ستاره چیست؟ — به زبان ساده

یقیناً دیدن آسمان پر ستاره شب از زیباترین تجربه‌هایی است که یک فرد می‌تواند در طول زندگی خود بدون پرداخت هزینه‌ای داشته باشد، ولی احتمالاً در حال لذت بردن از این صحنه زیبا ذهن پرسش‌گر شروع به پرسیدن سوال در مورد دلیل رخداد این زیبایی کرده است که ستاره چیست؟ نور آن از کجا می‌آید؟ ستارگانی که در آسمان می‌بینیم چه قدر با ما فاصله دارند و ... . اگر ذهن شما در حال دیدن این زیبایی شما را به چالش نمی‌کشد و اجازه می‌دهد از این زیبایی لذت ببرید، بی‌شک شما از خوشبخت‌های روزگار هستید اما اگر ذهن‌تان هر لحظه سوالاتش در مورد ستارگان را تکرار می‌کند و اجازه لذت بردن صرف از این پدیده شگفت‌انگیز را نمی‌دهد در این مطلب از مجله فرادرس می‌توانید جواب‌های خوبی برای سوال‌هایتان در مورد ستارگان پیدا کنید.

ستاره چیست؟

به معنای علمی، یک ستاره توپی از هیدروژن و هلیوم با جرم کافی است که می‌تواند همجوشی هسته‌ای را در هسته خود حفظ کند. خورشید یک ستاره است. ستاره‌‌ها می‌توانند در اندازه‌ها و رنگ‌های مختلفی باشند. هر جرم آسمانی بزرگ که در اثر منابع انرژی داخلی خود تابش ساطع می‌کند را ستاره می‌گویند. از ده‌ها میلیارد تریلیون ستاره که جهان قابل مشاهده را تشکیل می‌دهند، تنها درصد بسیار کمی با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند.

بسیاری از ستاره‌ها به صورت جفت، چند سیستمی یا خوشه‌های ستاره‌ای هستند. اعضای سیستم‌های ستاره‌ای از طریق منشاء مشترک فیزیکی با یکدیگر در ارتباط هستند و تحت تاثیر نیروی گرانشی متقابل یکدیگر می‌باشند. معمولاً خوشه‌های ستاره‌ای متشکل از گرو‌ه‌های ستاره‌ای هستند. این گروه‌ها از ستارگان مشابه تشکیل شده‌اند که به عنوان یک گروه از جرم کافی برخوردار نبوده‌اند تا به عنوان یک سیستم واحد در کنار یکدیگر باقی بمانند.

ستاره از چه موادی ساخته شده است؟

ستارگان از گازهای بسیار داغ ساخته شده‌اند. این گازها بیشتر هیدروژن و هلیوم می‌باشند که دو عنصر سبک هستند. بیشتر ستارگان مقادیر کمی از عناصر سنگین‌تر مانند کربن، نیتروژن، اکسیژن و آهن دارند که توسط ستارگانی که قبل از آن‌ها وجود داشته‌اند، ایجاد شده است. پس از آن که سوخت یک ستاره تمام شود بخش زیادی از مواد خود را به فضای بیرون می‌دهد و ستارگان جدیدی با این مواد تشکیل می‌شوند. بدین ترتیب مواد در ستارگان بازیافت می‌شوند.

ستارگان چگونه متولد شده‌اند؟

ستارگان درون ابرهای غبار متولد می‌شوند و تقریباً در تمام کهکشان‌ها پراکنده‌اند. یک نمونه آشنا از تشکیل ستارگان در ابر گرد و غبار «سحابی شکارچی» (سحابی یک ابر ستاره‌ای حاوی گرد و غبار، هیدروژن، هلیوم و سایر گازهای یونیزه شده است) (Orion Nebula) است.

حدود $$75\%$$ ماده جهان هیدروژن و $$23\%$$ هلیوم است. این مقادیری است که از مه‌بانگ بزرگ باقی مانده است. این عناصر در ابرهای پایدار بزرگ متشکل از گاز مولکولی سرد وجود دارند.

گاهی یک اختلال گرانشی مانند انفجار ابرنواختر یا برخورد کهکشان‌ها باعث فروپاشی ابر گازی شده و روند تشکیل ستاره آغاز می‌شود. آشفتگی و اختلال در اعماق این ابرها گره‌هایی با جرم کافی تولید می‌کند و سبب می‌شود گاز و گرد و غبار تحت تاثیر جاذبه گرانشی خود شروع به فروپاشی کنند.

با فروپاشی ابر گرد و غبار، مواد در مرکز ابر شروع به گرم شدن می‌کنند. هسته داغ در مرکز ابر گرد و غبار در حال فروپاشی به عنوان یک پیش‌ستاره شناخته می‌شود که یک روز به یک ستاره تبدیل می‌شود.

مدل‌های رایانه‌ای سه بعدی از تشکیل ستارگان پیش‌بینی می‌کنند که ابرهای چرخان حاصل از فروپاشی گاز و گرد و غبار ممکن است به دو یا سه قطعه شکسته شوند. به همین دلیل است که اکثر ستارگان در کهکشان راه شیری به صورت جفت شده یا در گروه‌های چند ستاره‌ای هستند.

با فروپاشی ابر، هسته متراکم و داغی شکل می‌گیرد که حاوی گرد و غبار و گاز است. همه این مواد به عنوان بخشی از ستاره ها نیستند و غبار باقی مانده می‌تواند تبدیل به سیارات، سیارک‌ها یا دنباله‌دارها شود یا ممکن است به عنوان گرد و غبار باقی بماند.

در بعضی موارد، ممکن است فروپاشی ابر با سرعت ثابت صورت نپذیرد. در ژانویه 2004، یک ستاره شناس آماتور به نام «جیمز مک‌نیل» (James McNeil) سحابی کوچکی را کشف کرد که به طور غیر‌منتظره‌ای در نزدیکی سحابی (Messiar 78 (M‌ 78 در صورت فلکی (صورت فلکی ناحیه‌ای در آسمان است که در آن گروهی از ستارگان قابل مشاهده یک طرح یا الگوی خاص را تشکیل می‌دهند که به طور معمول نمایانگر یک حیوان، یک شخص اسطوره‌ای، یک موجود یا یک شی بی‌جان است) «اوریون» (Orion) ظاهر شد. هنگامی که منجمان در سراسر دنیا سحابی مک‌نیل را بررسی کردند متوجه موضوع جالبی شدند، درخشانی این سحابی در زمان متغیر بود. مشاهدات توسط رصدخانه اشعه‌ایکس Chandra در ناسا انجام شد و در نهایت یک توضیح احتمالی برای این پدیده ارائه شد، برهمکنش بین میدان مغناطیسی ستاره‌های جوان و گازهای اطراف باعث می‌شود روشنایی به صورت تصادفی افزایش یابد.

مراحل تشکیل و تغییر ستارگان

پیش‌ستارگان در مرکز ابر گرد و غبار با فروپاشی گرانشی همه هیدروژن و هلیوم ابر گازی و گذشت زمانی در حدود 100,000 سال گرم و داغ شده و به ستاره «تی ثوری» (T Tauri) تبدیل می‌شوند. سرانجام پس از گذشت حدود 100 میلیون سال از فروپاشی ابر گازی، دما و فشارهای موجود در هسته به میزانی می‌رسد كه همجوشی هسته‌ای می‌تواند آغاز شود. از این نقطه به بعد جسم یک ستاره است.

مشخصه اصلی و مشترک ستارگان همجوشی هسته‌ای است اما یک ستاره می‌تواند از نظر جرم متفاوت باشد. خواص یک ستاره با توجه به مقدار جرم ستاره مشخص می‌شود.

آیا فرآیند تشکیل ستارگان غول پیکر متفاوت است؟

مدت زمان زیادی دانشمندان این سوال را مطرح می‌کردند که آیا تشکیل ستارگان غول پیکر نیز مانند دیگر ستارگان اتفاق می‌افتد؟

یک گروه تحقیقاتی در دانشگاه کالیفرنیا تشکیل ستارگان غول پیکر را مورد تحقیق و بررسی قرار دادند. شبیه‌سازی‌‌های آن‌ها نشان داد که در اثر فروپاشی گاز غبارآلود به داخل هسته در حال رشد یک ستاره بزرگ، با وجود فشار تابشی به سمت خارج و جذب مواد به دلیل گرانش به سمت داخل، ناپایداری‌هایی حاصل می‌شوند که باعث خروج تابش از ابر به فضای بین ستاره‌ای می‌شوند. در همین زمان گاز داخل ابر از طریق کانال‌های دیگر در حال کاهش است.

چرخش ابر گازی در هنگام فروپاشی منجر به تشکیل دیسک مواد برای تغذیه پیش‌ستاره در حال رشد می‌شود. این دیسک از نظر گرانشی ناپایدار است، با این وجود باعث جمع‌آوری مواد و تشکیل مجموعه‌ای از ستارگان کوچک ثانویه می‌شود که اکثر آن‌ها در نهایت با پیش‌ستاره مرکزی برخورد می‌کنند. در این شبیه‌سازی، یک ستاره ثانویه به اندازه کافی بزرگ شد و دیسک خود را تشکیل داد تا به یک ستاره بزرگ جفت تبدیل شود. یک ستاره سوم و کوچک نیز قبل از سقوط مجدد و ادغام با ستاره اصلی اولیه در یک مدار بزرگ خارج شد. محققان شبیه سازی را پس از گذراندن زمان 57,000 سال متوقف کردند و متوجه شدند این دو ستاره دارای جرم‌هایی برابر با 41٫5 و 29٫2 برابر جرم خورشید هستند و در مدار نسبتاً گسترده‌ای دور یکدیگر می‌چرخیدند.

این شبیه‌سازی‌ها نشان داد که هیچ مکانیسم متفاوتی برای تشکیل ستاره‌های غول پیکر وجود ندارد و ستارگان غول پیکر نیز دقیقاً مانند ستاره‌های کم جرم از طریق فرآیندهای افزایشی شکل می‌گیرند. بدین ترتیب دیده شد که تشکیل ستارگان با جرم‌های متفاوت فرآیند یکسانی را طی می‌کند.

نور ستاره‌ها از کجاست؟

ستارگان با سوزاندن هیدروژن به هلیوم در هسته های خود می‌درخشند و در طول عمر خود عناصر سنگین‌تری ایجاد می‌کنند.

ستارگان اجسام کروی شکل و بزرگی از پلاسمای داغ هستند که از هیدروژن، هلیوم و عناصر دیگری که مقدار کمتری دارند تشکیل شده‌اند. نیروی گرانش، مواد داخل ستاره را در کنار هم نگه می‌دارد و آن را فشرده می‌کند. میزان این نیرو به قدری است که ستارگان به اندازه زمین یا حتی کوچکتر فشرده می‌شوند. هرچه یک ستاره کوچکتر شود، اصطکاک گرانشی باعث گرم شدن هسته می‌شود. هنگامی که دمای هسته ستاره به 15 میلیون کلوین برسد سوختن هیدروژن آغاز می‌شود.

یعنی اتم‌های هیدروژن از طریق یک فرآیند چند مرحله‌ای با یکدیگر برخورد می‌کنند تا هلیوم تشکیل شود. این فرآیند گرمازا است، یعنی بیش از آنکه انرژی بگیرد به محیط انرژی می‌دهد. برای مثال ستاره‌ای مانند خورشید در هر ثانیه $$3.86\times 10^{26}$$ ژول تابش گاما آزاد می‌کند.

فوتون‌های حاصل از فرآیند گرمازا در داخل ستاره به دام می‌افتند و باید خارج شوند. طی یک فرآیند که می‌تواند بیش از 100,000 سال طول بکشد فوتون‌ها بطور مداوم ساطع می‌شوند و سپس توسط اتم‌های خورشید جذب می‌شوند. هر یک از این پرش‌ها باعث کاهش انرژی فوتون می‌شود. هنگامی که سرانجام فوتون‌ها به سطح ستاره می‌رسند انرژی عظیمی از دست داده‌اند و از پرتوهای گاما پرانرژی به طول موج‌های مرئی تغییر کرده‌اند. با آزاد شدن فوتون‌ها از سطح ستاره و عبور از فضای خلاء، ستاره را یک جسم نورانی می‌بینیم. اگر نور مرئی ستارگان در مسیر حرکت خود با چیزی برخورد نکند می‌تواند برای میلیون‌ها میلیارد سال و یا حتی تریلیون‌ها سال به حرکت ادامه دهد.

چرا بعضی ستارگان را روشن‌تر از ستارگان دیگر می‌بینیم؟

همه ستاره‌ ها فاصله یکسانی نسبت به ما ندارند. برخی از ستارگان نزدیکتر و برخی دورتر هستند. هرچه یک ستاره به ما نزدیکتر باشد، درخشان‌تر به نظر می‌رسد. همچنین اندازه ستارگان و درخشندگی آن‌ها متفاوت است. هر چه اندازه ستاره‌‌ای بزرگتر باشد معمولاً درخشان‌تر از ستارگان کوچکتر است. بنابراین درخشانی یک ستاره در آسمان شب بستگی به اندازه و فاصله‌اش با ما دارد.

دسته‌بندی ستارگان

همان طور که گفته شد، جرم یک ستاره مشخص کننده ویژگی‌های ستاره است. جرم سبک‌ترین ستاره ممکن است در حدود 75 برابر بیشتر از جرم سیاره مشتری باشد. به عبارت دیگر اگر 74 مشتری پیدا کنیم و آن‌ها را با یکدیگر مخلوط کنیم، می‌توانیم یک ستاره سبک تولید کنیم. در مورد بزرگ‌ترین ستاره‌ها هنوز اختلاف نظر وجود دارد، اما تصور می‌شود جرم این ستارگان حدود 150 برابر جرم خورشید باشد.

سبک‌ترین ستارگان، «کوتوله‌های قرمز» (ًRed Dwarfs) هستند. اخترشناسان بر این باورند كه ستاره‌های کوتوله قرمزی وجود دارند كه می‌توانند 10 تریلیون سال عمر کرده و بخشی از انرژی آزاد شده توسط خورشید را تهیه کنند.

از طرف دیگر ستاره‌های غول پیکر طول عمر بسیار کوتاهی دارند. ستاره‌ای مانند «ایتا کارینا» (Eta Carinae) با جرمی 90 برابر جرم خورشید بیش از یک میلیون برابر خورشید انرژی ساطع می‌کند. پیش‌بینی‌ها بیان می‌کنند این ستاره احتمالاً فقط چند میلیون سال عمر می‌کند و به زودی به عنوان ابرنواختر قدرتمند منفجر شده و کاملاً نابود می‌شود.

درخشندگی ستارگان

مهمترین ویژگی یک ستاره درخشندگی است، منظور از درخشندگی مجموع انرژی تمام طول موج‌هایی است که در هر ثانیه منتشر می‌شود.

برای مقایسه ستارگان با یکدیگر، درخشندگی آن‌ها را بر حسب درخشندگی خورشید می‌سنجیم. به عنوان مثال درخشندگی ستاره سیریوس حدود 25 برابر خورشید است. نماد $$L_{sun}$$ برای نشان دادن درخشندگی خورشید استفاده می‌شود، بدین ترتیب درخشندگی سیریوس نسبت به درخشندگی خورشید برابر با $$25L_{sun}$$ است.

درخشندگی ظاهری یا قدر ظاهری

اخترشناسان بین درخشندگی یک ستاره و میزان نوری که به ما بر روی زمین می‌رسد تمایز قایل می‌شوند. مقدار نوری که در هر ثانیه از یک ستاره به یک منطقه معین (مثلاً یک متر مربع) می‌رسد را درخشندگی ظاهری می‌نامیم. اگر به آسمان شب نگاه کنید، طیف گسترده‌ای از روشنایی‌های ظاهری را بین ستاره‌ها مشاهده می‌کنید، با این حال بیشتر ستاره‌ها آنقدر کم نور هستند که برای تشخیص آنها به یک تلسکوپ احتیاج دارید.

اگر همه ستاره‌ها درخشندگی یکسان داشته باشند، می‌توانیم از تفاوت در روشنایی‌های ظاهری آن‌ها استفاده کنیم و فاصله ستارگان نسبت به خودمان را بسنجیم.

تصور کنید که شما در یک سالن کنسرت بزرگ قرار دارید و به جز چندین لامپ 25 واتی که در وسایل اطراف دیوارها قرار گرفته‌اند بقیه سالن تاریک است. از آنجا که همه لامپ‌ها 25 واتی هستند درخشندگی آن‌ها یکسان است. ولی نسبت به جایی که شما نشسته‌اید درخشندگی ظاهری لامپ‌ها را یکسان مشاهده نمی‌کنید، افراد نزدیک‌تر به لامپ‌ها آن‌ها را درخشانتر و افرادی که دورتر از شما نشسته‌اند لامپ‌ها را با نور کمتری مشاهده می‌کنند.

به این روش شما قادر هستید تا بگویید که کدام لامپ‌ها به شما نزدیکتر هستند. به همین ترتیب، اگر همه ستاره‌ها نیز درخشندگی یکسانی داشتند می‌توانستیم فاصله‌ آن‌ها را نسبت به خودمان بسنجیم.

همچنین می‌دانیم انرژی دریافتی به طور معکوس متناسب با مجذور فاصله تغییر می‌کند. به عنوان مثال اگر دو ستاره با درخشندگی یکسان داشته باشیم و یکی از آن‌ها دو برابر دیگری فاصله داشته باشد، نور ستاره دورتر چهار برابر کمتر از ستاره نزدیک‌تر به چشم ما می‌رسد.

با این همه مشکل از جایی ناشی می‌شود که همه ستارگان درخشندگی یکسانی ندارند و در نتیجه با توجه به درخشندگی ظاهری یک ستاره و نوری که به چشم ما می‌رسد نمی‌توانیم فاصله ستاره تا خودمان را مشخص کنیم.

مقیاس بزرگی قدر ظاهری یا درخشندگی ظاهری

فرایند اندازه‌گیری قدر ظاهری ستارگان «طیف‌سنجی» (Photometry) نامیده می شود (از کلمه یونانی Photo به معنی نور و metry به معنای اندازه‌گیری استفاده شده است). از تاریخچه نجوم و ستاره‌شناسی می‌دانیم که آغاز نجوم و طیف‌سنجی نجومی توسط «هیپارکوس» (Hipparchus) آغاز شد. او ۱۵۰ سال پیش از میلاد مسیح یک رصدخانه در جزیره رودز در مدیترانه احداث و اطلاعات نزدیک به 1000 ستاره را تهیه کرد. این اطلاعات نه تنها موقعیت ستارگان بلکه تخمین میزان روشنایی ظاهری آن‌ها را نیز شامل می‌شد.

هیپارکوس تلسکوپ یا ابزاری برای اندازه‌گیری قدر ظاهری ستارگان نداشت و به همین دلیل به سادگی با چشمان خود قدر ظاهری ستارگان را تخمین می‌زد. او ستارگان را به شش دسته درخشندگی طبقه بندی کرد و هر یک از آن‌ها را قَدْر خواند. او درخشان‌ترین ستاره‌های موجود در فهرست خود را با عنوان ستاره‌های درجه یک معرفی کرد، و کم نور ترین ستارگان در دسته ششم قرار گرفتند.

در قرن نوزدهم اخترشناسان سعی کردند این مقیاس را دقیق‌تر کنند، اندازه‌گیری‌ آن‌ها نشان داد که از یک ستاره با قدر ظاهری یک تقریباً 100 برابر نور بیشتری نسبت به یک ستاره با قدر ظاهری شش دریافت می‌کنیم.

بر این اساس ستاره‌شناسان یک سیستم اندازه‌گیری دقیق برای قدر ظاهری ستارگان تعریف کردند که در آن اختلاف پنج قدر دقیقاً با نسبت روشنایی 100 به 1 مطابقت داشت.

علاوه بر این بزرگی درخشندگی ظاهری ستارگان تنها یک عدد صحیح نیست، به عنوان مثال یک ستاره فقط قدر ظاهری ۲ یا ۳ ندارد، بلکه این درخشندگی‌ می‌تواند ۲٫۱ یا ۲٫۲ یا ... باشد.

با این تفاسیر چه عددی است که وقتی پنج برابر شود عدد ۱۰۰ را بدهد؟ با کمی کنکاش در ماشین‌حساب خود می‌توان فهمید که این عدد ۲٫۵ است که پنجمین ریشه عدد ۱۰۰ است.

بدین ترتیب تفاوت روشنایی یک ستاره با قدر ظاهری ۱٫۰ و یک ستاره با قدر ظاهری ۲٫۰، ۲٫۵ است. همچنین تقریباً 2٫5 برابر نور بیشتری از یک ستاره با قدر ظاهری 2٫0 نسبت به یک ستاره با قدر ظاهری 3٫0 دریافت خواهیم کرد. حال می‌توان در مورد تفاوت درخشندگی در یک ستاره با قدر ظاهری ۱٫۰ و یک ستاره با قدر ظاهری ۳٫۰ نیز صحبت کرد. از آنجا که اختلاف برای هر مرتبه از قدر 2٫5 برابر است، اختلاف کل درخشندگی این دو ستاره $$2.5\times2.5=6.25$$ برابر است.

مشخص شده است که ستارگانی که از قدیم به عنوان درخشان‌ترین ستارگان شناخته شده‌اند و در دسته ستارگان با قدر ظاهری یک قرار می‌گیرند، روشنایی یکسانی ندارند. به عنوان مثال درخشندگی سیریوس تقریباً 10 برابر بیشتر از یک ستاره متوسط ​​با قدر ظاهری یک است.

در مقیاس مدرن مربوط به قدر ظاهری ستارگان، قدر ظاهری سیریوس برابر با $$-1.5$$ و قدر ظاهری سیاره زهره در درخشانترین حالت خود $$-4.4$$ است. این در حالی است که به خورشید قدر $$-26.8$$ نسبت می‌دهند.

تصویر (۵)، بزرگی روشنایی مشاهده شده اجسام مختلف در آسمان را نشان می‌دهد. موضوع مهمی که باید در هنگام استفاده از این نمودار به خاطر بسپارید این است که نمودار به سمت عقب می‌رود، یعنی هر چه مقدار قدر از نظر اندازه بزرگتر باشد جسمی که مشاهده می‌کنید کم‌نور تر است.

معادله قدر ظاهری

محاسبه ریشه پنجم یک عدد به صورت ذهنی کار راحتی نیست، به همین دلیل ستاره‌شناسان این مفهوم را در یک معادله خلاصه کرده‌اند تا بتوانند تفاوت درخشندگی را برای ستارگان با قدر مختلف توضیح دهند. اگر $$m_{1}$$ و $$m_{2}$$ قدر دو ستاره باشند، می‌توانیم نسبت روشنایی یا درخشندگی این دو ستاره یعنی $$\frac{b_{2}}{b_{1}}$$ آن‌ها را به صورت زیر محاسبه کنیم:

$$\large {m}_{1}-{m}_{2}=2.5\text{log}\left(\frac{{b}_{2}}{{b}_{1}}\right)\text{or}\frac{{b}_{2}}{{b}_{1}}={2.5}^{{m}_{1}-{m}_{2}}$$

شکل دیگر معادله بالا به صورت زیر بیان می‌شود:

$$\frac{{b}_{2}}{{b}_{1}}={\left({100}^{0.2}\right)}^{{m}_{1}-{m}_{2}}$$

برای درک بیشتر این بحث، مثالی را حل می‌کنیم.

مثال: یک ستاره‌شناس در مورد ستاره کم نور (با قدر ظاهری ۸٫۵) موضوعی کشف کرده است و می‌خواهد به دانشجویانش بگوید که این ستاره چه قدر نسبت به سیریوس کم‌نور تر است. اندیس 1 در معادله مربوط به ستاره کم‌ نور و اندیس 2 مربوط به سیریوس خواهد بود.

حل: همان طور که از تصویر (۵) مشخص است، قدر ظاهری سیریوس برابر با $$-1.5$$ است، بدین ترتیب داریم:

$$\large \begin{array}{cc}<br /> \frac{{b}_{2}}{{b}_{1}}\hfill &=<br /> {\left({100}^{0.2}\right)}^{8.5-\left(-1.5\right)}={\left({100}^{0.2}\right)}^{10}\hfill \\ & ={\left(100\right)}^{2}=100\times 100=10,000\hfill \end{array}$$

می‌توان دید که درخشانی ستاره سیریوس ۱۰,۰۰۰ برابر ستاره‌ای که تازه کشف شده است.

اولین ستاره‌ای که در آسمان ظاهر می‌شود چیست؟

اولین ستاره‌ای که هر شب دیده می‌شود به طور معمول درخشان‌ترین ستاره‌ای است که در بالای افق قرار دارد و در بسیاری اوقات آن جسم درخشان در حقیقت یک سیاره است و ستاره نیست.

سیاره زهره یا ونوس با اختلاف درخشان‌ترین شیء در آسمان است (غیر از خورشید یا ماه) و هنگامی که در آسمان است از دست دادن یا ندیدن آن تقریباً غیرممکن است.

سیاره زهره بسته به مکانی که در مدار خود قرار دارد می‌تواند پس از غروب خورشید در غرب آسمان و بعد از طلوع آفتاب در شرق آسمان دیده شود. بعضی اوقات این سیاره بسیار نزدیک به خورشید قرار می‌گیرد و قابل مشاهده نیست. از پاییز 2019 تا اوایل بهار سال 2020، سیاره زهره عصرها بیشتر نمایان می‌شود (در اوایل سال 2019 زهره یک ستاره صبحگاهی بود، همانطور که دوباره در نیمه دوم سال 2020 ستاره صبحگاهی می‌شود).

به طور کلی مشتری روشن‌ترین شیء بعدی آسمان است، درخشان‌تر از هر ستاره. از تابستان سال 2019، مشتری اولین جسمی است که هر شب در آسمان قابل مشاهده است. در هنگام غروب مشتری بیشتر به سمت شرق و دور از خورشید است.

به طور معمول مریخ خیلی روشن نیست اما هنگامی که به زمین نزدیک شود می‌تواند به عنوان رقیبی برای سیاره مشتری باشد و از آن درخشان‌تر مشاهده شود. این اتفاق در تابستان سال 2018 هنگامی که مریخ روشن و سرخ در شرق قرار داشت و خورشید در حال غروب بود به طرز تماشایی اتفاق افتاد. این رویداد مجدداً در پاییز سال 2020 که مریخ به زمین نزدیک می‌شود اتفاق می‌افتد.

گاهی اوقات درخشان‌ترین شیء آسمان ستاره است. سیارات روشن همیشه در بالای افق قرار ندارند و در نتیجه قابل رویت نمی‌باشند. در این حالت ستاره‌های زیر می‌توانند به عنوان جسم درخشان در آسمان ملاحظه شوند:

«سیریوس» (Sirius) در ماه‌های زمستان. این ستاره از درخشان‌ترین ستارگان آسمان حتی درخشان‌تر از خورشید است. هنگامی که صورت فلکی اریون در بالاترین نقطه خود قرار دارد سیریوس پایین و سمت چپ آن قرار می‌گیرد.

«وگا» (Vega) در ماه‌های تابستان و پاییز. غالباً در تابستان وگا در زمان غروب خورشید و در شرق دیده می‌شود.

«آرکتوروس» (Arcturus) در ماه‌های بهار و تابستان. آرکتوروس به همراه «اسپیکا» (Spica) و «رگولوس» (Regulus) بخشی از مثلث بهاری هستند که در زمان غروب آفتاب بین ماه مارس و ماه می، در شرق دیده می‌شوند.

این اطلاعات مربوط به هوستون است و در منطقه جغرافیایی متفاوت این اطلاعات کمی تغییر می‌کند. با این حال به صورت کلی می‌توان گفت در آسمان این سیارات و ستاره‌ها درخشان‌تر مشاهده می‌شوند.

انواع ستارگان

ستارگان را از زمان تولد تا مرگ با توجه به ویژگی‌های ستاره، می‌توان در گروه‌های مختلف دسته‌بندی کرد. در این بخش به بررسی دوره‌های مختلف زندگی یک ستاره می‌پردازیم.

1. سحابی: ابری از گاز (عمدتا هیدروژن و هلیوم) و گرد و غبار در فضا است. سحابی‌ها محل تولد ستارگان هستند.
2. پیش ستاره: مانند یک ستاره به نظر می‌رسد اما هسته اصلی آن هنوز به اندازه کافی داغ نیست که بتواند یک همجوشی هسته‌ای در آن اتفاق بیفتد (همجوشی هسته‌ای: ادغام 2 اتم هیدروژن به یک اتم هلیوم با آزادسازی مقدار زیادی از انرژی است). درخشندگی به دلیل گرم شدن پیش‌ستاره و کوچک شدن آن به دلیل گرانش رخ می‌دهد. پیش ستاره‌ها معمولاً توسط گرد و غبار احاطه شده‌اند و این امر سبب می‌شود نوری که توسط پیش ستاره‌ها ساطع می شود، مسدود شود. بنابراین مشاهده پیش‌ستاره‌ها در طیف مرئی دشوار است.
3. تی ثوری: یک ستاره بسیار جوان و سبک وزن که سن آن کمتر از 10 میلیون سال است و هنوز تحت اثر نیروی گرانشی برای فشرده شدن قرار دارد. این مرحله بین پیش ستاره و یک ستاره دنباله اصلی با جرم کم مانند خورشید است.
4. ستارگان رشته اصلی مانند خورشید: ستارگانی هستند که اتم‌های هیدروژن را برای تشکیل اتم‌های هلیوم در هسته‌های خود ترکیب می‌کنند. بیشتر ستاره های عالم (حدود $$90\%$$ از آنها) ستاره‌های رشته اصلی هستند. خورشید یک ستاره دنباله اصلی است.
5. کوتوله‌های قرمز: کوچکترین ستارگان رشته اصلی با تابشی برابر با $$\frac{1}{1000}$$ تابش نور خورشید هستند. این ستارگان به دلیل درخشندگی کم با چشم غیر مسلح قابل رویت نیستند. کوتوله‌های قرمز در مقایسه با خورشید بسیار کوچک هستند و دمای سطح آنها در حدود ۴۰۰۰ درجه سانتیگراد است. براساس تخمین‌ها، کوتوله‌های قرمز $$\frac{3}{4}$$ از ستاره‌های کهکشان راه‌شیری را تشکیل می‌دهند. «پروکسیما قنطورس» (Proxima Centauri) نزدیکترین ستاره به خورشید است که یک کوتوله قرمز می‌باشد.
6. ستارگان غول سرخ (برای ستاره‌های کوچک): این ستارگان قطر بین 10 تا 100 برابر خورشید دارند. با اینکه دمای سطح آن‌ها پایین‌تر از خورشید است اما بسیار روشن هستند. غول سرخ زمانی شکل می‌گیرد که سوخت هیدروژن در مرکز آن تمام شود، از آنجا که لایه اطراف هسته حجم بیشتری دارد، ترکیب هیدروژن و تولید هلیوم در اطراف هسته انرژی بیشتری آزاد می‌کند و فشار‌ بیشتری به دلیل گرانش ایجاد می‌شود و حجم ستاره گسترش می‌یابد. غول‌های قرمز به اندازه کافی داغ هستند تا هلیوم موجود در هسته خود را به عناصر سنگین مانند کربن تبدیل کنند (اینگونه عناصر یکی پس از دیگری تشکیل می‌شوند).
7. ابَر غول سرخ (برای ستاره‌های بزرگ): همانطور که ستاره غول سرخ متراکم می‌شود گرمای بیشتری تولید شده و آخرین هیدروژن خود را می‌سوزاند و باعث می شود لایه‌های بیرونی ستاره بیشتر گسترش یابند. در این مرحله، ستاره به یک ابر غول سرخ تبدیل می‌شود.
8. سحابی سیاره‌ای (برای ستاره‌های کوچک): یک لایه خارجی از گاز و گرد و غبار است که هنگام تغییر ستاره از یک غول سرخ به یک کوتوله سفید از بین می‌رود. همان‌طور که سحابی سوخت خود را می‌سوزاند سرانجام تحت تأثیر گرانش فرو می‌ریزد. لایه‌های بیرونی سحابی قبل از انتشار در فضا در پوسته‌ای از گاز قرار می‌گیرند و این لایه چند ده‌هزار سال عمر خواهد کرد.
9. ابرنواختر (برای ستاره‌های بزرگ): ابرنواختر مرگ انفجاری یک ستاره است و اغلب منجر به این می‌شود که ستاره برای مدت کوتاهی درخششی 100 میلیون برابر خورشید داشته باشد. تابش فوق‌العاده زیاد ناشی از انفجار سبب می‌شود همه مواد ستاره‌ای با سرعت بالایی به فضای بین‌ ستاره‌ای پرتاب شوند و موج انفجار ایجاد می‌شود. این موج انفجار باعث چگال شدن فضا و تولد یک ستاره جدید می‌شود (یک ستاره می‌میرد تا یک ستاره جدید متولد شود!). بخش عمده ای از پرتوهای کیهانی اولیه از ابرنواخترها حاصل می‌شوند.
10. کوتوله سفید (در صورت وجود یک ستاره کوچک): کوتوله سفید ستاره‌ای بسیار کوچک و داغ است و آخرین مرحله از چرخه زندگی یک ستاره مانند خورشید است. کوتوله‌های سفید باقی مانده ستاره‌های عادی هستند که از منابع انرژی هسته‌ای استفاده می‌کنند.
11. کوتوله سیاه: آخرین مرحله از تکامل ستاره‌ای کوتوله سیاه است. در حقیقت کوتوله سیاه، کوتوله سفیدی است که به اندازه کافی خنک شده است و دیگر گرما یا نور قابل توجهی از خود ساطع نمی‌کند. از آنجا که زمان لازم برای رسیدن از یک کوتوله سفید به یک کوتوله سیاه طولانی‌تر از سن فعلی جهان (13٫8 میلیارد سال) محاسبه می‌شود، هنوز هیچ کوتوله سیاهی در عالم وجود ندارد.
12. کوتوله‌ قهوه‌ای: اجسامی که برای آن که سیاره باشند بسیار بزرگ و برای ستاره بودن بسیار کوچک هستند. تصور می‌شود شکل‌گیری کوتوله‌های قهوه‌ای همانند ستارگان باشد. با این تفاوت که در این حالت با فروپاشی ابر  گرد و غبار، هسته به اندازه کافی متراکم نیست تا همجوشی هسته‌ای اتفاق افتد.
13. ستاره نوترونی (در صورت وجود یک ستاره بزرگ): این ستاره‌ها عمدتاً از نوترون‌ها تشکیل شده‌اند و پس از یک ابرنواختر تولید می‌شوند. در این ستاره‌ها پروتون‌ها و الکترون‌ها برای تولید یک ستاره نوترونی ترکیب می‌شوند. ستارگان نوترونی بسیار متراکم هستند (جرمی سه برابر جرم خورشید در فضایی به قطر 20 کیلومتر). اگر جرم ستاره نوترونی بیشتر شود گرانش در آن بسیار قوی شده و اندازه آن به حدی کوچک می‌شود که تبدیل به یک ستاره سیاه‌چاله شود.
14. سیاه‌چاله (در صورت وجود یک ستاره بزرگ): اعتقاد بر این است که سیاه‌چاله‌ها از ستارگان عظیم در پایان عمر خود شکل می‌گیرند. نیروی گرانشی در یک سیاه‌چاله به اندازه‌ای است که هیچ چیز حتی نور نمی‌تواند از آن خارج شود. چگالی ماده در سیاه چاله قابل اندازه گیری نیست (نامحدود!). سیاه‌چاله‌ها فضای اطراف خود را تغییر می‌دهند و می‌توانند مواد مجاور خود از جمله ستارگان را ببلعند.

مراحل مختلف زندگی ستارگان را در شکل زیر می‌توانید مشاهده کنید.

ویژگی‌های ستارگان معروف آسمان

در این بخش برخی ستارگانی که در بین مردم معروف هستند و ویژگی‌های آن‌ها را معرفی خواهیم کرد.

ستاره‌های دنباله دار

ستاره‌های دنباله دار باقیمانده ساختار منظومه شمسی متشکل از گرد و غبار، سنگ و یخ هستند. آن‌ها بین چند مایل تا ده‌ها مایل حرکت می‌کنند اما هرچه به خورشید نزدیکتر شده، گرمتر می‌شوند و گازها و گرد و غبار را به سمت سر یا ابتدای سیستم خود که درخشان است و می‌تواند بزرگتر از یک سیاره باشد هدایت می‌کنند. این مواد یک انتها یا دم نیز تشکیل می‌دهند که طول آن می‌تواند میلیون‌ها مایل باشد.

ستاره رجل قنطورس

«رجل قنطورس» (Alpha Centauri) که به نام‌های «ریگل کنت» (Rigel Kent) یا تولیمان (Toliman) نیز شناخته می‌شود، درخشان‌ترین ستاره در صورت فلکی جنوبی قنطورس و سومین ستاره از نظر درخشانی در آسمان شب است. همچنین این ستاره نزدیک‌ترین ستاره به زمین و فاصله آن چهار سال نوری است.

ستاره قطبی

ستاره «قطبی» (Polaris) که آن را آلفا خرس کوچک یا ستاره شمالی نیز می‌گویند. مکان آن تقریباً نسبت به سایر ستارگان موجود در آسمان ثابت است. این ستاره ۴۵اُمین ستاره درخشان آسمان است. این ستاره بسیار به قطب شمالی آسمان نزدیک است و به همین دلیل قرن‌ها است که از آن به عنوان ابزاری برای جهت‌یابی در نیمکره شمالی استفاده می‌شود. این ستاره در صورت فلکی «اورسا کوچک» (Ursa Minor) یا خرس کوچک قرار دارد. ستاره قطبی بیش از 430 سال نوری از زمین فاصله دارد اما درخشندگی بسیار بالای آن باعث می‌شود تا برای ما در آسمان قابل مشاهده باشد. همچنین این ستاره در نیمکره جنوبی قابل مشاهده نیست.

ستاره سهیل

این ستاره یک غول سفید و درخشان‌ترین ستاره در صورت فلکی جنوبی «کارینا» (Carina) و دومین ستاره درخشان در آسمان شب است. ستاره «سهیل» (Canopus) به نام آلفا کارینا نیز شناخته می‌شود. فاصله این ستاره تا زمین ۳۰۰ سال نوری است. این ستاره بیش از 10,000 بار درخشان‌تر از خورشید است.

ستاره نحس یا ستاره شانس

چیزی تحت عنوان این موضوع در منابع علمی وجود ندارد. با شناخت چگونگی ساخت یک ستاره، حرکت و فاصله آن می‌توان درک کرد که چرا در بعضی شب‌ها بعضی از ستارگان قابل رویت نیستند. همچنین تشکیل یک ستاره و تغییرات آن با توجه به جرم ستاره اتفاق می‌افتد و ارتباطی میان شانس و بدشانسی شما با ستارگان وجود ندارد. شاید به همین دلیل است که دانش را می توان آتشی بر خرافات دانست.

تصویر ستارگان از مکان‌های مختلف

این مطلب را با دیدن تصاویری از آسمان زیبای شب در مکان‌های مختلف به پایان می‌بریم.

جمع‌بندی

در این مطلب از مجله فرادرس ابتدا فهمیدیم ستاره چیست، سپس در مورد چگونگی تشکیل ستاره با استفاده از فرایند همجوشی هسته‌ای صحبت کردیم. در ادامه در مورد مواد تشکیل‌دهنده ستاره‌های مختلف صحبت کردیم.