بلوغ

در جسمی به جرم خورشید، که چندین هزار بار پرجرم‌تر از زمین است، نیروی رو به درون گرانش شدت بسیار زیادی دارد. برای مثال، نیروی گرانشی در سطح خورشید سی‌ بار بیش‌تر از نیرویی است که در روی زمین تحمل می‌کنیم. در مورد ستارگان دیگر نیز تقریباً چنین است. در سطح ستاره‌ی شعرای یمانی نیروی گرانشی به بیست برابر گرانش در سطح زمین می‌رسد. این نیروی پرتوان رو به درون که درمرحله‌ی تولد، سبب اصلی شکل‌گیری ستاره بوده، بر تمام سطح ستاره فشار می‌آورد و برای حفظ تعادل ستاره باید نیروهای دیگری با آن مقابله کنند.

مقدار نیروی گرانشی در سطح ستاره، هم به اندازه و هم به جرم کلی ستاره بستگی دارد. ستاره‌ای با اندازه‌ی بزرگ ولی جرم نسبتاً کم، گرانش سطحی کم‌تری دارد. برای مثال، گرانش سطحی ستاره‌ی ابط‌الجوز، با شعاع 400 برابر شعاع خورشید ولی با جرم تقریبی 20 برابر جرم خورشید، 10⁴ بار کم‌تر از گرانش سطحی خورشید است. از طرف دیگر، در ستارگانی با جرم بسیار زیاد ولی ابعاد کوچک‌تر، گرانش سطحی به طور باور نکردنی زیاد است.

در برابر نیروی رو به درون گرانش، فشاری رو به بیرون وجود دارد که به خاطر فشار گازهای داغ درون ستاره و فشار تابش است که از تولید نور بسیار زیاد در مرکز ستاره پدید می‌آید.

فشار گاز بسیار زیاد است، چرا که دمای درون ستاره بالاست. مقدار فشاری که گاز می‌تواند داشته باشد، مستقیماً به دمای گاز بستگی دارد. این موضوع را می‌توان در قالب حرکت اتم‌های گاز تجسم کرد. زیرا دما به سرعت این اتم‌ها وابسته است. در گازی که دمای بالا دارد، اتم‌ها سریع‌تر حرکت می‌کنند و از این رو، اگر به هم‌‌دیگر برخورد کنند، فشار بیش‌تری به وجود می‌آید. اگر گاز سردتر باشد، اتم‌ها با انرژی کم‌تری به هم برخورد می‌کنند و از این رو، فشارشان نیز کم‌تر است. در اعماق ستاره، فشار بی‌اندازه زیاد و دما بسیار بالاست. محاسبه شده که فشار در مرکز خورشید 10¹¹ برابر فشار جو در سطح زمین و دما 10⁶*14 کلوین است.

فشار گاز و تابش حاصل از گرمای درون ستاره به تنهایی نمی‌تواند در مقابل فشار گرانش مقاومتی دائمی داشته باشند. با مطالعات بیش‌تر اخترشناسان بدیهی بود که نیروهای ناشناخته‌‌ی دیگری سبب تولید انرژی بسیار زیاد و بالا نگه‌داشتن دمای مرکز خورشید و ستارگان دیگر هستند. درک این نکته نیز آسان بود که این مکانیسم، در هر صورت باید چنان منبع توانمندی باشد که بتواند ستارگان را در طول میلیاردها سال درخشان نگه دارد. معقول‌ترین پیشنهاد دانشمندان این بود که ستارگان انرژی خود را به طریقی از هسته‌ی اتم‌ها تأمین می‌کنند. به این ترتیب سال‌ها پیش از آن که تجربیات آزمایشگاهی و نیرو‌گاه‌های هسته‌‌ای وجود این انبار عظیم را نشان دهند، اخترشناسان در کشف و شناسایی انرژی هسته‌ای پیشقدم بودند.

اکنون به درستی می‌دانیم که انرژی هسته‌ای ستارگان، مطابق فرمول تبدیل جرم به انرژی انیشتین (E= mc²) تولید می‌شود. در این رابطه m بر حسب گرم، c (سرعت نور) بر حسب سانتی‌متر در ثانیه و E بر حسب ارگ (واحد اندازه‌گیری انرژی در دستگاه سانتی‌متر ـ گرم ـ ثانیه) خواهد بود.

در این فرمول جرم در واقع تفاضل جرم‌ها است، یعنی تفاضل میان مجموع جرم‌ اتم‌های سبکی که به واکنش می‌پردازند (اتم‌های هیدروژن) و جرم اتم‌های سنگین‌تری که از واکنش نتیجه می‌شوند. یعنی همان اتمهای هلیوم!

هر گاه 4 اتم هیدروژن در دماهای زیاد و در حوالی مرکز ستاره با هم ترکیب شوند (فرآیند یا گذار گرما ـ هسته‌ای) و یک اتم هلیوم را به وجود آوردند، کاهش جرم عبارت است از :

طبق محاسبات بالا ما در ابتدای واکنش 4 اتم هیدروژن داشتیم که جرم آن‌ها

^24-10* 692/6 گرم بوده است و در پایان واکنش یک اتم هلیوم به جرم24-10 * 644/6 گرم داشتیم، مشاهده می‌کنیم که در این واکنش^24-10* 05/0 گرم از جرم گمشده است، جرم گمشده به انرژی تبدیل شده است :

بنابر این در خورشید یا هر ستاره‌ی دیگر هر بار که 4 اتم هیدروژن با هم واکنش انجام می‌دهند (می‌گدازند) و یک اتم هلیوم را به وجود می‌آورند،

^5-10*4 ارگ انرژی تولید می‌شود.

خورشید در هر ثانیه در حدود

²³ 10*4 ارگ انرژی به فضا گسیل می‌کند. برای تولید این مقدار عظیم انرژی در هر ثانیه خورشید در هسته‌ی خود 700000 میلیون کیلوگرم هیدروژن را به مصرف می‌رساند و 695000 میلیون گرم هلیوم تولید می‌کند.

گر چه این اعداد خود بسیار بزرگ هستند، ولی کسری بسیار کوچک از جرم هیدروژن موجود به شمار می‌آیند. از این رو خورشید به احتمال زیاد چندین میلیارد سال دیگر نیز همچنان خواهد درخشید.

در انیمیشن زیر می‌توانید فرآیند تبدیل هیدروژن به هلیوم را مشاهده کنید. برای شروع این فرآیند کافی است دکمه‌ی play را بزنید. فرآیندی که مشاهده می‌کنید به این ترتیب است :

1. دو اتم هیدروژن با هم ترکیب می‌شوند و ایزوتوپی از هیدروژن که دوتریوم نام دارد، به وجود می‌آورند.
2. دوتریوم یک اتم هیدروژن دیگر به خود می‌گیرد و ایزوتوپ سبک هلیوم (به نام تریتیوم) تشکیل می‌دهد.
3. دو اتم هلیوم سبک با هم ترکیب می‌شوند و اتم هلیوم نهایی را به وجود می‌آورند.

فرایندی که در بالا توضیح داده شده به سیکل پروتون ـ پروتون موسوم است که در ستارگان سرد اتفاق می‌افتد. در ستارگانی که پرجرم‌تر از خورشیدند هیدروژن به روش دیگری به هلیوم تبدیل می‌شود این روش سیکل کربن نام دارد. که اندکی پیچیده‌تر است ولی در نهایت به همان میزان انرژی آزاد می‌گردد.

حداقل دمای لازم برای انجام این واکنش در ستارگان سرد⁶ 10 کلوین است و در ستارگانی که پرجرم‌تر از خورشیدند، با حداقل دمای⁷ 10 کلوین این واکنش انجام می‌شود.

قسمت عمده‌ی عمر ستاره در این مرحله سپری می‌شود.

نویسنده : علیرضا سرمدی