دانلود مقاله مرگ ستارگان

بخشی از مقاله

مرگ ستارگان كوچك : كوتوله سفيد
مرز جداسازي بين ستارگان كوچك وبزرگ حدود چهاربرابر جرم خورشيد مي باشد . ستاره اي با جرم كمتر از Mo4 را در نظر بگيريد كه از شاخة غول قرمز در نمودار H-R براي دومين بار بالا مي رود . دو حركت قبلي ستاره به طرف ناحية غول قرمز ، صعودش با شروع جرقه هليوم به پايان مي رسد . انتظار داريم كه دومين صعود نيز به روش مشابهي با شروع جرقه كربن خاتمه يابد، يعني سوختن انفجارآميز وسريع كربن پايان اين مرحله باشد .

به هر صورت ، به علت كافي نبودن جرم جهت نگه داشتن دماي لازم براي سوختن كربن در اين ستاره ، جرقه كربن نمي تواند به وقوع به پيوندد . براساس آزمايشات سيكلوترون ، كربن در هسته براي اينكه بتواند به سوزد ، بايستي قبلاً به دماي 600 ميليون درجه كلوين رسيده باشد . محاسبات نشان مي دهند كه اگر جرم ستاره كمتر از Mo4 باشد ، تراكم گراني در مركز جهت بالا بردن دما به 600 ميليون درجه كلوين ، گرماي كافي توليد نمي كند . بنابراين ، كربن نمي تواند بسوزد . در عوض ، ستاره بالا رفتن خود را به قسمت فوقاني شاخه غول قرمز ادامه مي دهد ، در نتيجه قطرش زياد شده ، دماي سطحي آن كاهش يافته ورنگ ستاره به قرمزي مي گرايد .

سرانجام ، لايه هاي خارجي ستاره خيلي قرمز – يعني خيلي سرد – مي شوند ، كه هسته ها در چنين لايه هائي شروع به جذب الكترون نموده تا به اتمهاي خنثي تبديل شوند . شكل گيري اتمهاي خنثي آنقدر ادامه مي يابد تا قسمت قابل ملاحظه اي از جرم ستاره عوض الكترونها وهسته هاي جدا به شكل اتمهاي خنثي درآيد .

سحابي سياره اي
هنگامي كه يك اتم خنثي با تركيب مجدد يك الكترون ويك هسته شكل مي گيرد ، چه اتفاقي رخ خواهد داد ؟ مهمترين نتيجه اين است ، كه فوتون منتشره همراه خود انرژي حمل مي كند . معمولاً فوتون قبل از فرار از ستاره توسط اتم يا ذره ديگري جذب مي شود . با شكل گيري اتمهاي خنثي فوتونهاي بي شماري توليد مي شوند ، كه اندكي بعد در راه خروج از ستاره جذب مي شوند . جذب آنها سبب گرم شدن لايه خارجي مي گردد .

گرماي توليدي در لايه هاي خارجي ستاره در اثر جذب فوتونها در مقايسه با گرماي آزاد شده توسط واكنش هسته اي در مركز ستاره ، بسيار كم مي باشد . براساس يك نظريه ، اين گرما تغييراتي اساسي در ظاهر ستاره ايجاد مي كند . لفاف گرم شده توسط جذب فوتونها منبسط مي گردد . انبساط ، دماي لفاف را پائين مي آورد .

در دماي پائين تر ، اتمهاي خنثي بيشتري از الكترونها وهسته هاي جدا در لفاف شكل مي گيرند ، در نتيجه ، انرژي بيشتري به صورت فوتون آزاد مي شود . مجدداً ، بيشتر فوتونها توسط اتمهاي نزديك ستاره جذب مي گردند . آنها لاية خارجي ستاره را گرم كرده وسبب انبساط بيشتر آن مي شوند .

به بيان ديگر ، اين نظريه فرايند عقب راني را طوري پيش بيني مي كند كه هسته ها با جذب الكترونها لفاف را گرم كرده واين عمل سبب جذب الكترون بيشتر وبالنتيجه انبساط بيشتر مي شود. لفاف ستاره به سرعت به طرف خارج منبسط مي شود تا اينكه ستاره را كاملاً ترك نمايد . در حقيقت ، لفاف ستاره در فضا تخليه شده وبه يك پوستة تقريباً رقيق وشفاف از اتمها تبديل مي شود ، كه سريعاً به حركت خود ادامه مي دهد .

هسته ، كه قبلاً توسط لفاف پنهان شده بود ، اكنون قابل رؤيت مي گردد . اگر شخصي در طول اين فرايند ستاره را مشاهده كند ، تغيير شگف انگيزي در ظاهر آن رؤيت خواهد نمود . درآغاز ، ستاره عادي به نظر مي رسد . سپس ، موقعي كه لفاف انبساط را شروع مي كند ، هنوز براي پنهان كردن هسته به اندازه كافي چگال مي باشد ، در نتيجه ناظر سطح لفاف نسبتاً سرد را به صورت يك شيء قرمز بزرگ نوراني مي بيند . هنگامي كه لفاف به اندازه كافي منبسط وكم وبيش شفاف شود ، هسته نمايان شده وناظر شيء سفيد داغ وكوچكي – هسته – را كه توسط يك پوستة گاز تخليه شده در فضا – لفاف تخليه شده – احاطه شده است ، مشاهده مي كند .

چنين اجرام مشاهده شده اي را سحابي هاي سياره اي ناميده اند . نام «سحابي سياره اي » از اين رو به كار رفته است كه اولين بار ستاره شناسان به هنگام عكسبرداري از اين سحابي ها توسط تلسكوپهاي كوچك دريافتند كه تصاوير شبيه به سيارات مي باشند . اكنون مي دانيم كه سحابيهاي سياره اي ارتباطي با سيارات منظومه شمسي ندارند ، اما نام آنها پابرجا مانده است .
شكل (8-1) ساختار يك سحابي سياره اي را به طور واضح نشان مي دهد . اين عكس توسط تلسكوپ 5/2 متري رصدخانة مونت ويلسون برداشته شده است .

بعداز تخليه لفاف چه اتفاقي براي هسته رخ مي دهد ؟ با عزيمت لفاف، هسته كم وبيش بدون تغيير باقي مي ماند وبه سوختن هليوم در پوستة هليوم سوزي به همان ميزان ادامه مي دهد . بنابراين ، تابندگي ستاره كه كاملاً توسط سوختن هليوم در پوستة كنترل مي شود ، ثابت مي ماند .
به هر صورت ، موضع ستاره در نمودار H-R به طور برجسته اي به هنگام تخليه لفاف تغيير مي كند ، زيرا ابتدا موضع لفاف سرد – حدود K◦3500 – وبعد از تخليه لفاف هستة داغ – حدود K◦50000 – را رسم كرده ايم . بنابراين ، روي محور دما انتقالي از K◦3500 تا K◦50000 صورت مي گيرد . به علت عدم تغيير تابندگي در طول افزايش دماي سطحي ، مسير تحولي ستاره در نمودار H-R به طور افقي وبه طرف چپ ادامه مي يابد .

اين تغييرات در نمودار H-R در شكل (8-2) رسم شده اند . لفاف ستاره در نقطه (10) شروع به انبساط مي كند . در نقطة (11) هستة داغ ستاره كاملاً نمايان مي شود . در اين نقطه ، اگر عكسي از ستاره گرفته شود ، شبيه سحابي حلقوي در صورت فلكي شلياق ديده خواهد شد .
كوتوله سفيد

در شروع نقطه (11) از نمودار H-R عبور ستاره از هستة سحابي سياره اي به يك كوتوله سفيد شروع مي شود . اكنون ستاره از يك هستة كربن – اكسيژن با پوشش پوستة هليوم سوزان تشكيل شده است (شكل8-3) . در اين نقطه ، دماي هسته هنوز براي هم جوشي كافي نيست ، بنابراين ، هيچ منبع انرژي هسته اي درمركز ستاره براي جلوگيري از فروريزش ستاره در اثر جاذبه گراني وجود ندارد . هسته ستاره به آهستگي به انقباض ادامه مي دهد .

اگر الكترونها در ستاره وجود نمي داشتند ، انقباظ ادامه مي يافت وهسته گرمتر و گرمتر مي شد تا سرانجام ، در 600 ميليون درجه كلوين هسته هاي كربن شروع به سوختن مي كردند . قبل از اينكه اتفاق اخير رخ دهد ، تراكم ناپذيري الكترونهاي بسته بندي شده درست مانند مرحلة اوليه زندگي ستاره انجام مي شود . مانند قبل ، تراكم ناپذيري الكترونهاي « فولاد-جامد» ، انقباض را موقف مي كنند . اين اتفاق وقتي كه شعاع ستاره حدود 8000 كيلومتر وچگالي آن حدود 105×1/6گرم بر سانتيمتر مكعب است ، رخ مي دهد .

هيچ كس نمي داند بين نقاط (11)و(12) از نمودار H-R چه اتفاقي رخ مي دهد . محاسبات نظري اين مرحله، مبين آن است كه احتمالات گوناگوني مي توانند رخ دهند . به علت عدم وجود ستارگان كافي بين نقاط (11)و(12) مشاهدات ستارگان دليل روشني ار آنچه كه واقعاً رخ مي دهد ، ارائه نمي دهند .

به محض رسيدن به نقطه 12 دوره اش كامل مي شود . در ناحيه نقطه 12 ستاره در مقايسه با تابندگي مرحله اوليه زندگي اش بسيار تاريك مي باشد ، مثلاً ، براي ستاره اي به جرم خورشيد در نقطه (12) صدبار كم نورتر از خورشيد در وضعيت كنوني اش مي باشد . قطر فعلي ستاره بسيار كوچكتر از وضعيت قبلي آن است . ستاره اي به اندازه خورشيد حدود 32000 كيلومتر قطر خواهد داشت ، كه دوبرابر اندازه زمين است . ستاره فشرده شده ، بسيار چگالتر مي باشد . دراين حجم بسيار كوچك ، جرم بسيار زيادي بيش از صدها هزاربرابر جرم زمين نهفته است . قوطي كبريت پرشده اي از مواد اين ستاره چگال ، 10 تن وزن خواهد داشت .

گرچه اكنون ستاره بسيار كم نور است ، ولي سطحش با دمائي حدود 30000 درجه كاملاً داغ مي باشد . اين چنين ستارگاني – كوچك ، چگال وبسيار كم نور ، اما سفيد ، داغ در سطح – كوتوله هاي سفيد ناميده مي شوند . نيروي گراني در سطح يك كوتوله سفيد مي تواند بزرگتر از يك ميليون برابر گراني در سطح زمين باشد . حتي اگر قادر باشيم در امتداد كوتوله سفيد كه دماي سطحي اش به اندازه كافي كاهش يافته حركت كنيم ، هرگز نمي توانيم روي سطح آن فرود آئيم يا حتي كشتي فضائي را در اين دنياي عجيب از راه دور كنترل نمائيم . شخصي كه سعي برفرود آمدن بر سطح يك كوتوله سفيد را دارد وزني معادل 68 ميليون كيلوگرم پيدا مي كند ودر نتيجه
اوو كشتي فضائي اش رفته رفته توسط نيروي گراني كوتوله سفيد مسطح مي شوند .

از نقطه (12) به طرف پائين ، شعاع ستاره – اكنون يك كوتوله سفيد- اندكي فشرده مي شود . كوتوله سفيد آخرين گرماي خود را به فضا تابش مي كند وبا حركت به طرف پائين تابندگي ودمايش كم شده تا سرانجام مسيري را كه منتهي به ستارگان مرده در پائين نمودار H-R است ، طي مي كند . به تدريج رنگ كوتوله از سفيد به زرد وسپس به قرمز تغيير مي كند ، تا اينكه به يك ماده فشرده تاريك وسرد تبديل شده وبه گورستان ستارگان وارد شود

جرم يك كوتوله سفيد . گرچه ستارگان تا جرم Mo4 كوتوله هاي سفيد را توليد مي كنند ، ولي ، مطالعات نظري مبين اين است كه جرم كوتوله سفيد نمي تواند بيش از Mo4/1 باشد . دليل آن اين است كه كوتوله فقط هستة ستاره اصلي مي باشد . بيشتر جرم ستاره اصلي قبل از ظهور كوتوله سفيد از آن جدا شده است ، مثلاً مقداري از آن در طول مرحله غول قرمز به صورت وزش باد ستاره اي در سطح ومابقي در طول مرحلة سحابي سياره اي از ستاره جدا مي شود .

مرگ يك ستاره سنگين : انفجار ابر نواختر
سرانجام متفاوتي در انتظار ستاره اي كه جرم اوليه اش بيش از Mo4 است ، مي باشد . به علت بيشتر بودن وزن ستاره ، فرو ريزش آن حرارت بسيار زيادي ايجاد مي كند . اكنون براساس مطالعات نظري تحول ستاره اي ، دما در مركز ستاره مي تواند به 600 ميليون درجه برسد . بانيل به اين دماي بحراني در حركت قطاري از وقايع ، سرانجام ، به تخريب ستاره در يك انفجار عظيم ختم مي شود .

انفجار ابرنواختر
در ستارگان سنگين هستة كربن واكسيژن درست مانند ستارگان كوچكتر كه توسط يك پوستة هليوم سوزان احاطه شده است ، شكل مي گيرد . همانطور كه كربن زياد مي شود ، هسته مانند ستارگان كوچكتر در اثر وزن خود شروع به انقباض مي نمايد . در يك ستاره كوچك عمل انقباض تا هنگامي كه ستاره به يك كوتوله سفيد تبديل شود ادامه دارد ، زيرا دماي هسته هرگز براي اشتعال واكنش هاي هسته اي در كربن به اندازه كافي بالا نمي رود . اما ، در يك ستاره سنگين ، قبل از انقباض هسته به اندازه يك كوتوله سفيد ، دما در هسته به سطح 600 ميليون درجه مي رسد كه كربن دراين دما مي سوزد . سوختن كربن عناصر نئون ، منيزيم وغيره را نظير واكنشهاي زير :

4He+20Ne→12C+12C
y+24Mg→12C+12C
توليد مي كند كه همزمان انرژي هسته اي آزاد مي شود ودر نتيجه انقباض هسته متوقف مي گردد .
ابرنواخترهاي توليد شده در اثر تركيدن هسته كربن . براي ستارگان به جرم 4تا 8 برابر جرم خورشيد ، به محض شروع سوختن كربن ، تركيدن شديدي در هسته اتفاق مي افتد . اين تركيدن شبيه جرقه هليوم ، ولي ، بسيار شديدتر مي باشد . مشابه حالت جرقه هليوم ، علت آن در نتيجه تراكم ناپذيري «فولاد – جامد» الكترونها در هسته مي باشد . به محض اينكه دماي هسته به 600 ميليون درجه برسد ، علت تراكم ناپذيري خاص هسته براي جبران افزايش گرما ، انبساطي رخ نمي دهد ودر عوض ، سوختن كربن شروع مي شود .

بنابراين ، دماي هسته به سرعت بالا رفته وسبب سوختن سريع كربن مي گردد ودر نتيجه دماي حاصل به سطح بالاتري مي رسد . دراين مرحله ، اثر رانشي سريعي به وقوع مي پيوندد وسبب تركانيدن هسته مي شود ودر نتيجه ، تمام يا قسمتي از آن را خرد مي كند . فشارهاي زياد حدود تريليون تريليون تن برسانتيمتر مربع در هسته توسط تركيدن رانشي كربن توليد مي گردند .

فشارهاي حاصل از تركيدن هسته كربن سبب انفجار ستاره مي شود . ستاره انفجاري ،ابرنواختر ناميده مي شود . بعداز انفجار ابرنواختر، ابرداغي از ذرات درفضا انبساط پيدا مي كند . اين ابر باخود عناصري را كه ستاره در طول عمر خود دردرونش ساخته است ، حمل مي كند . تمام يا كسر بزرگي از مواد درون ستاره درطي اين انفجار در فضا پخش مي شوند . اكنون در محل اصلي ستاره لااقل يك هستة فشرده باقي مي ماند كه جرمش كسر كوچكي از جرم ستاره اصلي است .

يك ابرنواخترنوع دوم . اگر جرم ستاره خيلي زياد باشد – بيش از 8 برابر جرم خورشيد – به علت اينكه چگالي در مركز ستاره هرگز به اندازه كافي جهت توليد تراكم ناپذيري الكترون « فولاد – جامد» زياد نمي شود ، در نتيجه جرقه كربن شكل نمي گيرد . تعجب آور است كه ستارگان سنگين تر بايستي هسته هايي با چگالي كمتر داشته باشند . توضيح آن مربوط به شدت زياد تابش درمراكز ستارگان سنگين ودر نتيجه تابندگي فراوان آنها مي باشد .

در اين ستارگان فوتونهاي فراوان وپرانرژي وجود دارند كه با پيش روي به طرف سطح مقداري از ماده گازي شكل ستاره را از مركز مي رانند . به عنوان نتيجه ، چگالي هسته كاهش يافته ودر نتيجه جرقه كربن رخ نمي دهد وكربن به مقدار مناسبي در هسته مي سوزد . همانطور كه دماي هسته بالا مي رود ، اكسيژن نيز شروع به سوختن مي كند .

موقعي كه بيشترين مقدار كربن وكسيژن در هسته به عناصر سنگين تبديل شوند ، واكنشها آهسته شده وستاره مجدداً منقبض مي گردد . انقباض ، هسته را گرم كرده ودر نتيجه به دماي بالاتري مي رسد واين اتفاق سبب شروع واكنشهاي هسته اي ديگر مي شود ، كه حاصل آن عناصر سنگين تر مي باشد . انرژي آزاد شده در اين واكنشها بار ديگر انقباض را متوقف مي كند . به اين طريق ، در خلال تناوب فروريزش ، گرم شدن وتكرار سوختن هسته اي ، عناصر بسياري در داخل ستاره توليد مي شوند .

با بالا رفتن دماي هسته وانجام واكنشهاي هسته اي ، عناصر سنگين تر توليد مي شوند ، تاسرانجام ، عنصر آهن شكل مي گيرد . در اين مرحله ، به علت اينكه آهن يك عنصر بسيار خاص مي باشد ، فرآيند متوقف مي شود . واكنشهاي هسته اي شامل آهن بجاي ذخيره كردن انرژي ، آن را مصرف مي كنند . آهن وتعدادي از عناصر همسايه آن تنها موادي هستند كه اين خصوصيت در مورد آنها صدق مي كند . به علت خواص جذب انرژي توسط هسته هاي آهن ، به هنگام شكل گيري مقدار زيادي از اين عنصر در هسته ستاره ،

انرژي هسته اي نمي تواند مدت زيادي در آنجا توليد شود ودر نتيجه هسته هاي آهن بجاي توليد سوخت بيشتر ،آتش را به بيرون مي رانند . فشاري كه لايه هاي خارجي ستاره را نگه مي دارد سريعاً كم شده ودر نتيجه ستاره منقبض مي گردد . مانند قبل ، انقباض ، حرارت را نگه مي دارد ، ولي ، هسته هاي آهن به علت خواص جذب انرژي ، اين گرما را جذب كرده وسبب انقباض سريعتر ستاره مي گردند . انقباض ادامه مي يابد وسرانجام به يك فروريزش فاجعه آميز مي انجامد .

نتايج فروريزش تماشائي هستند . مواد ستاره فروريزنده با تجمع در مركز ، فشار وچگالي بسيار زياد ودمائي برابر يك تريليون درجه توليد مي كنند . موقعي كه افزايش چگالي در مركز ستاره به اندازه اي بالا رود كه هسته هاي مجاور يكديگر را لمس كنند ، در نتيجه ستاره نمي تواند بيشتر فشرده شود وفروريزش متوقف مي گردد . ستاره نظير يك فنر بسيار بزرگ فشرده مي شود ومجدداً مانند يك انفجار عظيم مي پرد .

اين انفجار نيز يك ابرنواختر ناميده مي شود . ابرنواختري كه بعد از شكل گيري هسته آهن به وجود آمده است به اندازه ابرنواختري كه از بيرون راندن افروزش هسته كربن نتيجه شده ، شديد مي باشد . روشنائي ستاره منفجر شده بالغ بر بيليونها برابر بيشتر از تابندگي حالت عادي است . براي زمان كوتاهي مي تواند به اندازه يك كهكشان روشن باشد .

مشاهدة ابر نواخترها . اگر يك ابرنواختر در نزديك كهكشان ما به وجود آيد ، ناگهان مانند يك ستاره جديد در آسمان ظاهر مي شود كه از ديگر ستارگان روشنتر بوده ودر روز نيز با چشم غيرمسلح قابل رؤيت است . آخرين ابرنواختر شناخته شده كه در كهكشان ما رخ داده در سال 1604 م . در اروپا ديده شده است . يكي از اولين ابرنواخترهايي كه انفجار برجسته اي بود ، توسط منجمين چيني در سال 1054 ميلادي گزارش شد . در موضع اين ابرنواختر ، امروزه ابر بزرگي از گاز به نام سحابي خرچنگ شناخته شده است كه با تندي 1600 كيلومتر برثانيه در حال انبساط مي باشد وبقاياي ستاره اي را كه 1900 سال قبل منفجر شده ، همراه دارد .

هنگامي كه يك ابرنواختر در كهكشان ديگري منفجر شود نمي توان آن را با چشم غيرمسلح ديد ، اما ، مي توان از آن توسط يك تلسكوپ بزرگ عكسبرداري نمود . با معرفي دوربين در نجوم از صدها ابرنواختر عكسبرداري شده است . شكل (8-4) ابرنواختري را (8-4 الف ، پيكان) كه در كهكشان 7331NGC واقع است ودر سال 1959 م . عكسبرداري گرديده نشان مي دهد . ماهها بعد ، ابرنواختر نامرئي مي شود (شكل 8-4ب) .

نتيجه ابرنواختر ، شكل گيري عناصروراي آهن . در دماهاي زياد حاصل از فروريزش وانفجار ، بعضي از هسته ها در ستاره مي شكنند ودر نتيجه تعدادي نوترون وپروتون آزاد مي شود . نوترونها وپروتونها توسط هسته هاي ديگر جذب شده ونتيجتاً عناصر سنگين تر نظير نقره ، طلا و اورانيوم شكل مي گيرند . به اين طريق ، عناصر باقيمانده جدول تناوبي (وراي آهن) در واپسين لحظات زندگي ستاره ساخته مي شوند . به علت اينكه زمان موجود جهت ساختن عناصر سنگين بسيار كوتاه است ، در نتيجه ، اين عناصر به فراواني آهن وعناصر قبل از آن نمي باشند . در جدول فراواني كيهاني عناصر (شكل 8-5) سقوط شديدي با سازه حدود 100000 براي عناصر سنگين وراي آهن ، وجود دارد .

تپ اخترها وستارگان نوتروني
نظريه انفجار ستارگان بيان مي كند كه در بعضي حالات تمام ستاره همراه با انفجار در فضا پخش مي شود ودر موارد ديگر ، هستة فشرده اي از ستاره بجاي مي ماند .در هر حالت ، ابري از ذرات از صحنه حادثه به طرف خارج پرواز مي كند . سرانجام نهائي ابر را مي دانيم ، پس از پخش در فضا با گاز اوليه تركيب مي شود تا اينكه خصوصيت خود را از دست بدهد . اما ، چه اتفاقي براي تودة فشرده ماده در مركز ابرنواختر بعد از انبساط لايه هاي خارجي رخ مي دهد ؟ پاسخ اين سؤال تا سال 1967 م . ناشناخته بود . درآن سال جالبترين اجرام شناخته شده در طول سالها در آسمان ،
يعني تپ اخترها كشف شدند .

تپ اخترها
كشف اخير كاملاً شانسي اتفاق افتاد . ژوسلين بل دانشجوي نجوم دانشگاه كمبريج پاسخ تجسسات روي تغييرات شدت امواج راديوئي حاصل از كهكشانهاي دور را پيدا كرد . اوبه طور غيرمنتظره اي دريافت كه در مكانهاي خاصي از جهان انفجارات سريع وكوتاهي از امواج راديوئي به فواصل معين منتشر شده وهر انفجار بيش از ثانيه طول نمي كشد . تداوم سريع انفجارها شبيه علائم مورس سماوي به نظر مي رسيدند . فاصلة بين دو انفجار متوالي حدود يك ثانيه وبه طور غير عادي ثابت بود . در حقيقت ، بيش از يك قسمت از ده ميليون تغيير نمي كرد . ساعتي با اين دقت بيش از يك ثانيه در سال جلو يا عقب نمي رود .

هيچ ستاره يا كهكشاني قبلاً مشاهده نشده بودند كه چنين علائم عجيبي منتشر كرده باشند . ابتدا ، بعضي از ستاره شناسان فكر مي كردند كه ممكن است موجودات باهوشي با علائم مورس ستارگان نظير LGM در حال ارسال پيغام به زمين باشند (LGM به جاي مردان سبز كوچك به كار رفته است ) . اما جامعة علمي به زودي دريافت كه علائم راديوئي داراي منشاء طبيعي است نه مصنوعي . يكي از دلايل عمده اين استنتاج پخش علائم در ناحيه وسيعي از بسامدها بود . اگر اجتماعي خارج از زمين سعي بر ارسال علائم به منظومه هاي شمسي ديگر داشته باشند ،

بايستي محيط انتقال دهندة بين ستاره اي براي ارسال علائم به فواصل تريليون ها كيلومتر كه هر ستاره را از همسايه اش جدا مي كند ، قدرت بسيار زيادي دربرداشته باشد اين عمل بي فايده ، بي منظور واحمقانه است كه قدرت انتقال دهنده را در ناحيه وسيعي از بسامدها پخش كند . تنها راه عملي انتقال ، همان متمركز نمودن تمام قدرت در يك بسامد است ، درست مانند كاري كه روي زمين به هنگام ارسال برنامه هاي راديوئي وتلويزيوني انجام مي دهيم .

اين دليل بي معني ، براميدهاي خيالي افرادي كه در يك فاصله كوتاه باور داشتند كه انسان ممكن است اولين پيغام خودرا از فضاي بيرون دريافت كرده باشد ، خط بطلان كشيد . «LGM» از مكالمات علمي حذف و «تپ اختر» جانشين آن شد وسرانجام دانشمندان دست به جستجوئي براي توصيف طبيعي علائم خاص زدند .

اولين كليد براي پاسخ ، تيزي علائم بود . موقعي كه يك شيء انفجار امواج راديوئي را در فضا منتشر مي كند وامواج از قسمتهاي گوناگون آن ودر زمانهاي مختلف به زمين مي رسند ، در نتيجه باعث اغتشاش تيزي علامت اصلي مي شود . هر چه شيء كوچكتر باشد ، اغتشاش در علامت كمتر شده وطول آن كوتاهتر مي شود . با توجه به اين حقيقت كه هر علامت ثانيه يا كمتر طول مي كشد ، در نتيجه محاسبه منجمين نشان داد كه شعاع تپ اخترها بيش از 16 كيلومتر نيستند.

اين استنتاج تكان دهنده بود ، زيرا تا آن زمان دانشمندان فكر مي كردند كه كوتوله سفيد با شعاعي – حدود 8000 كيلومتر – كوچكترين وچگال ترين ستاره جهان است . چگونه شيء به سنگيني خورشيد . تنها شعاعش 16 كيلومتر مي تواند باشد ؟ ماده در اين شيء فشرده يك بيليون برابر چگالتر از ماده در يك كوتوله سفيد است وقوطي كبريت پرشده از اين مواد وزني برابر 10 بيليون تن خواهد داشت .

ستارگان نوتروني
پاسخ به پيش بيني به چند دهه قبل برمي گردد . درآن زمان ، تعدادي از ستاره شناسان نظري يادآور شدند كه به هنگام فروريزش يك ستاره بزرگ وانفجار آن به صورت يك ابرنواختر ، فشار روي هسته ستاره سبب فشردگي آن مي شود ونتيجتاً الكترونها وپروتونهاي مجزا تركيب شده و نوترونها را به وجود مي آورند . به اين ترتيب ، توپي از نوترونهاي خالص به شعاع 16 كيلومتر در مركز شكل مي گيرد كه قسمت بزرگي از جرم اصلي ستاره در آن جمع شده است . دانشمندان به فرضيه توپ نوترونها به عنوان ستاره اي نوتروني مشكوك بودند .

منجمين از سال 1940 م . با پشتكار زياد به جستجوي ستارگان نوتروني پرداختند وبا دقت خاصي در ناحيه مركز سحابي خرچنگ ، محلي كه هسته ابرنواختر انفجاري در سال 1054 ميلادي جاي گرفته است ، به جستجو پرداختند . اما ، ستاره اي نوتروني كشف نشد ودر نتيجه علاقه به آنها از بين رفت .

در سال 1968 م . موجي از هيجان بين جامعه منجمين به هنگام كشف يك تپ اختر در مركز سحابي خرچنگ ، جايي كه منجمين قبلاً در جستجوي ستاره نوتروني بودند ، به وجود آمد . پيش بيني مي شد كه ستاره اي نوتروني در مركز سحابي خرچنگ وجود دارد ، ولي ، در آنجا يك تپ اختر پيدا شد ، زيرا ستاره نوتروني وتپ اختر تنها اجرام شناخته شده اي هستند كه جرم متمركزي در يك كره به شعاع 16 كيلومتر دارا مي باشند . ستاره نوتروني وتپ اختر دو نام براي يك چيز مي باشند – توپي حاوي ماده فشرده وبسيار چگال كه يك ستاره سنگين در اواخر زندگي اش به هنگام فروريزش به وجود آورده است .

توصيف ضربانهاي ستارگان نوتروني . يك راز براي توصيف باقي مي ماند . چرا ستارگان نوتروني انفجارات تابشي مداوم ، منظم وتيز منتشر مي كنند كه سبب معرفي اسم ديگري به نام تپ اختر شود ؟ دانشمندان براين باورند كه ستاره نوتروني مانند خورشيد وبيشتر ستارگان ديگر توسط پخش طوفانهاي شديد سطحي ستاره نوتروني رخ مي داده وتشعشع آن در جهت باريك ومشخصي پخش مي شود . به هنگام واقع شدن زمين در مسير يكي از اين تشعشعات ، تلسكوپهاي راديوئي علائمي را كه مبني بر حضور تپ اختر كه در واقع يك ستاره نوتروني است ، دريافت مي كنند .

اما ، اگر تپ اختر تشعشع پيوسته اي در فضا پخش كند ، چرا ما تشعشع را به صورت انفجارات متوالي تيز ومنفرد مشاهده مي كنيم ؟ دليل آن احتمالاً چرخش ستارگان نوتروني ، يا تپ اخترها ونظير بيشتر ستارگان كه حول محورشان مي چرخند ، مي باشد . در حقيقت ، احتمال دارد كه اين ستارگان با سرعت چندبار در ثانيه بچرخند . همانطور كه ستاره نوتروني مي چرخد ، سيل تشعشع از سطح آن نظير نور حاصل از يك اطاق چراغ دريائي ، فضا را جاروب مي كند . اگر زمين در مسير چرخش جريان تشعشع باشد ، در هر چرخش ستاره نوتروني ، يك انفجار تابشي تيز دريافت خواهد كرد .

به علت اينكه يك شيء چرخان به تدريج كند مي شود ، در نتيجه مي توان اين نظريه را تحقيق كرد . بنابراين ، فاصله زماني بين دو تشعشع متوالي از يك تپ اختر بايستي افزايش يابد . اين پيش بيني توسط كشف طولاني شدن زمان بين دوضربان متوالي ار تپ اختر واقع در سحابي خرچنگ ، مورد تائيد قرار گرفت . اين ميزان كوچك ، ولي ، قابل اندازه گيري ، برابر با يك بيليونيم ثانيه در
روز مي باشد .

تاكنون بيش از 100 تپ اختر مشخص شده اند . به جرأت مي توان گفت كه هر يك از آنها ستاره اي نوتروني مي باشد . تپ اختر سحابي خرچنگ سريعترين آنهاست ، كه انفجارات انرژي اش به ميزان 30 ضربان در ثانيه به ما مي رسد واين ميزان ، 30 چرخش در ثانيه را براي ستاره نوتروني پيشنهاد مي كند . ساير تپ اخترها داراي ميزانهايي تا حداقل يك ضربان در دو ثانيه مي باشند ، كه اين موضوع مبين چرخش بسيار آهسته اين ستارگان نوتروني است . چون تپ اخترها با پير شدن آهسته تر مي چرخند ، در نتيجه تپ اختر خرچنگ جوان ترين تپ اختري است كه تا كنون مشاهده شده است .

تپ اختر بادبان . علاوه بر خرچنگ ، تپ اختر ديگري درون ابرگاز در حال انبساطي قرار گرفته است ، كه به نظر مي رسد باقيمانده يك ابرنواختر انفجاري باشد . به علت اينكه اين تپ اختر در جهت صورت فلكي بادبان قرار دارد ، تپ اختر بادبان ناميده مي شود . اين تپ اختر در مركز سحابي آدامس كه چاه رقيقي از ماده بين ستاره اي وبه فاصله 1500 سال نوري از ما است ، قرار دارد .
ضربانهاي حاصل از تپ اختر بادبان به ميزان 12 عدد در ثانيه به ما مي رسند . چون تپ اختر بادبان از تپ اختر خرچنگ آهسته تر مي چرخد ، در نتيجه ابر نواختري كه اين تپ اختر را توليد كرده است بايستي زودتر از ابرنواختر خرچنگ اتفاق افتاده باشد ،

با يك تقريب ساده ، ابرنواختر بادبان بين 5000تا10000 سال قبل منفجر شده است . چون تپ اختر بادبان به زمين بسيار نزديك است – حدود يكدهم فاصله خرچنگ از ما – لذا ، انفجار ابرنواختر مربوط به آن بايستي به صورت يك ستاره جديد وبسيار روشن در جهان ظاهر شده باشد . اين روشنائي بايستي بسيار زيادتر از روشنائي ماه كامل در طول چند هفته ودر مراحل اوليه به رنگ قرمز آتشين ديده شده باشد . يك ابرنواختر به نزديكي نمونه اخير ، امروزه منظره باهيبتي دارد ومطمئناً براي ما منظره وحشتناكي خواهد بود .

19-3 شكل گيري ستاره
اكنون به محيط هاي بين ستاره اي به عنوان كارخانه سازنده ستاره براساس اطلاعات وتصاوير جمع آوري شده باز مي گرديم . اين مبحث را به دو بخش تولدهاي ستاره هاي سنگين (با بيش از ده برابر جرم خورشيدي ) وستاره هاي جرم خورشيدي تقسيم مي كنيم . اجرام پيش ستاره اي سنگين از تابش زيادتري نسبت به اجرام خورشيدي برخوردار هستند وستاره هاي سنگين هنگامي كه به رشته اصلي برسند گازهاي اطراف خود را يونيده مي كنند . گازهاي يونيده توسط تلسكوپهاي راديويي آشكار مي گردند . چون گردوغبارها با محو كردن امواج مانع انجام اين عمل مي شوند ، فقط مشاهدات راديويي ومادون قرمز به ما اجازه بررسي وتحقيق در چگونگي پرورش يافتن ستاره ها را مي دهند .

(الف) تولد ستاره هاي سنگين
قبل از اين كه موارد خاصي را عنوان كنيم ، طرح اجمالي تولد يك ستاره سنگين را از روي علائم حاصل از امواج راديويي ومادون قرمز بررسي مي كنيم . اولاً ستاره ها از ابرهاي مولكولي به وجود آمده اند (قابل رويت توسط گسيل در طول موجهاي ميليمتري) . ثانياً هوار متراكم سقوط آزاد در مراحل اوليه ، كه بر حرارت غبارها مي افزايد ، دماي آنها را به حدود K30 تاK50 مي رساند . اين گردوغبار تابش مادون قرمز ساطع مي كنند كه قله آنها حدود Um10 است . ثالثاً ، همينكه پيش ستاره تشكيل مي شود دماي غبارهاي داخلي به حدود K1000 مي رسد وبنابراين تابش هايي با قله اي در حدود Um3 گسيل مي دارند .

غبار سطحي تر سردتر بوده وهنوز حدود k100 دما دارد . بنابراين ، طيف حاصل نشان تركيبي از دو قله جسم سياه يكي در نزديكي Um3 وديگري در نزديكي Um30 را نشان مي دهند . رابعاً ، همچنان كه پيش ستاره به رشته اصلي مي رسد گاز هيدروژن را يونيده كرده ويك ناحيه HII فشرده توسعه مي يابد كه به سهولت در طول موجهاي كه موجي قابل رؤيت هستند . خامساً ، گاز داغ ويونيده گسترش مي يابد وغبار به سمت خارج رانده وسرد مي شود ويك موج با قله اي در حوزه مادون قرمز دو روبا شدت كمتر گسيل مي شود . هنگامي كه غبار تقريباً پراكنده شده است ، ناحيه HII يك طيف پيوسته ضعيف در طول موجهاي راديويي گسيل خواهد داشت . سرانجام ، ناحيه HII آن قدر توسعه خواهد يافت كه غبار را كاملاً به بيرون هدايت نموده ومحو مي سازد ودر پس آن شكل واقعي ستاره رؤيت مي گردد .

با داشتن زمينة ذهني فوق به سحابي جبار توجه نماييد (شكل 19-19) . ناحيه HII در اطراف خوشه ذوزنقه (Trapezium) قديمي ترين قسمت ناحيه (تحول يافته ترين) را معين مي كند . خوشه ذوزنقه شامل صدها ستاره با فاصله يك سال نوري از همديگر مي باشد كه فقط ستاره هاي OوB از اين گروه ، گازها را يونيده مي كنند . اين ستاره هاي سنگين بيشتر از يك ميليون سال عمر نداشته ومشاهدات گوناگون نشان داده اند كه شارش گازها در اين جا پُر هرج ومرج ، ناآرام وسريع است كه سرعت هايي بيش از 100 كيلومتر بر ثانيه را دارا هستند .

در يك بينش تحولي در مي يابيم كه هسته ابر مولكولي كه در پشت سحابي جبار قرار دارد جوانترين قسمت ناحيه مي باشد.
تولد ستاره در كجا اتفاق مي افتد ؟ ما مواد خروجي (ابر مولكول) ونتايج نهايي (خوشه چهار گوشه) را مي بينيم . مناسب ترين مكان براي پيش ستاره ها بين دو قسمت واقع شده است كه يكي در خوشه مادون قرمز وابسته به بكلين – نيوجي بار – Becklin) (Neugebauer و ديگري در سحابي كلين من – لو (Low-Kleinmann) مي باشند . تفكيك بالاي مشاهدات مادون قرمز نشان مي دهد كه حداقل پنج منبع در خوشه موجود است كه در فواصلي حدود چندهزار واحد نجومي از هم قرار دارند . ممكن است اينها پيش ستاره هايي در امتداد شيء بكلين نيوجي بار باشند . خواص مشاهد شده با انتظاراتي كه از يك پيش ستاره سنگين در تحول PMS آن داشتيم ، مطابقت مي كند .

ستاره شناسان مادون قرمز شيء بكلين – نيوجي بار را دقيقاً يك خط مادون قرمز Um05/4 مشاهده كرده اند كه خط آلفاي براكت ناميده مي شود وناشي از يك گذار از سطح 5 به سطح 4 هيدروژن مي باشد . از ديدگاه تحول پيش ستاره اي ، اين خط مي تواند از بازتركيب بين يك ناحيه خيلي كوچك وتازه شكل گرفته HII در حوالي يك ستاره سنگين كه به رشته اصلي نزديك مي شود ، پديد آمده باشد . مشاهدات تا اين تاريخ ، دلالت براين دارند كه گسيل از يك ناحيه متراكم HII بوجود مي آيد . بنابراين ، شيء بكلين نيوجي بار در درون ابر مولكولي ، با اين تغيير ، يك ستاره BOاست كه درست در مرحله آغاز يونيده شدن مي باشد . البته اين مرحله كمتر از يك ميليون سال عمر دارند .

اين حالت درسحابي جبار ودر ديگر نواحي HII در مجاورت ابرهاي مولكولي غول آسا مي باشند همگي سناريوي مشابهي از شكل گيري پي در پي ستاره اي ، در درون خودرا گزارش مي دهند . شكل گيري ستاره سنگين در يك انتهاي همين ابر مولكولي غول آسا آغاز مي شود (شكل 19-20) . (چنين ابرهايي تمايل به كشيدگي وسيگار شكل شدن را دارند ) يك گروه كوچك حدوداً از ده ستاره OوB شكل مي گيرند . همگي به رشته اصلي تحول مي يابند .

سپس تابش ماوراء بنفش آنها مولكولهاي هيدروژني موجود در اطراف آنها شكسته وگاز را يونيده مي كند . ناحيه HII به علت داغ بودن ، منبسط مي شود وباعث پيشروي يك موج ضربه اي در ميان ابر مولكولي مي گردد . گاز پشت موج ضربه اي براي رسيدن به چگالي هاي مناسب جهت شروع هوار گرانشي فشرده مي شود . يك گروه جديد از ستاره هاي OوB حدود يك ميليون سال پس از شكل گيري قبلي ، متولد مي گردند . اين فرآيند تكرار مي شود وگروههاي كوچك از ستاره هاي وزين در يك رديف از انفجارات در طول ابرهاي مولكولي متولد مي گردند .

اين مدل پيش بيني مي كند كه بقاياي سنگواره اي يك ابر مولكولي سلسله هايي از گروههاي كوچك ستاره اي OوB خواهند بود كه حدود 10 تا 30 پارسك از يك ديگر جدا بوده وكم وبيش در همان فضايي كه ابر مادر بوده است ، مي باشند . اين گروه ستاره هاي OB به خودي خود نمي توانند بيش از 107 سال عمر داشته باشند واز اين رو اين ستاره ها حيات طولاني ندارند (دهها ميليون سال) . خيلي از اجتماعات OB كه عرضي در حدود 30 تا200 پارسك دارند شامل خوشه هاي كوچك ستاره اي مي باشند كه به عنوان زيرگروههاي OB خوانده مي شوند . اين زيرگروهها شامل 4تا20 ستاره هستند (به طور متوسط 10تا) كه در يك رشته تحولي قرار دارند . قديمي ترين و پراكنده ترين اين زيرگروهها در يك انتها وزيرگروه بسيار فشرده وجوانتر در قسمت ديگر قرار دارد .

براي مثال ، جبار شامل اجتماع بزرگي است كه از چهار زيرگروه OB تشكيل شده كه كوچكترين وجوانترين زيرگروه (تخمين زده اند كه حدود 2 ميليون سال عمر دارد) خوشه ذوزنقه مي باشد . يادآور مي شويم كه ذوزنقه به جنوبي ترين ابرهاي مولكولي جبار متصل شده است . در اين ناحيه نشانه هايي از شكل گيري يك ستاره وزين را مي بينيم .

شكل گيري يك ستاره از زماني كه در يك انتهاي ابر مولكولي شروع مي شود ، اين شكل گيري در تمام ابر به صورت واكنشي زنجيره اي منتشر مي شوند . اما ، چه چيزي انفجار مربوط به تشكيل ستاره را آغاز مي كند ؟ هنوز پاسخي براي اين سؤال يافت نشده است . شايد شروع آن از برخوردهاي ابرهاي مولكولي ويا با احتمال بيشتر ، از برخورد موج شديد حاصل از بقاياي يك ابرنواختر به انتهايي ترين قسمت يك ابر مولكولي باشد . اين ايده در ذهن ما شكل مي گيرد كه يك ابرنواختر نشانه هايي از مرگ يك ستاره سنگين خواهد بود وسپس علائم مرگ آن نيز منجر به پديد آمدن وتولد ستاره هاي سنگين ديگري خواهد شد .

همچنين ملاحظه مي كنيد كه در اين مدل ابرهاي مولكولي غول آسا وقتي كه تولد ستاره اي آغاز شود دوام زيادي ندارند – فقط دهها ميليون سال عمر خواهند داشت . چ.ن ما ابرهاي مولكولي زيادي را در حال حاضر مي بينيم ، لذا بايد به سرعت تشكيل شده باشند وبا فنا شدن سريع خود را متعادل كنند . اين كه كجا وچگونه اين ابرها تشكيل شده اند بيشتر مربوط به ساختار مارپيچي كهكشان ماست (فصل 20) .

(ب) تولد ستارگان با جرم خورشيدي
تصوير مشاهده اي براي تشكيل ستارگان نظير خورشيد بسيار اندك است . اما ، مشخصاً به نظر مي رسد كه ستاره هايي با جرم خورشيدي مانند ستاره هاي سنگين از ابرهاي مولكولي متولد مي گردند . سؤال اين است كه چگونه ودر چه ابرهايي ؟ تاكنون ، مع ذالك ، هيچگونه مشاهده رضايت بخش ومتقاعد كننده اي از يك پيش ستاره با جرم خورشيد نداشته ايم واين به خاطر كمبود تلاش در اين جهت نبوده است !

ستاره هاي به جرم خورشيد ممكن است از ابرهاي تاريك تشكيل شده باشند كه از جنس ابرهايي بين ستاره اي بوده واز غبار كافي برخوردار هستند ، به طوري كه نور ستاره ها را در درون وپشت خود محو مي سازند . اكنون مي دانيم كه ابرهاي تاريك يك نوع از ابرهاي مولكولي هستند . آنها نوعاً دماهاي حدود k10 ، چگاليهايي حدود m3/اتم 109 واجرامي از چند ده تا چند صدها برابر جرم خورشيد را دارا هستند . مشاهدات مادون قرمزي بيانگر دهها كانديد براي پيش ستاره هاي با جرم خورشيد در درون ابرهاي سياه كاملاً آزمايش شده هستند . اينها برخلاف ستاره هاي سنگين كه در لبه ها توليد مي شوند ، از اجزايي در درون ابرها شكل مي گيرند .

تولد ستاره هاي سنگين ويا شايد از بين رفتن يكي از آنها در يك ابرنواختر گازها وغبارها را در جهت آشكار نمودن اين ستارگان جاروب مي كند . در اين وضعيت ، تولد اغلب ستاره ها در ابرهاي سنگين وتاريك انجام مي گيرد كه خارج از اشكال اجتماعات OB مي باشد . بنابراين ، خورشيد ممكن است كه در يك اجتماع OB متولد شده وشايد بوسيله يك جريان انفجار ابرنواختر همانند موردي كه در جبار شرح داده شد به وجود آمده باشد .

يك ايدة ديگر آن است كه ستاره هاي با جرم خورشيد از ابرهاي مولكولي مجزا وكوچك ونه انواع غول پيكر آن تشكيل مي شوند . اين ابرها عرضي بيش از چند پارسك ندارند وشامل بيش از 1000 برابر جرم خورشيد از گاز مي باشند ودر مجاورت هيچ ابر مولكولي غول پيكري واقع نشده اند . يك مثال از اين نوع ابرهاي كوچك NGC 7023 مي باشد (شكل 19-21) كه با طول موجهاي ميليمتري مطالعه شده است . اين ابر حدود 430 پارسك از خورشيد فاصله داشته وحدود 1000 پارسك بالاتر از صفحة كهكشاني قراردارد وهيچ ابر بزرگي تا فاصله 80 پارسكي از آن وجود ندارد . اين ابر ، ابعادي در حدود 4در9 پارسك داشته ودر فشرده ترين نواحي داراي 300 برابر جرم خورشيدي است وكلاً بيش از 1000 برابر جرم خورشيد جرم دارد .