تاریخ علمی جهان – بخش پنجم

5
688

بیگ بنگ: با نگاهي به آسمان شب ستاره هاي بي شماري را مي توان ديد. هر كهكشان و حتي كهكشان خودمان از ميلياردها ستاره تشكيل شده است. اما پرسش اين است كه يك ستاره چگونه متولد ميشود؟ چگونه زندگي مي كند و چه زماني ميميرد؟

sun

تولد ستاره ها:

به گزارش بیگ بنگ، در همين كهكشان راه شيري سالانه هفت ستاره متولد مي شود. ستاره ها در دل سحابي هايي تشكيل مي شوند كه در فضاي كهكشانها قرار داشته و مملو از گازهاي هيدوژن با حدود 25 درصد هليوم است. اين گازها يادگار بيگ بنگ هستند. براي ذهن ما ساده است كه چگونگي تولد يك ستاره را درون اين سحابي تصور كنيم. كافيست يك گوشه از اين سحابي چگال تر شود تا گازهاي مجاور را به سمت خود بكشد و به رشد خود ادامه داده و در نهايت يك ستاره متولد شود. اما موضوع اصلا به اين سادگي نيست! حتي بر روي زمين، ابرهايي كه خود از قطرات ريز آب تشكيل شده است بدون ذرات گرد و غبار كه نقش نطفه را بازي مي كنند، به باران تبديل نخواهند شد، چه برسد به يك سحابي كه چگالي گازهاي آن از يك محفظه كاملا وكيوم شده كمتر است!

چگالي بخشي از ابر يك سحابي بايد به اندازه اي زياد شود (حد Jean) كه فرو پاشي گرانشي براي توليد يك پيش ستاره آغاز گردد. اين اتفاق خود به خود نمي افتد، در حال حاضر دانشمندان سه عامل را در تشكيل يك نطفه چگال دخيل مي دانند. يكي برخورد ابرهاي مولكولي متفاوت است. ديگري تصادف كهكشانها با يكديگر مي باشد. سومي و مهمترين عامل مربوط به شوك امواج ضربه اي سوپر نواها يا ابرنواخترهاست. يك سوپر نوا، ستاره اي بزرگ است كه به پايان عمر خود رسيده و منفجر مي شود. انرژي اين انفجار، همان انرژي پتانسيل گرانشي است كه در اثر رمبش ستاره به درون خود آزاد مي شود.

در هر حال اين عوامل باعث مي شود كه ابتدا گويچه اي درون سحابي تشكيل شود كه خود باعث جذب ابرهاي گازي اطراف خود در شعاع چندين سال نوري مي شود! با سقوط تدريجي مولكولها و تراكم آنها، اين گويچه بزرگتر و گرمتر مي شود. اگر جرم اين توده به اندازه كافي بزرگ شده و از حدود 10 به توان 29 كيلو گرم ( 0.05 جرم خورشيد) بيشتر شود، دماي دروني آن به مقدار لازم، يعني ده ميليون درجه براي شروع همجوشي هسته اي خواهد رسيد و در ادامه به يك ستاره خواهيم رسيد. جرمهاي كمتر از اين ، پس از سرد شدن به كوتوله سياه و كمتر از آن به سياره هاي سرگردان تبديل خواهند شد. با توجه به اينكه تمام مواد درون كهكشان به دور مركز آن در حال گردشند، اين اتفاق براي پيش ستاره نيز مي افتد. به همين خاطر اين توده معمولا گشتاور زاويه اي گرفته و به دور خود ميچرخد. بدين ترتيب هسته پيش ستاره به شكل يك صفحه چرخان در مي آيد كه در صورت داشتن جرم بالا، ممكن است خود به چند ستاره تجزيه شود. انقباض گرانشي تا رسيدن به تعادل و پايداري ادامه خواهد يافت. اين فرآيند مي تواند 10 تا 15 ميليون سال به طول انجامد. در بسياري موارد اين ستاره ها با يك صفحه (protoplanetary ) احاطه شده اند كه مي تواند به سياره هاي آن ستاره تبديل شود. اين اتفاقي است كه براي خورشيد ما افتاده است.

sun

هر ستاره كوره بزرگ هيدروژني است كه در آن دماي لازم براي جوش هسته اي وجود دارد، نيروي تراكم چيست؟ گرانش! با توجه به جرم زياد يك ستاره طبعا نيروي گرانش نيز خيلي قوي است. كار گرانش نيز معلوم است، متراكم كردن، اين تراكم همينطور ادامه پيدا مي كند و فشردگي اتمها سبب بالا رفتن دما و فشار مي شود. گرانش … تراكم … افزايش دما و فشار تا اينكه…! دما و فشار به حدي زياد ميشود كه همجوشي هسته اي رخ مي دهد. اما چه عاملي باعث تعادل يك ستاره مي شود؟ چرا فروپاشي گرانشي ستاره اي چون خورشيد كه بيش از 300 هزار برابر زمين جرم دارد و نيز ستاره هايي كه ميليونها برابر از خورشيد بزرگترند، متوقف نمي شود؟ چه نيرويي در مقابل اين گرانش بزرگ مي ايستد؟ پاسخ انرژي و نيروي حاصل از واكنش همجوشي هسته اي است! در واقع نيروي انفجار ميليونها بمب هيدروژني در هر ثانيه از فروپاشي گرانشي ستاره جلوگيري مي كند! تعادل در فشار رو به بيرون اين انرژي با فشار رو به درون گرانش باعث پايداري ستاره ها تا چندین ميليارد سال مي شود.

در همجوشي هسته اي ، چه عناصري در ستاره ها تشكيل مي شود؟ ستاره هاي نسل اول عمدتا از تراكم غبار هيدروژني و مقداري هليوم تشكيل شده اند. طبعا اولين واكنش همجوشي هسته اي، تبديل هيدروژن به هليوم است. اين اتفاقي است كه هم اكنون در تمامي ستاره ها و از جمله خورشيد در حال رخ دادن است. در هسته خورشيد كه شامل 25 درصد شعاع دروني آن مي شود، دما بيش از 10 ميليون درجه است! در چنين دمايي، سد انرژي براي جوش هسته اي هيدروژن شكسته مي شود. جرم هليوم تشكيل شده، حدود 0.7 % از هيدروژنهاي مورد واكنش سبك تر است. اين مقدار جرم باقيمانده، طبق معادله نسبيت اينشتين به انرژي و از جمله نور دگرگون مي شود. مثلا براي خورشيد در هر ثانيه بيش از 4 ميليون تن جرم به انرژي نوراني تبديل مي شود! فوتونهاي حاصل شده در مركز خورشيد به خاطر چگالي فوق العاده زياد (حدود 20 برابر چگالي آهن)، پس از بارها جذب و دفع شدن، به آهستگي راه خود را به سمت بيرون باز مي كنند و پس از گذشت چندين هزار سال به سطح خورشيد رسيده و به سوي آسمان بي كران پرواز مي نمايند.

بنابراين ، ستاره هايي به اندازه خورشيد و كوچكتر از آن در طول زندگي خود فقط قادرند هيدروژن را به هليوم تبديل كنند. با اين حال درون خورشيد عناصر سنگين تر مانند اكسيژن، كربن، نئون و حتي آهن نيز وجود دارد. حتي سنگين ترين ستاره ها نيز در زمان حيات خود قادر نيستند همجوشي هسته اي را براي خلق عناصر سنگين تر از آهن پيش ببرند. اما در سياره اي چون زمين كه خود تكه اي از خورشيد است، عناصر سنگين تر از آهن نيز وجود دارد! اين عناصر از كجا آمده اند؟!

ادامه دارد »»»

نویسنده: احمد مصدر / بیگ بنگ

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



ارسال یک پاسخ

لطفا دیدگاه خود را وارد کنید!
لطفا نام خود را در اینجا وارد کنید

این سایت از اکیسمت برای کاهش هرزنامه استفاده می کند. بیاموزید که چگونه اطلاعات دیدگاه های شما پردازش می‌شوند.

5 دیدگاه‌ها

  1. هیچ کدومتون حق ندارید قضاوت کنید.ما فقط تا یک ثانیه پس از بیگ بنگ میتوانیم عقب برویم.اصل همون یک ثانیه است که بینهایت احتمال برای اون وجود داره

  2. 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 100 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 ! .

    • 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…

      • 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