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؟

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.

فیلم آموزش ستارگان در آسمان در فرادرس

کلیک کنید

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.

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.

مراحل تشکیل و تغییر ستارگان

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.

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.

فیلم آموزش رصد آسمان و نجوم در فرادرس

کلیک کنید

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

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: