دانشیار

بررسي وجود تركيبات ملكولي شيميايي در فضاي ميان ستاره اي

نمودار هرتزسپرونگ – راسل بررسي وجود تركيبات كربن دار درفضاي ميان ستاره اي – كوتوله هاي سفيد – نواختران – خروج ماده از ستارگان به روش غير انفجاري – ستارگان غول قرمز – تركيبات كربن دار در فضاي ميان ستاره اي – چگالش بخار كربن خالص – چگالش بخار كربن در حضور هيدروژن – چگالش بخار كربن در حضور هيدروژن و نيتروژن – ملكول هاي زنجيره اي كربن دار در فضاي ميان ستاره اي – ملكول هاي هيدروژن آروماتيك چند حلقه اي در فضاتي ميان ستاره اي – نوارهاي جذبي 2175 در منحني خاموشي ميان ستاره اي – فولرنها و نوارهاي پخشيده ميان ستاره اي – غبار كربن در فضاي ميان ستاره اي – وجود همزمان زنجيره هاي كربن – فولرنها و ذرات كربن – آيا مولكول C در فضاي ميان ستاره اي وجود دارد ؟ برليوم و بر دو عنصر سرنوشت ساز

بررسي وجود تركيبات ملكولي شيميايي در فضاي ميان ستاره اي

در روند ساختار و تحول ستارگان سحابيها در حالت عادي ، بصورت همگن هستند پس از آنكه حالت همگن يك سحابي به دلايل خاصي بهم خورد در اين هنگام هسته هاي گرانشي در درون سحابي شكل گرفته و كانون هاي گرانش شروع به مواجه سوي خود مي كنند با افزايش ماده تراكم ، فشار و بالاخره دما افزايش يافته و يا ازدياد اين فشار و دما كانون ها به حالت پلاسمائي درآمده و سرانجام همجوشي هسته اي در آنها شكل مي گيرد .

روند مراحل هريك ستاره با توجه به نمودار هرتزسپرونگ – راسل

اين نمودار اوايل قرن بيستم توسط اينار هرتزرينگ 1967/1346- 1876/ 1255 ) منجم دانماركي و هنري سن – راسل ( 1957/ 1236-1877 /1256 ) منسجم آمريكائي ترسيم شد .

در نمودار HR هر ستاره با يك نقطه نمايش داده مي شود . كه مختصات آن نقطه عبارت است از درخشندگي (قدر مطلق ) و گروه طيفي (درجه حرارت سطحي) آن ستاره . اين نمودار را براي ستارگان همسايه منظومه خورشيدي با ستارگاني كه فاصله شان مشخص است در نظر مي گيرند .

با بردن پارامتر معرف قدر مطلق ستاره روي محور عرض ها (y ) و پارامتر معرف درجه حرارت سطحي ستارگان بر روي محور طولها (x ) نمودار HR را رسم مي كنيم . بطوريكه ديده مي شود ستارگان بر روي تمام نواحي نمودارHR بطور يكنواخت  پخش نشده اند . بيشتر ستارگان براي كهكشان ها حدود 99 % بر روي يك منحني كه بطور مورب خيلي گرم و پرنور شروع و به ستارگان خيلي سرد و خيلي كم نور ختم مي شود قرار دارند . را رشته اصلي « main sequence » و ستارگان روي آنرا ستارگان گروه ديگري از ستارگان كه پرنور هم هستند بر روي شاخه ايكه قدر مطلق آن بكندي متوسط اين ستارگان تقريبا برابر صفر مي باشد ) و درجه حرارت سطحي آنها  ( از راست افزايش مي يابد و رشته اصلي را تقريبا در بالا قطع مي كند قرار دارند اين شاخه را شاخة‌ و ستارگان آن را ستارگان غول مي نامند يعني ستارگاني كه قدر روشنايي آنها از 1+ علاوه بر دو گروه ستارگان فوق در قسمت پايين و در طرف چپ و گروه ديگري از كه به كوتوله سفيد (white Dwarfs ) معروفند كه قدر آنها از 2+ ، 3+ الي ضمناً‌ شاخه كوچكي در بالا و موازي شاخه غول يافت مي شود كه شاخه ابرغول () ناميده مي شوند .

خورشيد يكي از ستارگان رشته اصلي مي باشد .

بايد دانست كه گروه هاي مختلف دياگرام H-R و طرز قرار گرفتن آنها در نبرده بلكه با مطالعاتي كه بعداً بر روي ستارگان گروه هاي مختلف انجام شده است مهم را نشان مي دهد . كه گروه هاي مختلف ستارگان معرف مراحل مختلفي ستاره در مدت عمرش ( از تولد تا مرگ ) طي مي كند .

به ستارگان كه نور از خود به وجود مي آورند زينت داده شد و حفظ ساختار آن بواسطه اسم الله رحمن رحيم نمود آن الله عزيز و عليم است .

سوره فصلت آيات 9- 12

بررسي وجود تركيبات كربن دار در فضاي ميان ستاره اي

در جهان مقادير قابل توجهي كربن وجود دارد كه از خود ستاره ها سرچشمه مي گيرند . در واقع امكان توليد كربن در يك ستاره به جرم آن بستگي دارد . در اين فصل چگونگي توليد كربن در ستاره ها و امكان وجود تركيبات كربن داردر فضاي ميان ستاره اي را مورد بررسي قرار مي دهيم .

كربن در فضاي ميان ستاره اي

ستاره هايي كه به پايداري رسيده اند . در نمودار درخشندگي – دما يا نمودار هرتزسپرونگ – راسل (H-R ) نقطه هايي را روي يك نوار مشخص به نام رشتة اصلي اشغال مي كنند . مكان ستاره ها روي اين رشته ، به جرم آنها وابسته است . در حقيقت ستاره ها بيشتر عمر خود را در رشتة اصلي سپري مي كنند . ستاره هايي كه به مرحلة پايداري خود نرسيده اند و يا در حال مرگند ، در  نمودار H-R روي رشتة اصلي قرار ندارند .

هنگامي كه فرايند هيدروژن سوزي در مركز يك ستاره آغاز مي شود، ستاره به رشتة اصلي وارد مي شود در اين لحظه ستاره متولد مي شود و سن آن صفر است . فرايند هيدروژن سوزي بر طبق واكنش هاي هسته اي متعدد و گوناگوني صورت مي گيرد كه خلاصه و نتيجة آن به قرار زير است :

كه در آن نشان دهندة نوترينو است

تحول ستاره ها روي رشتة اصلي به دو ويژگي بنيادي ، جرم و تركيبات شيميايي اوليه ، بستگي دارد . ستاره هاي پرجرم در قسمت بالاي رشتة اصلي قرار دارند و با آهنگ تندي ( نسبت به ستاره هاي كم جرم ) انرژي محدود خود را تابش مي كنند . اين ستاره ها در مدت نسبتاً كوتاهي ( از مرتبة سال ) روي رشتة اصلي باقي مي مانند . در حالي كه ستاره هاي كم جرم به كندي انرژي خود را تابش كرده و مدت زيادي روي رشتة اصلي باقي مي مانند .

تركيب شيميايي جو ستاره ها تفاوت چنداني با هم ندارند و تنها در مقدار نسبي عناصر سنگين ، z ، كمي با هم فرق دارند . گرچه اين تفاوت ناچيز و بين  است ولي از نظر كيهان شناسي در مطالعة پيدايش و تحول كيهان بسيار حائز اهميت است . ستاره ها به دو جماعت اختري تقسيم مي شوند كه عبارتند از :

1- جماعت اختري I كه از نظر عناصر سنگين بويژه كربن غني اند ( ) . برخي خواص فيزيكي اين گروه از ستاره ها حاكي از جوان بودن آنهاست .

2- جماعت II كه از نظر عناصر سنگين فقرند ( )برخي خواص فيزيكي اين گروه از ستاره ها نشانگر قدمت آنهاست .

اغلب ستاره هاي همساية‌خورشيد و ستاره هايي كه در گوشه و كنار كهكشان راه شيري در حال تكوين اند داراي مقادير كافي كربن بوده و در نتيجه به جماعت اختري I  تعلق دارند . مسيرهاي تحول ستاره هاي متعلق به جماعت هاي اختري I و II در برخي از مراحل با هم متفاوتند . همچنين الگوهاي تحول ستاره اي كه توسط ستاره شناسان مختلف محاسبه شده اند نيز كمي با هم تفات دارند . در اينجا فقط محاسبات و پيشنهادهاي آي. أيبن در مورد مسير تحول ستاره هاي جماعت اختري I با جرم هاي  ( جرم خورشيد است ) را مطرح مي كنيم .

مسير تحول ستاره هاي جماعت اختري I با جرم هاي حدود

 در شكل ( 6-1 ) مسير تحول يك ستارة نوعي نشان داده است . نقطة O نشانگر محل ورود ستاره به رشتة‌اصلي در سن صفر و آغاز سوختن هيدروژن در مركز ستاره است . شرايط فيزيكي در هسته به علت كم شدن هيدروژن و واكنش هاي هسته اي مربوط به نيتروژن و اكسيژن به طرز پيچيده اي تغيير مي كند . شعاع ستاره كمي بزرگ شده و ستاره در نزديكي رشتة اصلي كمي جابه جا مي شود ( مرحلة A ) . هليوم حاصل از سوختن هيدروژن در هسته دائما ً افزايش مي يابد . وقتي مقدار هيدروژن در هستة مركزي به اندازة كافي كاهش يافت ، نخست هستة مركزي ستاره و سپس تمام ستاره در اثر نيروي گراني منقبض و فشرده مي شود ( مرحلة B )

شكل               : مسير تحول يك ستارة نوعي متعلق به ستاره هاي جماعت اختري I با جرم هاي حدود

پس از اينكه هيدروژن هستة مركزي تمام شد ، به دليل انقباض گرانشي هسته كه اكنون به طور عمده از هليوم تشكيل شده است . مواد بيرون هسته به لاية پيرامون هسته كشيده شده و تبديل هيدروژن به هليوم در اين لايه آغاز مي شود (مرحله C ) . اين لاية نسبتاً ضخيم با گذشت زمان نازك شده و هليوم حاصل در هستة مركزي انباشته مي شود ( مرحله D ) در تمام مرحلة C ، هستة مركزي آنقدر چگال است كه تا حد زيادي مي تواند وزن مواد موجود روي هسته را تحمل كند . وقتي مقدار مادة موجود در هستة مركزي از حد ويژه اي ( حد شونبرگ – چاندراسكار ) فزوني يافت ، اين وضعيت تعادلي به هم خورده و هستة مركزي با سرعت منقبض مي شود . در نتيجه توليد لايه هاي بيروني ستاره منبسط مي شود . اين انبساط با پايين آمدن دماي  سطحي ستاره همراه است و موجب مي شود كه موقعيت ستاره در نمودار H-R به طرف راست جابه جا شود .

در پايان مرحلة انبساط ( مرحله E ) ،‌شيوة انتقال انرژي كه تاكنون تابشي بوده است به شيوه همرفتي تبديل مي شود . در اين حالت فروغمندي ستاره ( يعني مقدار كل انرژي تابشي كه در يك ثانيه در تمام طول موجها و در تمام جهات از ستاره خارج مي شود ) افزايش مي يابد و دوران حيات ستاره به عنوان غول قرمز آغاز مي شود ( مراحل E تا Group  ) در طول اين دوران فشار و دماي هستة مركزي در اثر اين انقباض همواره در حال افزايش است تا اينكه شرايط ( دماي حدود  ) براي شروع فرايند تبديل هليوم به كربن مساعد مي شود . فرايند هليوم سوزي كه به فرايند سه آلفا معروف است ( چون با سه ذرة آلفا درگير است )  ، در دو مرحلة زير صورت مي گيرد :

كه در آن نمايانگر پرتوي گاما است . انرژي آزاد شده از اين همجوشي هسته اي موقتاً از انقباض هسته جلوگيري مي كند . واكنش هاي هسته اي ديگري كه به توليد اكسيژن ، نئون و منيزيم منجر مي شوند نيز مي توانند در هستة هليوم سوز روي دهند . از آنجا كه مرحلة آغاز هليوم سوزي سريع است به آن درخش هليوم مي گويند ( نقطة‌G ) . پس از اين مرحله ،‌فروغمندي ستاره كاهش مي يابد و موقعيت ستاره در نمودار از G  به H جابه جا مي شود . انقباض گرانشي هسته موجب افزايش دماي هسته و آغاز دوبارة فرايند هليوم سوزي مي شود . البته بايد توجه داشت كه هيدروژن سوزي در لايه هاي بالاتر همچنان ادامه دارد ولي در اين مرحله ، انرژي حاصل از تبديل هليوم به كربن و يا حتي عناصر سنگين تر منبع اصلي انرژي ستاره است . در اين مرحله از تحول (  I تا J ) ستاره داغتر و فروغمندتر مي شود . لايه هاي بيروني ستاره احتمالاً ناپايدار شده و به طور دوره اي منقبض و منبسط مي شوند . در نتيجه فروغمندي آن به طور دوره اي كم و زياد مي شود . احتمالاً ستاره هاي متغير سفايد در اين مرحله از تحول قرار دارند . محاسبات الگوي تحول ستاره اي و انطباق آن با ستاره هاي واقعي در اين مرحله و مراحل بعدي از دقت بسيار كمي برخوردار است و اظهار عقيدة آگاهانه دربارة‌آن به پژوهش هاي گستردة بعدي نياز دارد .

پس از اينكه هليوم موجود در هسته به پايان رسيد ، احتمالاً انقباض هسته دوباره آغاز و هليوم سوزي به لايه اي پيرامون هستة مركزي انتقال مي يابد . از اينرو لايه هاي بيروني ستاره باز هم منبسط و در نتيجه سطح ستاره خنك تر مي شود ( مرحلة K ) . احتمالاً ستاره هاي ابرغول قرمز به اين مرحله از تحول تعلق دارند .

مسير تحول ستاره هاي با جرم هايي به غير از

به طور كلي ستاره هاي با جرم هاي متفاوت داراي مراحل تكوين كم وبيش يكساني اند و تنها در جزئيات تحول مدت زمان هر مرحله با هم متفاوتند . آيين زمان هايي را كه ستاره هاي با جرم هاي گوناگون در مراحل مختلف تحول مي گذرانند محاسبه كرده كه نتايج آن بر حسب سال در جدول ( 6- 1 ) آورده شده است .

در شكل (6-2) علاوه بر مسير تحول ستاره هاي با جرم   ، مسيرهاي تحول ستاره هاي با جرم هاي ديگر كه در جدول (6-1 ) آمده نيز ترسيم شده است .

ستاره هاي كم جرم مانند خورشيد ، هم در هستة مركزي و هم  در لاية پيرامون هسته داراي منطقه هاي هيدروژن سوز گسترده تري اند و انتقال همرفتي در هستة مركزي انجام نمي شود . تغييرات ساختاري كه در اين گونه ستاره ها روي مي دهد كمتر از ستاره هاي پرجرم است . از اينرو مسيرهاي تحول آنها كم پيچ و خم و ساده اند . در لاية بيروني اين ستاره ها ، در مرحلة غول قرمزي ، مانند ستاره  هاي پرجرم ، انتقال انرژي به سطح ستاره به شيوة همرفتي روي مي دهد . پس از مرحلة غول قرمزي يعني در مرحلة ناپايداري ، اين ستاره هاي كم جرم احتمالاً به ستاره هاي تپشي با دوره هاي كوتاه تبديل مي شوند . ستاره هاي كم جرم جماعت اختري I احتمالاً هنوز به مرحلة ناپايداري نرسيده اند . در صورتي كه ستاره هاي كم جرم جماعت اختري II كه مدت بيشتري از عمر خود را گذرانيده اند . به اين مرحله از تحول رسيده اند .

در ستاره هاي پرجرم ( مثلاً  ) شرايط دروني براي آغاز هليوم سوزي بلافاصله پس از جدا شدن از رشتة اصلي و پيش از رسيدن به مرحلة غول قرمزي فراهم مي شود . حركت اين ستاره ها در نمودار H-R به طور عمده به صورت افقي است . همانطور كه شرح خواهيم داد . پايان عمر ستاره هاي پرجرم بسيارفاجعه آميز از ستاره هاي كم جرم است .

ستاره هاي با جرم كمتر از جرم خورشيد داراي دو مرحلة غول قرمزي هستند . اين ستاره پس از اولين مرحلة غول قرمزي به يك حالت ناپايدار مي رسند . احتمالاً متغيرهاي RR شلياق ، در اين حالت به سر مي برند .

هر فرايندي كه پس از فرايند هليوم سوزي در هستة ستاره ها روي مي دهد . به مراحل پاياني تحول ستاره ها تعلق دارد . به طور كلي اجرامي كه نمايانگر مراحل پاياني ستاره ها هستند عبارتند از كوتوله هاي سفيد ، ستاره هاي نوتروني ( كه برخي به صورت تپ اختر مشاهده مي شوند ) و سياهچاله ها . حال به بررسي دو مورد اول مي پردازيم .

شكل ( 6-2 ) : مسيرهاي تحول ستاره ها با جرم هاي متفاوت

6 . 1 . 3 مراحل پاياني تحول ستاره ها

هر فرايندي كه پس از فرايند هليوم سوزي در هستة ستاره ها روي مي دهد ، به مراحل پاياني تحول ستاره ها تعلق دارد. به طور كلي اجرامي كه نمايانگر مراحل پاياني ستاره ها هستند عبارتند از كوتوله سفيد ، ستاره هاي نوتروني ( كه برخي به صورت تپ اختر مشاهده مي شوند ) و سياهچاله ها ، . حال به بررسي دو مورد اول مي پردازيم .

« كوتوله هاي سفيد »

به دليل تفاوت جرم ستاره ها ، راه هاي متعددي براي رسيدن ستاره ها به كوتوله هاي سفيد وجود دارد . در ستاره هيا با جرم حدود جرم خورشيد ، در اثر انقباض هستة غني از كربن دماي كافي براي فرايند كربن سوزي ايجاد نمي شود . از اينرو هستة در حال انقباض به شدت متراكم و فشرده مي شود و در نتيجه دما افزايش مي يابد . با افزايش دما فرايند هليوم سوزي در پوستة پيرامون هسته آغاز مي شود . بنابراين لايه هاي بيروني منبسط و سرد مي شوند . سرانجام در اثر اين انبساط ، لايه هاي خارجي از هسته جدا مي شوند . اين پوشش هاي در حال انبساط همان سحابيهاي سياره اي هستند . با حركت لايه هاي خارجي در فضا هستة مركزي كه بدون پوشش مانده است به صورت يك ستارة بسيار داغ و چگال به نظر مي رسد . دماي سطحي آن فوق العاده بالا و در مرتبة  است . طبق قانون وين ، هر جسم در اين دما از خود نور فرابنفش گسيل مي كند . فوتونهاي فرابنفش پرانرژي كه به سمت خارج گسيل مي شوند ، اتمهاي پوستة در حال انبساط را برانگيخته و يا يونيده مي كنند . در نتيجه اين پوستة گازي در ناحية طول موج مربي مي درخشد . سحابيهاي سياره اي موجوديت نسبتاً موقتي دارند . پس از گذشت زماني در حدود  سال ، پوستة گازي در حال انبساط رقيق و پراكنده مي شود و ديگر قادر به درخشيدن نخواهد بود . در واقع اين گازها كه حاوي مقادير قابل توجهي كربنند ،  با مواد ميان ستاره اي در هم مي آميزند .

با آغاز پراكنده شدن گازهاي سحابي سياره اي ، هستة داغ مركزي نيز شروع به سرد شدن مي كند. احتمال كربن سوزي و يا اكسيژن سوزي در داخل اين هسته هاي كم جرم وجود ندارد . بنابراين با تابش انرژي ، دماي سطحي هسته كاهش مي يابد . با سرد شدن لايه هاي خارجي ، هسته متراكم مي شود و از اينرو چگالي آن افزايش مي يابد . هنگامي كه چگالي به حد معيني ( حدود  ) مي رسد ، الكترونها فشار بالايي را به وجود آورده و در نتيجه از تراكم بيشتر هسته جلوگيري مي كنند . اين فشار فوق العاده بالا از يك اصل مكانيك كوانتمي حاكم بر الكترونها يعني اصل طرد پاولي ناشي مي شود . يكي از پيامدهاي مستقيم اصل طرد پاولي اين است كه حجم حداقلي براي هستة ستاره وجود دارد كه در آن حجم ، هسته به شدت غيرقابل تراكم مي شود . در اين حالت گفته مي شود كه ماده تبهگن شده است . فشاري كه با تراكم ماده مخالفت مي كند ،‌به فشار تبهگني الكتروني موسوم است .

سرانجام فشار تبهگني الكتروني در داخل هسته به حدي مي رسد كه انقباض متوقف مي شود . فشار تبهگني الكتروني براي نگهداري تريليون ها تن مادة موجود در هسته كفايت مي كند . در اين زمان در هسته هيچ منبع انرژي داخلي وجود ندارد . به عبارت ديگر ستاره مرده است . اگر چه در ابتدا دماي سطحي در حدود  است ولي به دليل گسيل تابش كه به طور عمده در ناحية فرابنفش صورت مي گيرد ، دما كاهش مي يابد . در اين مرحله گفته مي شود ستاره به كوتولة سفيد تبديل شده است .

در ستاره هاي با جرم بسيار كم ، مثلاً  ، فرايند هليوم سوزي در لايه هاي خارجي به علت كم بودن دماي مركزي ، قابل توجه نيست . چنين ستاره هايي به انقباض گرانشي خود ادامه مي دهند تا بدون آنكه پوشش هاي خود را از دست دهند ، به كوتوله هاي سفيد تبديل شوند .

«ابرنواختران و ستاره هاي نوتروني »

شرايط در هستة ستاره هاي پرجرم يعني  ( 4و1 را حد چاندراسكار مي گويند ) براي فرايند كربن سوزي ( حدود  ) به آساني فراهم مي شود . چنين هسته هايي ممكن است ديگر عناصر حاصل از فرايند هليوم سوزي اكسيژن ونئون را شامل شوند . اين عناصر مي توانند در واكنش هاي هسته اي هم شركت كنند . بدين ترتيب هسته از عناصر سنگين مختلفي بخصوص آهن غني خواهد شد . سرانجام هستة غني از آهن ناپايدار شده و در اثر نيروي گراني به طور ناگهاني به سمت داخل فرو مي ريزد . ستاره شناسان به اين فرو ريختن ناگهاني رمبش مي گويند . در اثر رمبش مقدار عظيمي انرژي آزاد شده و در نتيجه ستاره به شدت منفجر مي شود . چنين ستارة  در حال انفجار را ابرنواختر مي نامند . در خلال يك انفجار ابرنواختري ، واكنش هاي هسته اي ديگري روي داده و بعضي از عناصري كه در طي مراحل قبلي ايجاد شده بودند ، در حين انفجار به وجود مي آيند .

هنگامي كه يك ستارة در حال مرگ به يك ابرنواختر تبديل مي شود ، مقادير عظيمي از ماده را با شدت بسيار به فضا مي راند . اگر چه ستاره در بدو تولد از هيدروژن و هليوم تشكيل شده بود ، ولي فرايندهاي هسته اي كسر بزرگي از اين مواد را به عناصر سنگين تر مبدل كرده اند . بنابراين انفجارهاي ابرنواختري مقاديربسياري از عناصر سنگين از جمله كربن را وارد فضاي ميان ستاره اي مي كنند . در نتيجه فضاي ميان ستاره اي از اين عناصر غني مي شود .

در سال 1346 ، ستاره شناسان با استفاده از يك تلسكوپ راديويي منبعي يافتند كه تپهايي با دورة تناوب اندكي بيش از يك ثانيه گسيل مي كند . ج . بل با مطالعة اين منبع دريافت كه دورة تناوب تپها فوق العاده منظم و دقيقاً برابر با 3372275 و 1 ثانيه است . اندك زماني پس از اين كشف ، ستاره شناسان راديويي اجسام تپندة مشابهي را در بخش هاي مختلف آسمان يافته و آنها را تپ اختر ناميدند .

پيش از كشف تپ اختران ستاره شناسان دربارة ويژگيهاي اجسام كاملاً فرضي به نام ستاره هاي نوتروني مطالعه مي كردند . اندازة اين اجسام بسيار كوچك و از مرتبة km 10 ، و جرمشان بيش از جرم خورشيد محاسبه شده است . پيش بيني شده است كه اين اجسام هستة ابرنواختران منفجر شده هستند كه پس از انفجار رمبيده اند . در اثر فشار بسيار زياد حاصل از رمبش ، ساختار اتمي و هسته اي عناصر از هم پاشيده شده و تنها اجزاي بنيادي ( اساساً نوترونها ) باقي مانده اند . در نتيجه ستاره به جسم بسيار چگالي تبديل شده كه به طور عمده از نوترونها تشكيل شده است . در حال حاضر عقيده بر اين است كه تپ اخترها به احتمال زياد همين ستاره هاي نوتروني هستند .

6 . 1 . 4 نواختران

علاوه بر انفجارهاي ابرنواختري و سحابيهاي سياره اي ، ماده ( بخصوص كربن ) به طريق ديگري نيز مي تواند به فضاي ميان ستاره اي انتقال يابد . در واقع در اثر انفجارهاي نواختري ماده مي تواند به فضا پرتاپ شود .

در هر سال به طور ميانگين يك يا دو ستاره كشف مي شود كه در طي يك يا چند روز درخشندگي آنها هزاران برابر بيشتر مي شود . به اين اجرام نواختر مي گويند . قدر مطلق بيشينة يك نواختر در ناحية ديدگاني (Mv ) بين 6- تا 9- است كه به مراتب كمتر از ابرنواختران ( 18- ) است . شواهد حاكي از آن است كه نواختران اغلب عضو دستگاه هاي دوتايي نزديك به هم هستند . اگر در يك دستگاه دوتايي يكي از ستاره ها به صورت كوتولة سفيد و ديگري در مرحلة غول قرمزي باشد انفجار نواختر مي تواند روي دهد . به اين ترتيب كه پوشش ستارة غول قرمز كه دائماً در حال انبساط است به ميدان گرانشي كوتولة سفيد وارد مي شود . زماني كه اين ماده به سطح بسيار داغ كوتولة سفيد سقوط مي كند . به علت نيروي گرانشي شديد ،دما و فشار گاز در سطح كوتولة سفيد به طور ناگهاني افزايش مي يابد . محاسبه نشان داده است كه در اين شرايط دما و فشار گاز به حدي بالاست كه انفجارهاي هسته اي مي تواند روي دهد . بر طبق اين نظريه ، چنانچه انفجار با شدت كافي روي ندهد ، به طور تقريباً دوره اي هر بار مقدار قابل ملاحظه اي از مادة ستارة غول قرمز وارد ميدان گرانشي كوتولة‌ سفيد مي شود و انفجار ديگري رخ مي دهد . در واقع هر چه شدت انفجارها بيشتر باشد زمان متوسط ميان انفجارها طولاني تر است . گازهاي خارج شده از نواختران كه احتمالاً حاوي كربن نيز هستند ، سالها پس از انفجار به صورت يك سحابي در اطراف ستاره مشاهده مي شوند .

هنوز به طور كامل معلوم نشده است كه نواختران نمايانگر چه مرحله اي از تحول ستاره هاي دوتايي هستند . ولي با توجه به اينكه توزيع آنها در كهكشان راه شيري مانند توزيع ستاره هاي مربوط به جماعت اختري II است و با توجه به برخي از شواهد نظري و رصدي ، به نظر مي رسد كه نواختران مراحل پيشرفتة تحول ستاره هاي دوتايي را نشان مي دهند .

6 . 2 خروج ماده از ستاره ها به روش هاي غيرانفجاري

علاوه بر انفجارهاي نواختري ، انفجارهاي ابرنواختري و سحابيهاي سياره اي ، روش هاي ديگري براي خارج شدن ماده از ستاره ها وجود دارد . عمل خروج ماده در مقياس نسبي كم در بين ستاره ها امري عادي است . به طوري كه خورشيد حتي در مواقع آرام ، از خود ذراتي به صورت پلاسما يا باد خورشيدي گسيل مي كند . در بخش قبل ديديم كه در نواختران و ابرنواختران ، جرم در مقياس زياد و به طور وسيع خارج مي شود . در اين بخش به بررسي ستاره هايي كه مقادير زيادي ماده را با آهنگ كند از دست مي دهند ، مي پردازيم .

الف – ستاره هاي پوشش دار

به طور كلي مواد قبل از خروج از ستاره ها ، به صورت پوشش گازي و يا جو جدايي ، در اطراف ستاره ها قرار دارند . اين مواد با سرعت هايي كه از يك ستاره به ستارة ديگر متفاوت است . از ستاره ها جدا شده و در فضا پراكنده مي شوند . وجود پوشش گازي و يا جو جداي پيرامون يك ستاره از مطالعة خطوط طيفي آن استنتاج مي شود .

در طيف برخي از ستاره هاي ردة طيفي B خطوط گسيلي پهني يافت مي شوند كه نشانگر وجود يك پوشش گازي در پيرامون اين ستاره هاست . خطوط باريك جذبي در كنار اين خطوط گسيلي كه در طول موج كوتاهتر ( يا اصطلاحاً در كنارة آبي خطوط گسيلي ) قرار دارند . نمايانگر گسترش گاز با سرعت هايي در حدود sec  /km 50 است . دور ريزي جرم در اين گونه ستاره ها حدود  در سال است . ستارة پليون و ستارة  ذات الكرسي بهترين نمونه از اين نوع ستاره ها هستند .

ب – ستاره هاي ولف – رايت

ستاره هاي ولف – رايت ، ستاره هاي بسيار داغي بوده كه عموماً عضو دستگاه هاي دوتايي هستند . جرم اين ستاره ها حدود 4 تا 10 برابر جرم خورشيد محاسبه شده است . اين ستاره ها جو گستردة خود را با آهنگ  در سال از دست مي دهند . اين گازها با سرعت نسبتاً زياد ( حدود sec / km  ) از ستاره ها جدا مي شوند .

ج- ستاره هاي غول قرمز

از طيف بسياري از ستاره هاي غول قرمز و ابرغول قرمز ، خط گسيلي پهن مربوط به كلسيم يونيده ( CaII ) مشاهده مي شود . مانند ستاره هاي پوشش دار يك خط جذبي باريكي در كنارة آبي آن وجود دارد و نشانگر اين است كه گازهايي از جو اين ستاره ها خارج شده و با سرعتي حدود

Sec / km 25 از آنها دور مي شوند . از طرف ديگر اندازه گيري هاي مربوط به ناحية فروسرخ نشان داده اند كه ابرهايي از گاز ، برخي ستاره هاي غول قرمز و ابرغول قرمز را احاطه كرده كه در حال گسترش اند . يك نمونة بسيار خوب از اين نوع ستاره ها ، ستارة  جاثي 24 است .

يكي از عواملي كه موجب دور ريختن ماده از اين ستاره ها مي شود ، احتمالاً تپشي بودن آنهاست . وقتي شعاع ستاره اي بين 100 تا 500 برابر شعاع خورشيد باشد و به طور دوره اي منقبض و منبسط شود ، امكان دارد كه در حين انبساط سرعت لاية بيروني جو به سرعت گريز ( سرعت فرار ) نزديك شود . در اين صورت ستاره مي تواند ماده از دست دهد .

د- سحابيهاي سياره اي

اين سحابيها قبلاً شرح داده شده اند .