ستارگان خاموش

کلمه Black Hole و یا " سیاهچاله" را برای اولین بار ستاره شناس آمریکایی به نام جان ویلر به کار برده است. ویلر عبارت "سیاهچاله" را برای نمایش مصور نظریه ای که بیش از 200 سال درباره آن بحث شده بود انتخاب کرد. در این مطلب ما عبارت "ستاره خاموش" را برای این منظور برگزیده ایم. برای خواننده فارسی زبان "ستاره خاموش" در واقع همان مفهومی را می رساند که عبارت “Black Hole” برای خواننده انگلیسی زبان. در این مطلب، خواص ستارگان خاموش، چگونگی پیدایش یک ستاره خاموش، انواع ستارگان خاموش، و چگونگی مراحل کشف یک ستاره خاموش را بحث خواهیم کرد.
یک ستاره شناس انگلیسی به نام جان میچل در سال 1873 میلادی، مقاله ای انتشار داد که در آن صحبت از ستارگانی شده بود که هیچ گونه نوری از آنها گسیل نمی گردد. او معتقد بود که نیروی جاذبه این ستارگان آن چنان زیاد است که هیچ جسمی نمی تواند افق آنها را ترک کند. به همین دلیل، نور این ستارگان قبل از این که از افق آنها خارج شود دوباره به سطح ستاره جذب می گردد. همچنین، چند سال بعد دانشمند ریاضی به نام لاپلاس، بر اساس محاسبات دقیق ریاضی که روی فرمول های نیوتن انجام داده بود به این نتیجه رسید که مجموع جرم اجسام مرئی در آسمان کافی نیست تا نیروی جاذبه، جهان را در حال تعادل نگاه دارد. لاپلاس دنبال این مسئله را نگرفت، ولی، با اعتماد کامل گفت: مجموع جرم اجسام مرئی بسیار کمتر از آن است که بتواند جهان را در حال تعادل نگاه دارد.
نظریه میچل فوراً با این مسئله رو به رو شد که اگر هیچ چیز سطح این ستارگان را ترک نمی کند، پس چگونه ما به وجود آن پی می بریم؟ میچل در جواب این سوال می گوید: بهترین دلیل بر وجود این ستارگان همین است که ما در اینجا و بر روی زمین قرار داریم و چنین سوالی می کنیم. او توضیح داد، کمبود جرم لازم برای استقرار تعادل بین اجرام سماوی آنقدر زیاد است که چاره ای جز این نداریم که قبول کنیم اجرام نامرئی فراوانی وجود دارد که تعادل نیروی جاذبه را با چنین نظم معینی به وجود آورده اند. او اضافه کرد که این اجرام نامرئی دارای چنان جرم زیادی هستند، که ممکن است نابودی یکی از آنها در مجاورت منظومه شمسی تعادل منظومه شمسی را بر هم زند و تمامی منظومه شمسی به گوشه ای از جهان پرتاب گردد.
این نکته قابل ذکر است که وجود اجسامی که امروز آنها را ستارگان خاموش می نامیم را اشخاصی مانند لاپلاس و میچل، با اتکاء بر محاسبات ریاضی، پیش بینی کرده اند. به خصوص لاپلاس در نوشته های خود اشاره به اجسام بسیار سنگین و نامرئی در آسمان کرده و می گوید: "چگالی این اجسام باید هزاران برابر بیشتر از چگالی اجسامی باشد که تاکنون شناخته ایم." شرح کوتاهی از چگونگی به وجود آمدن یک ستاره به ما کمک خواهد کرد تا فرایند تبدیل شدن یک یا چند ستاره را به یک ستاره خاموش بهتر درک کنیم.
هنگامی که به درون یک بادکنک می دمیم، نیروی کشش بادکنک در اثر فشار هوایی که در آن دمیده می شود کم می شود و در نتیجه بادکنک بر اثر فشار هوایی که درون آن دمیده می شود بزرگ می گردد. هر کودکی می داند که اگر بیش از حد معینی در بادکنک خود بدمد، بادکنک او خواهد ترکید . یعنی مقاومت فشار هوای داخل بادکنک بیشتر از نیروی مقاومت پلاستیک بادکنک می گردد، آن وقت بادکنک می ترکد. بعد از این که بادکنک ترکید، هم هوای داخل بادکنک به حالت کشش اولیه برمی گردد. فرایند پیدایش یک ستاره دقیقاً شبیه عمل بادکردن و ترکیدن بادکنک است.
وقتی تعادل لازم بین نیروی جاذبه و فشار گاز هیدروژن، که به صورت ابرهای متراکم در فضا سرگردان هستند، وجود نداشته باشد، گاز هیدروژن به درون خود فرو می ریزد. هر چه اتم های هیدروژن با سرعت بیشتری به هم برخورد کنند انرژی بیشتری تولید می کنند تا آنجا که گرمای حاصل از این انرژی می تواند اتم های هیدروژن را با هم ترکیب کرده و از آن گاز هلیم بسازد. عمل ترکیب اتم های هیدروژن آن چنان حرارتی تولید می کند که توده ابر هیدروژن ملتهب می شود. از طرف دیگر ، گرمای بسیار زیاد حاصل از تبدیل گاز هیدروژن بهگاز هلیم فشار گاز را آن چنان زیاد می کند که بین نیروی جاذبه و فشار گاز تعادل نسبی برقرار می شود. وفتی این توده عظیم گاز با نیروی جاذبه متعادل شود، ستاره تازه ای به وجود می آید. باید توجه داشت، فرایند پیدایش یک ستاره بین صد میلیون سال طول می کشد.
برای این که یک ستاره نوزاد به حیات خود ادامه دهد، بایستی بین فشار گازهای ملتهب سطح ستاره، نیروی جاذبه ای که در فضای اطراف ستاره وجود دارد، و نیروی جاذبه خود ستاره یک تعادل پایدار برقرار شود. این تعادل، به خاطر بالا رفتن دما، التهاب گازها، و ازدیاد فشار گازها به وجود می آیند. در این حال، اگر گازها دوباره سرد گردند، فشار آنها گرم شده و در نتیجه تعادل بین فشار گاز و نیروی جاذبه به هم می خورد. پس لازم است، ستاره به طور دائم سوخت لازم برای ایجاد دمای مورد نیاز جهت ایجاد تعادل بین فشار گاز و نیروی جاذبه را، فراهم کند. این سوخت لازم همان انبوه گاز هیدروژنی است که ستاره را به وجود آورده است. از آنجا که، جرم هیچ ستاره ای نمی تواند بی نهایت باشد، هر ستاره ای پس از مدت زمان معینی دیگر قادر به تهیه سوخت لازم برای گرم نگاه داشتن گازهای سطح خود نخواهد بود. در چنین حالتی گازها شروع به سرد شدن می کنند و ستاره سرنوشت دیگری پیدا خواهد کرد. یک دانشمند هندی به نام سوبرامانیان چانداراشکر این سرنوشت را به نحو احسن تعریف کرده است، که ما در قسمت بعد به توصیف نظریه او می پردازیم.
مطلبی که لازم است تذکر داده شود، طول عمر یک ستاره است. همان طور که دوران تولد یک ستاره بین ده تا صد میلیون سال طول می کشد، عمر یک ستاره نیز بسیار طولانی است. برای روشن شدن این مطلب بهتر است خورشید خودمان را در نظر بگیریم. خورشید یکی از میلیون ها ستاره ای است که با روشی که تشریح شد به وجود آمده است. خورشید از نظر جرم و وزن در رده میانی ستارگان قرار دارد. یعنی خورشید نه جزء ستارگان کوچک است و نه از دسته ستارگان بزرگ. اگر همه ستارگان را بر اساس وزن و حجم به ده رده تقسیم کنیم، خورشید در رده چهار یا پنج قرار خواهد گرفت. جرم فعلی خورشید بیش از سی هزار برابر جرم زمین است و حجم آن یک میلیون و سیصد هزار برابر زمین است. از عمر خورشید تقریباً پنج بیلیون سال می گذرد و هنوز در عنفوان جوانی است. دوران تولد خورشید زمانی بین 10 تا 27 میلیون سال طول کشیده است. دمای خورشید در نزدیکی مرکز آن به 40 میلیون درجه سانتیگراد می رسد و در سطح آن در حدود 15 هزار درجه سانتیگراد است. در طول 5 بیلیون سالی که خورشید در حال تعادل بوده است، نیمی از جرم خود را تبدیل به گرما کرده است. جرم فعلی خورشید معادل 2.19 × 1027 تن است که این جرم کافی است تا 5 بیلیون سال دیگر خورشید را در حال تعادل و به صورت فعلی نگاه دارد و پس از 5 بیلیون سال خورشید دیگر گاز کافی برای سوزاندن نخواهد داشت و امکان دارد که به ستاره ای خاموش تبدیل گردد.
سرنوشت ستارگان خاموش
در پاییز سال 1927 میلادی دانشجوی جوانی به نام سوبرامانیان چانداراشکر با کشتی از سمت جزایر اقیانوس هند، عازم انگلستان شد تا زیر نظر آرتور ادینگتون، ستاره شناس به نام روز، تحصیلات دوره دکترای خود را در دانشگاه آکسفورد شروع کند. ادینگتون یکی از کسانی بود که در نظریه نسبیت عام تخصص داشت.
چاندارشکر در طول سفر دریایی خود به این مسئله فکر می کرد که یک ستاره چه اندازه باید بزرگ باشد – چه از نظر حجم و چه از نظر جرم – تا بتواند بعد از آن که سوختش تمام شد خود را در مقابل نیروی جاذبه خودش حفظ کند. همان طور که می دانیم تعادل میان جاذبه یک ستاره و فشار گازهایی که ستاره را تشکیل می دهند بر اثر گرمای زیاد گازها به وجود می آید. لذا، هر ستاره ای برای حفظ تعادل بین نیروی جاذبه خود و فشار گازهای خود باید به طور مداوم مقدار زیادی از جرم خود را به مصرف سوخت برساند تا دمای گازها را در حد لازم نگاه دارد. از طرف دیگر به همان نسبت که از جرم ستاره بر اثر سوختن کم می شود از نیروی جاذبه آن هم کم می شود و در نتیجه سوخت کمتری لازم است تا تعادل را نگاه دارد. سوال چاندراشکر این بود که اگر سوخت ستاره تمام و گازها سرد شوند چه چیزی دیگری می تواند تعادل بین فشار گاز و نیروی جاذبه را حفظ کند به گونه ای که مانع از فروریختن ستاره در خود شود. وقتی ستاره ای کوچک می شود، از یک طرف، ذرات مادی آن ستاره به هم نزدیک می شوند و از طرف دیگر، بر اساس اصل طرد، این ذرات با سرعت بسیار زیاد از هم دور می شوند. چرا که، در غیر این صورت، امکان ترکیب آنها وجود خواهد داشت.این سرعت باعث خواهد شدکه ستاره گسترش یابد و اگر گسترش ادامه پیدا کندبه جایی می رسد که دیگر گسترش لازم نیست و ذرات به اندازه ای از هم دور هستند که دیگر برخورد و ترکیب آنها وجود نخواهد داشت. از طرف دیگر، این گسترش به خودی خود نمی تواند ادامه پیدا کند و جاذبه ستاره بر روی سرعت ذرات اثر می گذارد و از ازدیاد بی حد سرعت آنها جلوگیری می کند. لذا، به جایی می رسیم که تعادل لازم بین نیروی جاذبه ستاره و انرژی حاصل از حرکت ذرات مادی ستاره به وجود می آید در نتیجه، یک ستاره می تواند قطر خودش را در یک حد معین حفظ کند. چانداراشکر متوجه شد که نیروی واکنش که بر اساس اصل طرد به وجود می آید و ذرات مادی ستاره را به سرعت از هم دور می کند می بایست دارای حدی باشد. چون هیچ جسمی نمی تواند سریع تر از نور حرکت کند، حداکثر نیروی لازم برای به حرکت درآوردن ذرات مادی ستاره نیرویی است که ذرات مادی ستاره را با سرعتی معادل سرعت نور به حرکت در آورد. حال اگر ستاره به آن اندزه مترکم گردد که برای خنثی کردن نیروی جاذبه ستاره و ایجاد تعادل در آن ستاره ذرات مادی مجبور باشند با سرعتی مساوی یا بالاتر از سرعت نور حرکت کنند، ستاره دیگر نمی تواند خودش را در مقابل نیروی جاذبه خودش حفظ کند و به درون خود سقوط خواهد کرد. بر اساس این فرض بود که چانداراشکر تصمیم گرفت جرم یک ستاره سرد را به گونه ای محاسبه کند که ستاره تواند خود را در مقابل نیروی جاذبه خودش در حال تعادل نگاه دارد.
نتیجه محاسبه های او امروز به حد "چانداراشکر" است و برابر است با جرمی معادل یک برابر و نیم جرم فعلی خورشید. ستارگان سردی که جرم آنها از حد چاندارا شکر کمتر است تبدیل به ستارگان بسیار متراکمی می شوند که دارای قطری در حدود 15 هزار کیلومتر هستند و چگالی آنها بیش از صدها تن است. این ستارگان موسوم به کوتولههای سفید هستند. این ستارگان قادرند تعادلی بین نیروی جاذبه خود و نیروی حاصل از سرعت ذرات مادی خود به وجود آورند که در این حد متراکم باقی بمانند و از این متراکم تر نگردند. تاکنون تعداد فراوانی از کوتوله های سفید مشاهده شده اند. یکی از اولین کوتوله های سفید که وجودش ثابت شده است هـمـان سـتـاره ای اسـت که به دور سیـروس (Sirius)، که یکـی از روشن ترین ستارگان است، می چرخد.
سیروس بعد از پروکسیما نزدیکترین ستاره به زمین است و فاصله اش تا زمین معادل 7/8 سال نوری است. جرم این ستاره 4/2 برابر جرم خورشید است. دمای سطح سیروس بیش از دمای سطح خورشید است. ستاره شناس آلمانی بنام فردریک ویلهلم بسل در سال 1844 میلادی با مشاهده مسیر حرکت سیروس بر این عقیده شد که این ستاره باید جرمی شبیه به سیاراتی که خورشید را دور می زنند داشته باشد که او را همراهی کنند. 18 سال بعدستاره شناس آمریکایی به نام الوان کلارک توانست وجود چنین همدمی را برای سیروس ثابت کند. بعدها معلوم شد که این همدم سیروس یکی از همان کوتوله های سفید است.
حد چانداراشکر وضع ستارگان خاموشی را که جرم آنها از 5/1 برابر جرم خورشید بیشتر است روشن نمی کند. بعد از انتشار نظریه چانداراشکر یک دانشمند روسی به نام لاندائو برای ستارگان خاموشی که جرم آنها تقریباً دو برابر خورشید است اما حجم آنها بسیار کوچکتر از کوتوله های سفید است سرنوشت دیگری را پیش بینی کرد. او معتقد بود، این ستارگان بر اثر ازدیاد سرعت نوترون ها و پروتون های خود به حال تعادل در می آیند. لاندائو نام این گونه ستارگان را ستارگان نوترونی گذاشت. بنابراین، کوتوله های سفید سرنوشت نهایی ستارگان خاموشی هستند که جرمی کمتر از 5/1 برابر جرم خورشید را دارا هستند، ستارگان خاموشی که دارای جرمی بین 5/1 تا 2 برابر جرم خورشید هستند به ستارگان نوترونی تبدیل خواهند شد. اما سرنوشت بقیه ستارگان خاموش که جرم آنها از دو برابر جرم خورشید بیشتر است نامعلوم می ماند. ناگفته نماند که سال ها بعد از آن که لاندائو وجود ستارگان نوترونی را پیش بینی کرده بود، اولین ستاره نوترونی کشف شد. مسئله قبول حد چانداراشکر آنچنان بغرنج شده بود که استاد وی از قبول نظریه او خودداری کرد. این مسئله بیشتر به دلیل آن بود که ادینگتون، که استاد مسلم نظریه نسبیت عام بود، واهمه عجیبی داشت که مبادا پذیرفتن نظریه چانداراشکر اصول نظریه نسبیت عام را در هم بریزد. به خصوص، در زمانی که چانداراشکر و لاندائو نظریه خود را اعلان کردند، اینشتن و ادینگتون، دو نفر از مشهورترین دانشمندان جهان، در قید حیات بودند. و مهمتر از همه، هیچ یک از این دو نفر عقیده نداشتند که ممکن است ستاره ای آنقدر به درون خود سقوط کند که به نقطه ای با جرم مخصوص بی نهایت تبدیل گردد. گرچه چانداراشکر چنین مطلبی را اظهار نکرده بود، اما سکوت او در مورد ستارگان خاموشی که سنگین تر از 2 برابر خورشید هستند، به طور غیر مستقیم، گویای این بود که این ستارگان تحت نیروی جاذبه خود تا بی نهایت در درون خود سقوط خواهند کرد. چانداراشکر در مقابل مخالفت سرسخت دو نفر از مشهورترین دانشمندان روز قرار گرفت، در نتیجه نظریه او در مجامع علمی مورد قبول واقع نشد و حتی او برای گرفتن درجه دکترای خود مجبور شد در رشته دیگری از اختر فیزیک به تحقیق ادامه دهد. اما در سال 1983 میلادی چانداراشکر به خاطر تحقیق خود در مورد ستارگان خاموش و پیش بینی کوتوله های سفید که حالا وجود آنها کاملاً ثابت شده بود، موفق به دریافت جایزه نوبل در فیزیک گردید.
یکی از دانشمندان آمریکایی به نام اوپنهایمر برای اولین بار، در سال 1939 میلادی نظریه ای در مورد سرنوشت ستارگان سردی که جرم آنها از حد چانداراشکر بیشتر بود ارائه داد. خلاصه نظریه او به این شرح است که این ستارگان اثری از خود باقی نمی گذارند به گونه ای که ما بتوانیم با وسائل موجود امروزی به وجود آنها پی ببریم. به دلیل پیش آمدن جنگ جهانی دوم و معطوف شدن نظر دانشمندان به دانش اتمی، مسئله سرنوشت ستارگان سرد و خاموش برای مدتی طولانی کنار گذاشته شد.در دهه 1960 میلادی، با پیدایش دستگاههای مدرن نجومی، تعداد زیادی از دانشمندان علم نجوم دوباره به تحقیق درباره نظریه اوپنهایمر و چانداراشکر پرداختند. در این دوره نظریه اوپنهایمر به صورت زیر تعمیم داده شد:
ستارگانی که سوخت آنها رو به اتمام است بر اثر ازدیاد نیروی جاذبه مسیر نور را تغییر می دهند. مخروط نور که نمایشگر نوری است که از راس آن گسیل می گردد به سمت داخل کشیده می شود و به سطح ستاره نزدیک می گردد ( این پدیده در زمان خسوف کامل در مورد نور ستارگان بسیار دور دیده شده است). در حالی که ستاره متراکم تر می شود، نیروی جاذبه در سطح ستاره بیشتر می شود و در نتیجه مخروط نور گسیل شده از ستاره بیشتر به درون و به سمت سطح ستاره جذب می شود تا آنجا که دیگر نور نمی تواند از سطح ستاره جدا گردد. یعنی نور گسیل شده از ستاره قبل از این که بتواند از سطح افق ستاره خارج گردد دوباره جذب خود ستاره می شود. محبوس شدن نور در سطح ستاره به دلیل جاذبه بیش از حد ستاره می شود. تراکم ستاره، فرو ریختن، و تجمع ماده در مرکز ستاره، نیروی جاذبه ستاره را تا آنجا زیاد می کند که سرعت بسیار زیاد نور هم کافی نیست تا نور را از سطح ستاره جدا کند. از طرف دیگر، چون هیچ چیز سریع تر از نور حرکت نمی کند، نتیجه می شود که هیچ علامتی که حاکی از وجود این گونه ستاره ها باشد از سطح ستاره خارج نخواهد شد. وجود این نوع ستارگان خاموش را فقط از طریق غیر مستقیم می توان ثابت کرد. این حد بی نهایت سرنوشت یک ستاره خاموش است که ما آن را نقطه "مرگ ستاره" می نامیم. در این مرحله جرم ستاره که موجودیت آن را در بر دارد از بین نرفته است، بلکه آثار موجودیت آن را در بر دارد از بین نرفته است، بلکه آثار موجودیت ستاره به شکلی که برای ما قابل مشاهده باشد از میان رفته است. ما می گوییم زمان برای این گونه ستارگان از دید یک مشاهده کننده خارجی، به پایان می رسد. این گونه ستارگان خاموش را سیاهچاله می نامیم. همان طور که می دانیم بر اساس نظریه نسبیت عام زمان مطلق و مکان مطلق وجود ندارد. زمان برای مشاهده کننده ای که در فضای بسیار دور از یک ستاره خاموش است با زمان برای مشاهده کننده ای که در سطح ستاره خاموش است متفاوت است. مثال زیر به روشن شدن این مطلب کمک می کند.
فرض کنید، یک سفینه فضایی برای مشاهده یک ستاره بسیار سنگین، که در حال خاموش شدن است، به آن ستاره فرستاده شده است. وقتی سفینه به نزدیکی آن ستاره می رسد، یک نفر را، برای مشاهده از نزدیک، به سطح ستاره می فرستیم و سفینه از را دور با این شخص با امواج رادیویی، در تماس است. همچنین، فرض کنید، شرایط خاموش شدن ستاره آن چنان است که درست در ساعت 12 ( بر اساس ساعتی که به دست ستاره شناسی است که روی ستاره ای که در حال خاموش شدن است قرار دارد) نیروی جاذبه این ستاره به جایی می رسد که دیگر هیچ گونه موجی نمی تواند از میدان جاذبه این ستاره بیرون برود. از طرف دیگر، فرض کنید، قرار است شخصی که روی سطح ستاره است، در راس هر یک ثانیه یک علامت رادیویی به اشخاصی که در سفینه فضایی هستند بفرستد. آنهایی که در سفینه فضایی هستند متوجه می شوند علائمی که از همکارشان فرستاده می شود رو به کندی می رود. مثلاً علامتی که ساعت 11 و 49 دقیقه 59 ثانیه دریافت کرده اند فاصله اش تا علامت بعدی به جای یک ثانیه مثلاً یک ثانیه و یک دهم ثانیه است. پس علامت بعدی را در ساعت 11 و 50 دقیقه و یکدهم ثانیه دریافت می کنند. به همین ترتیب ، علامت بعدی کمی کندتر از علامت قبلی به سفینه می رسد. فرض کنید، آخرین علامت را افراد سفینه فضایی در ساعت 11 و 59 دقیقه و 59 ثانیه دریافت کنند. آنها دیگر علامتی از دوست خود دریافت نخواهند کرد حتی اگر میلیونها سال معطل بمانند. علت تاخیرهای اولیه در رسیدن امواج رادیویی به سفینه، ازدیاد نیروی جاذبه ستاره است. زمان رسیدن امواج رادیویی هر لحظه کندتر می شود، امواج رادیویی به فاصله یک ثانیه از هم فرستاده می شوند. اما، در سفینه فضایی فاصله بین دریافت امواج رادیویی یکی پس از دیگری زیادتر می شود تا آنجا که موجی درست در ساعت 12 از روی ستاره خاموش فرستاده می شود هرگز به سفینه فضایی نمی رسد. پس دیده می شود که از نظر آنهایی که در سفینه فضایی هستند زمان برای دوستشان که روی ستاره در حال خاموش شدن ایستاده، متوقف شده است. زیرا اگر زمان متوقف نشده بود، او باید ساعت 12 و یک ثانیه علامت بعدی را می فرستاد و به همین ترتیب فرستادن علائم را ادامه می داد. پس معلوم می شود که زمان بعد از ساعت 12 روی این ستاره ایستاده است. اما، از طرف دیگر، اگر شخصی که در سطح ستاره خاموش است بدنش و ساعت دستش در مقابل نیروی جاذبه ستاره خاموش مقاومت داشته باد، اصلاً متوجه ایستادن زمان نخواهد شد و درست در راس هر یک ثانیه علامت رادیویی خود را به سفینه می فرستد. توجه داشته باشید که این مثال، کاملاً تخیلی است. در حقیقت، میزان جاذبه در ستارگان خاموش آنقدر زیاد است که اگر در عالم تصور فکر کنیم که انسانی روی چنین ستاره ای ایستاده است، اختلاف فشار بین کف پای او و سرش آنقدر زیاد است که این انسان باریکتر از نخ می شود.
وضعیت نهایی ستارگان خاموش
در سال 1967 میلادی انقلابی در مورد ستارگان خاموش به وجود آمد و سر دسته این انقلاب شخصی به نام اسرائیل بود. اسرائیل در برلین به دنیا آمده بود، در آفریقای جنوبی بزرگ شد، و دکترای خود را در ایرلند گرفت و بعد تابعیت کانادا را پذیرفت. و در مطالعات خود نشان داد که ستارگانی که دوران نمی کنند، پس از خاموش شدن، شکل کاملاً کروی خواهند داشت و حجم آنها به جرم آنها بستگی خواهد داشت. توجه داشته باشید که نظریه اسرائیل تنها وضع ستارگان خاموشی را معین می کند که قبل از خاموش شدن دارای حرکت دورانی نبوده اند، ولی در مورد ستارگان خاموشی که قبل از خاموش شدن دارای حرکت دورانی بوده اند چیزی نمی گوید. نظریه اسرائیل با مخالفت های فراوان روبرو شد. حتی، خود اسرائیل هم اطمینان زیادی به نظریه اش نداشت تا این که راجر پنروز و دیگر دانشمندان، نظریه او را با محاسبات ریاضی که متکی بر نظریه نسبیت عام بود تایید کردند.
شخص دیگری به نام کر، از اهالی نیوزلند، معادله های نسبیت عام را برای ستارگان چرخان حل کرد و نتیجه محاسبه های او این بود که ستارگان چرخان زمانی که به ستاره ای خاموش تبدیل می شوند باز هم به گردش خود ادامه می دهند و شکل نهایی آنها تابعی از سرعت گردش و جرم آنها است بعداً نظریه کر در مورد ستارگان بدون دوران نیز تعمیم داده شد و این تعمیم را چندین نفر از جمله هاوکینگ و کارتر از استادان دانشگاه کمبریج لندن، و رابینسون، از دانشگاه لندن، انجام دادند. امروزه اکثر دانشمندان معتقد هستند که وضعیت نهایی ستارگان خاموش تنها تابع دوران و جرم آنها است و ربطی به این که ستاره از چه موادی تشکیل شده ندارد.
قبل از آن که کسی به دلایل فیزیکی و آزمایشگاهی وجود ستارگان خاموش را ثابت کرده باشد، قسمت اعظم نظریه های مربوط به آنها بر اساس محاسبات ریاضی بود. در سال 1963 میلادی یک ستاره شناس به نام اشمیت تغییر نور ستاره ای را که در حال چشمک زدن بود ( یعنی داشت نورش به آخر می رسید ) اندازه گرفت. او متوجه شد که این انتقال به سرخ نور، شبیه آنچه بر اثر نیروی جاذبه خورشید انجام می شود نیست. برای انتقال به سرخ نور، با شدتی که اشمیت مشاهده کرده بود، جاذبه ای بیش از یکصد برابر جاذبه منظومه شمسی لازم بود. نتیجه ای که اشمیت از آزمایش خود گرفت این بود که منبع نور بایستی از زمین بسیار دور باشد و در مسیر آن نه تنها یک ستاره خاموش بلکه دسته ای از ستارگان خاموش که در هم ادغام شده اند وجود داشته باشد. چشمه این نور و نورهای دیگری که بعداً کشف شدند آن قدر از ما دور بودند که با لوازم آن روز قابل مطالعه نبودند. بالاخره، در سال 1967 میلادی اولین ستاره خاموش از نوع ستارگان خاموش نوترونی کشف شد. این کشف به وسیله امواج رادیویی صورت گرفت که هنوز معلوم نیست به چه دلیل از افق جاذبه این ستاره فرار کرده و به ما رسیده بودند. یاد آور می شویم که حتی با وسایل امروزی هم تنها از راه غیر مستقیم می توان به وجود ستارگان خاموش پی برد.
یکی از روشهای غیر مستقیم برای اثبات وجود ستارگان خاموش بررسی و مقایسه جرم موجود در یک فضای محدود برای تایید دوران یک یا چند ستاره در مدارهای معین با جرم لازم برای دوران این ستارگان با توجه به معادله های ریاضی است. از آنجا که می دانیم صحت معادله های ریاضی قبلاً ثابت شده است بایستی یکی از دو حالت زیر وجود داشته باشد. حالت اول این است که یک یا چند ستاره دیگر در فضای محدود مورد نظر وجود دارد که به علت کمی نور قابل روئت نیستند و جرم این ستارگان کم نور کمبود جرمی را که معادلات ریاضی تعیین کرده اند نسبت به جرم لازم برای تعادل تامین می کند. حالت دوم این است که فرض کنیم تعدادی از ستارگان خاموش از نوع کوتوله های سفید یا نوترونی در این فضای محدود وجود دارد که کمبود جرمی را که برای تعادل لازم است تامین می کنند.
اخیراً ستاره ای از ستارگان خاموش از نوع سیاهچاله ها کشف شده است که مقدار زیادی پرتو ایکس از آن گسیل می شود. این ستاره خاموش و ستارگان روشن اطراف آن را با نام دستگاه پرتو 1-x می خوانند. دانشمندان بر این باورند که پرتوهای ایکس موجود از اجسامی که با سرعت بسیار زیاد به سمت سیاهچاله سقوط می کنند گسیل می گردد. این اجسام از سطح ستارگان غیر خاموش این دستگاه جدا می شوند و با سرعتی بسیار زیاد به طرف ستاره خاموش این دستگاه جذب می شوند و حرکتی حلزونی ایجاد می کنند. شدت حرکت و میزان دمای این اجسام آنقدر زیاد می شود که از خود پرتو ایکس گسیل می کنند. دانشمندان با مشاهده مسیر ستارگان قابل رؤیت دستگاه 1-x و محاسبه های لازم به این نتیجه رسیده اند که ستاره خاموش این سیستم باید جرمی لااقل 6 برابر جرم خورشید داشته باشد. چون این مقدار خیلی بیشتر از آن است که این ستاره خاموش از نوع کوتوله های سفید و یا ستارگان نوترونی باشد، نتیجه می گیرند که این ستاره باید یک ستاره خاموش از نوع سیاهچاله باشد. فرض اینکه این ستاره از نوع ستارگان کم نور است با محاسبات ناسازگار است. زیرا فرض کنیم که این ستاره یک ستاره کم نور است حجم آن باید آنقدر زیاد باشد که مدار ستارگان قابل رؤیت دستگاه 1-x را در بر گیرد. علاوه بر دستگاه 1-x تاکنون دستگاه های دیگری از این نوع، هم در کهکشان سحابی و هم کهکشان های دیگر کشف شده اند. وقتی به تاریخ طولانی عالم نگاه کنیم لاجرم به این نتیجه می رسیم که تعداد ستارگان خاموش از هر نوعی که باشند بسیار فراوان است. بعضی عقیده دارند که تعداد ستارگان خاموش و غیر قابل رؤیت باید به مراتب از تعداد ستارگان قابل رؤیت هستند بیشتر باشد. تعداد ستارگان قابل رؤیت راغ در کهکشان سحابی به یک صد بیلیون تخمین می زنند. گردش کهکشان سحابی با این عظمت را تنها می توان با وجود جاذبه ستارگان خاموش در فضای ماوراء کهکشان سحابی توضیح داد. در غیر این صورت، چه نیرویی می تواند این جثه عظیم را به حرکت در آورد!؟ باید توجه داشت، مجموع جرم ستارگان قابل رؤیت در خارج کهکشان سحابی کافی نیست که کهکشان سحابی را به گردش در آورد.
دانشمندان با نصب دستگاه های گیرنده فروسرخ و امواج رادیویی در نقاط مختلف زمین و مشاهده امواجی که به این دستگاه ها می رسند، به این نتیجه رسیده اند که باید در مرکز کهکشان سحابی، ستاره ای خاموش یا دسته ای از ستارگان خاموش که به هم آمیخته شده اند وجود داشته که دارای جرمی معادل یک صد هزار برابر جرم خورشید، باشد. ستارگانی که در مسیر حرکت خود مجبور می شوند از نزدیکی این ستاره خاموش بگذرند، بر اثر اختلاف نیروی جاذبه ای که بین این ستاره خاموش و ستاره رهگذر وجود دارد، منفجر شده و قسمت اعظم مواد و گازهای حاصل از انفجار آنها در مسیری حلزونی به سمت ستاره خاموش نزول می کند. بر اثر سرعت این سقوط و گرمایی که تولید می شود امواج فروسرخ و امواج رادیویی تولید می شوند، که همان امواجی هستند که دستگاه های گیرنده در نقاط مختلف زمین ، با یک شدت و به یک شکل ضبط کرده اند.
آخرین سؤالی که مطرح می شود این است که سرنوشت ستارگان خاموشی که از خورشید بسیار سبک تر هستند چه می شود؟ این ستارگان جرم کافی برای این که تمامی مواد خود را به درون خود جذب کنند و به یک ستاره خاموش از نوع کوتوله های سفید، یا ستاره های نوترونی و یا سیاهچاله درآیند، ندارند. در حال حاضر، عقیده ای که از عقاید دیگر معتبرتر است این است که وقتی این ستارگان خاموش می شوند بههمان شکل باقی می مانند و حرکت آنها نیز تغییر نمی کند. مگر این که بر اثر بر خورد با ستاره ای بسیار سنگین تر از خودشان ( میلیون ها برابر سنگین تر ) آن چنان در خود فرو ریزند که در ردیف ستارگان خاموش از نوع سبک درآیند، و یا در فضا متلاشی گردند و به صورت غباری در فضا پخش شوند، و یا جذب ستارگان خاموشی گردند که به آنها نزدیک می شوند. اگر فرضیه ستارگان خاموش بسیار سبک، که می توان آنها را از نوع چهارم ستارگان خاموش نام نهاد، درست باشد، این ستارگان مربوط به دوران اولیه جهان هستند که بر اثر حرارت زیاد و فشار گازها به وجود آمده اند.
در این مطلب به کرات از فروریختن ستارگان به درون خود و چگالی های چند صد تن تا میلیون ها تن صحبت کردیم. قبل از پایان این مطلب لازم است نشان دهیم چگونه می توان جسمی را تصور کرد که چگالی آن یک صد میلیون تن باشد. همان طور که می دانید، چگالی یک جسم عبارت است از جرم یک سانتیمتر مکعب از آن جسم . وقتی می گوییم چگالی ستارگان خاموش از نوع سیاهچاله در حدود یک صد میلیون تن است، به این معنا است که یک سانتیمتر مکعب از این ستارگان جرمی معادل یک صد میلیون تن دارد. در اینجا می خواهیم شما نشان دهیم که چگونه ایجاد چنین جسمی ممکن است. همان طور که می دانیم جرم یک اتم در هسته آن اتم متمرکز است و مابقی حجم یک اتم فضای خالی است ( به استثنای یک تا چند الکترون که در مدارهای دایره شکل به دور هسته اتم می گردند. لیکن، این الکترون ها جرم چندانی ندارند). ساده ترین ساختار اتمی، ساختار اتم هیدروژن است که دارای یک الکترون است و تصادفاً هیدروژن یکی از گازهایی است که به مقدار فراوان در تمام ستارگان روشن وجود دارد. فرض کنید، یک اتم هیدروژن در کره ای به حجم یک واحد ( مهم نیست که این واحد چه اندازه ای نسبت به مقدار اندازه گیری متریک ما داشته باشد ) جا گرفته است در این کره یک هسته اتم هیدروژن و یک الکترون وجود دارد که مدار گردش الکترون درست بر سطح داخلی این کره چسبیده است ( دقت کنید می خواهیم فضایی بیشتر از آنچه که لازم است در نظر نگرفته باشیم ). نسبت حجم خالی فضای کره ای که اتم هیدروژن را در بر دارد به نسبت حجمی که هسته اتم هیدروژن در این کره اشغال کرده است برابر است با یک تریلیون ( یعنی رقم یک با 12 صفر در جلوی آن ) است. این بدان معناست که این امکان وجود دارد که یک اتم هیدروژن را که از سبک ترین اتم های موجود است به اندازه یک تریلیون برابر فشرده تر کرد. در صورتی که تعداد الکترون های یک اتم بیشتر باشد نسبت حجمی که هسته اتم گرفته است، به مراتب از یک تریلیون بیشتر خواهد شد. بنابراین، وقتی می گوییم ستاره ای شروع به فرو ریختن می کند ، به این معناست که فضای خالی بین اتم های اجسامی که ستاره را تشکیل می دهند کاهش می یابد. هر چه نیروی جاذبه بیشتر شود این انقباض بیشتر خواهد شد و هر چه انقباض بیشتر گردد نیروی جاذبه بیشتر خواهد شد. حال، فرض کنید، تراکم به جایی برسد که ما نصف فضای خالی بین اتم ها را با اتم های دیگر پر کنیم، یعنی، اتم ها را در هم بفشاریم. در این صورت چگالی جسم را می توان به اندازه 500 بیلیون برابر افزایش داد. به این ترتیب، جسمی که چگالی آن یک گرم است، با پر کردن نیمی از فضای خالی بین اتم های یک جسم، می توان چگالی آن را به پانصد هزار تن رسانید. پس وجود چگالی های زیاد نه تنها غیر ممکن نیست بلکه کاملاً امکان پذیر و عملی است.
منبع : سیری کوتاه در سر گذشت عالم / فصل پنجم / ستارگان خاموش / نوشته دکتر علی بهفروز

سوپر نواها

سوپرنوا ستاره در حال انفجاری است كه قبل از این كه به مرحله ای برسد که به تدریج از دید محو شود، می تواند میلیاردها بار روشن تر از خورشید شود. بالا ترین حد روشنی وقتی ست كه ستاره منفجر شده است و همین ممكن است یك كهكشان كامل را تحت الشعاع قرار دهد. انفجار، یك ابر بزرگ از گرد و غبار و گاز را به داخل فضا پرتاب می كند. جرم مواد پرتاب شده ممكن است ده برابر جرم خورشید باشد.
ستاره شناسان دو نوع سوپرنوا را تشخیص می دهند. نوع یك و نوع دو. سوپرنوای نوع یك شاید در ستارگان دوگانه مشخصی رخ بدهد. ستاره دوگانه یك جفت ستاره نزدیك به هم هستند که در حوالی همدیگر می گردند. سوپرنوای نوع یك ممكن است در دوگانه هایی كه یكی از ستارگانش كوچك و متراكم است و كوتوله سفید نام دارد، رخ دهد. اگر دو ستاره به قدر كافی به یكدیگر نزدیك باشند، كشش جاذبه ای كوتوله سفید، جرم را از شریك بزرگ تر به سمت خود می كشد. موقعی كه كوتوله سفید به جرمی حدود 4/1 برابر خورشید می رسد، واژگون و سپس منفجر می شود.
سوپرنوای نوع دو از مرگ تك ستاره ای كه جرم خیلی بیشتری نسبت به خورشید دارد, ناشی می شود. موقعی كه چنین ستاره ای شروع به سوختن می كند، هسته آن به سرعت در خود واژگون می شود و ناگهان انرژی وحشتناكی در شكل نوترونی (نوعی ذره زیر اتمی) و تابش الكترومغناطیس (انرژی مغناطیسی و الكتریكی) آزاد می شود. این انرژی باعث می شود كه ستاره به صورت یك سوپرنوا فوران كند. بیشتر سوپرنواها چند روز بعد از این که رخ می دهند به حداکثر روشنی می رسند و برای چند هفته به طور متراكم می درخشند. بعضی از سوپرنواها در عرض ماه ها محو می شوند. سوپرنواهای دیگر بعد از یك دوره چند ساله محو می شوند. سوپرنواها همچنین از نظر مقدار و تركیب موادی كه بیرون می دهند، متفاوتند.سوپرنواها همچنین می توانند پشت انواع اشیاء آسمانی گم شود. بعد از چند انفجار سوپرنوایی ممكن است در نهایت یك ستاره متراكم كوچك باقی بماند كه اصولاً از نوترون ها و یا شاید ذرات اولیه ای به نام پولسار تشكیل شده است. چنین ستاره ای ستاره نوترونی نامیده می شود. ستارگان نوترونی ای که به سرعت در حال گردش و به مقدار زیاد مغناطیسی هستند، پولسار نامیده می شوند. بعد از انفجارهای دیگر ممکن است شئی به نام سیاهچاله به وجود بیاید. یك سیاهچاله چنان نیروی جاذبه قدرتمندی دارد كه حتی نور نیز نمی تواند از آن فرار كند. در بعضی از موارد هم، اصلاً هیچ شیئی و هیچ باقیمانده ای از انفجار سوپرنوا نمی ماند.دانشمندان باور دارند كه سوپرنوا همه عناصر سنگین تر مثل آهن، طلا و اورانیوم را كه روی زمین پیدا می شوند و در اشیاء خارج از منظومه شمسی هم وجودشان آشكار شده, به وجود می آورد. همچنین شواهدی وجود دارد كه بعضی از اشعه عظیم و كیهانی با انرژی بالا از سوپرنوا سرچشمه می گیرند.
در سال 1054 ستاره شناسان چینی یك سوپر نوا را ثبت كردند كه به قدری روشن بود كه در طول روز نیز قابل مشاهده بود. در سال 1987 یك سوپرنوای نوع دو در ابر بزرگ ماژلانی، نزدیك ترین كهكشان به كهكشان راه شیری، قابل مشاهده شد. این اولین سوپرنوایی بود كه در تقریباً 400 سال اخیر با چشم غیر مسلح مشاهده شده است.
منبع : http://020.ir/

ستاره های نوترونی چگونه کشف شدند؟

برای کسب اطلاعات کامل در مورد اینکه چگونه ستارگان خاموش به ستاره نوترونی تبدیل می شوند می تواند از سمت راست وبلاگ و از بخش دانلود مقالات (PDF) مقاله ستارگان خاموش را دانلود کرده و مطالعه فرماید.
روزی یک ستاره شناس انگلیسی به نام جوزلینبن (Joseiyn benn) همکار پرفسور آنتونی هویش (Hewish) که در رصدخانه ی نجومی کمبریج کار می کرد، ناکهان متوجه شد که از منبع نامعلومی برای وسائل حساس رصدخانه علائمی فرستاده می شود. این علایم رادیویی به طور منظم با فاصله های زمانی یک سوم ثانیه با فرکانس یکسان به این وسایل می رسیدند. هرکس که این موضوع را می شنید به راستی شگفت زده می گردید. در واقع این یک حقیقت شگفت انگیز بود. این موضوع دستمایه ی تحقیقات نظری گسترده ای شد تا معلوم شود که چه منابعی در اعماق فضا موجود است که این علائم را در فواصل زمانی ثابت و بصورت منظم می فرستد؟ گویی فضا قلبی دارد که بطور منظم میطپد؟
بعض از دانشمندان اینطور فرض می کردند که این علائم از سوی موجودات متمدّن دیگری به کهکشان راه شیری فرستاده می شوند. نظریه های دیگری ازین قبیل نیز مورد تأیید بسیاری از صاحب نظران قرار گرفت. اما تحقیقات علمی متعاقب آن همراه با آزمایش هایی ثابت کرد که منابع فرستنده ی این امواج رادیویی ستارگان نوترونی هستند.
ستارگان نوترونی حول محور خود می چرخند و به این سبب است که می توانند علایم رادیویی را با فواصل منظمی بفرستند. حال ببینیم که این ستارگان نوترونی چه هستند؟ دانشمندان عقیده دارند که وقتی انرژی یک ستاره به پایان برسد تحت تأثیر نیروی جاذبه خودش در خود فرو می رود، این نیرو بقدری قوی است که اتمها مواد این ستاره را به هم می فشرد و در هم ادغام می نماید و توده ی بی نهایت سنگینی را تشکیل می دهد. این فرایند فشردگی اتم ها به قدری قوی است که هیچ فضای خالی میان آنها باقی نمی ماند. تمام مواد یک ستاره فقط تبدیل به گروه انبوهی از نوترون ها می شود. این نوترون ها خود را به یکدیگر می کوبند و در اثر این فرایند امواج رادیویی تولید می شوند.
برای مثال جرم خورشید 330 هزار برابر جرم زمین است، اما اگر روزی انرژیش تمام شود، مچاله شده و قطرش به 10 هزار متر کاهش خواهد یافت. در این فرایند کوچک شدن، جرم آن ثابت باقی می ماند و فقط حجم آنست که بی نهایت کم می شود. ستاره های نوترونی که منبع قدرتمند امواج رادیویی هستند، فقط از این مواد بهم فشرده تشکیل شده اند. این ستارگان بخاطر فشرده شدن، دارای قدرت مغناطیسی بسیار عجیبی می گردند از آنجاییکه این ستارگان مانند قلب طپنده ی فضا عمل می کنند، دانشمندان آنها را « ضرباندار » یا « منابع تپنده » نامیده اند. تاکنون تعدادی از این ستارگان ضرباندار شناخته شده اند. فرکانس علائم رادیویی که توسط آنها فرستاده می شود از یک دهم ثانیه تا چند دقیقه متفاوت است.
ستارگان نوترونی مانند یک فرفره حول محور خود می چرخند ولی بدلیل اینکه با هر ضربان مقدار انرژی از آنها جدا می شود، لذا سرعت گردش آنها به مرور کاهش می یابد. با محاسبه این تغییرات سرعت، ما می توانیم سن یک ستاره نوترونی را معلوم نمائیم و با در دست داشتن سن این ستارگان ضرباندار می توانیم عمر کیهان را تخمین بزنیم.

اسرار یک ستاره ضرباندار
اسرار ستارگان ضرباندار روشن شده است ولی راز ستاره ی ضرباندار بنام «ستاره ی ضرباندار جی 153 » هنوز ناشناخته مانده است. بنابر نظریه ی تعدادی از دانشمندان، سن این جرم ضرباندار حتی از سن محاسبه شده ی عالم بیشتر است!! بنابراین این موضوع ما را به این سمت سوق می دهد که بپذیریم احتمالاً عالمی جلوتر از این عالم وجود داشته است که این ستاره ی ضرباندار از بقایای احتمالی تشکیلات آن عالم اولیه است. این ستاره های ضرباندار که چند سال پیش کشف شد، دانشمندان را کاملاً گیج و متحیر ساخته است چرا که بر خلاف بقیه، حول محور خودش نمی چرخد.
تئوری معروف درباره ی مبدأ پیدایش کائنات اینست که این عالم بقایای تشکیلات فوق العاده بدوی می باشد که در جهات مختلف در حال گسترش یافتن است و دیر یا زود این انبساط عالم متوقف خواهد شد و نیروی مغناطیسی ستارگانی که مجاور یکدیگرند نیز اتمام خواهد رسید، بنابراین مواد متشکله این عالم دوباره شروع به درهم فشرده شدن خواهند کرد و نتیجتاً عالمی جدید شکل خواهد گرفت. اما آیا چه موقع زمان این مرحله فراخواهد رسید؟
دانشمندان معتقدند که این مرحله هفتاد میلیارد سال دیگر اتفاق خواهد افتاد، زیرا تشکیل عالم و از بین رفتن آن به صورت دوره ای هر چند میلیارد سال یکبار رخ می دهد. در ضمن این دوره ها، عالم در یک محدوده ی زمانی کوچک کم کم خیلی داغ می گردد و در این زمان همه چیز به انرژی حرارتی تبدیل می گردد. حال این سوال مطرح می شود که در آن دوره ی گرمایی چگونه ستاره ی ضرباندار جی – 153 باقی مانده و از بین نرفته است؟ بر طبق نظر بعضی از دانشمندان احتمالاً بعضی از تکه های عالم آنقدر داغ نمی شوند که کاملاً به انرژی حرارتی تبدیل گردند و بنابراین احتمالاً جی – 153 یکی از این تکه ها بوده است.

منابع دیگری که از خود امواج رادیویی منتشر می سازند
آیا ستاره های ضرباندار تنها منابع امواج رادیویی هستند؟ خیر. بعضی منابع دیگر امواج رادیویی نیز در کیهان شناسایی شده اند که به آنها « کواسار » یا «منبع امواج رادیویی شبه ستاره های ضرباندار » می گویند. کوارسارها چیزهای اسرار آمیزی هستند که به ستارگان شبیه اند، یعنی مواد متشکله ی آنها مانند ستارگان نوترونی درهم فشرده شده است. آنها منابع قدرتمند انتشار نور معمولی، اشعه ی مادون قرمز و امواج رادیویی هستند. کواسارها نخستین بار در سال 1950 از رصدخانه ی کمبریج دیده شده و کشف گردیدند. نام اولین کواسار کشف شده را در سال 1960، «3C-48 » گذاشتند. کواسار دیگری سه سال پس از آن، در سال 1963 با نام « » گذاشتند. کواسار دیگری سه سال پس از آن، در سال 1963 با نام « 3C – 273 » کشف شد. از آن زمان به بعد صدها کواسار مشخص گردیده اند که بعضی از آنها با سرعت بسیار زیادی ( 284580 کیلومتر در ثانیه ) حرکت می کنند. فاصله آنها تا زمین بین یک سال تا نه میلیارد سال نوروی، متغیر می باشد ( یک سال نوری فاصله ای است که نور می تواند در یک سال شمسی بپیماید. ). دورترین کــواسار شـناخته شده، به نام« 00-172 »، در سال 1973 شناسایی شد. حقیقت شگفت آور در مورد این کواسارها این است که انرژی انتشار یافته از طرف حتی یک کواسار کوچک صدها برابر انرژی انتشار یافته از سوی تمامی کهکشان ما است. این رازها هنوز دانشمندان را در بهت و حیرت نگه داشته است.
علاوه بر کواسارها بعضی کهکشان ها نیز منبع نیرومندی برای امواج رادیویی می باشند. این ها را کهکشان های رادیویی می گویند. اگر چه کهکشان راه شیری که زمین ما در آن قرار دارد نیز امواج رادیویی منتشر می کند اما امواج آن آنقدر قدرتمند نیست که آنرا جزء کهکشانهای رادیویی طبقه بندی کنیم.
« M-87 » نام یک کهکشان بیضی شکل بسیار عظیمی است که امواج رادیویی بسیار پرقدرتی را پخش می کند. لیکن کهکشان « M-82 » حتی از آن اسرار آمیزتز است و به نظر می رسد که گویی می خواهد منفجر شود. امواج رادیویی از قسمت مرکزی آن به بیرون منتشر می شوند. از گذشته های دور تاکنون برای این مطلب هیچ توضیح قانع کننده ای وجود نداشته است که چرا کهکشانهای رادیویی این همه انرژی را بصورت امواج رادیویی منتشر می سازند. ممکن است در آینده پاسخی برای این سوال پیدا شود و از تعدادی از اسرار جهان خلقت پرده بردارد.
از این گذشته، بعضی ها امواج رادیویی را به تمدنهای پیشرفته موجود در جاهای دیگر ربط می دهند. تعدادی از دانشمندان معتقدند که بوسیله ی این امواج رادیویی تمدنهای پیشرفته ی موجود در کرات آسمانی دیگر اعلام وجود می کنند. بهر حال، این نسل های آتی هستند که باید برای پاسخ به این علائم راهی بیابند.
آیا این وضعیت دانشمندان را مأیوس ساخته است؟ خیر، چندی پیش یک نوع علامت رادیویی بسیار قوی از زمین برای تشخیص وجود تمدن پیشرفته در یک جرم سماوی دور دست فرستاده شد. حدود حدود بیست و چهار هزار سال طول می کشد تا این علامت رادیویی به انتهای کهکشان ما، یعنی راه شیری، برسد. این علامت نوعی پیام اعلام موجودیت تمدن ما می باشد، در صورتی که تمدن پیشرفته ای در جایی از کیهان وجود داشته باشد، احتمال می رود ده، پانزده، بیست یا حداکثر پنجاه نسل بعد، که در واقع دوره ای بسیار طولانی برای ما زمینی ها است، پاسخ این پیام را دریافت کنیم.
منبع : مشهورترین اکتشافات جهان / به قلم ژندرا راجیو / ترجمه محمد رضا رخشانفر / انتشارات چکاد

ستارگان

ستاره یك توپ درخشان در فضاست كه مقدار بسیار زیادی نور و انواع دیگر انرژی ها را تولید می كند. خورشید یك ستاره است و انرژی نورانی و گرمایی زمین را تأمین می كند. خورشید یك ستاره با اندازه متوسط است. ستارگان به جز خورشید، شبیه به نقاط چشمك زن نور به نظر می رسند. خورشید از زمین شبیه به یك توپ بزرگ است, زیرا از بقیه ستارگان به زمین نزدیك تر است.
ستارگان می توانند میلیاردها سال زندگی كنند. یك ستاره موقعی متولد می شود كه یك ابر بسیار عظیم از هیدروژن به قدری داغ می شود كه می تواند سوخت هسته ای بسوزاند (مقادیر بسیار زیادی گرما و انرژی تابشی تولید كند). هنگامی كه سوخت هسته ای ستاره تمام می شود (در مدت حدود پنج میلیارد سال)، هسته اش متراكم و به هم فشرده می شود, در حالی که لایه های بیرونی ستاره گسترش پیدا می كند. به این ترتیب ستاره به یك ستاره غول آسا تبدیل می شود كه در نهایت منفجر می شود و به یك شیء سرد و تاریك تبدیل می شود (ستاره بسته به جرمی که داشته به كوتوله سیاه، ستاره نوترونی یا سیاهچاله) تبدیل می شود.
بزرگ ترین ستاره ها, كوتاه ترین دوره زندگی را دارند (میلیاردها سال). بیشتر ستارگانی كه جرم بیشتری دارند و سنگین ترند سریع تر و داغ تر از همتاهای كوچك ترشان (مثل خورشید) می سوزند.
تركیبات تشكیل دهنده ستارگان با استفاده از علم طیف شناسی مطالعه می شود. خورشید و بیشتر ستارگان از گاز و مواد گاز مانند داغ به نام پلاسما درست شده اند. اما بعضی از ستارگان به نام كوتوله های سفید و ستارگان نوترونی شامل اتم های تنگ هم قرار گرفته و به هم چسبیده یا ذرات زیر اتمی هستند. این ستارگان بسیار متراكم تر از هر چیزی كه برروی زمین وجود دارد، هستند.

گروه ستارگان
حدود 75 درصد همه ستارگان عضو سیستم دوتایی یا دوگانه هستند. سیستم دوتایی شامل یك جفت ستاره است كه در فضا نزدیك هم هستند و به دور یكدیگر می گردند. خورشید ما عضو یك سیستم دوگانه نیست.
گروه های بزرگ تری از ستارگان به نام خوشه یا انبوهه هم وجود دارند. اینها تقریباً مجموعه های بدون سازمان و نظم و ترتیب ستارگان هستند. یك خوشه باز مجموعه ای از حدود 1000 ستاره یا بیشتر است. مثال هایی از خوشه های باز پلیادس (Pleiades) و هیادس (Hyades)هستند. مجموعه ای از ستارگان بسیار بزرگ و سازمان یافته به نام كهكشان ها نیز وجود دارند. منظومه شمسی ما در كهكشان راه شیری قرار دارد كه یك كهكشان مارپیچی ست. همه ستارگان به وسیله نیروی جاذبه كنار هم نگه داشته می شوند.

چرا ستارگان چشمك می زنند؟
اگر در یك شب شفاف به ستارگان نگاه كنید به نظرتان می رسد كه چشمك می زنند و میزان درخشش آنها بسیار متفاوت است. همچنین در آسمان شب خیلی آهسته حركت می كنند. اگرشما جهت چند ستاره را در چند ساعت نقشه برداری كنید، مشاهده خواهید كرد كه همه ستارگان خیلی آهسته، تنها به اندازه یك نقطه در آسمان جابه جا می شوند.
وقتی از سطح زمین به ستارگان نگاه می كنیم چشمك می زنند. چون ما آنها را از میان لایه های ضخیم هوای در حال حركت جو زمین مشاهده می كنیم. بنابراین دلیل چشمك زدن ستارگان حركت جو زمین است. همه ستارگان (به جز خورشید) در آسمان زمین به صورت نقطه های ریزی ظاهر می شوند. نور ستاره به صورت اشعه مستقیم وارد جو می شود اما حركت هوا به طور دایم مسیر نور را وقتی از میان جو عبور می كند، تغییر می دهد. همان طور كه نور ستاره از میان تعداد زیاد لایه های جو زمین عبور می كند، بارها و در مسیرهای تصادفی و بدون هدف خم می شود (نور هنگامی كه با تغییر میزان تراكم مواجه می شود- مثل یك بسته از هوای سرد یا هوای داغ- خم می شود. نتیجه این خم شدن تصادفی این است كه ستاره چشمك می زند.
اگر در یك استخر شنا بایستید و به پایین نگاه كنید تأثیر مشابهی را مشاهده می كنید. اگرچه آب تقریباً كاملاً آرام است، به نظر می رسد كه حركت می كند و شكلش تغییر می كند. این وضعیت به خاطر این رخ می دهد كه آب در حال حركت به طور دایم راه اشعه نور را كه از پای شما به چشمانتان می رسد، تغییر می دهد. در این حالت پای شما هم كوتاه تر به نظر می رسد.

درخشش ستارگان
این كه به نظر ما, وقتی از زمین به ستاره نگاه می كنیم, ستاره چقدر می درخشد به دو عامل بستگی دارد:
اول نور واقعی ستاره -مقدار انرژی نورانی ای كه از ستاره خارج می شود- و دوم فاصله زمین تا ستاره. یك ستاره نزدیك كه واقعاً تاریك است می تواند روشن تر از یك ستاره دور كه واقعاً خیلی درخشان است به نظر برسد. برای مثال "آلفا سنتوری A" كمی روشن تر از ستاره شناخته شده ای مثل ریگال (Rigal) به نظر می رسد. در حالی كه آلفا سنتوری A فقط یك صدهزارم انرژی نورانی ای كه ریگال خارج می كند را بیرون می دهد. آلفا سنتوری A به نظر می رسد كه روشن تر است چون فقط یك سیصد و بیست و پنجم فاصله زمین تا ریگال را دارد. آلفا سنتوری 4/4 سال نوری و ریگال 1400 سال نوری از ما فاصله دارند.
سیاره ها معمولاً چشمك نمی زنند چون آنها به قدر كافی به زمین نزدیكند و از زمین بزرگ به نظر می آیند. مگر این كه هوا خیلی زیاد مواج شود. آن وقت است كه آنها هم چشمك می زنند. اگر ما از فضای خارجی تر زمین یا بالای جو (یا از سیاره یا ماهی كه جو ندارند) به ستارگان نگاه می كردیم , می دیدیم كه آنها چشمك نمی زنند.

نزدیك ترین ستاره به زمین كدام است؟
نزدیك ترین ستاره به ما خورشید است. بعد از آن نزدیك ترین ستاره "پروكسیما سنتوری" ست. فاصله خورشید تا این ستاره بیش از 25 تریلیون مایل یا 40 تریلیون كیلومتر است. این فاصله به قدری زیاد است كه نور 2/4 سال نوری طول می كشد تا فاصله دو ستاره را بپیماید. دانشمندان می گویند پروكسیما سنتوری 2/4 سال نوری از خورشید فاصله دارد. یك سال نوری فاصله ای ست كه نور در خلأ در مدت یك سال طی می كند كه مساوی ست با 88/5 تریلیون مایل یا 46/9 تریلیون كیلومتر. پروكسیما سنتوری (Proxima Centauri) بخشی از سیستم چند ستاره ای ست. این سیستم, آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B را هم در خود دارد.

چرا ستارگان داغ و درخشانند؟
ستاره ها تبدیل كننده های هسته ای غول آسایی هستند. در مركز ستاره ها، اتم ها برخوردهای اتمی وحشتناكی با یكدیگر می کنند كه ساختمانشان را تغییر می دهد، از هم تجزیه می شوند و مقدار بی انتهایی انرژی آزاد می كنند. این كار, ستارگان را داغ و درخشان می كند. در بیشتر ستاره ها واكنش اولیه، اتم های هیدروژن را به هلیوم تبدیل می كند كه با آزاد شدن مقادیر بسیار زیادی انرژی همراه است. این واكنش همجوشی هسته ای نامیده می شود. چون هسته (واقع در مركز اتم ها) است كه اتم ها را با هم جوش می دهد. با جوش خوردن هسته ها به هم یك هسته جدید تشكیل می شود.

نام های ستارگان
مردم قدیم می دیدند كه ستاره های مشخصی در الگوهای شكل داری مثل شكل انسان ها، حیوانات یا اشیاء معمولی چیده شده اند. بعضی از این الگوها صورت فلكی نامیده می شوند و اسم آنها از شخصیت های اسطوره ای گرفته شده. برای مثال صورت فلكی اوریون ( Orion ) یا شكارچی به نام یك قهرمان دراسطوره یونانی نام گذاری شده. دب اكبر و دب اصغر هم نام صورت های فلكی دیگری هستند.
امروزه ستاره شناسان نام بعضی ازصورت های فلكی كه به وسیله قدیمی ها توصیف شده را در نام های علمی ستاره ها مورد استفاده قرار می دهند. اتحادیه بین المللی ستاره شناسی (IAU) كه مسئول نام گذاری اجرام آسمانی ست، 88 صورت فلكی را تشخیص داده. این صورت های فلكی آسمان را به طور كامل می پوشانند. در بیشتر موارد روشن ترین ستاره در یك صورت فلكی, نام آلفا- اولین حرف الفبای یونانی- را به عنوان بخشی از نام علمیش به همراه دارد. به عنوان مثال نام علمی ستاره "وگا" روشن ترین ستاره در صورت فلكی "لیرا"، "آلفا لیرا" ست.
دومین ستاره روشن صورت فلكی معمولاً با بتا- دومین حرف الفبای یونانی- نامگذاری می شود. سومین ستاره روشن هم بر اساس همین الفبا گاما نامیده می شود و این روند ادامه دارد.
اما شمار ستارگان شناخته شده به قدری زیاد است كه IAU یك سیستم متفاوت را برای نام گذاری ستارگان تازه كشف شده به كار می برد. بیشتر نام های جدید شامل یك كلمه با اختصار است كه با یك گروه از نشانه ها همراهی می شود. كلمه اختصار برای هر نوع از ستاره فهرستی ست كه اطلاعات مربوط به ستاره را به شكل مرتب می آورد. برای مثال "6350-1302PSR J " نوعی از ستاره است كه به عنوان پولسار (اختر تپنده pulsar) شناخته می شود- بر اساس می شود تشخیص داد پولسار است که PSR در نامش است. بقیه, نشانه هایی هستند كه جهت ستاره و طول و عرض جغرافیایی آن را در آسمان نشان می دهند و... .

چرا ستارگان رنگ های مختلفی دارند؟
اگر با دقت حتی بدون تلسكوپ به آسمان نگاه كنید ردیفی از رنگ, از رنگ مایل به قرمز تا مایل به زرد و مایل به آبی را در ستاره ها خواهید دید. رنگ ستاره به دمای سطحش بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستاره را با واحد "كلوین" در واحد متریك، اندازه گیری می كنند. یك كلوین معادل درست یك درجه سانتی گراد یا سلسیوس یا 8/1 درجه فارنهایت است. مقیاس های كلوین و سلسیوس از نقاط مختلف شروع می شوند. مقیاس كلوین درنقطه 15/273- درجه سانتی گراد شروع می شود. بنابراین دمای صفر كلوین معادل 15/273- درجه سلسیوس یا 67/459- درجه فارنهایت است. دمای صفر درجه سلسیوس یا 32 درجه فارنهایت معادل 15/273 كلوین است.
ستارگان قرمز تیره, دمای سطحشان حدود 2500 كلوین است. دمای سطح یك ستاره قرمز روشن حدود 3500 كلوین است. دمای سطح خورشید و سایر ستارگان زرد حدود 5500 كلوین است. دمای سطح ستارگان آبی از حدود 10000 تا 50000 كلوین است.
اگرچه با چشم غیرمسلح چنین به نظر می رسد كه تنها یك رنگ از یك ستاره خارج می شود, اما در واقع طیفی از رنگ ها از ستاره خارج می شود. شما با استفاده از طیف نما كه رنگ های نور خورشید را جدا می كند و گسترش می دهد می توانید ببینید كه نور ستاره شامل تعداد زیادی از رنگ هاست. در حالی كه به عنوان مثال خورشید بدون تلسكوپ یك ستاره زرد به نظر می رسد. طیف قابل مشاهده شامل همه رنگ های رنگین كمان است. این ردیف رنگ ها از قرمز كه به وسیله فوتون ها (ذرات نور) با حداقل انرژی تولید می شود تا بنفش كه به وسیله فوتون هایی كه بیشترین انرژی را دارند تولید می شود, را در خود دارد.
نور قابل مشاهده تنها یكی از شش نوار تابش الكترومغناطیس است. طیف الکترومغناطیس, انرژی های تابشی از حداقل انرژی تا بیشترین انرژی را شامل می شود. این نوارها عبارت از: امواج رادیویی، اشعه مادون قرمز، نور قابل مشاهده، اشعه ماورای بنفش، اشعه ایكس و اشعه گاما هستند. تركیب همه شش نوار به عنوان طیف الكترومغناطیس شناخته می شود.