تاریخ علمی جهان – بخش پنجم

بیگ بنگ: با نگاهی به آسمان شب ستاره های بی شماری را می توان دید. هر کهکشان و حتی کهکشان خودمان از میلیاردها ستاره تشکیل شده است. اما پرسش این است که یک ستاره چگونه متولد میشود؟ چگونه زندگی می کند و چه زمانی میمیرد؟

sun

تولد ستاره ها:

به گزارش بیگ بنگ، در همین کهکشان راه شیری سالانه هفت ستاره متولد می شود. ستاره ها در دل سحابی هایی تشکیل می شوند که در فضای کهکشانها قرار داشته و مملو از گازهای هیدوژن با حدود ۲۵ درصد هلیوم است. این گازها یادگار بیگ بنگ هستند. برای ذهن ما ساده است که چگونگی تولد یک ستاره را درون این سحابی تصور کنیم. کافیست یک گوشه از این سحابی چگال تر شود تا گازهای مجاور را به سمت خود بکشد و به رشد خود ادامه داده و در نهایت یک ستاره متولد شود. اما موضوع اصلا به این سادگی نیست! حتی بر روی زمین، ابرهایی که خود از قطرات ریز آب تشکیل شده است بدون ذرات گرد و غبار که نقش نطفه را بازی می کنند، به باران تبدیل نخواهند شد، چه برسد به یک سحابی که چگالی گازهای آن از یک محفظه کاملا وکیوم شده کمتر است!

چگالی بخشی از ابر یک سحابی باید به اندازه ای زیاد شود (حد Jean) که فرو پاشی گرانشی برای تولید یک پیش ستاره آغاز گردد. این اتفاق خود به خود نمی افتد، در حال حاضر دانشمندان سه عامل را در تشکیل یک نطفه چگال دخیل می دانند. یکی برخورد ابرهای مولکولی متفاوت است. دیگری تصادف کهکشانها با یکدیگر می باشد. سومی و مهمترین عامل مربوط به شوک امواج ضربه ای سوپر نواها یا ابرنواخترهاست. یک سوپر نوا، ستاره ای بزرگ است که به پایان عمر خود رسیده و منفجر می شود. انرژی این انفجار، همان انرژی پتانسیل گرانشی است که در اثر رمبش ستاره به درون خود آزاد می شود.

در هر حال این عوامل باعث می شود که ابتدا گویچه ای درون سحابی تشکیل شود که خود باعث جذب ابرهای گازی اطراف خود در شعاع چندین سال نوری می شود! با سقوط تدریجی مولکولها و تراکم آنها، این گویچه بزرگتر و گرمتر می شود. اگر جرم این توده به اندازه کافی بزرگ شده و از حدود ۱۰ به توان ۲۹ کیلو گرم ( ۰٫۰۵ جرم خورشید) بیشتر شود، دمای درونی آن به مقدار لازم، یعنی ده میلیون درجه برای شروع همجوشی هسته ای خواهد رسید و در ادامه به یک ستاره خواهیم رسید. جرمهای کمتر از این ، پس از سرد شدن به کوتوله سیاه و کمتر از آن به سیاره های سرگردان تبدیل خواهند شد. با توجه به اینکه تمام مواد درون کهکشان به دور مرکز آن در حال گردشند، این اتفاق برای پیش ستاره نیز می افتد. به همین خاطر این توده معمولا گشتاور زاویه ای گرفته و به دور خود میچرخد. بدین ترتیب هسته پیش ستاره به شکل یک صفحه چرخان در می آید که در صورت داشتن جرم بالا، ممکن است خود به چند ستاره تجزیه شود. انقباض گرانشی تا رسیدن به تعادل و پایداری ادامه خواهد یافت. این فرآیند می تواند ۱۰ تا ۱۵ میلیون سال به طول انجامد. در بسیاری موارد این ستاره ها با یک صفحه (protoplanetary ) احاطه شده اند که می تواند به سیاره های آن ستاره تبدیل شود. این اتفاقی است که برای خورشید ما افتاده است.

sun

هر ستاره کوره بزرگ هیدروژنی است که در آن دمای لازم برای جوش هسته ای وجود دارد، نیروی تراکم چیست؟ گرانش! با توجه به جرم زیاد یک ستاره طبعا نیروی گرانش نیز خیلی قوی است. کار گرانش نیز معلوم است، متراکم کردن، این تراکم همینطور ادامه پیدا می کند و فشردگی اتمها سبب بالا رفتن دما و فشار می شود. گرانش … تراکم … افزایش دما و فشار تا اینکه…! دما و فشار به حدی زیاد میشود که همجوشی هسته ای رخ می دهد. اما چه عاملی باعث تعادل یک ستاره می شود؟ چرا فروپاشی گرانشی ستاره ای چون خورشید که بیش از ۳۰۰ هزار برابر زمین جرم دارد و نیز ستاره هایی که میلیونها برابر از خورشید بزرگترند، متوقف نمی شود؟ چه نیرویی در مقابل این گرانش بزرگ می ایستد؟ پاسخ انرژی و نیروی حاصل از واکنش همجوشی هسته ای است! در واقع نیروی انفجار میلیونها بمب هیدروژنی در هر ثانیه از فروپاشی گرانشی ستاره جلوگیری می کند! تعادل در فشار رو به بیرون این انرژی با فشار رو به درون گرانش باعث پایداری ستاره ها تا چندین میلیارد سال می شود.

در همجوشی هسته ای ، چه عناصری در ستاره ها تشکیل می شود؟ ستاره های نسل اول عمدتا از تراکم غبار هیدروژنی و مقداری هلیوم تشکیل شده اند. طبعا اولین واکنش همجوشی هسته ای، تبدیل هیدروژن به هلیوم است. این اتفاقی است که هم اکنون در تمامی ستاره ها و از جمله خورشید در حال رخ دادن است. در هسته خورشید که شامل ۲۵ درصد شعاع درونی آن می شود، دما بیش از ۱۰ میلیون درجه است! در چنین دمایی، سد انرژی برای جوش هسته ای هیدروژن شکسته می شود. جرم هلیوم تشکیل شده، حدود ۰٫۷ % از هیدروژنهای مورد واکنش سبک تر است. این مقدار جرم باقیمانده، طبق معادله نسبیت اینشتین به انرژی و از جمله نور دگرگون می شود. مثلا برای خورشید در هر ثانیه بیش از ۴ میلیون تن جرم به انرژی نورانی تبدیل می شود! فوتونهای حاصل شده در مرکز خورشید به خاطر چگالی فوق العاده زیاد (حدود ۲۰ برابر چگالی آهن)، پس از بارها جذب و دفع شدن، به آهستگی راه خود را به سمت بیرون باز می کنند و پس از گذشت چندین هزار سال به سطح خورشید رسیده و به سوی آسمان بی کران پرواز می نمایند.

بنابراین ، ستاره هایی به اندازه خورشید و کوچکتر از آن در طول زندگی خود فقط قادرند هیدروژن را به هلیوم تبدیل کنند. با این حال درون خورشید عناصر سنگین تر مانند اکسیژن، کربن، نئون و حتی آهن نیز وجود دارد. حتی سنگین ترین ستاره ها نیز در زمان حیات خود قادر نیستند همجوشی هسته ای را برای خلق عناصر سنگین تر از آهن پیش ببرند. اما در سیاره ای چون زمین که خود تکه ای از خورشید است، عناصر سنگین تر از آهن نیز وجود دارد! این عناصر از کجا آمده اند؟!

ادامه دارد »»»

نویسنده: احمد مصدر / بیگ بنگ

منابع بیشتر: azmoonnews , Star , Sun , Stellar evolution , nasa

image_pdfimage_print
(14 نفر , میانگین : 4٫71 از 5)
لینک کوتاه مقاله : http://bigbangpage.com/?p=20181
احمد مصدر

احمد مصدر

نویسنده این مطلب : احمد مصدر ، فوق ليسانس شيمي. علاقمند به علوم مختلف از جمله فيزيك و فلسفه علم می باشد و به عنوان نویسنده در وب سایت بیگ بنگ فعالیت می کند.

شما ممکن است این را هم بپسندید

۴ پاسخ‌ها

  1. کاشف گفت:

    اما در سیاره ای چون زمین که خود تکه ای از خورشید است، عناصر سنگین تر از آهن نیز وجود دارد ! این عناصر از کجا آمده اند؟!

    از انفجار ستاره های دیگه غیر از خورشید در پایان عمرشون که درجه حرارت لحظه انفجار که چند ثانیه بیشتر طول نمیکشه به حدود ۱۰۰ میلیارد درجه سانتی گراد میرسه و عناصر سنگین تر از آهن درست در همون چند ثانیه به مقدار خیلی فراوون تشکیل میشه و توسط شهاب سنگ ها و بقیه اجرام آسمانی به کره زمین میرسه ! .

    • خلیل نسب گفت:

      میبخشید که میخوام تذکری به شما بدهم: همه چیز همزمان در بیگ بنگ اتفاق افتاده است و الان که ما در این کره خاکی هستیم پیرو همون اتفاق هستیم نه اینکه ان اتفاق اومده به ما رسیده! موفق باشید…

      • کاشف گفت:

        اصلا من راجع به بیگ بنگ صحبت نکردم دوست عزیز ! . من راجع به نحوه تشکیل عناصر سنگین تر از آهن توضیح دادم .

      • سمیر الله وردی گفت:

        دوست گرامی بد نیست، چند کتاب علمی مطالعه نمایید تا اطلاعات خود را بیشتر کنید.
        از آنجا که ابر میان ستاره ای اولیه در سیستم محلی اوریون با تراکم خود منجر به تشکیل خورشید و منظومه شمسی شده است مدل ها و تحلیل های فرایند تشکیل زمین و سیارت موارد زیر را نشان می دهد :
        ۱- براساس نظریه بیگ بنگ ماده اولیه تشکیل دهنده ستارگان تشکیل شده در زمانهای دورتر از ۵الی ده میلیارد سال قبل هیدروژن وهلیم بوده است.
        ۲- بدنبال تشکیل ستارگان غول پیکر در مراحل یادشده تعدادی از ستارگان تبدیل به نواختر و ابرنواختر شده اند .
        ۳-ابرنواختران بعنوان اهدا کنندگان عناصر سنگین به جهان با تشکیل هسته های عناصر سنگین و پرتاب آن با سرعت ۱۰۰۰کیلومتر در ثانیه این عناصر را در ابرهای میان ستاره ای مثل ابر اوریون پخش کرده اند.
        ۴- حدود سه الی ۴درصد ترکیبات ابرهایی پنج الی ده میلیارد سال پیش تشکیل گردیده اند از عناصر سنگین تر از هلیم ولیتیم تشکیل یافته است.
        ۵-هسته سیارات غول و یخی و کل جرم سیارات خاکی که برخی دارای هسته آهنی هستند از عناصر سنگین تشکیل گردیده است.

        طبق پاسخ دکتر محسن شادمهری دکتری نجوم و اختر فیزیک: این درست است که چرخه‌های هسته‌ای پروتون-پروتون، کرین-نیتروژن-اکسیژن و سه-آلفا در نهایت به شکل‌گیری عنصر آهن می‌انجامند و این عنصر دیگر نمی‌تواند در فرایند گداخت شرکت کند؛ فرایندهای دیگری در ادامه می‌توانند رخ دهند که پیدایش عناصر سنگین‌تر از آهن را باعث می‌شوند. بیشتر عناصر سنگین‌تر از آهن به دنبال فرایندی موسوم به گیراندازی نوترون شکل گرفتند. همان‌طور که می‌دانیم نوترون از نظر الکتریکی خنثی است، در نتیجه برایش این امکان وجود دارد که وارد هسته‌ای شود و به نوعی خودش را در میان بقیه نوترون‌ها و پروتون‌های هسته جا دهد. البته این طور نیست که همواره چنین اتفاقی می‌تواند رُخ دهد. در واقع احتمال چنین رویدادی به عدد جرمی هسته و انرژی جنبشی نوترون ورودی بستگی دارد. یک هسته پس از گیراندازی یک نوترون، به هسته‌ای سنگین‌تر تبدیل می‌شود که ممکن است ناپایدار باشد و واپاشی بتا کند؛ یعنی در این هسته‌ی ناپایدار جدید یک نوترون به پروتون تبدیل می‌شود. در نیتجه هسته‌ی ناشی از واپاشی، از هسته‌ی پیش از ورود نوترون سنگین‌تر است. البته توجه داریم که در حین این فرایند نوترینو الکترون و الکترون هم تولید می‌شوند.

        بسته به مقدار شار نوترون‌های ورودی، دو نوع سازوکار گیراندازی نوترون وجود دارد. اگر شار نوترون آن قدر کم باشد که هر واپاشی بتا، قبل از گیراندازی نوترون بعدی بتواند رُخ دهد؛ در این صورت این را فرایند نوع s می‌نامیم. محاسبات دقیق نشان می‌دهند که بیشتر هسته‌های پایدار تا عدد جرمی ۲۱۰ به دنبال همین فرایند s به وجود آمدند. در مقابل اگر شار نوترون ورودی آن قدر زیاد باشد که واپاشی‌ها بتا آن قدر زمانی کافی، قبل از گیراندازی نوترون بعدی نداشته باشند؛ در این صورت به این فرایند نوع r می‌گویند. بدیهی است فرایند r به پیدایش ایزوتوپ‌هایی می‌انجامد که از نظر تعداد نوترون غنی باشند. در طول عمر عادی یک ستاره، شار نوترون آن قدر هست که فرایند s اتفاق افتد. اما حداقل شار نوترون لازم برای فرایند r حدود ۱۰۲۲ ذره بر سانتی‌متر مکعب است که آن قدر بزرگ است که در طول حیات عادی یک ستاره تولید نمی‌شود. فعلاً تنها جایی که می‌توان چنین شار عظیم نوترون را انتظار داشت نزدیک ستاره‌ی نوترونی است که پس از انفجار ابرنواختری شکل می‌گیرد. البته پس از کاهش شار نوترون ورودی، فرایند r هم متوقف می‌شود. به نظر می ‌رسد عناصر سنگینی نظیر اورانیوم، توریوم و پلوتونیوم به دنبال همین فرایند r به وجود آمدند.

        البته فرایند دیگری هم موسوم به فرایند p وجود دارد که در انفجارهای ابرانوختری عمل می‌کند و این هم می‌تواند به پیدایش عناصر سنگین البته با فراوانی بسیار کم تر بیانجامد که در این جا وارد جزئیات این فرایند نمی‌شویم. برای اطلاعات تخصصی بیشتر می‌توانید به مقاله زیر مراجعه کنید:
        Seeger, P.A., Fowler, W.A., Clayton, D.D. (1965): Astrophysical Journal Supplement, 11, 121

پاسخ دهید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *