ستارگان، درنواحی چگال میان ستاره ای، از انقباض گرانشی ابرهای گازی و گرد و غباری متولد می شوند. همانطور که ابر میان ستاره‌ای متراکم می‌شود، بخشی از انرژی پتانسیل گرانشی (50%) به انرژی گرمایی و بخشی نیز (50%) به انرژی پتانسیل تبدیل می‌شود [1]، سرانجام هسته‌ی مرکزی آنقدر داغ می شود که به دمای اشتعال واکنش‌های جوش می‌رسد و یک ستاره به راستی متولد می‌شود. مشاهدات اخترفیزیکی تعداد زیادی ستارگان جوان و کم سن را در امتداد بازوهای مارپیچی کهکشان نشان می‌دهند. محاسبات هایاشی[1] نشان می‌دهد که در نمودار هرتسپرونگ _ راسل، ستارگان در هنگام پیدایش، مسیرهایی را از بالای سمت راست نمودار به سمت پایین و سپس به صورت افقی به سمت رشته‌ی اصلی طی می‌کنند و زمانی که توده‌ی متراکم گاز رمبیده، به اندازه‌ی کافی چگال و گرم شود که در مرکز آن واکنش‌های گرما هسته‌ای صورت گیرد، زندگی ستاره به عنوان یک ستاره‌ی رشته‌ی اصلی آغاز می‌شود.

 

 

دو فاکتور مهم، سن و جرم، ویژگی‌های یک ستاره را مشخص می‌کنند. این دو فاکتور به هم وابسته هستند، تحقیقات اختر فیزیکدانان نشان می‌دهد که طول عمر ستاره به جرم آن وابسته است. به طور کلی ستاره‌ها از نظر جرم به سه دسته تقسیم می شوند:

 

 

 

1. ستاره های کم جرم، که جرم آن ها حدود 5/0 جرم خورشید می باشد.

 

 

1. ستاره هایی با جرم متوسط، که جرمشان 5/0 تا 8 برابر جرم خورشید است.

 

 

1. ستاره های پرجرم، که جرمشان بیش از 8 برابر جرم خورشید است.

 

 

 

و تمام این ستارگان یک روند کلی و عمومی را در مسیر تحولشان دنبال می‌کنند که عبارتند از:

 

 

 

 

 

 

1. پیش ستاره و پیش از رشته‌ی اصلی

 

 

1. ستاره در رشته ی اصلی

 

 

1. پس از رشته ی اصلی

 

 

 

هدف تحول ستاره ای درک چگونگی تغییر تابندگی و دمای سطحی با زمان است.

 

 

 

• تولد ستارگان

 

 

 

یک ستاره توده‌ای سنگین و متراکم است که توسط گرانش خودی متراکم گشته و توسط فشارهای داخلی خود در مقابل فروریزش مقاومت می‌کند. ستاره ها از تراکم ابرهای گازی و گرد و غبار بین ستاره‌ای، که به طور کامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است،  متولد می شوند. ابرهای متراکم شده درون دیسکی چرخان منقبض و متراکم می شوند و طبیعتاً با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن نیز بیش‌تر می‌شود، و در این حین جرم گازهای مرکزی، همچنان رشد می‌کنند. این انقباض و تراکم حدوداً صد هزار سال به طول می‌انجامد. انقباض ستاره منجر به گرم شدن آن می‌شود و سرانجام هسته‌ی مرکزی آنقدر داغ می‌شود که به دمای اشتعال واکنش‌های جوش می‌رسد و یک ستاره متولد می‌شود.

 

 

 

•  

  •  

    • ستاره پیش از رشته‌ی اصلی

     

     

  
  
  
  

   

   

 

 

 

قبل از این واقعه، ستاره مراحل پیش ستاره و پیش از رشته‌ی اصلی را پشت سر می‌گذارد. ابر منقبض شونده قبل از آنکه به تعادل هیدرواستاتیکی برسد یک پیش ستاره است. هنگامی که جاذبه‌ی گرانشی به سمت داخل دقیقاً با نیروی فشار به سمت خارج در هر نقطه داخل ستاره به حالت تعادل درآید، تعادل هیدرواستاتیکی حاصل می‌شود، که این فشار رو به بیرون به وسیله‌ی انرژی گرمایی زیادی که از واکنش‌های جوش هسته‌ای آزاد می‌گردد، ایجاد می‌شود (فشار گرمایی). هر قدر به مرکز ستاره نزدیک می‌شویم، فشار باید به طور مداوم افزایش یابد تا به وزن در حال افزایش ماده‌ای که در بالا واقع می شود، برابری کند. بین این مرحله و اشتعال واکنش‌های جوش، پیش از ستاره‌ی اصلی (PMS[2]) نامیده می‌شود. سیر دنبال شده بر نمودار هرتسپرونگ-راسل قبل از اینکه به رشته‌ی اصلی برخورد کند، مسیر تحولی PMS نامیده می‌شود.

 

 

هنگامی‌که دمای مرکز پیش ستاره به اندازه‌ی کافی زیاد شود، واکنش‌های جوش هسته‌ای آغاز می‌شود. در این واکنش ها ترکیب دو هسته‌ی اتمی و تشکیل یک هسته‌ی بزرگتر صورت می‌گیرد. در اثر ترکیب دو هسته‌ی اتمی، مقدار کمی از جرم آن‌ها به انرژی تبدیل می‌شود. در این واکنش‌ها هسته‌ی هلیوم در اثر ترکیب با یک هسته‌ی هیدروژن به دو هسته‌ی هلیوم (ذره ی آلفا) تبدیل می شود.

 

 

 

•  

  •  

    • رشته‌ی اصلی

     

     

  
  
  
  

   

   

 

 

 

هسته‌های سبک پیش ستاره، همچنان‌که به انقباض خود ادامه می‌دهد، نابود می‌شوند. دمای هسته بالا می‌رود و در این زمان، گدازش هیدروژنی در مرکز ستاره، همه‌ی انرژی آن را تولید می‌کند. با آغاز سوختن هیدروژن در مرکز، پیش‌ستاره به ستاره تبدیل می‌شود و ستاره وارد طولانی ترین دوره‌ی عمر خود می‌شود، که به آن رشته‌ی اصلی می‌گویند. وقتی ستاره به رشته‌ی اصلی می‌رسد، تراکم آن متوقف می‌شود.

 

 

واکنش‌های هسته‌ای در هسته‌ی ستارگان ترکیب شیمیایی هسته را به طور یکنواخت تغییر می‌دهند. این تغییرات آرام و پیوسته در

 ستارگان رشته‌ی اصلی تا جایی ادامه میابد که هیدروژن هسته تمام شود. در ستاره های کم‌جرم، که هسته‌ی آن ها تابشی است (یعنی انتقال انرژی در آن ها به وسیله‌ی تابش صورت می‌گیرد) در مرکز ستاره، جایی که نرخ واکنش‌های هسته‌ای بیش از سایر نقاط است، زودتر از سایر نقاط، هیدروژن تمام خواهد شد. سرعت هیدروژن‌سوزی به فاکتور جرم بستگی دارد. ستارگانی که جرم بیش‌تری دارند هیدوژن خود را با سرعت بیش‌تری می‌سوزانند، و در نتیجه مدت زمان کوتاه‌تری را در رشته‌ی اصلی سپری می‌کنند. ستاره ای با جرم متوسط، می‌تواند بیلیونها سال را در این رشته سپری کند.

 

 

ستاره‌های سنگین هسته‌ی همرفتی دارند و اختلالات همرفتی به هسته‌ی یکنواختی منجر می‌شود که در آن غلظت هیدروژن همراه با زمان، به طور یکنواخت کاهش می‌یابد. هنگامی‌که هیدروژن هسته تمام می‌شود، مرحله‌ی رشته‌ی اصلی پایان می‌یابد.

 

 

یک هسته‌ی تکدمای پایدار فقط در صورتی می‌تواند وجود داشته باشد که جرم آن از حد شونبرگ-چاندراسخار[3] کم‌تر باشد. شونبرگ و چاندراسخار در سال 1942 نشان دادند که اگر جرم هسته از یک مقدار معین بیش تر شود ناپایدار خواهد شد. جرم حدی شونبرگ-چاندراسخار به طور تقریبی با

 

 

(1-1)

 

 

داده می‌شود که درآن  و  به ترتیب وزن‌های متوسط ذرات در پوسته و هسته بر حسب  هستند.

 

 

هسته‌ای که جرم آن سنگین‌تر از این مقدار باشد، ناپایدار است و متحمل یک انقباض سریع می‌شود. جزئیات این ناپایداری و پی‌آمدهای فیزیکی آن به جرم و ترکیب ستاره بستگی دارد. در مورد ستاره‌ای به جرم  انقباض ( جرم خورشید می‌باشد) ستاره به هسته‌ی هلیوم‌سوزی منجر می‌شود که توسط یک پوسته‌ی هیدروژن سوز احاطه شده‌است (زمان انقباض در حدود  است). ستاره‌های هلیوم‌سوز تا زمانی که در حال تولید هلیوم هستند، از شاخه‌ی غول سرخ در نمودار [4]H-R بالا می روند. گذار از رشته‌ی اصلی به شاخه‌ی غول‌ها در مقایسه با طول عمر رشته‌ی اصلی، در زمان نسبتاً کوتاهی صورت می‌گیرد، این زمان به ویژه برای ستاره‌های سنگین بسیار کوتاه است و بنابراین احتمال مشاهده‌ی آن‌ها در این فاز از تحول اندک است.

 

 

 

 

 

1-1-4 مراحل بعدی تحول ستارگان پس از رشته‌ی اصلی:

 

 

سوختن هلیوم در هسته بسیار سریع رخ می‌دهد و هلیوم هسته در زمان نسبتاً کوتاهی (‌تقریباً  برای ستاره ای به جرم ‌) به اتمام می‌رسد، پس از آن هلیوم‌سوزی در لایه‌ای در اطراف هسته (که اکنون از جنس کربن-هیدروژن است) ادامه می‌یابد. همچنان‌که ستاره در نمودار هرتسپرونگ-راسل به طرف شاخه‌ی غول‌ها پیش می‌رود، پوسته‌ی همرفتی عمیقی در آن به وجود می‌آید و به خاطر افزایش مساحت ستاره، درخشندگی آن چند برابر افزایش می‌یابد. پوسته‌ی هلیوم‌سوز در ستاره‌های کم‌جرم ناپایدار است و دچار ناپایداری حرارتی می‌شود. این ستاره‌ها هنگامی ظاهر می‌شوند که در پوسته‌ی هلیوم‌سوز در بازه های زمانی حدوداً  سالی، فوران‌های مختصری از واکنش‌های هلیوم‌سوز بروز می‌کنند. انرژی آزاد شده در این ضربان‌ها موجب می‌شود که لایه های بیرونی از ستاره بیرون رانده شوند. کسر قابل توجهی از جرم ستاره می‌تواند بدین طریق به بیرون پرتاب شود. ستاره‌های سنگین پیش از این که به یک ستاره‌ی فشرده تبدیل شوند، ممکن است بخش عمده‌ای از جرم خود را بدین ترتیب از دست بدهند.

 

 

چگونگی تحول پسا‌رشته‌ی اصلی ستاره به جرم آن بستگی دارد. بسیاری از این فرآیندها را می‌توان با استفاده از برنامه‌های کامپیوتری موجود برای محاسبه‌ی تحول ستاره‌ای، مورد ارزیابی و بررسی قرار داد. یک غول سرخ عمدتاً از یک هسته‌ی چگال و تبهگن از جنس هلیوم و یک پوسته‌ی همرفتی گسترده تشکیل می‌شود. لایه‌ی واسط بین این دو ناحیه (همچنان که به طرف بیرون می‌رویم) شامل هلیوم ناتبهگن، پوسته‌ی هیدروژن سوز، و لایه‌ای با انتقال انرژی تابشی می‌شود. چگالی هسته‌ی تبهگن بیش از ده مرتبه‌ی قدر بیش‌تر از چگالی پوسته‌ی همرفتی بیرونی است. بدین ترتیب روشن است که غول‌های سرخ اجرام شدیداً ناهمگنی هستند. مدل‌های تحولی نشان می دهند که شاخه ی افقی در نمودار R-H از ستاره‌های کم‌جرمی تشکیل می‌شود که در هسته‌ی خود هلیوم می‌سوزانند. پوسته‌ی هیدروژن‌سوزی نیز وجود دارد که هسته‌ی هلیومی را احاطه می‌کند. همچنان که هسته‌ی هلیومی تخلیه می‌شود، ستاره به سرعت به سمت شاخه‌ی غول حرکت کرده و هلیوم سوزی در پوسته‌ای که هسته را احاطه کرده است (پوسته ی هلیوم سوز)، ادامه می‌یابد.

 

 

1-1-5 مبحث تکمیلی تحول ستاره‌ای

 

 

ستاره‌های سنگین رشته‌ی اصلی هیدروژن را طی چرخه‌ای به نام چرخه‌ی CNO می‌سوزانند. اگر ستاره خیلی سنگین باشد ()، پوسته‌ی آن به صورت یک پوسته‌ی ناپایدار تپنده در خواهد آمد که منجر به اتلاف جرم می‌شود. به عبارت دیگر، در صورتی که درخشندگی ستاره از حد ادینگتون  تجاوز کند، در لایه‌های بیرونی ستاره، فشار تابشی بر نیروی گرانشی غلبه می‌کند که به نوبه خود به جدا شدن پوسته منجر می‌شود. این امر به کاهش جرم ستاره تا زمان تشکیل یک ستاره‌ی کم‌جرم‌تر ولی پایدار منتهی می‌شود. نرخ کاهش جرم ستاره‌های سنگین می‌تواند بهy  یا حتی بیش‌تر از آن برسد. اتلاف جرم تأثیر مهم و بسزایی بر سیر تحولی ستاره‌‌های سنگین دارد.

 

 

درطول مراحل بعدی تحول ستاره‌های سنگین، فرآیند سنتز عناصر به طرف ستارگان سنگین و سنگین‌تر (تا عناصر گروه آهن) پیش می‌رود. انتظار می‌رود که یک ستاره‌ی سنگین متحول شده لایه‌ای بیرونی متشکل از هیدروژن داشته باشد و همچنان که به طرف مرکز می‌رویم، اجزای تشکیل دهنده‌ی اصلی آن به He، C، O، Si و در نهایت عناصر گروه آهن در هسته، بدل شوند. توجه کنید که در طی فاز هلیوم سوزی ،  و مقداری  و  نیز تشکیل می‌شود. در طول دوره‌ی کربن‌سوزی و اکسیژن‌سوزی عناصر ، Na، Mg، Al و Si نیز به وجود می‌آیند. در دماهای بسیار بالا، فوتون‌های پرانرژی هسته‌ها را به پروتون‌ها، نوترون‌ها و ذرات  آلفا تجزیه می‌کنند. برخی از این ذرات بلافاصله با یکدیگر پیوند خورده و هسته‌هایی با بیش‌ترین انرژی بستگی بر نوکلئون (عناصر مجاور آهن) تشکیل می‌دهند.

 

 

ترکیب نهایی ماده‌ی ستاره ای با شرط تعادل میان عناصر گوناگون تعیین می‌شود. عناصری که در این حالت بیش‌ترین فراوانی را دارند،  یا  خواهند بود.  ناپایدار است و در شرایط عدم تعادل به  واپاشی می‌کند.

 

 

[1] Hayashi

 

 

[2] Pre Main Sequence

 

 

[3] Schonberg-chandrasekhar