یکنواختی نسبی ترکیب شیمیایی اجرام آسمانی شناخته شده ممکن است برخی را ناامید کند. با این حال، شکی نیست که این واقعیت از اهمیت زیادی برخوردار است و وحدت مادی کیهان را تأیید می کند. این وحدت به ما این حق را می دهد که قوانین طبیعت را که از تجربه در محدوده های متوسط زمین خود آموخته ایم، به جهان ستاره ای بسط دهیم. همه اینها یکی از صریح ترین تاییدها بر درستی جهان بینی دیالکتیکی- ماتریالیستی است.

3. لات در ورطه های عالم

فراتر از منظومه شمسی، چنان جهشی بزرگ در فواصل باید به سوی ستارگان انجام شود که تنها یک قرن پیش، مدت ها پس از از بین رفتن تردیدها در مورد شباهت بین خورشید و ستارگان، به دست آمد. عمق سنج دریا، - لات، در زمینه نجوم، بارها و بارها در جهت ستارگان مختلف "پرتاب" شد و برای مدت طولانی نتوانست به هیچ یک از آنها برسد، نمی توانست به "پایین" برسد. البته این فقط یک مقایسه تصویری است، زیرا مانند تعیین دمای لامپ ها، امکان اندازه گیری مستقیم فواصل در اینجا منتفی است. همانطور که اکنون خواهیم دید، آنها را فقط می توان به طور غیر مستقیم پیدا کرد که بر اساس اندازه گیری مقادیر دیگر محاسبه می شوند. این مسیر که توسط کوپرنیک نشان داده شده است شامل اندازه گیری زاویه است، اما ابزارها و روش هایی برای دستیابی به دقت لازم تنها در نیمه دوم قرن نوزدهم ایجاد شد.

همانطور که هنگام تعیین فاصله تا هر جسم غیرقابل دسترس، ایده روش اندازه گیری تفاوت در جهت هایی است که در آن ستاره از دو سر یک پایه با طول مشخص قابل مشاهده است. فاصله مربوط به این اختلاف جهت را می توان با استفاده از مثلثات محاسبه کرد. در این مورد، قطر زمین به عنوان پایه بسیار کوچک است و برای اکثریت قریب به اتفاق ستارگان، با دقت مدرن اندازه گیری زاویه، حتی قطر مدار زمین نیز کافی نیست. با این وجود، دقیقاً همین بود که کوپرنیک توصیه کرد به عنوان مبنایی در نظر گرفته شود، که توسط دانشمندان نسل های بعدی انجام شد.

تنها یک قرن پیش، ستاره شناس برجسته V. Ya. Struve در روسیه، بسل در آلمان و هندرسون در آفریقای جنوبی موفق شدند اندازه گیری های نسبتاً دقیقی انجام دهند و برای اولین بار فاصله برخی از ستاره ها را تعیین کنند. احساسی که معاصران تجربه کردند یادآور شادی ملوانانی بود که در یک سفر طولانی، ناموفق پرتاب کردند و در نهایت به ته رسیدند.

روش کلاسیک برای تعیین فاصله تا ستاره ها، تعیین دقیق جهت آنها (یعنی تعیین مختصات آنها در کره سماوی) از دو انتهای قطر مدار زمین است. برای انجام این کار، آنها باید در لحظاتی که شش ماه از یکدیگر فاصله دارند، تعیین شوند، زیرا در این مدت خود زمین یک ناظر را از یک طرف مدار خود به سمت دیگر با خود حمل می کند.

جابجایی ظاهری ستاره، ناشی از تغییر موقعیت ناظر در فضا، بسیار کوچک است و به سختی قابل درک است. آنها ترجیح می دهند آن را از روی یک عکس اندازه گیری کنند، برای مثال، دو عکس از ستاره انتخاب شده و همسایگانش در یک صفحه، یک عکس شش ماه پس از دیگری. بیشتر ستارگان آنقدر دور هستند که جابجایی آنها در آسمان کاملاً غیرقابل توجه است، اما در رابطه با آنها یک ستاره نسبتاً نزدیک به طور قابل توجهی حرکت می کند. این جابجایی آن است و با دقت 0"،01 اندازه گیری می شود - دقت بیشتری هنوز به دست نیامده است، اما در حال حاضر بسیار بالاتر از دقت به دست آمده در نیم قرن پیش است.

جابجایی ظاهری توصیف شده ستاره دو برابر زاویه ای است که شعاع مدار زمین از آن قابل مشاهده است و به آن اختلاف منظر سالانه می گویند.

برنج. 1. اختلاف منظر و حرکت مناسب ستارگان. در شکل، اختلاف منظر p دو ستاره نزدیک به هم و حرکات مناسب آنها μ یکسان است، اما مسیر آنها در فضا متفاوت است.

اختلاف منظر این ستارگان بزرگترین است و به 3/4 اینچ می رسد؛ با دقتی در حدود 1% اندازه گیری می شود، زیرا دقت اندازه گیری های زاویه ای به 0،01 می رسد.

با زاویه حدود 0،01، قطر یک پنی برای ما ظاهر می شود اگر روی لبه آن در میدان سرخ مسکو قرار گیرد و از تولا یا ریازان مشاهده شود! این دقت اندازه گیری های نجومی است! در زاویه 0. "01، به طور دقیق، یک خط کش قابل مشاهده است که در زوایای قائمه از فاصله 20،626،500 برابر بیشتر از طول خط کش مشاهده می شود.

فهمیدن فاصله متناظر با اختلاف منظر آسان است. اگر عدد 206265 را بر مقدار اختلاف منظر که در ثانیه قوسی بیان می شود تقسیم کنیم، فاصله تا ستاره را در شعاع مدار زمین بدست می آوریم. برای بیان آن در کیلومتر، باید عدد حاصل را در 150،000،000 دیگر ضرب کنید.

ما قبلاً می دانیم که بیان فواصل بزرگ در سال نوری یا پارسک راحت تر است و قنطورس و همسایه اش که "نزدیک ترین" نامیده می شود، از آنجایی که هنوز کمی به ما نزدیک تر است، 270000 برابر از خورشید دورتر از ما هستند. یعنی 4 سال نوری یک قطار پیک که بدون توقف با سرعت 100 کیلومتر در ساعت حرکت می کند، 40 میلیون سال دیگر به آن می رسد! سعی کنید با خاطره این موضوع راحت شوید اگر از یک قطار طولانی مدت خسته شدید...

دقت اندازه‌گیری اختلاف منظر 0.01 امکان اندازه‌گیری اختلاف منظرهایی را که خود کمتر از این مقدار هستند را نمی‌دهد، بنابراین روش توصیف‌شده برای ستاره‌های دورتر از 300-350 سال نوری قابل اجرا نیست.

با استفاده از روش توصیف شده و روش های دیگر با استفاده از طیف ها، و همچنین با استفاده از روش های غیرمستقیم کاملاً متفاوت، می توان فاصله ستارگانی را که بسیار دورتر از 300 سال نوری قرار دارند، تعیین کرد. نور ستارگان برخی از منظومه های ستاره ای دوردست صدها میلیون سال نوری به ما می رسد. این به هیچ وجه، همانطور که اغلب تصور می شود، به این معنی نیست که ما ستاره هایی را مشاهده می کنیم که ممکن است دیگر در واقعیت وجود نداشته باشند. ارزش این را ندارد که بگوییم "ما چیزی را در آسمان می بینیم که در واقعیت دیگر وجود ندارد"، زیرا اکثریت قریب به اتفاق ستارگان آنقدر آهسته تغییر می کنند که میلیون ها سال پیش همان چیزی بودند که اکنون هستند و حتی مکان های قابل مشاهده آنها در آسمان به آرامی تغییر می کند، اگرچه ستاره ها به سرعت در فضا حرکت می کنند.

این تناقض از این واقعیت ناشی می شود که بر خلاف نورهای سرگردان - سیارات، ستاره های صورت های فلکی زمانی ساکن نامیده می شدند. در این میان هیچ چیز در دنیا نمی تواند ثابت بماند. دو قرن و نیم پیش، هالی حرکت سیریوس را در آسمان کشف کرد. برای مشاهده یک تغییر سیستماتیک در مختصات آسمانی ستارگان، حرکت آنها در آسمان نسبت به یکدیگر، لازم است که تعیین دقیق موقعیت آنها در آسمان را در طی ده ها سال مقایسه کنیم. آنها با چشم غیرمسلح نامرئی هستند و در طول تاریخ بشریت حتی یک صورت فلکی به طور قابل توجهی طرح کلی خود را تغییر نداده است.

برای اکثر ستارگان، هیچ حرکتی قابل تشخیص نیست زیرا آنها از ما بسیار دور هستند. سوارکاری که در امتداد معدن در افق تاخت و تاز می کند، همانطور که به نظر ما می رسد، تقریباً ایستاده است، و لاک پشتی که جلوی پای ما می خزد، بسیار سریع حرکت می کند. در مورد ستاره ها هم همینطور است - ما راحت تر متوجه حرکات ستارگان نزدیک به خود می شویم. عکس های آسمان که برای مقایسه با یکدیگر مناسب هستند، در این امر به ما کمک زیادی می کنند. رصد موقعیت ستارگان در آسمان مدت ها قبل از اختراع عکاسی، صدها و حتی هزاران سال پیش انجام شده است. متأسفانه، آنها برای حرکت ستارگان بسیار نادرست بودند که از مقایسه با ستارگان مدرن قابل مشاهده نبود.

نتیجه

در نگاه اول، آسمان پر ستاره حتی ممکن است با چشم غیر مسلح یکنواخت به نظر برسد. نقاط درخشان یکسان، به طور تصادفی در یک پس زمینه تاریک پراکنده شده اند، و تمام! اما بارها و بارها به آسمان پر ستاره نگاه کن. تنها پس از چند جلسه مشاهده دقیق، اولین «مرتب‌سازی» آغاز می‌شود. متوجه می‌شوید که ستاره‌ها می‌توانند بزرگ باشند - به طرز خیره‌کننده‌ای درخشان و کوچک - نقاطی که به سختی قابل توجه هستند. همین تفاوت در روشنایی ظاهری ستارگان بود که امکان معرفی اولین طبقه بندی آنها را در دوران باستان فراهم کرد. افسانه ها این ایده را به هیپارخوس نسبت می دهند. گویی او پیشنهاد کرد که درخشان ترین نقاط را ستاره هایی با قدر اول و ضعیف ترین آن ها را که به سختی با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند، ستاره هایی با قدر ششم بنامیم. قدر ستارگان واحدهای متعارفی هستند که روشنایی ظاهری یا همان طور که کارشناسان می گویند روشنایی ظاهری ستارگان را مشخص می کنند. در ابتدا، قدر ستاره ها اعداد صحیح بودند و به ترتیب کاهش روشنایی تعیین می شدند. . اما با اختراع تلسکوپ‌ها، و سپس دوربین‌ها و ابزارهایی که کوچک‌ترین کسرهای روشنایی را اندازه‌گیری می‌کنند، مقیاس قدر ستاره‌ها باید گسترش می‌یافت، مقادیر متوسط - کسری - و مخصوصاً برای اجرام آسمانی درخشان ارائه می‌شد. - قدر ستاره ای صفر و منفی. در این واحدهای نسبی، آنها شروع به اندازه گیری روشنایی مرئی نه تنها ستارگان، بلکه خورشید، ماه و تمام سیارات کردند.

برای ایجاد نظر خود در مورد قدرهای ظاهری ستاره، می توانید یک آزمایش ساده ارائه دهید. در یک شب تاریک و بدون ماه، به جایی دور از چراغ های خیابان بروید و دب، بخشی از صورت فلکی دب اکبر را پیدا کنید.

از انتهای دسته سطل به ستاره دوم دقت کنید. این میزار است، ستاره ای با قدر تقریباً دوم. اما این او نیست که به ما علاقه دارد. در همان نزدیکی، چشمان خوب باید بتوانند یک ستاره کوچک با قدر پنجم به نام الکور را ببینند. حتی در زمان اسکندر مقدونی، الکور به عنوان استانداردی برای آزمایش بینش لژیونرها عمل می کرد. سرباز جذب شده را به میدان بردند و مجبور کردند آلکور کم نور درخشان را پیدا کنند. آن را پیدا کردم - دید خوب، خوب! اگر آن را پیدا نکردید، به خانه بروید!

ستارگان اجرام آسمانی بزرگی از پلاسمای داغ هستند که ابعاد آنها می تواند کنجکاوترین خواننده را شگفت زده کند. آیا آماده توسعه هستید؟

شایان ذکر است فوراً این رتبه بندی با در نظر گرفتن غول هایی که بشریت قبلاً در مورد آنها می داند جمع آوری شده است. ممکن است جایی در فضای بیرونی ستارگانی با ابعاد حتی بزرگتر وجود داشته باشد، اما آنها در فاصله سالهای نوری زیادی قرار دارند و تجهیزات مدرن به سادگی برای شناسایی و تجزیه و تحلیل آنها کافی نیست. همچنین شایان ذکر است که اکثر ستارگان به مرور زمان دیگر چنین نیستند، زیرا آنها به کلاس متغیرها تعلق دارند. خوب، اشتباهات احتمالی ستاره شناسان را فراموش نکنید. بنابراین...

10 ستاره بزرگ جهان

رتبه بندی بزرگترین ستارگان کهکشان بتلژوز را باز می کند که ابعاد آنها 1190 برابر شعاع خورشید است. تقریباً 640 سال نوری از زمین فاصله دارد. در مقایسه با سایر ستارگان، می توان گفت که در فاصله نسبتاً کمی از سیاره ما قرار دارد. غول سرخ ممکن است در چند صد سال آینده تبدیل به ابرنواختر شود. در این صورت ابعاد آن به میزان قابل توجهی افزایش می یابد. به دلایل خوب، ستاره Betelgeuse، با اشغال آخرین رتبه در این رتبه بندی، جالب ترین است!

RW

ستاره ای شگفت انگیز که با رنگ درخشش خارق العاده اش جذب می شود. اندازه آن از 1200 تا 1600 شعاع خورشیدی بیشتر از ابعاد خورشید است. متأسفانه نمی توانیم دقیقاً بگوییم که این ستاره چقدر قدرتمند و درخشان است، زیرا این ستاره دور از سیاره ما قرار دارد. اخترشناسان برجسته از کشورهای مختلف سال هاست در مورد تاریخچه پیدایش و فاصله RW بحث می کنند. همه چیز به این دلیل است که مرتباً در صورت فلکی تغییر می کند. با گذشت زمان، ممکن است به طور کلی ناپدید شود. اما همچنان در بالای بزرگترین اجرام آسمانی باقی مانده است.

بعدی در رتبه بندی بزرگترین ستاره های شناخته شده، KW Sagittarius است. طبق افسانه یونان باستان، او پس از مرگ پرسئوس و آندرومدا ظاهر شد. این نشان می دهد که این صورت فلکی خیلی قبل از ظهور ما کشف شده است. اما بر خلاف اجدادمان، ما اطلاعات قابل اعتمادتری را می دانیم. مشخص است که اندازه ستاره 1470 برابر خورشید است. علاوه بر این، نسبتا نزدیک به سیاره ما قرار دارد. KW یک ستاره درخشان است که دمای خود را در طول زمان تغییر می دهد.

در حال حاضر به طور قطع مشخص شده است که اندازه این ستاره بزرگ حداقل 1430 برابر اندازه خورشید است، اما به دست آوردن نتیجه دقیق دشوار است زیرا در فاصله 5 هزار سال نوری از سیاره قرار دارد. حتی 13 سال پیش، دانشمندان آمریکایی اطلاعات کاملا متفاوتی ارائه کردند. در آن زمان، اعتقاد بر این بود که KY Cygni شعاع دارد که اندازه خورشید را 2850 افزایش می دهد. اکنون ابعاد قابل اعتمادتری نسبت به این جرم آسمانی داریم که مطمئناً دقت بیشتری دارند. بر اساس نام، متوجه می شوید که ستاره در صورت فلکی ماکیان قرار دارد.

ستاره بسیار بزرگی که در صورت فلکی قیفاووس قرار دارد V354 است که اندازه آن 1530 برابر بزرگتر از خورشید است. علاوه بر این، جرم آسمانی نسبتاً نزدیک به سیاره ما قرار دارد و تنها 9 هزار سال نوری از ما فاصله دارد. از نظر روشنایی و دمای خاص در مقایسه با سایر ستارگان منحصر به فرد تفاوتی ندارد. با این حال، این یک لامپ متغیر است، بنابراین، ابعاد ممکن است متفاوت باشد. این احتمال وجود دارد که Cepheus در رتبه بندی V354 چندان در این موقعیت دوام نیاورد. به احتمال زیاد، اندازه در طول زمان کاهش می یابد.

همین چند سال پیش اعتقاد بر این بود که این غول قرمز می تواند به رقیبی برای VY Canis Majoris تبدیل شود. علاوه بر این، برخی از کارشناسان به طور معمول WHO G64 را بزرگترین ستاره شناخته شده در جهان ما می دانند. امروزه، در عصر توسعه سریع فناوری، اخترشناسان موفق به دستیابی به داده های قابل اعتماد تری شده اند. اکنون مشخص شده است که شعاع دورادوس تنها 1550 برابر بزرگتر از خورشید است. اینگونه است که خطاهای عظیم در زمینه نجوم جایز است. با این حال، این حادثه را می توان به راحتی با فاصله توضیح داد. این ستاره در خارج از کهکشان راه شیری قرار دارد. یعنی در یک کهکشان کوتوله به نام ابر ماژلانی وسیع.

V838

یکی از غیرمعمول ترین ستارگان کیهان که در صورت فلکی مونوسروس قرار دارد. تقریباً در فاصله 20 هزار سال نوری از سیاره ما قرار دارد. حتی این واقعیت که متخصصان ما موفق به شناسایی آن شدند تعجب آور است. V838 حتی بزرگتر از Mu Cephei بود. به دلیل فاصله بسیار زیاد از زمین، انجام محاسبات دقیق در مورد ابعاد بسیار دشوار است. در مورد داده های اندازه تقریبی، آنها از 1170 تا 1900 شعاع خورشیدی متغیر هستند.

صورت فلکی قیفاووس حاوی ستارگان شگفت انگیز بسیاری است و مو قیفی گواه این امر است. یکی از بزرگترین ستاره ها 1660 برابر خورشید است. این ابرغول یکی از درخشان ترین های کهکشان راه شیری در نظر گرفته می شود. حدود 37000 برابر قدرتمندتر از نور ستاره ای است که ما بهتر می شناسیم، خورشید. متأسفانه، نمی‌توانیم بدون ابهام بگوییم که دقیقاً در چه فاصله‌ای از سیاره ما Mu Cephei قرار دارد.

برای قرن ها، میلیون ها چشم انسان، با شروع شب، نگاه خود را به سمت بالا - به سمت نورهای اسرارآمیز در آسمان - هدایت می کنند. ستاره های کیهان ما. مردمان باستان چهره‌های مختلفی از حیوانات و انسان‌ها را در خوشه‌هایی از ستارگان می‌دیدند و هر کدام از آنها تاریخ خود را خلق می‌کردند. بعدها، چنین خوشه هایی شروع به نامیدن صورت فلکی کردند. امروزه اخترشناسان 88 صورت فلکی را شناسایی می کنند که آسمان پر ستاره را به مناطق خاصی تقسیم می کنند که توسط آنها می توان حرکت کرد و مکان ستارگان را تعیین کرد. در کیهان ما، پرشمارترین اشیایی که برای چشم انسان قابل دسترسی است، ستارگان هستند. آنها منبع نور و انرژی برای کل منظومه شمسی هستند. آنها همچنین عناصر سنگین لازم برای منشا حیات را ایجاد می کنند. و بدون ستاره های کیهان هیچ حیاتی وجود نخواهد داشت، زیرا خورشید انرژی خود را تقریباً به تمام موجودات زنده روی زمین می دهد. سطح سیاره ما را گرم می کند و در نتیجه یک واحه گرم پر از زندگی در میان یخ های همیشگی فضا ایجاد می کند. درجه روشنایی یک ستاره در کیهان با اندازه آن تعیین می شود.

آیا بزرگترین ستاره در کل کیهان را می شناسید؟

ستاره VY Canis Majoris که در صورت فلکی Canis Major قرار دارد، بزرگترین نماینده جهان ستاره ای است. در حال حاضر این بزرگترین ستاره در جهان است. این ستاره در فاصله 5 هزار سال نوری از منظومه شمسی قرار دارد. قطر این ستاره 2.9 میلیارد کیلومتر است.

اما همه ستارگان جهان آنقدر بزرگ نیستند. ستاره های به اصطلاح کوتوله نیز وجود دارند.

اندازه های مقایسه ای ستاره ها

ستاره شناسان اندازه ستاره ها را بر اساس مقیاسی ارزیابی می کنند که بر اساس آن هر چه ستاره درخشان تر باشد، تعداد آن کمتر است. هر عدد بعدی مربوط به ستاره ای است که ده برابر درخشان تر از ستاره قبلی است. درخشان ترین ستاره در آسمان شب در کیهان سیریوس است. قدر ظاهری آن 1.46- است، یعنی 15 برابر درخشان تر از ستاره ای با قدر صفر است. ستارگانی که قدر آنها 8 یا بیشتر است را نمی توان با چشم غیر مسلح دید. ستارگان نیز بر اساس رنگ به طبقات طیفی طبقه بندی می شوند که دمای آنها را نشان می دهد. کلاس های زیر از ستارگان در جهان وجود دارد: O، B، A، F، G، K، و M. کلاس O مربوط به داغ ترین ستاره های جهان - آبی است. سردترین ستاره ها متعلق به کلاس M هستند، رنگ آنها قرمز است.

کلاس	دما، K	رنگ واقعی	رنگ قابل مشاهده	ویژگی های اصلی
O	30 000—60 000	آبی	آبی	خطوط ضعیف هیدروژن خنثی، هلیوم، هلیوم یونیزه، ضرب Si، C، N یونیزه شده.
ب	10 000—30 000	سفید آبی	سفید-آبی و سفید	خطوط جذب هلیوم و هیدروژن خطوط ضعیف H و K کلسیم II.
آ	7500—10 000	سفید	سفید	سری Strong Balmer، خطوط H و K Ca II به سمت کلاس F تشدید می شوند. همچنین، نزدیکتر به کلاس F، خطوط فلزات شروع به ظاهر شدن می کنند.
اف	6000—7500	زرد-سفید	سفید	خطوط H و K کلسیم II، خطوط فلزات، قوی هستند. خطوط هیدروژن شروع به ضعیف شدن می کنند. خط Ca I ظاهر می شود باند G که توسط خطوط Fe، Ca و Ti تشکیل شده است ظاهر می شود و تشدید می شود.
جی	5000—6000	رنگ زرد	رنگ زرد	خطوط H و K Ca II شدید هستند. خط Ca I و خطوط فلزی متعدد. خطوط هیدروژن به ضعیف شدن ادامه می دهند و نوارهایی از مولکول های CH و CN ظاهر می شوند.
ک	3500—5000	نارنجی	نارنجی مایل به زرد	خطوط فلزی و باند G شدید هستند. خط هیدروژن تقریباً نامرئی است. نوارهای جذب TiO ظاهر می شوند.
م	2000—3500	قرمز	نارنجی قرمز	نوارهای TiOO و سایر مولکول ها شدید هستند. باند G در حال ضعیف شدن است. خطوط فلزی هنوز قابل مشاهده است.

برخلاف تصور رایج، شایان ذکر است که ستارگان کیهان در واقع چشمک نمی زنند. این فقط یک توهم نوری است - نتیجه تداخل جوی. اثر مشابهی را می توان در یک روز گرم تابستان، با نگاه کردن به آسفالت یا بتن داغ مشاهده کرد. هوای گرم بالا می‌آید و به نظر می‌رسد که از شیشه‌های لرزان نگاه می‌کنید. همین روند باعث ایجاد توهم چشمک زدن ستاره ها می شود. هر چه ستاره به زمین نزدیک‌تر باشد، بیشتر «چشمک می‌زند» زیرا نور آن از لایه‌های متراکم‌تر جو عبور می‌کند.

ستارگان کانون هسته ای کیهان

ستاره ای در کیهان یک مرکز هسته ای غول پیکر است. واکنش هسته ای درون آن، به لطف فرآیند همجوشی، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کند، که بدین ترتیب ستاره انرژی خود را به دست می آورد. هسته های هیدروژن با یک پروتون ترکیب می شوند و اتم های هلیوم را با دو پروتون تشکیل می دهند. هسته یک اتم هیدروژن معمولی فقط یک پروتون دارد. دو ایزوتوپ هیدروژن نیز حاوی یک پروتون هستند، اما نوترون نیز دارند. دوتریوم یک نوترون دارد در حالی که تریتیوم دو نوترون دارد. در اعماق ستاره، یک اتم دوتریوم با یک اتم تریتیوم ترکیب می شود و یک اتم هلیوم و یک نوترون آزاد را تشکیل می دهد. در نتیجه این فرآیند طولانی، مقادیر زیادی انرژی آزاد می شود.

برای ستاره های دنباله اصلی، منبع اصلی انرژی واکنش های هسته ای شامل هیدروژن است: چرخه پروتون-پروتون، مشخصه ستارگان با جرم در اطراف خورشید، و چرخه CNO، که فقط در ستارگان پرجرم و تنها در صورتی رخ می دهد که حاوی کربن باشند. در مراحل بعدی زندگی یک ستاره، واکنش های هسته ای می تواند با عناصر سنگین تر، تا آهن، رخ دهد.

	چرخه پروتون پروتون	چرخه CNO
زنجیر اساسی	p + p → ²D + e + + ν ه+ 0.4 مگا ولت ²D + p → 3 He + γ + 5.49 MeV. 3 He + 3 He → 4 He + 2p + 12.85 MeV.	12 C + 1 H → 13 N + γ +1.95 مگا ولت 13 N → 13 C + e+ + ν e+1.37 مگا ولت 13 C + 1 H → 14 N + γ \| +7.54 مگا ولت 14 N + 1 H → 15 O + γ +7.29 مگا ولت 15 O → 15 N + e+ + ν e+2.76 مگا ولت 15 N + 1 H → 12 C + 4 He + 4.96 MeV

وقتی ذخایر هیدروژن یک ستاره تمام می شود، شروع به تبدیل هلیوم به اکسیژن و کربن می کند. اگر ستاره به اندازه کافی جرم داشته باشد، فرآیند تبدیل تا زمانی ادامه می یابد که کربن و اکسیژن نئون، سدیم، منیزیم، گوگرد و سیلیکون را تشکیل دهند. در نهایت این عناصر به کلسیم، آهن، نیکل، کروم و مس تبدیل می شوند تا زمانی که هسته کاملاً از فلز تشکیل شود. هنگامی که این اتفاق می افتد، واکنش هسته ای متوقف می شود زیرا نقطه ذوب آهن بسیار بالا است. فشار گرانشی داخلی بیشتر از فشار خارجی واکنش هسته ای می شود و در نهایت ستاره فرو می ریزد. توسعه بیشتر رویدادها به جرم اولیه ستاره بستگی دارد.

انواع ستارگان در کیهان

دنباله اصلی دوره وجود ستارگان در کیهان است که طی آن یک واکنش هسته ای در داخل آن رخ می دهد که طولانی ترین دوره زندگی یک ستاره است. خورشید ما در حال حاضر در این دوره است. در این مدت، ستاره دچار نوسانات جزئی در روشنایی و دما می شود. مدت زمان این دوره به جرم ستاره بستگی دارد. در ستارگان پرجرم، کوتاهتر و در ستارگان کوچک بلندتر است. ستارگان بسیار بزرگ سوخت داخلی دارند که برای چند صد هزار سال دوام می آورد، در حالی که ستارگان کوچکی مانند خورشید میلیاردها سال می درخشند. بزرگترین ستاره ها در طول دنباله اصلی به غول های آبی تبدیل می شوند.

انواع ستارگان در کیهان
غول سرخ- این یک ستاره بزرگ به رنگ قرمز یا نارنجی است. این نشان دهنده مرحله پایانی چرخه زمانی است که ذخایر هیدروژن رو به اتمام است و هلیوم شروع به تبدیل به عناصر دیگر می کند. افزایش دمای داخلی هسته منجر به فروپاشی ستاره می شود. سطح بیرونی ستاره منبسط می شود و سرد می شود و باعث قرمز شدن ستاره می شود. غول های قرمز بسیار بزرگ هستند. اندازه آنها صد برابر بزرگتر از ستاره های معمولی است. بزرگترین غول ها به ابرغول قرمز تبدیل می شوند. ستاره ای به نام Betelgeuse در صورت فلکی شکارچی درخشان ترین نمونه از یک ابرغول سرخ است.
کوتوله سفید- این چیزی است که از یک ستاره معمولی پس از عبور از مرحله غول سرخ باقی می ماند. هنگامی که یک ستاره سوخت بیشتری نداشته باشد، می تواند مقداری از ماده خود را به فضا رها کند و یک سحابی سیاره ای را تشکیل دهد. آنچه باقی می ماند یک هسته مرده است. واکنش هسته ای در آن امکان پذیر نیست. به دلیل انرژی باقیمانده می درخشد، اما دیر یا زود تمام می شود و سپس هسته سرد می شود و به یک کوتوله سیاه تبدیل می شود. کوتوله های سفید بسیار متراکم هستند. آنها از نظر اندازه بزرگتر از زمین نیستند، اما جرم آنها را می توان با جرم خورشید مقایسه کرد. اینها ستارگان فوق العاده داغی هستند که دمای آنها به 100000 درجه یا بیشتر می رسد.
کوتوله قهوه ایزیر ستاره نیز نامیده می شود. در طول چرخه زندگی خود، برخی از پیش ستاره ها هرگز به جرم بحرانی برای شروع فرآیندهای هسته ای نمی رسند. اگر جرم یک پیش ستاره تنها 1/10 جرم خورشید باشد، تابش آن کوتاه مدت خواهد بود و پس از آن به سرعت محو می شود. آنچه باقی می ماند یک کوتوله قهوه ای است. این یک توپ عظیم گازی است که برای سیاره شدن بزرگتر از آن و برای ستاره بودن آنقدر کوچک است. کوچکتر از خورشید، اما چندین برابر بزرگتر از مشتری است. کوتوله های قهوه ای نه نور منتشر می کنند و نه گرما. این فقط یک لخته تاریک از ماده است که در وسعت کیهان وجود دارد.
قیفاووسستاره ای با درخشندگی متغیر است که سیکل ضربان آن بسته به نوع ستاره متغیر از چند ثانیه تا چند سال متغیر است. قیفاووس معمولاً در آغاز و در پایان زندگی خود درخشندگی خود را تغییر می دهند. آنها درونی (تغییر درخشندگی به دلیل فرآیندهای درون ستاره) و خارجی هستند، تغییر روشنایی به دلیل عوامل خارجی، مانند تأثیر مدار ستاره نزدیک. به این سیستم دوگانه نیز می گویند.
بسیاری از ستارگان در کیهان بخشی از منظومه های ستاره ای بزرگ هستند. دو ستارهمنظومه ای از دو ستاره است که از نظر گرانشی به یکدیگر متصل شده اند. آنها در مدارهای بسته حول یک مرکز جرم می چرخند. ثابت شده است که نیمی از ستارگان کهکشان ما دارای یک جفت هستند. از نظر بصری، ستاره های جفت شده مانند دو ستاره مجزا به نظر می رسند. آنها را می توان با تغییر خطوط طیف (اثر داپلر) تعیین کرد. در کسوف سیستم های دوتایی، ستارگان به طور متناوب یکدیگر را می گیرند زیرا مدار آنها در زاویه کوچکی نسبت به خط دید قرار دارد.

چرخه زندگی ستارگان در کیهان

ستاره ای در کیهان زندگی خود را به صورت ابری از غبار و گاز به نام سحابی آغاز می کند. گرانش یک ستاره نزدیک یا موج انفجار یک ابرنواختر می تواند باعث کوچک شدن سحابی شود. عناصر ابر گازی در ناحیه ای متراکم به نام پیش ستاره به هم می پیوندند. در نتیجه فشرده سازی بعدی، پیش ستاره گرم می شود. در نهایت به جرم بحرانی می رسد و فرآیند هسته ای آغاز می شود. به تدریج ستاره تمام مراحل وجودی خود را طی می کند. اولین مرحله (هسته ای) زندگی یک ستاره طولانی ترین و پایدارترین مرحله است. طول عمر یک ستاره به اندازه آن بستگی دارد. ستارگان بزرگ سوخت حیاتی خود را سریعتر مصرف می کنند. چرخه زندگی آنها نمی تواند بیش از چند صد هزار سال طول بکشد. اما ستاره‌های کوچک میلیاردها سال عمر می‌کنند، زیرا انرژی خود را کندتر خرج می‌کنند.

اما، به هر حال، دیر یا زود، سوخت ستاره تمام می شود، و سپس ستاره کوچک به یک غول قرمز، و ستاره بزرگ به یک ابرغول سرخ تبدیل می شود. این مرحله تا پایان کامل سوخت ادامه خواهد داشت. در این لحظه حساس، فشار داخلی واکنش هسته ای ضعیف می شود و دیگر نمی تواند نیروی گرانش را متعادل کند و در نتیجه ستاره فرو می ریزد. سپس ستارگان کوچک در کیهان معمولاً به یک سحابی سیاره ای با هسته درخشان و درخشانی به نام کوتوله سفید تبدیل می شوند. با گذشت زمان، سرد می شود و به یک لخته تاریک ماده تبدیل می شود - یک کوتوله سیاه.

برای ستاره های بزرگ، همه چیز کمی متفاوت است. در طول فروپاشی، آنها مقادیر باورنکردنی انرژی آزاد می کنند و یک انفجار قدرتمند باعث تولد یک ابرنواختر می شود. اگر قدر آن 1.4 قدر خورشیدی باشد، متأسفانه، هسته قادر به حفظ موجودیت خود نخواهد بود و پس از فروپاشی بعدی، ابرنواختر به نوترون تبدیل خواهد شد. ماده درونی ستاره به حدی فشرده می شود که اتم ها پوسته متراکمی متشکل از نوترون ها را تشکیل می دهند. اگر قدر ستاره سه برابر قدر خورشید باشد، فروپاشی به سادگی آن را از بین می برد، آن را از روی کیهان پاک می کند. تنها چیزی که از آن باقی خواهد ماند ناحیه ای با جاذبه قوی است که به آن سیاهچاله لقب گرفته است.

سحابی به جا مانده از یک ستاره در کیهان می تواند در طول میلیون ها سال گسترش یابد. در نهایت تحت تاثیر گرانش یک ستاره همسایه یا موج انفجار یک ابرنواختر قرار می گیرد و همه چیز دوباره اتفاق می افتد. این فرآیند در سراسر جهان رخ خواهد داد - یک چرخه بی پایان از زندگی، مرگ و تولد دوباره. نتیجه این تکامل ستاره ای، تشکیل عناصر سنگین لازم برای حیات است. منظومه شمسی ما از نسل دوم یا سوم سحابی سرچشمه گرفته است و به همین دلیل عناصر سنگینی در زمین و سایر سیارات وجود دارد. این بدان معنی است که در هر یک از ما تکه هایی از ستاره وجود دارد. تمام اتم های بدن ما در یک منبع اتمی یا در نتیجه یک انفجار ابرنواختری مخرب متولد شده اند.
.