نام فایل : مرگ-ستارگان-66-ص

فرمت : .doc

تعداد صفحه/اسلاید : 55

حجم : 268 کیلوبایت

مرگ ستارگان كوچك : كوتوله سفيد
مرز جداسازي بين ستارگان كوچك وبزرگ حدود چهاربرابر جرم خورشيد مي باشد . ستاره اي با جرم كمتر از
Mo
4 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
Mo
4 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
◦
...