ستاره

ستارِه (star)
گوی گازی فروزانی، بیشتر متشکل از هیدروژن و هلیوم، و دارای گرما و روشنایی ناشی از واکنش های هسته ای. هر چند ستاره ها برای مدت های بسیار طولانی، حدود چندین میلیارد سال، می درخشند، ظاهرشان در مراحل متفاوت عمر تغییر می کند. برای همۀ ستاره ها «چرخۀ عمر» قائل اند. ستاره هایی که شب هنگام با چشم دیده می شوند، به کهکشان ما(راه شیری) تعلق دارند. خورشید نزدیک ترین ستاره به زمین است؛ سایر ستاره های راه شیری در فاصله های بسیار دورتری قرار دارند. رسیدن به نزدیک ترین ستاره، غیر از خورشید، با سرعتی برابر یک دهم سرعت نور، هزار سال طول می کشد. کمترین جرم ممکن برای ستاره در حدود هشت درصد جرم خورشید یا ۸۰ برابر جرم مشتری است. اگر جرم ستاره از این مقدار کمتر باشد، واکنش هسته ای در آن رُخ نخواهد داد. اجسام کوچک تر از این جرم بحرانیدرخشش بسیار خفیفی دارند و کوتولۀ قهوه اینامیده می شوند.منشأ. ستاره ها هنگامی پدید می آیند که سحابی ها، ابرهای غول آسایی متشکل از ذرات و گازها، بر اثر گرانش فشرده شوند. این ابرها بیشتر دربردارندۀ هیدروژن و هلیوم، مقدار اندکی عناصر دیگر، و ذرات غبارند. حجم عظیمی از مادۀ بین ستاره ایبه تدریج از ابر جدا می شود و دما و فشار در هستۀ آن، ضمن کوچک تر و فشرده تر شدن، افزایش می یابد. ستارۀ در حال شکل گیری، با قطرات گازی بخارشکل احاطه می شود. در ۱۹۹۶، تلسکوپ فضایی هابلاز قدیمی ترین ستاره ها در سحابی اتا شاه تختهعکس برداری کرد. دمای ستاره در ابتدا به ندرت بالا می رود و بیشتر گرمای ذرات غبار به صورت تابشخارج می شود، امّا با افزایش چگالی، مقدار کمتری از گرمای تولید شده از دست می رود و دمای ستاره رفته رفته افزایش می یابد. در دمای ۱۰میلیون درجۀ سلسیوس، دما به قدری بالاست که واکنش های هسته ایآغاز می شوند و هسته های هیدروژن طی فرآیند گُداختبه هسته های هلیوم تبدیل می شوند. در این حالت، مقدار عظیمی انرژی آزاد می شود، انقباض متوقف می شود، و ستاره شروع به درخشیدن می کند.
ستاره های رشتۀ اصلی. در ستاره هایی که در این مرحله اند انرژی تولید شده بر اثر واکنش هسته ای جانشین انرژی گسیل شونده از سطح می شود، به نحوی که ستاره تا زمانی که منابع انرژی هسته ای اش تمام نشود، منقبض نخواهد شد. تا آن هنگام، ستاره در عمل بی تغییر می ماند، جرم ستاره مدت منقبض شدن ستاره را پیش از رسیدن به مرحلۀ رشته اصلی، و مدت زمانی را که در رشتۀ اصلی باقی می ماند، تعیین می کند. هرچه جرم بیشتر باشد، مدت ماندن در این مرحله کوتاه تر و درخشندگی بیشتر خواهد بود. ستاره ای با جرم خورشید طی چند میلیون سال به رشتۀ اصلی می رسد و از آن پس حدود ۱۰میلیارد سال یا کمی بیشتر از دوبرابر عمر فعلی خورشید در رشتۀ اصلی می ماند، بنابراین انتظار می رود که خورشید تا ۵میلیارد سال دیگر در این مرحله باقی بماند. دمای سطحی ستاره های رشتۀ اصلیاز ۲ تا بیش از ۳۰هزار درجۀ سلسیوس است. رنگ های متناظر این دما در محدودۀ سرخ تا آبی سفید قرار می گیرد. واکنش های هسته ای در نزدیکی مرکز رُخ می دهند و در نتیجه، ستاره رفته رفته دارای هستۀ هلیومی بی اثری می شود که با پوستۀ نازکی از هیدروژنِ سوزان احاطه شده است. وقتی همۀ هیدروژن موجود در هستۀ ستارۀ رشتۀ اصلی به هلیوم تبدیل شد، ستاره براثر متورم شدن به غول سرخیتبدیل می شود که حدود ۱۰۰برابر بزرگ تر است و سطحی سردتر و سرخ تر دارد.
کوتوله های سفید. آنچه از این پس اتفاق می افتد به جرم ستاره بستگی دارد. اگر جرم آن کمتر از۱.۲ برابر خورشید باشد، لایه های بیرونی ستاره به صورت سحابی سیاره ایبه فضای خارج رانده می شود، هسته در خود می رُمبد، و جسمی بسیار چگال، با نام کوتولۀ سفید، تشکیل می شود. کوتولۀ سفید سرانجام بی فروغ می شود و جسم تیرۀ بی درخششی برجای می ماند.
ابرنواخترها. اگر جرم ستاره بیش از ۱.۲برابر جرم خورشید باشد، پایان کار آن به کوتولۀ سفید ختم نمی شود، امّا چرخۀ عمرش را به سرعت پشت سر می گذارد و به اَبَرغول سرختبدیل می شود. با گرم تر شدن هستۀ ستاره، تبدیل های هسته ای بیشتری صورت می گیرد و هلیوم، در ابتدا به کربنو اکسیژن، سپس به عناصر سنگین تر، و در نهایت به آهن تبدیل می شود. ستاره سرانجام به صورت اَبَرنواختری درخشان منفجر می شود. بخشی از هسته که بعد از انفجار باقی می ماند ممکن است رُمبیدهشود و ستاره ای اَبَرچگالتشکیل دهد که تقریباً همۀ آن از نوترونتشکیل می شود. چنین ستاره ای را ستارۀ نوترونیمی گویند. برخی از ستاره های نوترونی، که تپ اخترنامیده می شوند، به سرعت می چرخند و تپ هایی به صورت امواج رادیویی از خود گسیل می کنند. در ۱۹۳۲، لف لاندائوبرای نخستین بار احتمال وجود چنین ستاره هایی را یادآور شد.
سیاه چاله. اگر جرم هستۀ در حال رُمبشِ اَبَرنواختر بیش از سه برابر جرم خورشید باشد، ستارۀ نوترونی تشکیل نخواهد شد، بلکه ابرنواختر به سیاه چالهتبدیل می شود. سیاه چاله ناحیه ای چنان چگال است که گرانشآن مواد نزدیک، و حتی همۀ تابش، از جمله نور خودش را در خود فرو می برد، به نحوی که سرعت فرار از سطح آن بیشتر از سرعت نور خواهد شد. چنین جسمی، چنان که اخترشناس و ریاضی دان فرانسوی، پیِر لاپلاس، در ۱۷۹۸ یادآور شد، از بیرون قابل مشاهده نیست. تصور می شود سیاه چاله ها احتمالاً فرآیندهای پرانرژیِ گوناگونی را توضیح می دهند که تاکنون ناشناخته مانده اند و در اختروَش هایا منابع پرتوایکس، نظیر دجاجه ایکس-۱ ، رخ می دهند. نیز ← ستارۀ دوتایی؛ هرتزشپرونگ_ـ_راسل،_نمودار؛ ستارۀ