هر آنچه باید درمورد انواع ستاره‌ها و ساختار آنها بدانیم

رده‌بندی تمام و کمال ستارگان ساده نیست. تاکنون روش‌های مختلفی برای رده‌بندی ستارگان صورت گرفته است، اما بهترین این روش‌ها رده‌بندی بر اساس دمای سطحی ستارگان بوده است.

شاید همه‌ی ستاره‌ها فقط ستاره به نظر بیایند و اساساً گوی‌های بزرگی از سوخت گازی با فاصله میلیاردها سال نوری در آسمان شب قلمداد شوند. اما دقیقاً اینگونه نیست. ستارگان در ابعاد، رنگ‌ها، دماها و جرم‌های متنوعی یافت می‌شوند؛ از کوتوله‌های سرخ گرفته تا کوتوله‌های سفید و ابرغول‌های آبی. همچنین انواع ناشناخته‌ی دیگری از ستارگان به نام‌های ستاره‌ نوترونی و ولف-رایت (Wolf-Rayet Star) به‌چشم می‌خورند. اکثر ستارگان بخشی از سیستم‌های دوتایی یا چندگانه هستند و بسیاری جز ستارگان متغیراند، بدین معنی که درخشندگی ثابتی ندارند. از جمله مطالعات جدید ستاره‌شناسان، ستارگان فشرده هستند: ستارگان نوترونی و سیاه‌چاله‌ها. قبل از پراداختن به انواع ستاره است لازم است نگاهی به تحول ستارگان داشته باشیم.

تکامل ستارگان فرآیندی است که در طول زمان، یک ستاره دستخوش تحولاتی می‌شود. چرخه‌ی زندگی ستاره‌ها از الگویی تبعیت می‌کند که عمدتاً براساس جرم اولیه‌ی ستاره است. بسته به جرم ستاره، طول عمر آن‌ها می‌تواند از چند میلیون سال در مورد ستارگان پرجرم و تا تریلیون‌ها سال در مورد کم‌ جرم‌ترین ستارگان تغییر کند. تمامی ستارگان از ابرهای گازی و غبار در حال رمبش متولد می‌شوند؛ این ابرها اغلب به نام سحابی یا ابرهای مولکولی شناخته می‌شوند. این فاز از تکامل ستاره‌ای ۱۰۰ هزار سال به طول می‌انجامد. تمامی انرژی‌ آزادشده پیش‌ستاره را انرژی گرانشی تأمین می‌کند؛ در این مرحله هنوز همجوشی هسته‌ای شروع نشده است. پس از شروع همجوشی هیدروژنی، نتیجه‌ی یک ستاره تی-ثوری (T-Tauri) است. تی-ثوری ستاره‌ای متغیر است؛ یعنی در روشنایی آن نوسان وجود دارد. این ستاره همچنان حدود ۱۰ میلیون سال رمبش می‌کند؛ تا زمانی که انبساط آن به‌دلیل انرژی حاصل از همجوشی هسته‌ای با انقباض ناشی از گرانش متعادل شود؛ به این ترتیب، پس از آن ستاره وارد شاخه‌ای جدید به نام ستارگان رشته اصلی می‌شود که تمام انرژی خود را از همجوشی هیدروژنی موجود در هسته خودش تأمین می‌کند.

پیش ستاره

در اخترشناسی، رده‌بندی ستاره‌ای بر اساس مشخصات طیفی آن‌ها صورت می‌گیرد. وقتی طیف تعداد زیادی ستاره بررسی شود، معلوم می‌شود، می‌توان آن‌ها را به‌طور طبیعی، در چند گونه‌ی طیفی دسته‌بندی کرد. رده‌بندی کنونی برپایه‌ی پژوهش‌های وسیع در رصدخانه‌ی کالج هاروارد است و در آن مطالعه تطبیقیِ بیش از ۳۰۰ هزار ستاره صورت گرفته است.  با بهره‌گیری از این نظام رده‌بندی، ستارگانی با رنگ آبی، داغ‌ترین هستند و به آن‌ها نوع O اطلاق می‌شود. سردترین ستارگان به رنگ سرخ‌اند و نوع M نامیده می‌شوند. این دنباله ستاره‌ای برای جا دادن برخی اجرام ستاره‌ای یا ستاره‌مانند بسط داده شده است و به این ترتیب کوتوله‌های سفید در رده D و ستاره‌های کربنی در رده‌های S و C توانستند در این رده‌بندی ستاره‌ای جا بگیرند. اکنون، با توجه به افزایش دما، رده‌های طیفی به صورت ذیل هستند:

جدول گونه‌های طیفی اصلی
گونه طیفیرنگدمای تقریبی (K)ویژگی‌های گونه طیفی
Oآبیبیش از ۳۰،۰۰۰تعداد کم خطوط، خطوط هلیوم یونیده
Bآبی۳۰،۰۰۰-۱۰،۰۰۰خطوط هلیوم
Aسفید مایل به آبی۷،۵۰۰-۱۰،۰۰۰خطوط خیلی متمایز هیدروژن
Fسفید۷،۵۰۰-۶،۰۰۰خطوط متمایز هیدروژن، خطوط کلسیم یونیده، خطوط فلزی
Gزرد۶،۰۰۰-۵،۰۰۰خطوط متمایز هیدروژن، خطوط آهن یونیده، خطوط فلزی
Kنارنجی۵،۰۰۰-۳،۵۰۰خطوط قوی فلزات
Mسرخ۳،۵۰۰-۲،۰۰۰نوارهای مولکولی اکسید تیتانیم
Lسرخ و فروسرخ۲،۰۰۰-۱،۳۰۰نوارهای مولکولی هیدروژن آهن
T-۱،۳۰۰-۷۰۰خطوط متان و بخار آب

هر رده نیز با اعداد ۰ (داغ‌ترین) تا ۹ (سردترین) به زیرگروه‌هایی تقسیم می‌شود؛ برای مثال ستارگان رده طیفی A8 و A9 و F0 و F1 دنباله‌ای از ستاره‌ها را با بیشترین دما تا کمترین دما تشکیل می‌دهند.

رده‌بندی طیفی

رده‌بندی طیفی ستارگان بر اساس دمای سطحی ستاره

در اوایل قرن بیستم، اینار هرتسپرونگ دانمارکی و هنری نوریس راسل آمریکایی، مستقل از یکدیگر درباره‌ی ارتباط میان دمای سطحی ستارگان و درخشندگی آن‌ها بررسی‌های مهمی به‌عمل آوردند. نتایج کار آن دو به نمودار H-R یا نمودار هرتسپرونگ-راسل انجامید. نمودار هرتسپرونگ-راسل این امکان را می‌دهد تا ستارگانی با دماهای مختلف (رده طیفی) و قدرمطلق‌های گوناگون، روی یک نمودار ترسیم شوند. به این ترتیب ستارگان به روش بهتری تقسیم‌بندی می‌شوند. مثلاً، ستارگان رشته اصلی، ابرغول‌های سرخ، کوتوله‌های سفید و غیره.

نمودار هرتسپرونگ-راسل

در نمودار H-R محور عمودی بر حسب قدرمطلق (سمت چپ) یا درخشندگی (سمت راست) و محور افقی بر حسب دما (بالا) یا گونه طیفی (پایین) درجه‌بندی شده است. وقتی نموداری از قدرمطلق ستاره برحسب طبقه‌بندی طیفی آن ترسیم شود، الگوی جالبی پدید می‌آید: اغلب ستارگان بسیار داغ (نوع-B) تقریباً ۱۰،۰۰۰ بار نیز از خورشید درخشان‌ترند و اغلب ستارگان سرد (نوع-M) تقریباً ۱۰۰ بار از خورشید کم‌نورترند. این ستارگان نوار انتهایی موربی را تشکیل می‌دهند که رشته اصلی نامیده می‌شوند. همچنین ستارگان سردی (از نوع K و M) یافت می‌شوند که با وجود دمای سطحی کم، ۱۰۰ بار از خورشید درخشان‌ترند. آن‌ها باید ستارگان اعزل یا ابرغول باشند. ابعاد بزرگ این ستارگان، دماهای وایینشان را جبران می‌کند. 

نمودار هرتسپرونگ راسل

با شناخت مختصری از رده‌بندی طیفی ستارگان، اکنون به انواع مختلف ستارگان طبق نمودار H-R پرداخته می‌شود، اما چون ستارگان بیشتر عمر خود را به صورت ستاره رشته اصلی سپری می‌کنند، شناخت این دسته در اولویت قرار می‌گیرد.

ستارگان رشته اصلی (کوتوله‌ها) (Main Sequence or Dwarfs)

حدود ۹۰ درصد ستارگان جهان جز ستارگان رشته‌ی اصلی هستند. خورشید نیز یک ستاره رشته اصلی است. این دسته جرم‌های یک دهم تا ۲۰۰ برابر جرم خورشید را شامل می‌شوند. در این ستارگان ارتباط عادی میان دما و درخشندگی برقرار است. ستارگان رشته اصلی اتم‌های هیدروژن را در هسته خود به اتم‌های هلیوم همجوشی می‌کنند.

شکل‌گیری

ستارگان رشته اصلی در حالت هیدرواستاتیکی قرار دارند

دانستیم ستارگان از ابرهایی از گاز فشرده و چگال به نام پیش‌ستاره‌ها متولد می‌شوند و شناسایی آن‌ها تاحدی دشوار است. اجرامی با جرم کم‌تر از ۰.۸ جرم خورشید قابلیت رسیدن به مرحله‌ی همجوشی هسته‌ای را در هسته‌ی خود ندارند؛ پس، به کوتوله‌ی قهوه‌ای تبدیل می‌شوند که قابلیت احتراق ندارند. اما اگر ستاره‌ای جرم مناسب داشته باشد، تحت رمبش گاز و غبار گرم‌تر و گرم‌تر می‌شود و ستاره به دمایی می‌رسد که هیدروژن را به هلیوم همجوشی می‌کند. به این ترتیب ستاره فعال شده و به فاز ستاره‌ی رشته‌ی اصلی وارد می‌شود. همجوشی نیرویی برون‌سو تولید می‌کند. این نیرو در برابر فشار گرانشی دورن‌سو مقاومت می‌کند و بدین ترتیب ستاره پایدار می‌شود. در این حالت گفته می شود ستاره در حالت تعادل هیدرواستاتیکی قرار دارد.

تعادل هیدرواستاتیک

یک ستاره در بیشتر طول عمر خود، به واسطه نیروی گرانشی (به علت جرم ستاره) و فشار گاز (به علت تولید انرژی در هسته ستاره) در تعادل به سر می‌برد و گفته می‌شود ستاره در تعادل هیدرواستاتیکی است.

ستارگان رشته‌ی اصلی جرم‌های مختلفی دارند. ستارگانی که جرم بیشتری دارند، تحت فشار گرانش نیرومندی قرار می‌گیرند. در این حالت هسته به شدت داغ می‌شود و واکنش‌های همجوشی با آهنگی سریع‌تر نسبت به ستارگان کم‌‌جرم صورت می‌گیرد. پس، سوختشان سریع‌تر مصرف می‌شود. این مرحله برای خورشید ۱۰ میلیارد سال است. متعاقباً یک ستاره‌ی پرجرم به‌اندازه‌ی ۱۰ جرم خورشیدی، ۲۰ میلیون سال را در این فاز سپری می‌کند و در مقابل یک ستاره کم‌جرم با جرمی به اندازه نصف جرم خورشید می‌تواند ۸۰ میلیارد سال عمر کند. این مقدار طول عمر بسیار بیشتر از سن کیهان است و نشان می‌دهد همه‌ی ستارگان کم‌جرم، هنوز ستاره رشته اصلی هستند.

ستارگان عمدتاً از هیدروژن و هلیوم تشکیل می‌شوند. برحسب جرم، خورشید از ۷۳ درصد هیدروژن و ۲۵ درصد هلیوم تشکیل شده است و ۲ درصد باقیمانده آن را عناصر سنگین‌تر تشکیل می‌دهند. لازم به ذکر است در ستاره‌شناسی، به عناصری با عدد اتمی بیشتر از ۲، یعنی عناصر سنگین‌تر از هلیوم،  فلز گفته می‌شود و مهم است با مفاهیم دیگر، به‌ویژه مفاهیم شیمی اشتباه گرفته نشود. درواقع فلزینگی، فراوانی عناصر سنگین‌تر از هلیوم را در یک ستاره اندازه‌ می‌گیرد. هسته‌زایی عملی است که به‌طور عمده در ستارگان رشته‌ی اصلی رخ می‌دهد و به تولید هسته‌های سنگین‌تر از هیدروژن اشاره دارد. این فرایند از طریق دو روش مختلف امکان‌پذیر است:

همجوشی هسته‌ای درون هسته‌ی ستاره رشته اصلی شامل هسته هیدروژن مثبت، اتم‌های هیدروژن یونیده‌شده یا پروتون‌ها است. این ذرات با هم برخورد می‌کنند و در فرایند انرژی آزاد می‌کنند. در این مرحله‌ی واکنش، جرم ترکیب‌شده فراورده‌ها کم‌تر از جرم کل واکنش‌دهنده‌هاست. بنابراین، طبق معادله معروف اینشتین [E=mc^2]، انرژی آزاد می‌شود. در این معادله m درواقع تغییری است که در مقدار جرم رخ می‌دهد. وقتی هیدروژن به هلیوم تبدیل می‌شود ۴ پروتون به یک هلیوم تبدیل می‌شوند. بنایراین هسته‌های کم‌تری در اطراف وجود دارد؛ به این ترتیب:

  • هسته‌های باقی‌مانده باید سریع‌تر حرکت کنند تا فشار را همانند قبل نگه دارند
  • گاز در مرکز داغ‌تر می‌شود
  • این موضوع باعث می‌شود همجوشی با افزایش دما سریع‌تر شود

در نتیجه ستاره با افزایش عمر، درخشان‌تر می‌شود.

ساختار

از آنجا که تفاوت دما بین هسته و سطح یا فوتوسفر وجود دارد، انرژی به سمت خارج منتقل می‌شود. دو روش برای انتقال این انرژی وجود دارد: تابش و همرفت. در ناحیه‌ی تابش، انرژی از طریق تابش منتقل می‌شود، در مقابل، همرفت پایدار است و مقدار بسیار کمی از پلاسما امکان ترکیب شدن پیدا می‌کند. از طرفی، در یک منطقه‌ی همرفت، انرژی با حرکت فشرده‌ی پلاسما منتقل می‌شود؛ در این حالت مواد داغ‌تر در ستون‌هایی به سمت بالا حرکت می‌کنند تا به سطح برسند و از طرفی موادی که سرد می‌شوند به سمت پایین حرکت می‌کنند. انتقال انرژی به روش همرفت بهتر از تابش است، اما تنها در شرایطی ایجاد می‌شود که شیب گرادیان دمایی تند باشد.

ستاره رشته اصلی

ساختار یک ستاره رشته اصلی خورشید-مانند. از داخل: هسته، ناحیه تابشی، ناحیه همرفتی، فوتوسفر، کروموسفر، تاج

مراحل پایانی

در نهایت ستاره‌ی رشته‌ی اصلی با سوزاندن هیدورژن خود دستخوش تحولاتی خواهد شد. ستاره‌هایی با یک چهارم جرم خورشید مستقیماً به‌صورت یک کوتوله‌ی سفید رمبش می‌کنند. ستارگان بزرگ‌تر به سمت داخل رمبش می‌کنند، بنابراین، دما به قدری داغ می‌شود که هلیوم را به کربن همجوشی می‌کنند. فشار همجوشی نیرویی برون‌سو تولید می‌کند. این نیرو ستاره را چندین برابر بزرگ‌تر از حالت قبلی خود می‌کند. این شکل تغییریافته‌، ستاره غول سرخ نام دارد. خورشید ما نیز در نهایت به غول سرخ تبدیل می‌شود؛ اما چون هنوز ۵ میلیارد سال از عمر خورشید در حالت رشته‌ی اصلی باقی مانده، هیچ جای نگرانی برای ما وجود ندارد. اگر ستاره‌ی رشته اصلی تا ۱۰ برابر جرم خورشید باشد، طی ۱۰۰ میلیون سال، مواد خود را می‌سوزاند و به یک کوتوله‌ی سفید فوق‌العاده متراکم رمبش می‌کند. ستاره‌های پرجرم‌تر مرگ را به‌صورت یک انفجار خشن ابرنواختری تجربه می‌کنند و عناصر سنگین‌تر موجود درون هسته خود را در سراسر کهکشان پراکنده می‌سازند. هسته‌ی باقی‌مانده می‌تواند یک ستاره‌ی نوترونی باشد. این جرم آسمانی می‌تواند در شکل‌های مختلف دیگر ظاهر شود.

ستاره رشته اصلی

خورشید یک ستاره رشته اصلی از نوع G2V (با دمای سطحی ۵،۷۰۰ کلوین) است؛ این ستاره برای داشتن حیات روی یکی از سیاره‌هایش، زمین، به قدر کافی بزرگ و داغ است.

کوتوله‌های سرخ/Red Dwarfs

کوتوله‌های سرخ از انواع متداول ستاره‌ها در جهان هستند. این‌ کوتوله‌ها جز ستارگان رشته اصلی هستند؛ اما جرم کمی دارند و از همین رو، از خورشید ما بسیار خنک‌تر هستند و در رده‌ی طیفی M قرار می‌گیرند. کوتوله‌های سرخ می‌توانند سوخت هیدروژنی را به‌مدت طولانی‌تری در هسته‌ی خود نگه دارند. دانشمندان تخمین می‌زنند کوتوله‌های سرخ تا ۱۰ تریلیون سال به سوزاندن سوخت خود ادامه می‌دهند. ستاره‌های کوچک‌تر مسیر ملایم‌تری دارند. کوچک‌ترین آن‌ها ۰.۰۷۵ جرم خورشید هستند و می‌توانند تا نصف جرم خورشید را داشته باشند. دمای سطحی این ستارگان کمتر از ۴۰۰۰ کلوین است. در برخی موارد، کوتوله‌های سرخ ستارگان رشته اصلی از نوع K را نیز دربر می‌گیرند.

کوتوله‌های سرخ به‌علت داشتن عمر طولانی، منابع خوبی برای سیاره‌های حامل حیات به حساب می‌آیند؛ زیرا برای چنین مدت طولانی پایدار هستند. با این حال بر سر قابلیت سکونت سیاره‌ای در سیستم‌های کوتوله سرخ به‌شدت بحث می‌شود. عواملی وجود دارند که حیات را با دشواری مواجه می‌سازند. از جمله، سیارات در منطقه‌ی مسکونی این ستارگان، به‌دلیل نزدیکی به سیاره‌ی مادر قفل گرانشی می‌شوند؛ بدین معنی که بخشی از سیاره پیوسته رو به ستاره و روشنایی خواهد بود و بخش دیگر آن مدام در تاریکی قرار می‌گیرد. این موضوع اختلاف دمایی شدیدی در دو بخش سیاره ایجاد می‌کند. به این ترتیب، به نظر می‌رسد چنین شرایطی به‌سختی بتواند از حیات، به‌ویژه حیات زمینی، پشتیبانی کند.

از طرفی تغییر در انرژی خروجی هم می‌تواند آثار منفی در شکل‌گیری حیات داشته باشد. این ستارگان اغلب ستاره‌های شراره‌دار هستند و شراره‌هایی عظیم تولید می‌کنند که درخشندگی آن‌ها را در عرض چند دقیقه دو برابر می‌کند. مطالعات نشان می‌دهد که این ستارگان ممکن است منبع شراره‌های پرانرژی و میدان‌های مغناطیسی باشند و به‌همین دلیل امکان حیات بدان صورت که می‌شناسیم ناممکن خواهد بود.

ستاره کوتوله سرخ

تصویر مفهومی از یک ستاره کوتوله سرخ. این کوتوله‌ها از لحاظ مغناطیسی فعال هستند و لکه‌های سیاه و زبانه‌های عظیم کمانی دارند. همچنین شراره‌های تولیدشده در سطح این ستاره می‌تواند تا نزدیکی جو سیاره‌های موجود در اطراف ستاره کوتوله برسند و در طول زمان جو سیاره را از بین ببرند یا سطح سیاره را برای حیات به گونه‌ای که ما می‌شناسیم ناممکن کند.

کوتوله‌های سفید/White Dwarfs

با توجه به نمودار هرتسپرونگ-راسل، می توان انواع ستارگانی را یافت که در سمت چپ و پایین نمودار قرار گرفته‌‌اند. این ستارگان چه مشخصه‌هایی دارند؟

این قبیل اجرام آسمانی برای قرار گرفتن در سمت چپ نمودار باید بسیار داغ (سفید) و برای قرار گرفتن در پایین نمودار باید نسبتاً کم‌نور باشند. تنها توضیح برای اینکه چگونه ستاره‌ای می‌تواند هم داغ و هم کم‌نور باشد، کوچک بودن اندازه‌ی آن است. در این صورت بخش پایین سمت چپ نمودار محلی منطقی برای کوتوله‌های سفید به‌شمار می‌آید.

کشف

اولین ستاره‌ی کوتوله سفید به‌دلیل همراهی با ستاره شعرای یمانی کشف شد. شعرای یمانی ستاره‌ای درخشان در صورت فلکی کلب اکبر است. در سال ۱۸۴۴، فردریش بسل نوسانی در حرکت ستاره دریافت؛ گویا ستاره حول جرمی نامرئی در گردش بود. آلوان کلارک، سازنده اپتیک و تلسکوپ، این جرم آسمانی مرموز را مکان‌یابی کرد. بعدها معلوم شد این ستاره همراه یک کوتوله سفید است. این جفت ستاره اکنون به نام شعرای یمانی A و B شناخته می‌شوند و ستاره B همان کوتوله سفید است.

Sirius A and B

تصویر مفهومی از شعرای یمانی A و B، یک سیستم دوتایی. شعرای یمانی A یک ستاره رشته اصلی (ستاره بزرگ) است و ستاره همراه آن، شعرای یمانی B (ستاره کوچک) یک کوتوله سفیداست.

عامل پایداری کوتوله سفید، فشار تبهگنی الکترون است

گرانش روی سطح یک کوتوله سفید ۳۵۰ هزار برابر گرانش زمین است. کوتوله‌ی سفید بیشتر از پلاسمایی با الکترون و هسته‌های ناپیوندی تشکیل شده است. یک کوتوله‌ی سفید می‌تواند تا دمای صفر خنک شود و در عین حال انرژی بالایی داشته باشد. کوتوله‌های سفید معروف به کوتوله‌های تبهگن، بقایای هسته‌ی ستاره‌ای هستند. این ستارگان به‌طور عمده از ماده‌ی الکترون تبهگن تشکیل شده‌اند.

فشارهای درون ستاره‌ی کوتوله‌ی سفید چنان زیاد می‌شود که همه‌ی هسته‌های اتم‌هایش، مانند تیله‌های شیشه‌ای، در کوچک‌ترین فضای ممکن تنگ هم جا می‌گیرند. اتم‌ها عمدتاً دارای فضای خالی‌اند (اگر اتمی به اندازه استادیوم فوتبال بزرگ شود،‌هسته مانند نخودی است در میانه‌ی میدان،‌ با الکترونی ریز که در دورترین صندلی‌ها از این سو به آن سو می‌رود). اما در ستاره کوتوله سفید همه آن فضای اضافی به شدت

کاهش می‌یابد. همزمان، الکترون‌های آزادش انرژی و فشار درونی ایجاد می‌کنند و نمی‌گذارد اتم از آن بیش‌تر برمبد. آن‌ها با الکترون‌هایی که با هرج‌ومرج به هم ضربه می‌زنند (قاعده مکانیک کوانتومی فرمول‌بندی‌شده توسط ولفگانگ پائولی ادغام آن‌ها را قدغن می‌کند)، در برابر فشار بیشتر مقاومت می‌کنند و دلیل پایداری کوتوله سفید همین است: فشار فوق‌العاده‌ی واردشده از سوی الکترون‌های پرسرعت و به شدت محدودشده، موسوم به فشار تبهگنی به ستاره اجازه نمی‌دهد بیشتر از این دستخوش تراکم شود.

این فشار حتی از نیرو‌های خردکننده‌ی واقع در مرکز خورشید ما میلیون‌ها بار قوی‌تر است. چنین فشاری تا پدیدار شدن علم مکانیک کوانتومی درک‌نشدنی بود. فشار تبهگنی الکترون ستاره را بسیار چگال می‌کند. کوتوله‌ی سفید در هنگام شکل‌گیری بسیار داغ است؛ اما در طول زمان به‌تدریج انرژی خود را در اثر تابش از دست می‌دهد و سرد می‌شود. در طول یک بازه‌ی زمانی بسیار طولانی که ستاره سرد می‌شود، مواد (از هسته) آن شروع به بلوری شدن می‌کنند. دمای پایین ستاره یعنی دیگر تشعشعاتی از نور و گرما وجود ندارد؛ پس کوتوله‌ی سیاهی شکل می‌گیرد. این فرایند تبدیل شدن بیشتر از سن کیهان تخمین زده شده است؛ یعنی هنوز کوتوله‌ی سیاهی وجود ندارد. به نظر می‌رسد کوتوله‌ی سفید آینده‌ی بسیاری از ستارگان از جمله خورشید و ۹۷ درصد ستارگان کهکشان راه‌شیری است؛ ستارگانی که جرمشان به‌اندازه‌ای زیاد نیست تا بتوانند به ستاره‌های نوترونی تبدیل شوند.

ماده تبهگن

در برخی موارد افراطی اجرام کیهانی، از جمله کوتوله‌های سفید و ستاره‌های نوترونی، ماده رفتاری عجیب‌وغریب از خود نشان می‌دهد و به ماده‌ای تبدیل می‌شود که فیزیکدانان آن را به نام "ماده تبهگن" می‌شناسند.

گفته شد تحول ستارگان به جرم آن‌ها بستگی دارد.ستارگان رشته اصلی از توده‌های ابری غبار و گاز، تحت گرانش شگل می‌گیرند. اکثر ستارگان پرجرم یعنی آن‌هایی که ۸ برابر خورشید و یا بیشتر جرم دارند، در پایان عمر طی انفجارهایی عظیم و خشن ابرنواختری به‌صورت ستاره‌ی نوترونی یا سیاه‌چاله در‌می‌آیند. برخی دیگر مثل کوتوله‌های سرخ مستقیماً پس از سوزاندن همه‌ی سوخت هیدروژنی خود، پوسته‌ای برجای می‌گذارند که همان کوتوله‌ی سفید است. ذکر این نکته لازم است که کوتوله‌های سرخ سوخت خود را طی تریلیون‌ها سال مصرف می‌کنند و از آنجا که عمر کیهان ۱۳.۸ میلیارد سال است، هیچ کوتوله‌ی سرخی به کوتوله سفید تبدیل نشده است.

پس از آنکه دوره‌ی همجوشی هیدروژنی ستارگان رشته‌ی اصلی با جرم کم یا متوسط پایان یافت، به‌صورت یک ستاره‌ی غول سرخ منبسط می‌شوند. از این زمان به بعد، ستاره شروع به همجوشی هلیوم به اکسیژن و کربن می‌کند. این رخداد در هسته‌ی ستاره از طریق یک فرایند آلفا-سه‌گانه انجام می‌گیرد. اگر ستاره جرم کافی برای همجوشی کربن نداشته باشد، لایه‌ی بیرونی خود را از دست می‌دهد و سحابی سیاره‌ای تشکیل می‌دهد. به این ترتیب، هسته‌ای از آن باقی می‌ماند که یک کوتوله سفید است (ستاره دیگر منبع انرژی ندارد، پس مواد درون آن نمی‌توانند وارد واکنش همجوشی شوند).

سیستم دوستاره‌ای

اگر ستاره کوتوله‌ی سفید بخشی از یک سیستم ستاره‌ای دوتایی باشد، اتفاقات جالبی رخ می‌دهند. کوتوله سفید می‌تواند مواد را از ستاره دیگر به سطح خود جذب کند و با افزایش جرم خود نتایج شگفت‌انگیزی ارائه دهد.

یک سناریو برای افزایش جرم کوتوله سفید این است که ستاره به‌صورت یک جرم چگال‌تر مثلاً یک ستاره‌ی نوترونی رمبش می‌کند.

سیستم دوتایی

دو ستاره کوتوله سفید در یک سیستم دوتایی دور هم می‌چرخند تا اینکه ادغام شوند.

یک نتیجه‌ی دیگر انفجار به‌صورت ابرنواختر نوع-I است. وقتی کوتوله‌ی سفید مواد ستاره‌ی همراه خود را جذب کرد، دمایش افزایش می‌یابد و در نهایت در انفجاری ابرنواختری، ستاره منهدم می‌شود. این فرایند به نام مدل تک-تبهگن از ابرنواختر نوع 1a شناخته می‌شود.

اگر ستاره همراه، یک کوتوله‌ی سفید دیگر باشد، دو ستاره ادغام می‌شوند و انرژی آزاد می‌کنند. این فرایند مدل تبهگن دوگانه از ابرنواختر نوع 1a نام دارد.

در مورد دیگر، کوتوله‌ی سفید می‌تواند ماده را از ستاره‌ی همراه خود جذب کند و مختصری به‌صورت ابرنواختر مشتعل شود. از آنجا که کوتوله‌ی سفید دست‌نخورده باقی می‌ماند، می‌تواند این فرایند را بارها و بارها با رسیدن به نقطه بحرانی تکرار کند.

حد چاندراسخار آن مقدار از جرم است که بیشتر از آن، فشار تبهگنی الکترون در هسته‌ی ستاره برای متعادل نگه داشتن گرانش ستاره ناکافی است. در نتیجه کوتوله‌ی سفید با جرمی بیشتر از این مقدار به رمبش گرانشی محکوم است و به نوع دیگری از بقایای ستاره‌ای مثل ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل می‌شود. حد چاندراسخار برای کوتوله‌ی سفید ۱.۴ جرم خورشیدی است و بیشتر از این جرم، فشار تبهگنی از ستاره در برابر فشار گرانش پشتیبانی نمی‌کند و ستاره به یک ستاره‌ی نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل می‌شود. فشار تبهگنی نوترونی، نوع دیگری از فشار است که یک ستاره‌ی نوترونی را پایدار نگه می‌دارد. در فشار و دماهای فوق‌العاده زیاد هسته، الکترون‌ها و پروتون‌ها در هم ادغام می شوند و نوترون‌ها و نوترینو‌ها را به وجود می‌آورند و نام ستاره نوترونی از همین جا ناشی شده است.

زیرکوتوله‌ها/Subdwarfs

زیرکوتوله‌ها به اختصار با حروف sd نمایش داده می‌شوند. در نمودار هرتسپرونگ-راسل زیرکوتوله‌ها پایین رشته اصلی قرار می‌گیرند. جرارد کویپر در سال ۱۹۳۹ اصطلاح زیرکوتوله را به‌کار برد. این اصطلاح به مجموعه‌ی ستارگانی با طیف غیرعادی اطلاق می‌شد که تحت عنوان کوتوله‌های سفید میانی شناخته می‌شدند.

زیرکوتوله‌ها

تصویر مفهومی. ستاره کاپتین یک ستاره زیرکوتوله از رده طیفی M1 در ۱۲.۷۶ سال نوری از زمین در صورت فلکی سه‌پایه قرار دارد.

زیرکوتوله‌ها به نوبه خود به زیرگروه‌هایی تقسیم می‌شوند:

  • زیرکوتوله سرد
  • زیرکوتوله اکستریم

زیرکوتوله سرد/Cool Subdwarfs

همانند ستارگان رشته‌ی اصلی معمولی، زیرکوتوله‌های سرد (از نوع طیفی G تا M) انرژی خود را از همجوشی هیدروژنی تأمین می‌کنند. توجیه درخشندگی کم آن‌ها در فلزینگی آن‌هاست؛ یعنی این ستارگان از لحاظ عناصر سنگین‌تر از هلیوم غنی نیستند. فلزینگی کم، کدری (معیاری برای سنجش نفوذناپذیری در برابر تابش‌های الکترومغناطیسی و دیگر تابش‌ها) لایه‌ی بیرونی را کاهش می‌دهد و در نهایت فشار تابش کاسته می‌شود؛ در نتیجه ستاره به ازای جرمی که دارد، به یک ستاره کوچک‌تر و داغ‌تر تبدیل می‌شود.

زیرکوتوله داغ/Hot Subdwarfs

زیرکوتوله‌های داغ از رده‌های طیفی O و B هستند و به‌نام ستاره‌های شاخه افقی اکستریم نیز شناخته می‌شوند. این گروه از اجرام، نسبت به زیرکوتوله‌های سرد بسیار متفاوت‌اند. زیرکوتوله‌های داغ، هسته‌های هلیومی فشرده از غول‌های سرخ هستند. آن‌ها تقریباً تمام پوشش هیدروژنی خود را از دست داده‌اند. علت از دست رفتن عظیم این مقدار از جرم هنوز نامعلوم است. کسر عظیمی از جمعیت این ستارگان در سیستم‌های دوتایی ستاره‌ای یافت شده است، اما برهمکنش‌های ستارگان در یک سیستم دوتایی را مکانیسم اصلی این اتفاق تصور می‌کنند. زیرکوتوله‌های منفرد ممکن است نتیجه ادغام دو کوتوله سفید باشند یا اثر گرانشی از طرف برخی همراهان زیرستاره‌ای می‌تواند از جمله‌ی دیگر عوامل تشکیل این نوع از ستاره‌ها باشد.

زیرغول‌ها/Subgiants

احتراق هیدروژن، در پوسته هیدروژنی پیرامون هسته ادامه می‌یابد

زیرغول ستاره‌ای است که همجوشی هیدروژنی در هسته‌اش متوقف شده است و هسته آن در شروع مسیر تکاملی، از رشته اصلی خارج می‌شود، اندازه و درخشندگی‌اش افزایش می‌یابد و در مسیر تبدیل شدن به غول سرخ قدم برمی‌دارد. به این ترتیب، از ستارگان رشته‌ی اصلی با رده‌ی طیفی یکسان، روشن‌تر هستند، اما نه به‌اندازه‌ی ستارگان غول‌پیکر واقعی. زیرغول‌ها در پوسته‌ی هیدروژن احتراقی خود که هسته را احاطه می‌کند، انرژی آزاد می‌کنند.

از آنجا که زیرغول‌ها بزرگ‌تر هستند و درجه حرارت با فاصله از مرکز کاهش می‌یابد، این ستارگان سطحی خنک‌تر نسبت به ستارگان رشته اصلی دارند. دمای سطحی کم‌تر ستاره می‌تواند از طریق اطلاعات طیف‌سنجی حاصل از آن‌ها شناسایی شوند. زیرغول‌ها عمدتاً از رده‌ی طیفی F، G و K هستند. آن‌ها شعاع کوچک‌تر و نور کم‌تری نسبت به ستارگان غول عادی دارند و در نمودار هرتسپرونگ-راسل بین ستارگان رشته اصلی و غول‌ها قرار می‌گیرند.

زیرغول

HD 140283 یک ستاره زیرغول است. هسته آن سوخت هیدورژنی خود را به مصرف رسانده است و تقریباً سوخت هیدروژنی ندارد، بنابراین هسته منقبض می‌شود و به این ترتیب داغ می‌شود. این فرایند باعث سوختن هیدروژن در پوسته اطراف هسته می‌شود. اعتبار: ESO

اصطلاح زیرغول برای اولین بار در سال ۱۹۳۰ برای رده طیفی G و ستاره‌های اولیه K با قدر مطلق بین ۲.۵ و ۴+ استفاده شد. این ستاره‌ها به‌صورت تسلسلی بین ستاره‌های رشته اصلی نظیر خورشید و ستارگان غول معینی از جمله الدبران قرار می‌گرفتند. همچنین تعداد آن‌ها نسبت به ستارگان رشته اصلی یا ستارگان غول‌پیکر کمتر است.

زیرغول‌ها یکی از زیرشاخه‌های غول‌ها به‌شمار می‌آیند، با این حال به‌طور کامل از غول‌ها مجزا شده‌اند و ویژگی‌های بسیاری را با غول‌ها به اشتراک می‌گذارند. اگر چه بعضی از زیرغول‌ها به‌دلیل تغییرات شیمیایی یا سن، به‌سادگی ستارگان رشته‌ی اصلی بسیار درخشانی هستند؛ اما دیگر ستارگان مسیر تکامل صریحی را در تبدیل شدن به غول‌های واقعی دنبال می‌کنند. از جمله این گروه‌ها:

  • هعنه Gamma Geminorum، زیرغول نوع A
  • اتا گاوران یا مفردالرام Eta Bootis، زیرغول نوع G
  • سرپسین Pollux

نحوه تشکیل

ستاره‌های کم‌جرم سرانجام به نقطه‌ای می‌رسند که تمام هیدروژن در هسته به هلیوم تبدیل شده است. برای ستاره‌ای با جرم کم، دمای مرکزی به اندازه کافی بالا نخواهد بود؛ از این رو، هلیوم نمی‌تواند به عناصر سنگین‌تر همجوشی کند. هنوز مقدار بسیار زیادی هیدروژن بیرون هسته وجود دارد، اما دما برای واکنش‌های هسته‌ای به‌اندازه کافی نیست. هسته شروع به متراکم شدن می‌کند و انرژی پتانسیل گرانشی را به انرژی جنبشی تبدیل می‌کند. این فرایند موجب گرم شدن هسته می‌شود. دمای هیدروژن موجود در خارج از هسته می‌تواند به نقطه‌ای برسد که به هلیوم همجوشی کند. این احتراق در لبه بیرونی هسته در پوسته ستاره رخ می‌دهد. وقتی هسته منقبض می‌شود، آهنگ تولید انرژی در پوسته افزایش می‌یابد. پوسته می‌تواند به‌راحتی انرژی بیشتری نسبت به خود هسته در طول عمر معمولی ستاره آزاد کند.

در حالی که همه‌ی این روندها در لایه‌های داخلی اتفاق می‌افتد، لایه‌های بیرونی ستاره تغییر می‌کنند. لایه‌های بیرونی ستاره گرم‌تر می‌شوند و انبساط می‌یابند. همانطور که گاز انبساط می‌یابد، سرد می‌شود. شعاع ستاره افزایش یافته است؛ اما از درجه حرارت آن کاسته می‌شود، بنابراین روشنایی ستاره اندکی افزایش می‌یابد. در نمودار هرتسپرونگ-راسل مسیر به سمت راست حرکت می‌کند (سردتر)، و ستاره به‌صورت زیرغول ظاهر می‌شود.

زیرغول

ساختار زیرغول؛ از داخل: هسته هلیومی، پوسته هیدروژن احتراقی و پوشش غیر احتراقی.

نزدیک‌ترین مثال از زیرغول‌ها بتا هیدری، در فاصله ۲۴.۴ سال نوری است. جرم بتا هیدری ۱.۱ برابر جرم خورشید، درخشندگی‌اش ۳.۵ برابر و شعاعش ۱.۵ برابر خورشید تخمین زده شده است.

غول‌ها/Giants

یک ستاره‌ی غول‌پیکر شعاع و درخشندگی بیشتری نسبت به ستارگان رشته‌ی اصلی با دمای سطحی یکسان دارد. بنابراین، در بالای رشته‌ی اصلی در نمودار هرتس پرونگ-راسل قرار می‌گیرند. غول‌ها حالتی میانی در تکامل یک ستاره هستند. پس از آنکه کل هیدروژن موجود برای همجوشی هسته‌ای در هسته‌ی یک ستاره‌ی رشته اصلی به پایان رسید، ستاره متورم می‌شود و به یک غول تبدیل می‌شود.

به‌طور معمول، غول‌ها شعاعی بین ۱۰ تا ۱۰۰ برابر شعاع خورشید دارند و درخشندگی آن‌ها ۱۰ تا ۱۰۰۰ برابر خورشید است. ستاره‌های درخشان‌تر از غول‌ها، در رده ابرغول‌ها و هیپرغول‌ها قرار می‌گیرند. لازم به ذکر است، اگر دما پایین باشد، نور کم‌تری تابش خواهد شد. درخشندگی زیاد این ستاره‌ها به خاطر بیش از اندازه بزرگ بودن آن‌ها است.

غول‌ها پس از اتمام سوخت هیدروژنی (برای فرایند همجوشی) به وجود می‌آیند و به همین ترتیب رشته اصلی را ترک می‌کند. رفتار یک ستاره بعد از رشته اصلی تا حد بسیاری به جرم آن بستگی دارد. طیف گسترده‌ای از ستارگان غول‌پیکر وجود دارد و به طور متداول چندین بخش فرعی برای شناسایی گروه‌های کوچک‌تر این ستارگان استفاده می‌شود.

غول‌های درخشان/Bright Giants

یکی دیگر از رده‌های درخشندگی، غول‌های درخشان هستند که از غول‌های معمولی متمایز می‌شوند. تفاوت آن‌ها در اندازه و درخشندگی است. به این ترتیب، غول‌های درخشان اندکی بزرگ‌تر هستند و درخشندگی بسیار بیشتری دارند. درخشندگی آن‌ها بین غول‌های عادی و ابرغول‌ها قرار می‌گیرد و قدر مطلق منفی ۳ دارند. نمونه‌هایی از این گروه:

  • دلتا شکارچی Aa1،‌ یک غول درخشان نوع O
  • آلفا شاه‌تخته Alpha Carinae یک غول درخشان نوع F

غول‌های سرخ/Red Giants

در هر رده‌ درخشندگی غول‌ها، ستاره‌های سردتر (رده‌های طیفی K، M، S و C) غول‌های سرخ (یا قرمز) نامیده می‌شوند. غول‌های سرخ مرحله‌ی تکامل مشخصی را در زندگی خود تجربه می‌کنند: شاخه غول-سرخ اصلی (RGB)؛ شاخه افقی قرمز ؛ شاخه غول آسیمپتوتیک (AGB). ستاره‌های AGB اغلب به اندازه کافی بزرگ و درخشان هستند تا به‌عنوان ابرغول‌ها طبقه‌بندی شوند. ستاره‌های RGB به‌دلیل جرم متعادل، طول عمر پایدار و نسبتا طولانی و درخشندگیشان، به مراتب از شایع‌ترین انواع ستارگان غول‌پیکر هستند.

غول‌های زرد/Yellow Giants

ستاره‌های غول‌پیکر با دماهای متوسط (رده طیفی G، F و حداقل بخشی از A) غول‌های زرد نامیده می‌شوند. آن‌ها به‌مراتب کم‌تر از غول‌های قرمز هستند. زیرا غول‌های زرد تا حد بسیاری تنها از ستارگانی با جرم‌های بالا تشکیل می‌شوند و همچنین زمان کم‌تری را در این مرحله زندگی خود صرف می‌کنند. با این حال، شامل تعدادی از رده‌های مهم ستارگان متغیر هستند. ستاره‌های زرد با درخشندگی بالا به‌طور کلی ناپایدار هستند، و منجر به یک نوار ناپایدار در نمودار H-R می‌شوند؛ ستارگانی که عمدتاً متغیرهای پالس‌دار (تپنده) هستند. نوار بی‌ثباتی از رشته اصلی به درخشندگی‌ هیپرغول‌ها می‌رسد، اما در درخشندگی غول‌ها، چندین گروه از ستارگان متغیر وجود دارد.

غول‌های زرد ممکن است ستارگانی با جرم متوسط باشند. این ستارگان برای اولین بار به‌سوی شاخه‌ی غول سرخ تکامل می‌یابند یا ممکن است به سمت شاخه افقی پیش روند و تکامل یابند. تکامل به شاخه غول سرخ برای اولین بار بسیار سریع است، در حالیکه ستاره‌ها می‌توانند زمان بیشتری را در شاخه افقی صرف کنند. ستاره‌های شاخه افقی با عناصر سنگین‌تر و جرم کم‌تر، ناپایدارتر هستند.

غول‌های آبی (یا سفید)/Blue (White) Giants

داغ‌ترین غول‌ها، غول‌های آبی نامیده می‌شوند. غول‌های آبی از گروه‌های بسیار ناهمگن هستند. غول آبی اصطلاحی است که به‌طور دقیق تعریف نشده است و به گونه‌های مختلفی از انواع ستاره‌های مختلف اعمال می‌شود. افزایش متعادل در اندازه و درخشندگی در مقایسه با ستاره‌های رشته اصلی با جرم یا درجه حرارت یکسان از ویژگی مشترک این گونه ستاره‌ها است و به‌اندازه‌ی کافی داغ هستند تا نام آبی به آن‌ها اطلاق شود؛ از این رو، ستاره‌های رده‌ی نوع A، اواخر B و گاهی اوایل A به‌عنوان غول‌های سفید شناخته شوند.

غول آبی

تصویر مفهومی. عقد ثریا یک غول آبی در صورت فلکی گاو است.

بر خلاف ستاره‌های غول سرخ که به‌دلیل متورم شدن بزرگ هستند، غول‌های آبی با در بر گرفتن مقدار بسیاری ماده دارای اندازه‌های بزرگی هستند. بنابراین، هنگام مرگ این ستارگان، تصور می‌شود به‌خاطر هسته‌ی بزرگشان، در برابر گرانش ناشی از نیرو‌های دافعه نوترون‌ها نمی‌توانند مقاومت کنند و به این ترتیب هسته به رمبش ادامه می‌دهد تا سیاه‌چاله‌ای تشکیل دهد. با این حال، تمام سیاهچاله‌ها از طریق غول‌های آبی شکل نمی‌گیرند؛ اما پرچگال‌ترین ابرغول‌های آبی، به هنگام مرگ، تا حد بسیار زیادی به سیاه‌چاله‌ تبدیل می‌شوند.

ابرغول‌ها/Supergiants

 ابرغول‌ها از پرجرم‌ترین و درخشان‌ترین ستارگان هستند. ابرغول‌ها ناحیه‌ی بالای نمودار هرتسپرونگ-راسل را اشغال می‌کنند. قدر مطلق بصری آن‌ها بین منفی ۳ و منفی ۸ است. محدوده‌ی دمایی ابرغول‌ها از ۳۴۵۰ کلوین تا بيش از ۲۰ هزار کلوین تغییر می‌کند. ابرغول‌ها می‌توانند جرم‌هایی برابر ۱۰ تا ۷۰ برابر جرم خورشید را اتخاذ کنند و درخشندگی آن‌ها به ۳۰ هزار تا صدها هزار برابر نور خورشید می‌رسد. شعاع آن‌ها مقادیر مختلفی را می‌پذیرند؛ معمولاً از ۳۰ تا ۵۰۰ یا حتی بیش از ۱۰۰۰ برابر شعاع خورشید را می‌توانند در بر بگیرند. به‌دلیل جرم بسیار زیاد این ستاره‌ها طول عمر کوتاهی بین ۱۰ تا ۵۰ میلیون سال دارند و فقط در ساختارهای کیهانی جوان مانند خوشه‌های باز، بازوهای مارپیچی کهکشان‌ها و در کهکشان‌های نامنظم دیده می‌شوند. ابرغول‌ها در برآمدگی‌های مارپیچی کهکشان فراوانی کم‌تری دارند و در کهکشان‌های بیضوی شکل یا خوشه‌های کروی مشاهده نشده‌اند. تصور می‌شود اینگونه ساختار‌های کهکشانی بیشتر ستاره‌های قدیمی را در خود جای می‌دهند.

ابرغول‌ها در انواع مختلفی از اندازه و درجه حرارت وجود دارند؛ اما معمولاً به‌صورت سرخ یا آبی طبقه‌بندی می‌شوند. ابرغول‌های سرخ حداقل ۸ برابر جرم خورشید هستند؛ به‌طور کلی ستارگان کهن‌سال به حساب می‌آیند و زمانی در اندازه خورشید بودند. وقتی یک ستاره با جرمی بیش از ۱۰ برابر جرم خورشید، سوخت هیدروژنی

موجود در هسته خود را به اتمام رساند و مانع همجوشی ستاره شود، یک ابرغول شکل‌ می‌گیرد. ستاره پس از آن شروع به رمبش می‌کند، اما در ادامه این فرایند، هیدروژن در پوسته‌های بیرونی خود، همجوشی خود را آغاز می‌کند. در این نقطه، تمام ستاره همجوشی را تجربه می‌کند و به واسطه مابقی هیدروژن خود با سرعت چشمگیری شروع به سوختن می‌کند. در حقیقت، این ستاره‌ها می‌توانند تمام هیدروژن باقیمانده خود را فقط در عرض چند میلیون سال بسوزانند. در طول این زمان آن‌ها حداقل ۱۰۰،۰۰۰ بار روشن‌تر از خورشید می‌درخشند. در پایان عمر، ستارگان ابرغول سرخ اغلب به صورت یک انفجار ابرنواختری می‌میرند و در نهایت ستاره‌ای نوترونی یا سیاهچاله بر جا می‌گذارند.

ابرغول‌های آبی نسبت به ابرغول‌های سرخ بسیار داغ‌تر و از لحاظ اندازه بسیار کوچک‌تر هستند؛ اندازه آن‌ها حدود ۲۵ برابر جرم خورشید است. آنها همانند ابرغول‌های سرخ، تنها چند میلیون سال عمر می‌کنند. ستاره‌ای با داشتن جرمی بیش از ۱۰ برابر جرم خورشید با نزدیک شدن به مرگ خود، به مرحله‌ای وارد می‌شود که در آن سوخت خود را کندتر می‌سوزاند. با این حال، ابرغول‌های سرخ همچنین می‌توانند به ابرغول آبی تغییر مسیر دهند؛ به‌عبارت دیگر، یک ستاره می‌تواند به‌طور مداوم بین یک ابرغول سرخ و آبی تغییر کند. بین این دو اکستریم، ابرغول زرد مثل ستاره شمالی، قطبی، شکل می‌گیرد. با این حال، ستاره‌هایی با این طبیعت عمده‌ی زمان خود را به‌صورت ابرغول‌های سرخ سپری می‌کنند تا از نوع آبی یا زرد.

ابرغول آبی

پای شکارچی، Rigel، یا بتا-شکارچی یک ستاره ابرغول آبی است.

هیپرغول‌ها/Hypergiants

بزرگ‌ترین هیپرغول شناخته شده، VY Canis Majoris، واقع در صورت فلکی کلب اکبر است. این ستاره حدود ۲۱۰۰ برابر خورشید است. اگر در موقعیت خورشید قرار گیرد، فضایی تا مدار زحل را اشغال می‌کند.

هیپرغول‌ها  یکی از انواع بسیار نادر هستند. این ستاره‌ها به‌طور معمول درخشندگی بسیار زیاد دارند و آهنگ از دست دادن جرم آن‌ها از طریق بادهای ستاره‌ای بسیار بالا است. ستاره‌شناسان علاقه‌ی بسیار زیادی به این ستاره‌ها از خود نشان می‌دهند، زیرا این ستارگان به درک تکامل ستارگان، به خصوص در شکل‌گیری ستاره‌ای، پایداری و سرنوشت مورد انتظار آن‌ها به صورت انفجار ابرنواختری کمک می‌کنند.

هیپرغول‌ها فقط چند میلیون سال عمر می‌کنند

حد ادینگتون به افتخار سر آرتور استنلی ادینگتون، فیزیکدان انگلیسی در اوایل قرن بیستم حد ادینگتون نام گرفت. این حد، درخشندگی بیشینه‌ای است که ستاره می‌تواند در تعادل بین نیروی تابش بیرونی ناشی از این درخشندگی و نیروی درونی ناشی از کشش گرانشی ستاره داشته باشد. ستاره‌های هیپرغول اغلب بسیار نزدیک به این حد عمل می‌کنند و برخی از آن فراتر می‌روند. هنگامی که این اتفاق می‌افتد، ستاره قسمتی از لایه بیرونی خود را از دست می‌دهد. این رویداد به‌صورت انفجار‌های بسیار درخشانی ظاهر می‌شود. این فرآیند در طول دوره‌های موقت سبب کم‌سو شدن ستاره می‌شود و عامل ناپایداری کلی ستاره است. در مقایسه با ستاره‌های دیگر، هیپرغول‌ها عمر بسیار کوتاهی دارند؛ در حدود چند میلیون سال.

اگر چه این دسته در بالای نمودار هرتسپرونگ راسل یافت می‌شوند، به چند زیرگروه مختلف تقسیم می‌شوند.

  • LBVها (Luminous Blue Variables)/متغیر‌های آبی درخشان؛
  • هیپرغول‌های آبی/Blue Hypergiants؛
  • هیپرغول‌های سرخ/Red Hypergiants؛
  • هیپرغول‌های زرد/Yellow Hypergiants.

وی وای سگ بزرگ

مقایسه بین خورشید و VY Canis Majoris (وی وای سگ بزرگ)؛ یکی از یزرگ‌ترین ستارگان شناخته شده.

ابرغول‌های زرد و LBVها هر دو بسیار نادر هستند و فقط چند نمونه از این گونه‌ها در کهکشان راه شیری وجود دارد. احتمالاً، نادر بودن این ستارگان به این دلیل است که هر کدام، این مرحله‌ را بسیار سریع پشت سر می‌گذارند.

بدین ترتیب، ستاره‌ها در دسته‌بندی‌هایی قرار می‌گیرند و می‌توان آن‌ها را بهتر و منظم‌تر طبقه‌بندی کرد، اما دیدیم که ستارگان از لحاظ اندازه، دمای سطح، رنگ و درخشندگی بسیار متفاوت و متنوع‌اند. این گستره، تنوع کامل آن‌ها را توضیح نمی‌دهد، زیرا  فقط به ستارگانی که نور مرئی گسیل می‌کنند، توجه شد. این بحث حول جز بسیار باریکی از طیف الکترومغناطیسی متمرکز است. شاید دانستن اینکه بیش از نیمی از تعداد بسیار زیاد ستارگان در کهکشان را نمی‌توان با استفاده از نور مرئی آشکارسازی کرد، مایه‌ی تعجب و حیرت شود. 

منبع زومیت

از سراسر وب

  دیدگاه
کاراکتر باقی مانده
تبلیغات

بیشتر بخوانید