دانشیار

شيمي ستارگان

ساختار وتحول ستارگان

ستارگان را مي توان كارخانه هاي توليد هسته هاي سنگين ناميد كه عناصر سبك را به عناصر سنگين ارتقاء‌مي دهند .

در روند ساختار و تحول عنوان مي شود كه ستارگان از توده هايي ابر مانند كه سحابي ناميده مي شود تشكيل مي شوند سحابي ها توده هايي از مولكول ها ، اتمها ، يونها و عناصر هستند كه در فضاي بين ستاره اي قرار گرفته اند .

فضاي ميان ستاره اي

ابعاد ستاره ها معمولاً بسيار بزرگ است . با اين وجود فضاي بين ستاره ها كه به فضاي ميان ستاره اي «؟» معروف است . بسيار بزرگتر از ابعاد ستارهاست . در نواحي بيروني منجسم كهكشان راه شيري بخصوص همسانگي منظومه خورشيدي، نسبت فاصله ميانگين بين ستاره ها به قطر ميانگين آنها از ؟  است . بنابراين تنها كسر كوچكي از فضا يعني  توسط مواد تشكيل دهنده ستاره ها اشغال شده است .

حال اين سوال مطرح مي شود كه آيا در فضاي ميان ستاره اي ماده اي وجود دارد ؟

اگر چه بخشهائي از آسمان تاريك به نظر مي رسد . ولي اين نمي توانند دليلي بر تهي بودن فضاي ميان ستاره اي باشد در واقع در سراسر اين فضا موادي پراكنده شده اند كه به آنها مواد ميان ستاره اي مي گويند .

مقدار بسيار زيادي ذرات جامد ريز كه به غبار ميان ستاره اي معروفند .

در اين فصل به بررسي مواد ميان ستاره اي و اثرهايي كه اين مواد برخود و طيف ستاره ها مي گذارند مي پردازيم .

مواد ميان ستاره اي ؟

جرم كل مواد ميان ستاره اي در كهكشان راه شيري بين 5 تا 10 درصد جرم كل كهكشان برآورده شده است . در همسايگي خورشيد ، جرم اين مواد حتي به 30 درصد جرم ستاره هاي مجاور مي رسد با اين حال مواد ميان ستاره اي از هواي اطراف زمين بسيار دقيق تر است . در حقيقت چگالي ميانگين آنها در حدود يك اتم در هر سانتيمتر مكعب و يا ده ذره غبار در هر كيلومتر مكعب است . در بعضي از نواحي فضاهاي ميان ستاره اي و گازها و غبارها با يكديگر تجمع كرده و ابرهاي چگالتر را تشكيل داده اند . اين ابرها را سحابي با nebula مي نامند .

تبصره :

طبقه بندي ستارگان

اين طبقه بندي را به ترتيب به نام هاي طبقه ( 0) و طبقه ( B ) طبقه ( A ) طبقه ( F ) طبقه ( G ) و ( K ) و ( M ) مي گويند كه در دانشگاه هاروارد ارائه شده است . كه هر كدام از اين طبقه ها به 10 قسمت ، تقسيم مي شود . رديف ستارگان K به يك شاخه ( R ) و رديف M به دو شاخه S,N به شرح زير تقسيم مي شود و سه گروه W,Q,P جدا از اين طبقه بندي در گوشه اي هستند .

 و گروه هاي

گروه هاي فرعي هستند كه بعد از گروه اول كه رشته پيوسته هستند بوجود آمده مانند شكل بالا صفات ويژه اين گروه ستارگان به قرار زير است :

P – علامتي است براي نوع سحابيهاي مدور با سياره اي بنام « سحابي هاي سياره اي » كه اطراف اين ستاره گازهاي خيلي خيلي داغ يونيزه فرا گرفته است .

Q – براي ستارگان « نوا » يا نواختران است ، كه ناگهان منفجر شده و حرارت آنها به 10000 درجه مي رسد .

W – علامتي براي نوع ستارگان از نوع ( ولف رايت ) هستند كه متشكل از ازت و هليوم و كربن هستند .

O – طيف اين نوع ستارگان چند بار يونيزه شده هليوم 2 و ازت 3

B – اين ستارگان داراي هيدروژن ، سيلسيوم ، و اكسيژن يونيزه هستند .

F – نوعي هيدروژن ضعيف دارند و عوض آهن آنها زياد است .

G – يونيزه كلسيوم آنها خيلي قوي است .

h – داراي اتمهاي خنثي بسيار قوي مي باشد .

M – خطوط اتمها خنثي خيلي قوي و گازهاي فلز تيتانيوم در آنهاست .

سحابيها به چهار گونه اند :

1- سحابيهاي گسلي «emissionnebulae»

سحابيهاي گسلي كه يك يا چند ستاره فوق العاده داغ و سوزان از رده طيفي O يا B ( ستاره ها از نظر طيفي به هفت رده اصلي M,K,G,F,A,B,O تقسيم مي شوند ) را در بردارند .

اين ستاره هاي داغ تابش فرابنفش عظيمي گسيل مي كنند كه موجب برانگيزش و يا يونش اتمهاي موجود در اين سحابيها مي شوند . به همين دليل اين سحابيها در طول موج مرئي نور ساطع مي كنند و درخشان ديده مي شوند .

مناطق HII نوعي از سحابيهاي گسيلي هستند كه به طور عمده از هيدروژن تشكيل شده اند در اين مناطق تابش فرابنفش با طول موجهاي كوتاهتر از 912 توسط ستاره هاي داغ گسيل مي شود . اين فوتون هاي پر انرژي مي توانند اتمهاي هيدروژن را يونيزه كنند . يونش هيدرژن حاصله در تابشي با طول موج كمتر با مساوي طول موج حد رشته يعني 912 انجام مي شود . يونهاي هيدروژن حاصل دوباره الكترونها را سيره كرده و عامل گسيل نورمي شوند .

تبصره : طيف هيدروژن

در شكل صفحه بعد طيف خطي هيدروژن اتمي ، در ناحيه مرئي نشان داده شده است خطوط طيف به ترتيب افزايش بسامد و كاهش طول موج با  ،  و غيره مشخص مي شوند .

معمولا ً خط  به مراتب شديدتر از خط  است و به همين ترتيب  از  شديدتر است و الي آخر . با افزايش بسامد فاصله بين خطوط مجاور كوچكتر مي شود و اين خطوط گسسته به حد يك سري نزديك مي شوند كه در بالاي آن طيف پيوسته ضعيفي پديدار مي شود اين گروه از خطوط هيدروژن كه در ناحيه مرئي طيف الكترومغناطيس گسيل مي كند به سري « پالمر » مشهورند .

زيرا در سال 1264/ 1885 پالمر (J.J Balmer  ) از زمان سلطنت ناصرالدين شاه قاجار در ايران و تأسيس مدرسه دارالفنون توسط امير كبير به يك فرمول تجربي ساده و به نام فرمول پالمر هست يافت كه با استفاده از آن توانست تمام طول موج هاي مشاهده شده در اين گروه را محاسبه كند اين فرمول كه طول موج را براي تمام خطوط طيفي اين سري بدست مي دهد به صورت زير است : 

و n عدد درستي كه داراي 3 ، 4 ، 5 است .

اين گاز براي تمام بسامدها ، به جز بسامدهاي متناظر با خطوط تاريك شفاف و براي بسامدهاي خطوط تاريك كند است انرژي در آشاميده شده به سرعت به وسيله اتمهاي برانگيخته نه فقط در راستاي ورودي بلكه در تمام راستاها تابش مي شود .

همانطور كه در شكل بالا مي بينيد شدت بر حسب بسامد رسم شده است در اين اشكال خطوط تاريك در طيف جذبي هيدروژن دقيقا ً با همان بسامدهاي مربوط به خطوط روشن در طيف گسيلي نمايان مي شوند .

هيدروژن فقط در بسامدهاي مشخص كه توسط فرمول ريدبرگ داده مي شوند تابشگر امواج الكترومغناطيس است و فقط در همان بسامدها جذب تابش مي كند .

نواحي  به دليل يونش و باز تركيب پي در پي در طول موج هاي مرئي بسيار درخشان ديده مي شوند اگر ستاره بسيار داغ باشد گاهي تابش ماوراي بنفش تا عمق 400 سال نوري ، پيشروي كرده و اتمهاي هيدروژن موجود را يونيزه مي كند سحابي بزرگ حبار( orion ) مثالي از يك سحابي گسيلي است .

2-سحابي بازتابي (reflection Aebulou )

كه در آنها ستاره هاي سردتر از ستاره هاي ردة‌ o  يا B هستند. در نتيجه اين سحابيها نور ستاره هاي مجاور را باز مي تابانند ، ابرهايي كه در اطراف چندين ستاره اصلي خوشه پروين ( Leiades ) قرار گرفته اند ، مثالهاي واضحي از سحابي هاي بازتابي اند .

3- سحابيهاي تاريك (Darknebulae)

كه ستاره اي در مجاورت آنها قرار ندارد تا نور آن ستارگان توسط اين سحابيها بازتابيده شود . مثال برجسته اين گونه سحابيها سحابي كله اسب ( Horsehead صورت فلكي جبار است .

4- سحابيهاي سياره اي ( planetally)

كه از جهات بسياري به مناطق  شبيه است . داخل اين گونه سحابيها يك ستاره بسيار داغ مركزي قرار دارد كه دماي سطح آن به طور فرعي در حدود 50000 تا 100000 كلوين است . با وجود آنكه جرمشان همسان خورشيدند ولي ابعاد آنها بسيار كوچكتر از خورشيد است . سحابيهاي سياره اي متراكم تر و درخشنده تر از مناطق  هستند . در اين نوع سحابيها چگالي موجود حول ستاره مركزي بسيار بيشتر از چگالي سحابيهاي  مي باشد لذا تعداد برخوردها بين الكترونها اتمها و يونها نيز به مراتب بيشتر است . پس در اين حالت برخوردهايي كه باعث برانگيختگي و وانگيختگي ؟  مي شود قابل توجه است . از اين رو طيف سحابيهاي سياره اي به طور كلي يا طيف مناطق  تفاوت دارد .

اگر چه خطوط طيف هيدروژن و هليوم در طيف اين سحابي ظاهر مي شوند ولي قويترين خطوط اكسيژن دوبار يونيده ( OIIT ) ، اكسيژن يك بار يونيده ( ) و نئون دو بار يونيده ( ) مربوط مي شوند .

وقتي اين سحابيها را با تلسكوپ رصد كنيم آنها را به صورت فرمي يا حلقه اي سبز رنگي كه به سيارات نپتون يا اورانوس شباهت دارند ، مشاهده مي كنيم . به همين دليل به آنها سحابيهاي سياره اي مي گويند رنگ سبز كم رنگ سيارات اورانوس و نپتون به علت وجود گاز متان در جو آنهاست كه نور زرد و قرمز را به خوبي جذب مي كند . در حالي كه سحابيهاي سياره اي به علت وجود خطوط گسيل قوي در طيف خود كه به اكسيژن دوبار يونيده ( ) مربوطند ، به رنگ سبز ديده مي شوند .

چگالي سحابيها هزاران بار بيشتر از چگالي ميانگين مواد ميان ستاره اي است . يكي از كشفهاي مهم در مورد اين اجرام زايش ستاره جديد درون آنهاست .

چگالي مواد ميان ستاره اي درست قبل از آغاز شكل گيري ستاره هاي جديد به بيشينه مقدار خود مي رسد كه در حدود  برابر چگالي ميانگين خورشيد است .

مواد ميان ستاره اي ساختار ناهمگني دارند . در حقيقت چگالي ، دما ،‌وحالت حركت همچنين نوع اتمها ، يونها ، مولكولها و ذرات تشكيل دهنده اين مواد از ناحيه نسبت به ناحيه ديگر آسمان متفاوت است . طيف سنجي ابزار سودمندي براي آشكارسازي و شناسائي مواد ميان ستاره ايست خطوط نشري اتم هيدروژن و ساير اتمها در فضاي ميان ستاره اي به خصوص صفحه زمينه كهكشان راه شيري قابل مشاهده است . همچنين خطوط جذبي تيزي در طيف ستاره هاي دور دست ظاهر مي شود كه ويژگي آنها از خطوط جذبي ستاره اي متفاوت است اين خطوط را مي توان به گاز ميان ستاره اي نسبت داد .

امواج CMB « امواج زمينه كيهان »

در سال هاي اخير مطالعات امواج راديوئي ميكروموج اطلاعات در مورد مواد ميان ستاره اي و ساختار كهكشاني را تأييد كرده و وسعت بخشيده است .

يكي از پيشرفت هاي مهم كشف امواج 21 سانتي متري هيدروژن در فضاي ميان ستاره اي مي باشد . در سال 1944 / 1323 ستاره شناس آلماني به نام اج . سي . وان دهولست با محاسبه اي نشان داد اتمهاي خنثي هيدروژن مي توانند امواج راديويي با طول موج 21 سانتي متر گسيل كنند .

هفت سال بعد يعني در سال 1951/1335 دو تن از پژوهشگران دانشگاه هاوارد آمريكا به نام هاي اي . ام . پرسل و اچ . ال . ابون توانستند تابش 21 سانتيمتري را كه به شدت به ويژه از صفحه كهكشان راه شيري گسيل مي شد آشكار كنند .

در واقع بخش اعظم گازهاي ميان ستاره اي را اتمهاي هيدروژن خنثي ( ) تشكيل مي دهند . ستاره شناسان به اين نواحي مناطق  مي گويند . چون برخوردهايي كه باعث برانگيزش اتمها مي شوند بسيار نادرند . اتمهاي هيدروژن بيشتر در حالت پايه خود باقي مي مانند .

هيدروژن مهمترين عنصر در مواد ميان ستاره ايست و در كهكشان راه شيري و بازوهاي منسوب بخ آن به وفور يافت مي شود ، و از آنجا كه امواج 21 سانتي متري هيدروژن توسط غبار و گاز ميان ستاره اي جذب نمي شود لذا كشف آن منجر به كشف ابعاد ناشناخته كهكشان راه شيري از جمله بازوهايي در اقصي نقاط اين كهكشان شد .

از زمان كشف تابشي 21 سانتيمتري ، مطالعه فضاي ميان ستاره اي پيشرفت قابل ملاحظه اي نموده است و تصوير جامع از كهشان خودمان حاصل شد . مطالعات فضاي ميان ستاره اي حاكي از اين واقعيت است كه غلبه مواد ميان ستاره اي با عنصر هيدروژن است ولي عناصر و مولكول هاي ديگري همچون بنيادهاي آزاد كه تركيبي است از دو يا چند عنصر كه بخشي از يك  مولكول را تشكيل مي دهند . و از نظر شيميايي فوق العاده هستند نيز در فضاي ميان ستاره اي ديده مي شوند . همچنين با بهره گيري از طيف مريي عناصري نظير اكسيژن ، نيتروژن ، كربن ، و برخي ديگر از عناصر نيز در فضا آشكار شده اند .

ساختار مارپيچي كهكشان راه شيري كه با استفاده از داده هاي

 تابش 21 سانتيمتر بدست آمده است .