تعادل هیدروستاتیکی در ستارگان

[Rez@ee]

http://physics.uoregon.edu/%7Ejimbrau/BrauImNew/Chap16/FG16_06.jpg (http://physics.uoregon.edu/%7Ejimbrau/BrauImNew/Chap16/FG16_06.jpg)

[Rez@ee]

موقعی که مجموع فشار به طرف بیرون حاصل از دمای بسیار بالای گاز با فشار به طرف داخل حاصل از جاذبه به صفر میرسه،یه سرایط تعادل و پایداری داریم که بهش میگیم تعادل هیدروستاتیکی.
در مورد ستاره ها موقعی که فشار گاز بر جاذبه غلبه کنه ستاره بزرگ میشه و میشه غول سرخ.
اگه جاذبه بر فشار گاز غلبه کنه کوتوله ی سفید داریم.
اگه هم درتعادل باشند یک ستاره ی رشته اصلی مثل خورشید.

[Rez@ee]

از مهم ترین قوانین در فیزیک ستاره ای می توان از قانون تعادل هیدروستاتیکی نام برد. یک ستاره توده ی سنگین و متراکمی است که توسط گرانش متراکم شده و توسط فشارهای داخلی در برابر فروریزش مقاومت می کند. تعادل هیدروستاتیکی زمانی بوجود می آید که جاذبه رو به داخل دقیقا با نیروهای فشار رو به خارج در هر فاصله شعاعی به حالت تعادل در آید بنابراین با کاهش شعاع یا به بیان دیگر با حرکت به سمت داخل ستاره، فشار باید افزایش یافته تا با وزن در حال افزایش ماده ای که در قسمت بالاتر قرار می گیرد برابری کند. در نتیجه معادله تعادل هیدروستاتیکی شکل می گیرد: dP/dr= -GM(r)ρ(r)/r^2
به نظر من ابتدا مرحله نخست شکل گیری ستاره را مورد بحث و بررسی قرار دهیم، بعنی زمانی که هنوز تعادل هیدروستاتیکی وجود ندارد و ببینیم عدم حضور آن در مرحله ای به نام پیش ستاره چه نتایجی را به دنبال دارد.

[Rez@ee]

ستارگان همانند انسانها داراي تولد هستند و در طول مدت زندگي خود تغيير مي‌كنند و در آخر هم مي‌ميرند!
زندگي ‌يك ستاره معمولاً به شش مرحله تقسيم مي‌شود كه اين شش مرحله عبارتند از:

1. تولد
2. نوباوگي(انقباض)
3. بلوغ (رشته‌ي اصلي)
4. كهولت
5. متغير شدن (ستارگان متغير)
6. كوتوله‌ي سفيد‌يا ستاره‌هاي نوتروني‌يا سياه‌چاله

زندگي ‌يك ستاره - كه شامل عمر و سرگذشت آن مي‌شود - تقريباً وابسته به جرم آن ستاره ‌است. هرچقدر كه ستاره ‌پرجرم‌تر باشد عمر كمتري دارد، به عنوان مثال ستارگاني كه چند ‌ده برابر خورشيد جرم دارند، عمري نسبتاً كم - البته در مقياس نجومي – دارند؛‌ يعني، چيزي در حد چند ميليون سال و ستارگاني كه جرم آنها كسري از جرم خورشيد است، عمري در حد چندين ميليارد سال خواهند داشت.

[Rez@ee]

سحابی‌ هنگامي ‌كه ستاره در حال تولد است، بسيار رقيق است و در مدتي نسبتاً كوتاه - در سن نوباوگی- بسیار منقبض می‌شود که مدت این انقباض وابسته به جرم ستاره است ولی به‌طور متوسط 30 میلیون سال طول مي‌کشد. زماني كه اولين پرتو‌هاي نور از پيش‌ستاره ساطع گردد، مي‌توانيم بگوييم كه ستاره‌اي متولد شده است.
تا زماني كه سحابي در حال انقباض است، گرانش نقطه‌ي كانوني، اتم‌ها را به سوي خود مي‌كشد و زماني كه اتم‌ها به هسته مي‌رسند، سرعت آنها افزايش مي‌يابد و هرچه سحابي منقبض گردد، اتم‌ها بيشتر با‌ یکدیگر برخورد مي‌كنند و حركت اتم‌ها تصادفي و بي نظم مي‌شود و درجه حرارت افزايش مي‌يابد. پس انقباض‌ يك سحابي، انرژي گرانشي را به انرژي گرمايي تبديل مي‌كند.
ستاره در این سن مراحل زیر را طی مي‌کند.

قطر ستاره (پيش ـ ستاره) از چندین هزار‌میلیارد کیلومتر به حدود 100 کیلومتر می‌رسد.
فشار که در مرکز تقريباً صفر بوده به چندین هزار اتمسفر می‌رسد.
دما از چند درجه‌ی کلوین به چند‌ ده میلیون درجه می‌رسد که این دما برای تبدیل هیدروژن به هلیوم (در هسته) مناسب است.

مدت افزایش دما وابسته به جرم است، اگر ستاره پر جرم باشد، مدت كمتری طول مي‌کشد و اگر کم جرم باشد، کند‌تر افزایش مي‌یابد.

[Rez@ee]

تا قبل از‌ اين مرحله، انرژي ستاره صرفاً از راه گرانش تأمين مي‌شد ولي زماني‌كه ستاره از دوره‌ي انقباض به سن بلوغ مي‌رسد، منبع انرژي ديگري پيدا مي‌شود كه انرژي حاصل از واكنش‌هاي هسته‌اي است.
ستاره در این سن به رشته‌ي اصلی مي‌رسد. و ما زماني مي‌گوييم كه ستاره (نه پيش ـ‌ ستاره) متولد شده كه چرخه‌ي پروتون‌ـ‌پروتون - همان همجوشي هيدروژن كه پيشتر توضيح داده شد - را شروع كند و ديگر اين كه قوانين ستاره‌اي در آن برقرار باشد.
به اين مرحله كه ستاره بيشتر عمر خود را در آن مي‌گذراند ، رشته‌ي اصلي مي‌گويند.

[Rez@ee]

نگاهی کوچک به چرخه تبدیل انرژی پروتون پروتون:

اين تبديل انرژي در دمايي در حدود 5 تا 15 ميليون درجه اتفاق مي‌افتد. در اين دما پروتون‌هايي كه در واقع هسته‌ي اتم‌هاي هيدروژن هستند انرژي لازم براي غالب شدن بر نيروي دافعه‌ي متقابل حاصل از بار را دارند. نوترينوها ذراتي هستند كه بار ندارند و با سرعتي در حدود نور حركت مي‌كنند. جالب است بدانيد كه در هر ثانيه حدود 10 ميليون نوترينو از هر سانتي‌متر پوست شما مي‌گذرد.
رشته واكنشي موسوم به چرخه‌ي پروتون ـ پروتون 1 در بسیاری از ستارگان رخ می‌دهد که این فرآیند به شرح زیر است:
در ابتدا دو اتم پروتیوم با یکدیگر یک اتم دوتریوم به همراه پوزیترون و نوترینو تشکیل می‌دهند.
در مرحله‌ی بعد این رشته، یک اتم پروتیوم و یک اتم دوتریوم با یکدیگر یک اتم هلیوم با عدد جرمی سه تشکل می‌دهند. و در آخر دو اتم هلیوم با عدد جرمی سه که از فرآیند‌های بالا ساخته‌شده‌اند، با یکدیگر ترکیب می‌شوند و در نهایت یک اتم هلیوم با عدد جرمی چهار و دو اتم هیدروژن با عدد جرمی دو تشکیل می‌شود.

[Rez@ee]

عکسی که در ابتدای بحث نمایش داده شده تعادل هیدوستاتیکی را به خوبی نشان می دهد اما با ید توجه داشته باشیم که به تعادل رسیدن ستاره کمی پیچیده تر است و رمبش به همین سادگی هم آغاز نمی شود.همه ی دوستان می دادند که رمبش به صورت عمود به هسته اتفاق نمی افتد بلکه در یک مسیر مارپیچ یا اصطلاحا گردابی به طرف مرکز رمبش پیدا می کند.این حرکت گردابی مواد تشکیل دهنده ی پیش ستاره که از پایستگی تکانه زاویه ای ناشی می شود کمی در محاسبات تعادل دخالت می کند و کار را پیچیده می کند و برای دقت محاسبات باید این حرکت را نیز مورد بررسی قرار داد.



منبع اوااستار

[UniverCell]

ممنون

[Only Math]

دوستان لطفا برای تشکر تنها از دکمه تشکر استفاده کنید.

[صاصائیل]

ستارگان همانند انسانها داراي تولد هستند و در طول مدت زندگي خود تغيير مي‌كنند و در آخر هم مي‌ميرند!
زندگي ‌يك ستاره معمولاً به شش مرحله تقسيم مي‌شود كه اين شش مرحله عبارتند از:

1. تولد
2. نوباوگي(انقباض)
3. بلوغ (رشته‌ي اصلي)
4. كهولت
5. متغير شدن (ستارگان متغير)
6. كوتوله‌ي سفيد‌يا ستاره‌هاي نوتروني‌يا سياه‌چاله

زندگي ‌يك ستاره - كه شامل عمر و سرگذشت آن مي‌شود - تقريباً وابسته به جرم آن ستاره ‌است. هرچقدر كه ستاره ‌پرجرم‌تر باشد عمر كمتري دارد، به عنوان مثال ستارگاني كه چند ‌ده برابر خورشيد جرم دارند، عمري نسبتاً كم - البته در مقياس نجومي – دارند؛‌ يعني، چيزي در حد چند ميليون سال و ستارگاني كه جرم آنها كسري از جرم خورشيد است، عمري در حد چندين ميليارد سال خواهند داشت.
سلام /جالب بود بااجازتون میخوام یک کپی ازین تاپیک بردارم.

[آزولا]

دوست عزیز اطلاعاتی که دادید واقعا مفیدوآموزنده بود.[tashvigh]