دید کلی

• آیا نسخه دومی از شما ، یک رونوشت از خود شما وجود دارد که همین الان مشغول خواندن این مقاله باشد؟
• آیا شخصی دیگر با اینکه شما نیست، روی سیاره‌ای به نام زمین با کوههای مه گرفته ، مزارع حاصل خیز و شهرهای بی در و پیکر در منظومه خورشیدی که هشت سیاره دیگر نیز دارد، زندگی می‌کند؟
  
• آیا زندگی این شخص از هر لحاظ درست عین زندگی شما بوده است؟
• اگر جوابتان مثبت است، شاید در این لحظه او تصمیم بگیرد این مقاله را تا همین جا رها کند، در حالی که شما به خواندن مقاله تا انتها ادامه خواهید داد.

نظریه جهانهای موازی

اندیشه وجود یک خود دیگر نظیر آنچه که در بالا شرح آن رفت عجیب و غیر معقول به نظر می‌رسد، اما آنگونه که از قرائن بر می‌آید انگار مجبوریم آن را بپذیریم. زیرا مشاهدات نجومی از این اندیشه غیر مادی پشتیبانی می‌کنند. بنابر این پیش بینی ساده‌ترین و پر طرافدارترین الگوی کیهان شناسی که امروزه وجود دارد، این است که هر یک از ما یک جفت (همزاد) داریم که در کهکشانی که حدود 10²⁸⁰ متر دورتر از زمین قراردارد، زندگی می‌کنند.

این مسافت آنچنان زیاد است که بطور کامل خارج از هر گونه امکان بررسیهای نجومی است، اما این امر واقعیت وجود نسخه دوم ما را کمرنگ نمی‌کند. این مسافت بر اساس نظریه احتمالات مقدماتی برآورده شده و حتی فرضیات خیال پردازانه فیزیک نوین را نیز در بر نگرفته است.

فضای بیکران

اینکه فضا بیکران است و تقریبا بطور یکنواخت از ماده انباشته شده است، چیزی که مشاهدات هم آن را تأیید می‌کنند. در فضای بی کران حتی غیر محتمل‌ترین رویدادها نیز بالاخره در جایی ، اتفاق خواهند افتاد. در این فضا ، بینهایت سیاره مسکونی دیگر وجود دارد، که نه تنها یکی بلکه تعداد بیشماری از آنها مردمانی دارند که شکل ظاهری ، نام و خاطرات آنها دقیقا همان هاست که ما داریم. به ساکنانی که تمامی حالتهای ممکن ار گزینه‌های موجود در زندگی ما را تجربه می‌کنند. من و شما احتمالا هرگز خودهای دیگران را نخواهیم دید.

وسعت عالم

دورترین فاصله‌ای که ما قادر به دیدن آن هستیم، مسافتی است که نور در مدت 14 میلیارد سال که از انفجار بزرگ و آغاز انبساط عالم سپری شده است، طی می‌کند. دورترین اجرام مرئی هم اکنون حدود 4x10²⁶ متر دور تر از زمین قرار دارند. این فاصله که عالم قابل مشاهده توسط ما را تعریف می‌کند. بطور مشابه ، عالمهای خودهای دیگر ما کراتی هستند به همین اندازه ، که مرکزشان روی سیاره محل سکونت آنهاست. چنین ترکیبی ساده‌ترین و سر راست‌ترین نمونه از جهانهای موازی است. هر جهان تنها بخشی کوچک از "جهان چند گانه" بزرگتر است.

جدال فیزیک و متا فیزیک

با این تعریف از جهان ممکن است شما تصور کنید که مفهوم جهان چند گانه تا ابد در محدوده قلمرو متا فیزیک باقی خواهد ماند. اما باید توجه داشت که مرز میان فیزیک و متا فیزیک را این مسأله که یک نظریه از لحاظ تجربه قابل آزمون است، یا خیر تعیین می‌کند نه این موضوع که فلان نظریه شامل اندیشه‌های غریب و ماهیتهای غیر قابل مشاهده است. مرزهای فیزیک به تدریج با گذر زمان فراتر رفته و اکنون مفاهیمی است بسیار انتزاعی تر نظیر زمین کروی ، میدان الکترو مغناطیسی نامرئی ، کند شدن گذر زمان در شرعتهای بالا ، برهمنهی کوانتومی ، فضای خمیده و سیاهچاله را در بر گرفته است. طی چند سال گذشته مفهوم جهان چند گانه نیز به این فهرست اضافه شده است.

پایه این اندیشه بر نظریاتی است که امتحان خود را به خوبی پس داده‌اند. نظریاتی همچون نسبیت و نظریه مکانیک کوانتومی ، افزون بر آن به دو قاعده اساسی علوم تجربی نیز وفادار است. که پیش بینی می‌کنند و می‌توانند آن را دستکاری نمایند.

انواع جهانهای موازی

دانشمندان تا کنون چهار نوع جهان موازی متفاوت را تشریح کرده‌اند. هم اکنون پرسش کلیدی وجود یا عدم جهان چند گانه نیست، بلکه سوال بر سر تعداد سطوحی است که چنین جهان می‌توان داشته باشد. یکی از نتایج متعدد مشاهدات کیهان شناسی اخیر این بوده است که جهانهای موازی دیگر مفهومی خیال پردازانه و انتزاعی صرف نیست. به نظر می‌رسد که اندازه فضا بینهایت است. اگر اینگونه باشد، بالاخره در جایی از این فضا هر چیزی که امکان پذیر باشد واقعیت خواهد یافت. اصلاً مهم نیست که امکان پذیری آن تا چه حد نامتحمل است.

فراسوی محدوده دید تلسکوپهای ما ، نواحی دیگری از فضا کاملا شبیه آنچه که پیرامون ماست وجود دارند، آن نواحی یکی از انواع جهانهای موازی هستند. دانشمندان حتی می‌توانند محاسبه کنند که این جهانها بطور متوسط چقدر با ما فاصله دارند و مهمتر از همه اینکه تمامی اینها فیزیک حقیقی و واقعی است. زمانی که کیهان شناسان با نظریاتی روبرو می‌شوند که از استحکام لازم برخوردار نیستند، نتیجه می‌گیرند که جهانهای دیگر می‌توانند ویژگیها و قوانین فیزیکی کاملا متفاوتی داشته باشند. وجود این جهانها بسیاری از جنبه‌های پرسش بنیادی در خصوص ماهیت زمان و قابل درک بودن جهان فیزیکی را پاسخ داد.

فانوس دریایی ستاره‌ای ستارگان نوترونی جوان بسرعت می‌چرخند و 2 پرتو نیرومند موج رادیویی که مرتباً در آسمان سیر می‌کنند منتشر می‌نمایند. اگر پرتویی از کنار زمین بگذرد ممکن است بصورت تپشی منظم دیده شود. چنان ستارگانی پالسار نامیده می‌شوند.

مقدمه

هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌اش سالم بماند. اگر هسته بین 1.4 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می‌کند تا اینکه پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می‌شود. وقتی که قطر ستاره‌ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می‌شوند که با چرخش خود ، 2 نوع اشعه منتشر می‌کنند.

مشخصات ستاره نوترونی

برای اینکه تصور بهتری از یک ستارۀ نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید، می‌توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است. یعنی می‌توان گفت یک قاشق از ستارۀ نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد. این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است بخاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می‌شوند که خود سبب بوجود آمدن توده‌های متراکم نوترونی خواهد شد. عدۀ کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می‌شود که تنها کوارکها باقی بمانند و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks) و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگینتر است خواهد بود، که این کوارک تا کنون در هیچ ماده‌ای کشف نشده است.

تحقیقات انجام یافته

از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است، در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است. در اواخر سال 2002 میلادی ، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotto مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام 0748676 EXO انجام داد. این گروه برای مطالعه این ستارۀ دوتایی که در فاصله 30000 سال نوری از زمین قرار دارد، از یک ماهوارۀ مجهز به اشعه ایکس بهره برد. (این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد)

هدف این تحقیق تعیین ساختار ستارۀ نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه زیاد ستاره بر روی نور بود. با توجه به نظریه نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه زیاد عبور کند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می‌کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می‌گویند.

این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبه عظیم ستارۀ نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می‌شود، که میزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می‌تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می‌توانند حدس بزنند که داخل ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته دیگر را نیز شامل می‌شود. این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذرۀ دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

در حین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هسته‌ای (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می‌شود. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ایکس بود. (ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن جاذبه قوی مواد ستارۀ همدم را بسوی خود جذب می‌کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتمهای آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM - نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

نکته قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره‌ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است، تشخیص اثر نیروی جاذبه ستاره بر روی طیف نور بطور دقیق امکان پذیر نبود. ولی ستارۀ مورد نظر در پروژۀ بعدی دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

خورشید و ستارگان:

سالهاست که دانشمندان واکنشی را که در خورشید و ستارگان رخ داده و در آن انرژی تولید می کند کشف کرده اند. این واکنش عبارت است از ترکیب (برخورد) هسته های چهار اتم هیدروژن معمولی و تولید یک هسته اتم هلیوم.اما مشکلی سر راه این نظریه است.
بالا ترین دمایی که در خورشید وجود دارد مربوط به مرکز آن است که برابر 15ضرب در 10 به توان6 می باشد. در حالی که در ستارگان بزرگتر این دما به 20 ضرب در ده به توان 6 می رسد.به همین خاطر تصور بر این است که آن واکنش معروف ترکیب چهار اتم هیدروژن معمولی وتولید یک اتم هلیم در سایر ستارگان بزرگ نیست که باعث تولید انرژی می شود.بلکه احتمالا چرخه کربن در آنها به کمک آمده و کوره آنها را روشن نگه می دارد.منظور از چرخه کربن آن چرخه ای نیست که روی زمین اتفاق می افتد.بلکه به این صورت است که ابتدا یک اتم هیدروژن معمولی با یک اتم کربنC12ترکیب می شود(همجوشی) و یک اتم نیتروژن 13 به همراه یک واحد پرتو گاما را آزاد می کند. بعد این اتم با یک واپاشی به یک اتم کربن 13 به علاوه یک پوزیترون ویک نوترینو تبدیل می شود.بعد اینC13دوباره با یک اتم هیدروژن ترکیب می شود وN14و یک واحد گاما حاصل می شود.دوباره در اثر ترکیب این نیتروژن با یک هیدروژن معمولی اتمO15و یک واحد گاما تولید می شود و اکسیژن15واپاشی کرده و N15به علاوه یک پوزیترون ویک نوترینو را بوجود می آورد.و دست آخر با ترکیب N15با یک هیدروژن معمولیC12به علاوه یک اتم هلیوم بدست می آید.



دیدید که در این چرخه C12نه مصرف شد و نه به وجود آمد بلکه فقط نقش کاتالیزگر را داشت.این واکنشها به ترتیب و پشت سر هم انجام می شوند. و واکنش اصلی همان تبدیل چهار اتم هیدروژن به یک اتم هلیوم است. مزیت چرخه کربن این است که سرعت کار را خیلی بالا می برد. ولی اشکالی که دارد این است که در دمای حد اقل20 ضرب در ده به توان6 شروع می شود.بنا بر این احتمال زیادی می رود که در ستاره های بزرگتر چرخه کربن باعث تولید انرژی می شود.

محصور سازی

رسیدن به دمای بالا:

انواع واکنشها:

برای بهینه سازی کار رآکتورهای همجوشی و افزایش توان خروجی آنها راههای متعددی وجود دارد.یکی از این راهها انتخاب نوع واکنشی است که قرار است در رآکتور انجام بشود.
واکنش زیر نوعی از واکنش همجوشی بصورتی است که در آن دو هسته سبک با یکدیگر واکنش داده و یک هسته سنگین تر را بوجود میاورند. یعنی حاصل ترکیب دو هسته دوتریم و تولید یک هسته ترتیم به علاوه یک هسته هیدروژن معمولی است.این واکنش انرژی ده می باشد.چون تفاوت انرژی بستگی هسته سنگین تر وهسته های سبکتر مقداری منفیست.
در این واکنش مقدار انرژی ای تولیدی برابرMeV4می باشد.
قبلا گفته شد که باید برای انجام همجوشی هسته ها به اندازه کافی به هم نزدیک بشوند. این مقدار کافی حدودا معادل 3fm می باشد. چون در این فاصله ها انرژی پتانسیل الکتروستاتیکی دو دوترون در حدود MeV0.5 هست پس می توانیم با این مقدار انرژی دادن به یکی از دوترونها دافعه کولنی بین دوترونها ر شکسته و واکنش را شروع کنیم که بعد از انجام مقدارMeV4.5تولید می شود.( MeV0.5 انرژی جنبشی به علاوه 4MeVانرژی آزاد شده(
همانطور که می بینید بهترین گزینه واکنش سوم می باشد:




می توانیم رآکتور خود را طوری طراحی کنیم که دور دیواره بیرونی آن لیتیم مایع تحت فشار جریان داشته باشد.این لیتیم مایع گرمای تولیدی اضافی را از واکنش گرفته و به آب منتقل می کند و با تبدیل آن به بخار باعث می شود که توربین و ژنراتور به حرکت درآیند و برق تولید بشود.

اما چرا لیتیم؟

قبلا دیدید که مقرون به صرفه ترین واکنش در راکتور همجوشی واکنش دوتریم . ترتیم است.در این واکنش دیدید که یک نوترون پر انرژی تولید می شد.این مساله یعنی نوترون زایی می تواند سبب تضعیف بخشهایی از رآکتور شود.از طرفی برای محیط زیست و مخصوصا سلامتی کسانی که در اطراف رآکتور فعالیت می کنند بسیار مضر است.اما اگر لیتیم را به عنوان خنک کننده داشته باشیم این جریان لیتیم همچنین نقش مهم کند کنندگی را بازی خواهد کرد.به این صورت که با نوترون اضافی تولید شده در واکنش ترکیب شده و سوخت گران قیمت و بسیار کمیاب رآکتور رو که همان ترتیم است تولید می کند.واکنش دقیق آن به شکل زیر است.البته در این مورد باید ضخامت لیتیم مایع در جریان حداقل یک متر باشد.

دیدکلی

منشأ انرژی تابشی خورشید و دیگر ستاره‌ها یک سری از واکنشهای هسته‌ای انرژی‌زا است. اتمهایی که در‌ این واکنشها در درون ستاره شرکت می‌‌کنند کاملا یونیده‌اند، یعنی تمامی الکترونها از آنها کنده شده است. حیات بر روی زمین به واکنشهایی گرما هسته‌ای وابسته است که در مرکز خورشید روی می‌‌دهد و انرژی آزاد می‌‌کند که در نهایت به صورت گرما و نور از سطح خورشید خارج می‌‌شود. همجوشی خورشیدی نوعی واکنش گرما هسته‌ای است.

واکنش گرما هسته‌ای

برای رسیدن به واکنش همجوشی در مقیاس بزرگ نیاز به گازی در دمای فوق العاده بالا (پلاسما) است. که حرکت گرمایی کاتوره‌ای شدید سبب برخوردهای مکرر در سرعت زیاد می‌‌شود. این گونه واکنشهای همجوشی در پلاسما را واکنشهای گرما هسته‌ای گویند.
دمای لازم برای شروع همجوشی باید در حدود دمای مرکز خورشید ، 15x10⁶ کلوین یا بیشتر باشد.

زنجیر پروتون – پروتون

خورشید راکتور هسته‌ای عظیمی است که در آن هسته‌های هیدروژن موجود به هم جوش می‌‌خورند ، تا هسته‌های هلیوم حاصل شوند. این سوخت گرما هسته‌ای هیدروژن ، فرایندی سه مرحله‌ای را می‌‌پیماید که به آن زنجیره پروتون - پروتون می‌‌گویند.

مراحل مختلف زنجیره پروتون - پروتون

مرحله اول

مرحله اول شامل همجوشی دو پروتون است که به تشکیل یک دوتریوم و بیرون انداختن همزمان یک پاد الکترون و یک نوترینو ختم می‌‌شود. پاد الکترون تقریبا بلافاصله با یکی از بیشمار الکترونها موجود در پلاسما برخورد می‌‌کند و با آن الکترون نابود می‌‌شود و به گسیل دو پرتو گاما می‌‌انجامد.

مرحله دوم

مرحله بعدی شامل همجوشی هیدروژن با دوتریوم و تولید ³He است.

¹H + ²H →³H + e + γ 1.19mev

مرحله سوم

عبارت است از همجوشی دو هسته ³He که به تشکیل هلیوم معمولی (⁴He) و بیرون اندازی همزمان دو پروتون پر انرژی ختم می‌‌شود. چون در مرحله پایانی به دو دسته ³He نیاز است ، برای آنکه مرحله پایانی بتواند یکبار روی دهد، لازم است که مراحل پیشین دوبار قبلا روی داده باشند. به ‌این ترتیب زنجیره پروتون – پروتون چهار پروتون مصرف می‌‌کند تا یک هسته ⁴He ایجاد کند.

نوترینو حاصل در مرحله اول

در مرحله اول زنجیره پروتون - پروتون نوترینو آزاد می‌‌شود. به این ترتیب ، مرکز خورشید نه تنها منبع گرماست، بلکه چشمه شار فراوانی از نوترینو‌ها هم هست. چون برهمکنش نوترینوها با ماده خیلی ضعیف است ، ماده موجود در خورشید (و در زمین) برای نوترینوها تقریبا شفاف است ، واین ذرات بدون هیچ مانعی از مرکز خورشید به خارج جاری می‌‌شوند.

چرخه کربن

سوزاندن گرما هسته‌ای هیدروژن داخل خورشید ممکن است از طریق یک فرآیند شش مرحله‌ای که به آن چرخه کربن گویند، انجام پذیرد.

(¹³N → ¹³C + -e + r(2.22 MeV

(¹H + ¹³C → ¹⁴N + γ (7.54 MeV

(¹H + ¹⁴N → ¹⁵O + (7.35 MeV

(¹⁵O → ¹⁵N + -e + γ (2.71 MeV

(¹¹H + ¹⁵N → ¹⁴C + ⁶He (4.96 MeV

در آخرین مرحله مجددا کربنی تولید می‌‌شود که در مرحله اول تخریب شده است. به این ترتیب کربن یک چرخه را از سر می‌‌گذراند، کربن صرفا به عنوان یک کاتالیزور عمل می‌‌کند که مقدار متوسط آن ثابت می‌‌ماند. انرژی آزاد شده به ازای هر پروتون مصرفی تقریبا برابر زنجیر پروتونی است.

فرآیند غالب در خورشید

در خورشید ، فرایند همجوشی غالب همانا زنجیره پروتون – پروتون است ، اما در ستارگان داغتر از خورشید ، فرایند غالب چرخه کربن است. دلیل تغییر فرآیند غالب این است که در دماهای معمولی بالاتر (و سرعتهای بالاتر) برای پروتون تسلط برسد قوی کولنی ¹²C ساده‌تر می‌‌شود و این امر منجر به این می‌‌شود که واکنش در مرحله اول چرخه کربن ، با آهنگ سریعتری انجام پذیرد.

نگاه اجمالی

در طول زندگی انسان ، ستارگان بی‌شمار راه شیری ، عملا بی‌تغییر به نظر می‌رسند. گاهی ، یک نواختر ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم‌نورتر می‌شود. منظره زیبایی که درخشش یک ابرنواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. در سال 1054 میلادی (433 شمسی) مردم شاهد چنین منظره‌ای بودند. یک ابر اختر در صورت فلکی ثور منفجر شد که سحابی خرچنگ ، بقایای آن است. ستارگان متغیر با نور ثابتی نمی‌درخشند.

تحول یک ستاره

ستارگان نیز نهایتا تغییر می‌کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی‌مانند. آتش زغال ، با خاکستر شدن آخرین شراره خاموش می‌شود. ستاره هنگامی می‌میرد که انبار عظیم سوخت هسته‌ای آن به پایان رسد. حتی امروزه نیز ستارگان پیری را می‌بینیم که تاریک می‌شوند. در حالی که ستارگان دیگر تولد می‌یابند تا جایگزین آنها شوند.

رده‌بندی ستارگان

ستارگان بسیار جوان ، هنوز در میان گازهایی پنهان هستند که از آن شکل می‌گیرند. درون سحابی جبار ، نخستین سوسوی نور ستارگان نوزاد دیده شده است. خورشید ما ، سنین میانی خود را به آرامی می‌گذاراند. برخی از پیرترین ستارگان شناخته شده در خوشه‌های کروی جای دارند.

عمر ستارگان

شاید بپرسید که محاسبه عمر ستارگان ، چگونه امکانپذیر است. هیچ کس نمی‌تواند رشد یک ستاره منفرد را از تولد تا مرگ آن دنبال کند، ولی خیال کنید که هیچگاه درخت ندیده‌اید و ناگهان شما را به وسط جنگلی برده‌اند، چه پیش می‌آید؟ درختان گوناگونی خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود هستند: از جوانه‌های کوچک تا درختان غول پیکر. اگر اندکی زیست شناسی بدانید، می‌توانید به چرخه حیات یک درخت پی ببرید. اختر شناسان به روشی مشابه ، با استفاده از قوانین فیزیک و رصد گونه‌های مختلف ستارگان ، سلسله حوادث زندگی یک ستاره را نتیجه می‌گیرند.

فیزیک درون ستارگان

بعد از آنکه ستاره شکل می‌گیرد، بلافاصله حیاتی پایدار بدست می‌آورد. در همین زمان ، واکنشهای هسته‌ای در داخلی‌ترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند و انرژی آزاد می‌شود. سرانجام ، هم هیدروژن درون آن به مصرف می‌رسد. از این به بعد ، تغییراتی در لایه‌های درونی ستاره آغاز می‌شود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع می‌شوند، لایه‌های بیرونی باد می‌کنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.

کوتوله سفید

کوتوله‌ها

در اثر تغییرات زیاد ، ستاره به مرحله متغیر بودن می‌رسد. نهایتا هیچ منبع ممکن برای آزاد سازی انرژی باقی نمی‌ماند. ستارگان کوچکتر ، در اثر انقباض تبدیل به کوتوله‌های سفید می‌شوند. ستارگان سنگین‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر می‌شوند. ماده بیرون ریخته از یک نواختر ، بخشی از گاز بین ستاره‌ای را تشکیل می‌دهد که زادگاه ستارگان جدید است.

سحابیها

ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، پیش از آنکه به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می‌آورند. این مرحله ، پیدایش سحابی‌های سیاره‌ای است. شکل منظم و رنگهای زیبا ، سبب جذابیت آنها می‌شود (هیچ رابطه‌ای بین سحابیهای سیاره‌ای و سیارات وجود ندارد. این اصطلاح یادگار رصدهای قدیم تلسکوپی است که شکل دایره آنها با سیاره‌ها اشتباه می‌شد.). یک سحابی سیاره‌ای هنگامی شکل می‌گیرد که ستاره مرکزی آن ، لایه‌ای به بیرون پرتاب می‌کند. لایه گاز همانند حلقه‌ای از دود منبسط می‌شود.