‌ای یک ستاره باقیمانده است.

تیمی از ستاره شناسان با استفاده از هابل پس از عبور این کوتوله سفید از برابر یک ستاره توانستند خمش نور آن ستاره در اثر میدان گرانشی کوتوله سفید را مشاهده کنند. بر اساس پدیده لنز گرانشی، پژوهشگران قادر به اندازه گیری جرم ستاره شدند. نتایج تحقیق آنان در ماهنامه انجمن سلطنتی ستاره شناسی بازتاب یافته است....

ادامه مطلب

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