سایت مقالات فارسی – تحول ستارگان- قسمت ۲

در مورد ستاره‌های کم‌جرم، پرتاب لایه‌های بیرونی با شدت و قدرت کم‌تری رخ می‌دهد و هسته‌ی تبهگن به یک کوتوله‌ی سفید تبدیل می‌شود. تخمین زده می‌شود که در کهکشان ما، کوتوله‌های سفید با نرخی حدود به وجود می‌آیند. هنگامی‌که یک کوتوله‌ی سفید شکل می‌گیرد، ابتدا بسیار داغ است. همچنان‌که کوتوله‌ی سفید سرد می‌شود، در صورتی‌که جرم آن از یک حد معین (حد چاندراسخار) بیش‌تر باشد، دچار ناپایداری گرانشی می‌شود. یک چنین کوتوله‌ی سفیدی دچار رمبش شده و یک ابرنواختر نوع I شکل می‌گیرد.
۱-۲ ستاره‌های نوترونی
ستاره‌ای رو به مرگ مانند خورشید در هم فرو می‌رود تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این مرحله ، ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود.
هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابرنواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌ی آن سالم بماند. اگر جرم هسته بین ۴/۱ تا ۳ جرم خورشیدی باشد جاذبه آن را فراتر از مرحله‌ی کوتوله سفید متراکم می‌کند تا این که پروتون‌ها و الکترون‌ها برای تشکیل نوترون‌ها به یکدیگر فشرده شوند. به بیان دیگر، اگر جرم ستاره‌ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گذارد و متوقف نمی‌شود. آن قدر فرو ریزش ادامه می‌یابد که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر می‌رسد. در این نقطه ستاره گلوله‌ای است چگال از ذرات هسته‌ای که آن را ستاره نوترونی می‌نامند. این نوع شیء آسمانی ستاره نوترونی نامیده می‌شود. وقتی که قطر ستاره‌ای ۱۰ کیلومتر (۶ مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود.
برخی از ستارگان نوترونی از روی زمین به شکل تپ اختر شناسایی می‌شوند که با چرخش خود، ۲ نوع اشعه منتشر می‌کنند. این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه‌ی عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.
تصور براین است که هر ستاره‌ای که با جرم در حد ده برابر جرم خورشید در رشته‌ی اصلی به‌سر برده باشد، توانایی تبدیل به ستاره نوترونی شدن را دارد. در حالی‌که ستاره بعد از چندین مرحله سوخت هسته‌ای از رشته اصلی دور می‌شود، هسته‌ی آن به جسمی غنی از آهن تبدیل می‌شود. زمانیکه تمام سوخت هسته به انتها رسید هسته با وجود فشار تبهگنی باقی می‌ماند ولی با رسوب مواد لایه های بیرونی ستاره به سمت هسته، جرم هسته از حد چاندراسخار بیشتر می‌شود. فشار درون هسته از فشار تبهگنی الکترون بیشتر می‌شود، هسته به انقباض خود ادامه می‌دهد و دمای آن به ۵ میلیارد درجه می‌رسد. در این دمای فوق‌العاده، ذرات آهن به ذرات آلفا و تابش پرانرژی گاما تبدیل می‌شوند. در حالیکه دما بالا تر می‌رود الکترون‌ها و پروتون‌ها با هم ترکیب شده ذره نوترون تولید و شارشی از ذرت نوترینو بوجود می‌آید. زمانی که چگالی به رسید، فشار تبهگنی نوترون موجب توقف انقباض بیشتر شده و لایه‌های بیرونی ستاره به شکل انفجار ابرنواختر نوع II منفجر می‌شوند. چیزی که باقی می‌ماند یک ستاره نوترونی است. اگر جرم آن در حد ۲ یا ۳ برابر جرم خورشید باشد به انقباض ادامه می‌دهد و به یک سیاه‌چاله تبدیل می‌شود. نوع دیگری از ستاره های نوترونی در زوج‌‌های ستاره نزدیک به هم تولید می‌شوند.
سطح ستاره نوترونی از آهن تشکیل شده است. ‌در حضور میدان قوی مغناطیسی اتم‌های آهن به حالت پلیمری در می‌آیند. در این وضعیت ضریب هدایت الکتریکی آن درجهت میدان مغناطیسی بسیار عالی ولی در جهت عمود برآن یک عایق خوب می شود. درست زیر سطح آهنی، ستاره به صورت جامد ولی با ترکیب متغییردر آمده است. هسته‌های بزرگتر به ‌ویژه غنی از نوترون شکل می‌گیرد که در آن مواد رادیواکتیو برای مثال به حالت پایدار در‌می‌آید. هر چه به درون ستاره نزدیکتر می‌شویم چگالی نیز بیشتر می‌شود و زمانی‌که چگالی به برابر چگالی آب می‌رسد هسته دیگر بزرگتر نشده و نوترون شروع به نشت به سمت بیرون می‌کند. اگر چگالی بیشتر شود، هسته در دریایی از نوترون حل می‌شود. جریان نوترونی ایجاد شده یک ابرجریان است وهیچ گونه مقاومت در مقابل حرکت یا ویسکوزیته‌ای نخواهد داشت. تا چند کیلومتری سطح، چگالی به چگالی هسته اتمی نزدیک می‌شود. ولی هر چه به هسته نزدیکتر می‌شویم، اطلاعات ما کمتر می‌شود . نمی دانیم هسته جامد است یا مایع. شاید ذرات هسته‌ای دیگری مانند پیون یا هیپرون نیز در آنجا بوجود آمده باشند. احتمال تغییر فاز نیز وجود دارد. جایی‌که ذرات کوارک از نوترون جاری شده و یک مایع دیگر تولید کنند.
نخستین تئوری‌های کمی برای ساختار ستاره نوترونی به وسیله‌ی ولکوف^[۵] و اپنهایمر^[۶] داده شد [۲]. ستاره‌های نوترونی از لایه‌های مختلف با چگالی‌های مختلف تشکیل شده‌اند[۳، ۴] و جرمی حدود جرم خورشید () و شعاعی حدود دارند. در واقع رابطه‌ی جرم-شعاع ستاره‌های نوترونی از شعاع‌های خیلی بزرگ شروع می‌شود و هرچه شعاع ستاره کمتر می‌شود جرم ستاره بیش‌تر می‌گردد. چگالی چنین محیطی برابر چگالی آب است و میدان گرانشی ایجاد شده نیز بسیار قوی است. وزن یک جسم در کنار ستاره نوترونی برابر وزن در سطح زمین است. این میدان گرانشی قوی حتی برتابش‌های ایجاد شده از ستاره نیز اثر می‌گذارد. چگالی بسیار بالا به ستاره اجازه می‌دهد با سرعت‌های بسیار زیاد در حد صدها دور در ثانیه بچرخند بدون اینکه از هم بپاشد. زمانی که ستاره منقبض می‌شود، بدون اینکه اندازه حرکت تغییر بکند، باید انتظار چنین چرخش سریعی هم داشت. اگر ستاره دارای میدان مغناطیسی اولیه باشد، این میدان حفظ می شود. ستاره‌های تپنده، چشمه‌های انفجاری اشعه گاما و ستاره‌های نوترونی در بعضی از ستاره‌های دوتایی تولیدکننده اشعه ایکس دارای میدانی مغناطیسی با شدت حتی (تقریباً برابر شدت میدان مغناطیسی زمین) هستند. تصور براین است که در کهکشان راه شیری یکصد میلیون ستاره نوترونی وجود داشته باشد که تنها در موارد خاص برای مثال زمانی که بصورت ستاره تپنده یا عضوی از ستاره های دوتایی باشند کشف آنها راحت‌تر است. ستاره‌های نوترونی در پایان دهه ۱۹۶۰ با عنوان پالسارهای رادیویی و در دهه ۱۹۷۰ به عنوان ستاره‌های اشعه ایکس شناخته می شدند. در حقیقت با کشف پالسارها، اهمیت واقعی ستاره‌های نوترونی مشخص شد[۵].
برخلاف ستاره‌های نوترونی و کوتوله‌های سفید، سیاه‌چاله‌ها جرم حدی ندارند [۶].
۱-۳ ستاره‌های کوارکی و ماده‌ی کوارکی:
دسته‌ی دیگری از ستاره‌های فشرده که اخیراً اخترشناسان به وجود آن‌ها پی برده‌اند، ستاره‌های کوارکی نامیده می‌شوند. این دسته از ستاره‌ها، از ستاره‌های نوترونی چگال‌تر بوده‌اند و شعاع آن‌ها از شعاع ستاره‌های نوترونی کوچک‌تر است. قبل از اینکه به مفهوم ستاره‌های کوارکی بپردازیم، مفهوم کوارک و ماده‌ی کوارکی را مطرح می‌کنیم.
۱-۳-۱ کوارک ها و خصوصیات آن ها:
در سال ۱۹۶۳ گلمن و زوئینگ از دانشگاه کالیفرنیا دریافتند که هادرون‌ها را می توان متشکل از اجزای ریزتری دانست که گلمن آن‌ها را کوارک نامید [۷، ۸]. تا کنون شش طعم کوارکی شناسایی شده‌اند. البته ذکر این نکته ضروری است که برای هر کوارک، پاد ذره‌ی مربوط به آن نیز وجود دارد. هادرون‌ها دو دسته هستند:
باریون‌ها که متشکل از ۳ کوارک هستند.
مزون‌ها که متشکل از یک کوارک و یک آنتی‌کوارک هستند.
کوارک‌ها فرمیون هستند و دارای اسپین‌های نیم‌صحیح می‌باشند. خصوصیات جالب کوارک‌ها این است که بار الکتریکی شان کسری است. همچنین کوارک‌ها دارای عدد کوانتومی جدیدی به نام رنگ هستند که این عدد برای برقراری اصل طرد پائولی در بعضی از هادرون‌ها در نظر گرفته می‌شود. به هر کوارک سه رنگ سبز، قرمز و آبی نسبت می‌دهند که ترکیب این سه یک ذره‌‌ی بدون رنگ را تشکیل می‌دهد. کوارک‌ها به هادرون‌ها مقیدند و تا به حال کوارک آزاد مشاهده نشده است. خصوصیات شش کوارک شناخته شده تا به کنون را می‌توانید در جدول ۱-۱ مشاهده کنید. کوارک ها دو حالت اسپینی و سه حالت رنگ دارند، از اینرو عدد تبهگنی ۶ دارند[۹، ۱۰، ۱۱، ۱۲].
جدول ۱-۱: برخی از خصوصیات مهم کوارک‌های شناخته شده

نام کوارک	بار الکتریکی	عدد باریونی	جرم
	۳/۱ –	۳/۱	۰۰۵/۰
	۳/۲ +	۳/۱	۰۱/۰
	۳/۱ –	۳/۱	۱۵/۰

دانلود کامل پایان نامه در سایت pifo.ir موجود است.