از انفجار تا خاموشی | چرخه زندگی ستارگان

تولد تا مرگ ستارگان | چرخه زندگی ستارگان

ستاره یک توپ عظیم الجثه درخشان در فضا است که مقادیر بسیار زیادی نور و دیگر اشکال انرژی را تولید می کند. خورشید نیز یک ستاره است و نور و گرمای زمین را تامین مینماید ستارگان در پهنه آسمان مانند نقاطی نورانی در حال چشمک زدن به نظر می آیند. البته به جز خورشید که به دلیل فاصله کم با زمین به شکل یک توپ دیده می شود.

خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشکیل شده اند. با این حال برخی از ستارگان نیز که کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی نامیده می شوند ترکیبی از بسته های محکم اتمی یا ذرات تشکیل دهنده اتم هستند. این گونه ستارگان از هر چیزی که در زمین یافت می شود چگال تر و متراکم تر می باشند.

 ستاره ها در ابعاد گوناگونی وجود دارند شعاع خورشید ۵۰۰، ۶۹۵ کیلومتر است. ستاره شناسان خورشید را جزء ستارگان کوچک می دانند چرا که دیگر انواع ستارگان بسیار از خورشید ما بزرگ تر هستند شعاع گونه ای از ستارگان که به آن ها ستارگان ابر غول می گویند ۱۰۰۰ برابر شعاع خورشید است. کوچک ترین نوع ستارگان ستارگان نوترونی هستند که شعاع برخی از آن ها تنها ۱۰ کیلومتر است.

در حدود ۷۵ درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند دو تایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخش هستند خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیک ترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری یا پروکسیما قنطورس نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ای است که آلفا قنطورس A و آلفا قنطورس B را شامل می.شود فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از ۴۰ تریلیون کیلومتر معادل 2/4 سال نوری است.

ستاره ها در گروه هایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپ ها تا کنون کهکشان هایی را در فاصله ۱۲ میلیارد تا ۱۶ میلیارد سال نوری نشان داده اند خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از ۱۰۰ میلیارد ستاره ای است که آن را تشکیل می دهد. در جهان بیش از ۱۰۰ میلیارد کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط ۱۰۰ میلیارد می باشد. بنابراین بیش از ۱۰ میلیارد تریلیون ستاره در كائنات وجود دارد اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی تنها ۳۰۰۰ ستاره خواهیم دید.

ستارگان نیز مانند ما انسان ها دوره حیات دارند آن ها متولد می شوند دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 میلیارد سال پیش متولد شد و تا بیش از ۵ میلیارد سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا این که به یک غول سرخ تبدیل شود در اواخر عمر لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقی مانده که کوتوله سفید خوانده می شود تدریجا کم نور می شود تا این که به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد.

ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری می کنند. برخی از آن ها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند به جای آن مستقیما وارد مرحله کوتوله سفید و سپس کوتوله سیاه می شوند. درصد کمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یک انفجار مهیب به نام ابرنواختر می شوند.

ستارگان در شب

 اگر شما شبی به آسمان نگاه کنید متوجه خواهید شد که به نظر می رسد درخشش ستارگان کم و زیاد می شود و اصطلاحاََ ستاره ها چشمک می زنند حرکتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مکان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی کنید مشاهده خواهید کرد که همه ستارگان به آرامی به دور یک نقطه کوچک در آسمان در گردش هستند. چشمک زدن ستارگان و کم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حرکت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند حرکت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد.

درخشش ستارگان

میزان درخشندگی ستارگانی که نور آن ها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد: ۱) درخشش واقعی ستاره که در اصل مقدار انرژی نورانی است که از آن متساطع می شود، 2) فاصله ستاره از زمین. یک ستاره نزدیک که کم نور است می تواند بسیار درخشان تر از یک ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا قنطورس A بسیار نورانی تر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالی است که آلفا قنطورس A تنها 0/00001 ریگل انرژی نورانی تولید می کند در عوض فاصله آن از زمین تنها 003/۰ فاصله ریگل اززمین است.

طلوع و غروب ستارگان

وقتی از نیمکره شمالی زمین به آسمان نگاه می کنیم، ستارگان به دور نقطه ای که به آن قطب شمال سماوی می گوییم بر خلاف جهت عقربه های ساعت می چرخند چنان چه در نیم کره جنوبی زمین باشیم و به آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای که به آن قطب جنوب سماوی می گوییم حرکت می کنند در طی ،روز خورشید نیز بر فراز آسمان هم جهت و هم سرعت با دیگر ستارگان در گردش است.

اما واقعیت این است که حرکت هایی که ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلکه همه آن ها به دلیل حرکت غرب به شرق زمین حول محور خود این چنین به نظر می آیند. برای ناظری که بر روی زمین ایستاده زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حرکت گردشی به نظر می رسند.

اسامی ستارگان

اجداد ما شاهد بودند که ستارگان بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیکر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده در کنار یکدیگر قرار می گیرند بعضی از این الگوها که به آن ها صور فلکی می گوییم، یاد آور شخصیت هایی اسطوره ای هستند برای مثال صورت فلکی اریون (شکارچی) به یاد یک قهرمان اسطوره ای یونانی نام گذاری شده است.

امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نام گذاری علمی ستارگان استفاده می کنند اتحادیه بین المللی نجوم، مجری نام گذاری اجرام سماوی، به طور رسمی ۸۸ صورت فلکی را شناسایی کرده است. این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد برای نام گذاری درخشان ترین ستاره در هر صورت فلکی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در نام علمی آن استفاده می شود.

برای نمونه، نام علمی ستاره و گا، درخشان ترین ستاره در صورت فلکی لیرا، آلفای لیرا است. حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلکی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلکی به کار می رود به همین شکل در نام گذاری ۲۴ ستاره درخشان در هر صورت فلکی از ۲۴ حرف زبان یونانی استفاده می شود. با تمام شدن ۲۴ ،حرف اعداد به کار گرفته می شوند.

به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نام گذاری ستارگانی که کشف می شوند استفاده می کند. اغلب اسامی جدید تشکیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری نشان گر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان کند. برای مثال ستاره ۱۳۰۲ PSR J – ۶۳۵۰ یک تپ اختر است، از آن جا که حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد ۱۳۰۲ و ۶۳۵۰ بیان گر موقعیت و مکان این ستاره (بُعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرفJ مبین آن است که مکان ستاره در دستگاه اندازه گیری ۲۰۰۰J اعلام شده است.

مشخصات ستارگان

هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است: 1) درخشندگی، که ستاره شناسان آن را با واحدی به نام قدر  می سنجند، 2) رنگ، 3) دمای سطحی، ۴) اندازه ستاره، ۵) جرم. همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباط هستند. رنگ ستاره بیان گر دمای سطحی است و درخشندگی آن به دمای سطحی و اندازه وابسته است جرم ستاره مشخص می کند که ستاره ای با اندازهای مشخص چقدر می تواند انرژی تولید کند بنابراین بر دمای سطحی تاثیر گذار است برای اینکه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند ستاره شناسان از نموداری به نام هر تسپرونگ راسل استفاده می کنند.

این نمودار به یاد ستاره شناس دانمارکی هر تسپرونگ و هنری نوریس راسل ۲ از ایالات متحده که به طور جداگانه کار می کردند و در سال ۱۹۱۰ آن را ابداع کردند، نام گذاری شد. این نمودار هم چنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان کمک کند.

قدر و تابندگی ستاره

 قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی هیپارکوس در سال ۱۲۵ قبل از میلاد ابداع شد. هیپار کوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آن ها که از زمین به چشم می خورد شماره گذاری کرد او شماره ۱ را به درخشان ترین ستارگان اختصاص داد شماره ۲ از آن ستارگان با درخشندگی کم تر از ستارگان قدر ۱ شد و به همین ترتیب به قدر ۶ رسید که آن ها کم نورترین ستارگان آسمان بودند.

 امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رویت می شود قدر ظاهری می گویند. آن ها سیستم هیپار کوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود را نیز با آن بیان کنند. بر اساس محاسبات قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن برای ناظری که در فاصله 6/32 سال نوری از ستاره قرار دارد.

ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گیری قدر را برای ستارگان پرنور تر از قدر ۱ و ستارگان کم نورتر از قدر ۶، توسعه دادند. ستاره ای که از ستارگان قدر ۱ پرنورتر است، قدر آن کم تر از ۱ می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسیار نورانی تر از صفر نیز کم تر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشان ترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن 46/1 – است. قدر مطلق ستاره ریگل 1/8- است.

بر اساس شناختی که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلقی درخشان تر از ۸ باشد. از طرف دیگر، کم نورترین ستارگانی که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند قدر ظاهری معادل ۲۸ دارند بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمیتواند کمتر از ۱۶ باشد.

تابندگی یک ستاره برابر است با مقدار انرژی که ستاره منتشر می.کند. اصطلاحاً به این مقدار انتشار قدرت ستاره می گویند دانش مندان عموماً قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می کنند برای مثال قدرت خورشید ۴۰۰ تریلیون تریلیون وات است اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آن ها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می کنند. برای نمونه آن ها میگویند که تابندگی آلفای قنطورس 3/1 برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدود ۱۵۰,۰۰۰ برابر تابندگی  خورشید است.

تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است ۵ واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یک فاکتور از ۱۰۰ در دستگاه تابندگی. بنابر این ستاره ای با قدر مطلق۲، نسبت به ستاره ای با قدر مطلق ۷ ، ۱۰۰ بار تابناک تر است ستاره ای با قدر مطلق 3- ،۱۰۰ بار از ستاره ای با قدر مطلق ۲ و ۱۰،۰۰۰ بار از ستاره ای با قدر مطلق ۷ تابناک تر است.

رنگ و دما

 اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنید، حتی بدون تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید که رنگ ستارگان یا تقریبا قرمز، یا تقریبا زرد و یا تقریبا آبی است. برای مثال، ستاره بيتلجوز يا ابط الجوزا در صورت فلکی شکارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد ستاره پولوکس یا رأس پیکر پسین، مانند خورشید زرد رنگ است و ستاره ریگل تقریبا آبی به نظر می آید.

 رنگ یک ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری کلوین با علامت اختصاری K می سنجند. واحد کلوین از 15/273 – درجه سانتی گراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر کلوین برابر است با 15/273 – درجه سانتی گراد و دمای صفر درجه سانتی گراد برابر است با 15/273  کلوین.

دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریبا ۲۵۰۰ درجه کلوین می باشد دمای سطحی ستارگان قرمز روشن حدود ۳۵۰۰ درجه کلوین است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود ۵۵۰۰ درجه کلوین است و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین ۰۰۰، ۱۰ درجه کلوین تا ۵۰،۰۰۰ درجه کلوین می باشد.

گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تک رنگ به نظر می آیند اما در واقع آن ها طیفی از رنگ ها را منتشر می نمایند شما می توانید به کمک یک منشور مشاهده کنید که نور خورشید، به عنوان یک ستاره زرد، از رنگ های بسیاری تشکیل شده است طیف مرئی شامل همه رنگ های رنگین کمان می باشد. این رنگ ها از قرمز (که توسط ضعیف ترین فوتون ها ایجاد می شود) تا بنفش (که توسط قوی ترین فوتون ها ایجاد می شود) هستند.

 نور مرئی یکی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الکترو مغناطیس است. این پرتوها از کم انرژی ترین آن ها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی (مایکروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند)، پرتوهای فروسرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایکس و پرتوی گاما. همه این شش گروه توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذکور را متساطع نمی نمایند. ترکیبی از همه این شش گروه را طیف الکترو مغناطیس می نامند.

ابعاد

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشید می سنجند. آلفا قنطورس A شعاعی معادل 1/50 برابر شعاع خورشید دارد و تقریبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ریگل بیش از ۷۸ برابر شعاع خورشید است و شعاع ستاره آنتارس ۷۷۶ برابر شعاع خورشید می باشد.

 ابعاد و دمای سطحی ستاره درخشندگی آن را معین می کنند. دو ستاره را در نظر بگیرید که دمای سطحی یکسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در این شرایط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانش مندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهید درخشش دوستاره با دمای سطحی یکسان را مقایسه کنید نخست باید شعاع ستاره بزرگ تر را تقسیم بر شعاع ستاره کوچک تر نمائید و سپس مربع توان (۲) عدد حاصل را به دست آورید.

 حال دو ستاره را با شعاع برابر ولی دمای سطحی متفاوت تجسم کنید. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم ،باشد درخشش آن ۱۶ برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دمای آن به توان ۴ است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را که دمای مختلف دارند مقایسه کنید، دمای ستاره گرم تر را بر دمای ستاره سرد تر تقسیم کرده و حاصل این تقسیم را به توان ۴ برسانید.

جرم

ستاره شناسان جرم ستارگان را نیز بر اساس جرم خورشید اندازه گیری می کنند. برای مثال آلفا قنطورس A جرمی معادل 1/08 جرم خورشید دارد، جرم ریگل 3/5 برابر جرم خورشید است. جرم خورشید معادل دو میلیون میلیون میلیون میلیون میلیون کیلو گرم یعنی ۲ به همراه سی عدد صفر است ستارگان با جرم برابر لزوما دارای ابعاد برابر نیستند. در واقع چگالی ستارگان نسبت به هم متفاوت است برای نمونه،

 میان گین چگالی خورشید ۱۴۰۰ کیلو گرم در هر متر مکعب است یعنی تقریبا ۱۴۰ درصد چگالی آب. شباهنگ B جرمی حدوداً معادل جرم خورشید دارد اما چگالی آن ۹۰،۰۰۰ برابر چگالی خورشید است.

طبقه بندی درخشندگی

نقاطی که در بالای نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نورانی و نقاط پائین نمودار نشان گر ستارگان کم نور می باشند. در سال ۱۹۳۰ ستاره شناس آمریکایی ویلیام مورگان و فیلیپ کینان چیزی را ابداع کردند که دادند. در این سیستم اعداد، کوچک به بزرگ ترین و درخشان ترین رده ها اطلاق   می گردد  طبقه بندی درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال ۱۹۷۸ این سیستم را اصلاح کرده و گسترش دادند. در این سیستم، اعداد کوچک به بزرگ ترین و درخشان ترین رده ها اطلاق می گردد.

رده های MK عبارتند از: Ia، ابر غول های درخشان؛ Ib، ابر غول ها، II، غول های درخشان؛ lll، غول ها؛ IV، غول های کوچک و V، ستارگان رشته اصلی یا کوتوله ها.

رده های طیفی

 نقاطی که در سمت چپ نمودار HRقرار دارند. نشان گر ستارگان داغ و بر عکس نقاط سمت راست نمودار نشان گر ستارگان سرد می باشند. در سیستم MK هشت رده طیفی وجود دارد که هر کدام  بیان گر میزان مشخصی از دمای سطحی ستاره می باشند. این طبقه بندی از داغ ترین به سردترین ستارگان به ترتیب عبارتند از: L.G.F.A.B.O. هر رده طیفی به نوبه خود از ده نوع طیفی تشکیل می شود که این ده نوع با اعداد مشخص می گردند. شماره مربوط به داغ ترین ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترین ستاره عدد نه است.

 بنابر آن چه گفته شد علائم سیستم MK ترکیبی از حروف برای بیان درخشندگی و اعداد برای بیان طیف هر ستاره می باشد. برای مثال نام خورشید در این سیستمG2V است. نام آلفا قنطورس نیز G2Vمی باشد و نام ستاره ریگل B8la است.

گدازش ستارگان

انرژی مهیب ستارگان در فرایندی به نام گدازش هسته ای ایجاد می شود. این فرایند زمانی آغاز می شود که دمای هسته ستاره در حال شکل گیری به ۱ میلیون درجه کلوین برسد. یک ستاره از دل یک ابر بسیار بزرگ که به آرامی در چرخش است و تقریبا به طور کامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است، به دنیا می آید این ابر هم چنین ممکن است حاوی اتم های دیگر عناصر و غباری از ذرات میکروسکوپی باشد.

به اقتضای نیروی گرانش، این ابر شروع به منقبض شدن می کند و در نتیجه کوچک تر می شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بیشتر می شود درست همان طور که سرعت یک اسکیت باز که بر روی یخ به دور خود در حال چرخیدن است، با جمع کردن بازوانش بیشتر و بر عکس با باز کردن بازوان کم تر می شود. لایه های خارجی ابر، یک دیسک چرخان را ایجاد می کنند. لایه های داخلی به یک توده کروی که هم چنان در حال انقباض است تبدیل می شوند.

 ماده در حال انقباض گرم تر می شود و فشار آن نیز بیش تر می گردد. این فشار تمایل زیادی به خنثی کردن نیروی گرانشی که عامل انقباض است دارد در نهایت سرعت انقباض بسیار کاهش پیدا می کند. در این هنگام در قسمت داخلی توده جنین ستاره یا پیش ستاره به وجود می آید پیش ستاره یک جرم توپی است. که نه دیگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است پیرامون پیش ستاره پوسته ای از گاز و غبار است که لایه های بیرونی توده نخستین می باشد.

ترکیب هسته ای

هنگامی که دمای مرکز پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شد گدازش هسته ای آغاز می شود. گدازش  هسته ای ترکیب دو هسته اتمی و تشکیل یک هسته بزرگ تر است.

یک اتم کامل دارای پوسته ای خارجی متشکل از یک یا چند ذره به نام الکترون است که بار الکتریکی منفی حمل می کند. در درون و مرکز اتم هسته آن وجود دارد که تقریبا همه جرم اتم را شامل می شود. ساده ترین هسته که رایج ترین شکل عنصر هیدروژن در عالم می باشد متشکل از یک ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الکتریکی حمل می کند. همه هسته های دیگر دارای یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترون هستند.

نوترون هیچ بار الکتریکی حمل نمی کند و یک ذره خنثی است در نتیجه هسته همه اتم ها، بار مثبت الکتریکی دارند البته همه اتم ها به تعداد پروتون های موجود در هسته دارای الکترون می باشند در نتیجه یک اتم کامل، خنثی است.

در هر صورت، تحت دما و فشار بسیار بسیار شدید مرکز پیش ستاره اتم ها الکترون های خود را از دست می دهند. به اتم های الکترون از دست داده یون می گویند و به ترکیبی از الکترون های آزاد و یون ها، پلاسما می گویند.

گفتیم که در درون پیش ستاره، اتم ها همه الکترون های خود را از دست می دهند و هسته های لخت با سرعت بسیار زیادی به یک دیگر می رسند. در شرایط عادی موادی که دارای بار الکتریکی یکسان هستند، یک دیگر را دفع می کنند با این حال اگر دما و فشار در درون پیش ستاره به اندازه کافی زیاد شود،

می تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آن گاه گدازش صورت می گیرد. دانش مندان معمولا از اصطلاح “سوختن” به جای “گدازش” استفاده می کنند اما باید توجه داشت که گدازش هسته ای، چیزی کاملا متفاوت با اشتعال در معنای عام آن است.

تبدیل جرم به انرژی

وقتی دو هسته با هم ترکیب شوند مقدار کمی از جرم آن ها به انرژی تبدیل می شود بنابر این جرم هسته جدید، از حاصل جمع جرم دو هسته ای که با هم ترکیب شدند کمتر است. آلبرت اینشتین رابطه جرم و انرژی را کشف کرده و آن را در قالب معادله E=m  بیان کرد. این معادله بیان گر مقدار انرژی آزاد شده از ترکیب ذرات است. E به معنای انرژی، m به معنای مقدار جرم و C سرعت نور است.

 سرعت نور برابر است با ۷۹۲، ۲۹۹ کیلومتر در ثانیه این مقدار واقعا عدد بزرگی است و چنان چه آن را در معادله بگذاریم متوجه می شویم که با گداختن جرم بسیار کمی از ماده می توان انرژی مهیبی به دست آورد برای مثال با سوخت هسته ای کامل ۱ گرم ماده ۹۰ تریلیون ژول انرژی به دست می آید. این مقدار انرژی تقریبا برابر است با انرژی آزاد شده در انفجار ۲۰،۰۰۰ تن تی ان تی انرژی بمب هسته ای آمریکا که در سال ۱۹۴۵ در جریان جنگ جهانی دوم به هیروشیمای ژاپن اصابت کرد معادل انفجار ۱۲،۰۰۰ تن تی ان تی بود.

نابودی هسته های سبک

در مرکز پیش ستاره، هنگامی که دما به ۱ میلیون درجه کلوین می رسد، گدازش هسته آغاز می شود. شروع این گدازش باعث تغییر و از میان رفتن هسته های سبک می شود. از جمله هسته لیتیوم7، که شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرایندی که این هسته شرکت دارد، یک هسته هیدروژن با آن ترکیب شده و هسته ليتيوم ٧ را به دو قسمت تقسیم می کند. هر قسمت شامل یک هسته هلیوم ۴ (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هلیوم۴، ذره آلفا نیز گفته می شود.

گدازش هیدروژن

 پس از نابودی هسته های سبک، پیش ستاره هم چنان به انقباض خود ادامه می دهد. در نهایت، دمای هسته به حدود ۱۰ میلیون درجه کلوین می رسد و در این هنگام سوختن هیدروژن آغاز می شود. با شروع گدازش هیدروژن، پیش ستاره به یک ستاره تبدیل می شود.

 در گدازش هیدروژن، چهار هسته هیدروژن با هم ترکیب شده و یک هسته هلیوم ۴ را به وجود می آورند. دو شکل کلی برای انجام این عمل وجود دارد: 1) واکنش پروتون- پروتون (p-,(p۲) چرخه کربن- نیتروژن- اکسیژن (CNO).

واکنش P-P می تواند به چندین روش شامل چهار مرحله زیر رخ دهد:

۱ – ترکیب دو پروتون در این مرحله دو پروتون با هم برخورد می کنند و سپس یکی از پروتون ها با آزاد کردن پوزیترون بار مثبت خود را از دست می دهد این پروتون علاوه بر پوزیترون یک ذره خنثی به نام نوترینو نیز آزاد می نماید.

 پوزیترون پاد ماده الکترون است. جرم آن دقیقا برابر با جرم الکترون میباشد اما بر خلاف الکترون دارای بار مثبت است با آزاد شدن پوزیترون پروتون به نوترون تبدیل می.شود در نتیجه هسته جدید حاوی یک پروتون و یک نوترون است. نام این ترکیب دو ترون می باشد.

۲ – پوزیترون آزاد شده ممکن است با یک الکترون برخورد کند با برخورد ماده و یاد ماده هر دوی  آن ها از بین میروند و تنها چیزی که باقی میماند دو پرتوی گاما است.

3- دوترون حاصل شده با یک پروتون دیگر ترکیب میشود و هسته هلیوم ۳ شکل می گیرد. بر اثر این ترکیب نیز پرتو گاما ایجاد می شود.

۴ – هسته هلیوم ۳ با هسته هلیوم ٣ دیگری ترکیب شده و علاوه بر تشکیل یک هسته هلیوم ۴ دو پروتون نیز آزاد می شوند در چرخه CNO هسته کربن ۱۲ شرکت دارد این هسته شامل ۶ پروتون و نوترون است.  در حین چرخه، این هسته به نیتروژن ۱۵ (۷ پروتون و ۸ نوترون) و اکسیژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبدیل می شود. و در آخر چرخه این دو هسته بار دیگر به هسته کربن ۱۲ تبدیل می گردند.

گدازش دیگر عناصر

هلیوم ۴ می تواند در فرایند گدازش به کربن ۱۲ تبدیل شود البته به این منظور دمای مرکز باید تا حدود ۱۰۰ میلیون درجه کلوین افزایش پیدا کرده باشد. این دمای بالا ضروری است چرا که هسته هلیوم به انرژی زیادی برای فائق آمدن بر انرژی دافعه ذرات همبار نیازمند است. هسته هلیوم دارای دو پروتون است. بنابراین میزان انرژی دافعه در آن چهار برابر انرژی دافعه بین دو پروتون است.

 سوخت هلیوم به سوخت سه – آلفا مشهور است چرا که این هسته با سه ذره آلفا ترکیب می شود و یک هسته کربن را ایجاد می نماید سوخت هلیوم همچنین هسته اکسیژن 16 (8پروتون و ۸ نوترون) و نئون ۲۰ (۱۰ پروتون و ۱۰ نوترون) تولید می کند.

 در دمای مرکزی حدود ۶۰۰ میلیون درجه کلوین کربن ۱۲ می تواند سدیم ۲۳ (۱۱ پروتون و ۱۲ نوترون)، منیزیم ۲۴ (۱۲ پروتون و ۱۲ نوترون) و تعداد بیشتری نئون ۲۰ تولید نماید. البته ستارگان زیادی   نمی توانند به این دمای مرکزی برسند.

 با تولید شدن عناصر سنگین و سنگین تر در روند گدازش هسته ای دمای لازم برای فعل و انفعالات بیشتر افزایش می یابد در دمایی معادل ۱ میلیارد درجه کلوین، اکسیژن ۱۶ می تواند سیلیکون ۲۸ (۱۴ پروتون و ۱۴ نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و ۱۶ نوترون) و سولفور ۳۲ (۱۶ پروتون و ۱۶ نوترون) تولید نماید.

گدازش می تواند تا زمانی که جرم هسته جدید از حاصل جمع جرم دو هسته ترکیب شده با هم کم تر است انرژی تولید نماید. این روند تولید انرژی ادامه دارد تا زمانی که هسته آهن 56 (26 پروتون و ۳۰ نوترون) شروع به ترکیب شدن با هسته های دیگر می نماید. وقتی این اتفاق روی میدهد جرم هسته جدید از جرم دو هسته ترکیب شده اندکی بیشتر است بنابراین این فرایند به جای تولید انرژی مصرف انرژی دارد.

تکامل ستارگان

چرخه زندگی ستارگان سه الگوی کلی را دنبال می کند که به جرم آن ها وابسته است. ۱) ستارگان پر جرم، که جرم شان از ۸ برابر جرم خورشید بیشتر است، ۲) ستارگان با جرم متوسط، که جرمشان از 5/0 تا ۸ برابر جرم خورشید است خود خورشید نیز در این دسته از ستارگان جای دارد، 3) ستارگان با جرم کم، که جرم شان بین 1/0 تا 5/0 جرم خورشید می باشد. اجرامی که جرم آن ها از 1/0  جرم خورشید کم تر است هرگز به دمای مرکزی لازم برای شروع سوخت هیدروژن نمی رسند.

 توضیح چرخه زندگی ستارگان منفرد از چرخه زندگی ستارگان دو تایی آسان تر است بنابر این نخست با چرخه زندگی ستارگان منفرد آغاز می کنیم. ضمنا از آنجاییکه اطلاعات ستاره شناسان درباره خورشید از هر ستاره دیگری بیشتر است لذا بحث چرخه ستارگان از ستارگان با جرم متوسط آغاز می شود.

ستارگان با جرم متوسط

 ابری که در نهایت یک ستاره با جرم متوسط را تولید می کند حدوداً ۱۰۰،۰۰۰ سال به انقباض ادامه   می دهد تا این که پیش ستاره را به وجود آورد دمای سطحی چنین پیش ستاره ای حدود ۴۰۰۰ درجه کلوین می باشد درخشش آن ممکن است تنها چند برابر خورشید و یا چند هزار برابر خورشید باشد. این بستگی به جرم دارد.

ستاره تا میلیون ها سال به انقباض خود ادامه می دهد. این انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانی که نیروی انرژی های تولید شده در مرکز ستاره با نیروی گرانشی که باعث انقباض آن می گردد، به تعادل برسد. در این زمان گدازش هیدروژنی در مرکز ستاره همه انرژی آن را تولید می کند و ستاره وارد طولانی ترین دوره عمر خود که به آن رشته اصلی می گوییم، می شود.

 هر ستاره ای، صرفنظر از جرم ،آن که همه انرژی خود را از طریق گدازش هیدروژن در مرکز خود ایجاد کند، یک ستاره در رشته اصلی به حساب می آید.

 مدت زمان باقی ماندن ستاره در این مرحله به جرم آن بستگی دارد. ستارگان با جرم بیشتر، هیدروژن خود را با سرعت بیشتری می سوزانند در نتیجه زمان کمتری در این مرحله باقی می مانند یک ستاره با جرم متوسط می تواند میلیاردها سال در این رشته باشد.

مرحله غول سرخ

وقتی همه هیدروژن موجود در هسته یک ستاره با جرم متوسط به هلیوم تبدیل شد ستاره به سرعت دستخوش تغییر می شود. به دلیل اینکه دیگر انرژی ناشی از گدازش در هسته ستاره تولید نمی شود، گرانش بار دیگر دست به کار شده و منجر به انقباض شدید ستاره می گردد به دلیل این انقباض ،سریع دما به شدت در مرکز و مناطق اطراف آن بالا می رود با بالا رفتن دما هیدروژن موجود در پوسته اطراف مرکز شروع به سوختن می انرژی حاصل شده از این گدازش حتی از انرژی که قبلا در مرکز تولید می شد نیز بیشتر است.

این انرژی مازاد کند لایه های بیرونی ستاره را به شدت به بیرون هل می دهد در نتیجه ستاره تا حد بسیار زیادی بزرگ می شود.  با بزرگ شدن اندازه ستاره، لایه های بیرونی آن سرد می شوند در نتیجه رنگ ستاره سرخ می گردد. از طرفی با بزرگ تر شدن سطح ستاره درخشش آن نیز بیشتر می شود در این مرحله ستاره به یک غول سرخ  تبدیل شده است.

مرحله شاخه افقی

در نهایت، دمای مرکز تا حد ۱۰۰ میلیون درجه کلوین می رسد یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه – آلفا. با ادامه این فرایند هسته ستاره بزرگ تر می شود اما دمای آن کاهش می یابد با کاهش این دما، از دمای لازم برای سوخت هیدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نیز کاسته می شود. به دنبال آن، انرژی منتشر شده از این لایه نیز کم می شود و لایه های خارجی ستاره شروع به انقباض می نمایند. ستاره داغ تر کوچک تر و کم نور تر از زمانی می شود که یک غول سرخ بود. این تغییرات در یک دوره زمانی حدوداً ۱۰۰ میلیون ساله رخ می دهد.

در پایان این دوره، ستاره در مرحله شاخه افقی قرار می گیرد. این مرحله به دلیل خط نمایش گر وضعیت ستاره در نمودار H-R، شاخه افقی نامیده می شود. ستاره به طور مداوم و پایدار هلیوم و هیدروژن  می سوزاند بنابراین تغییر شایان ذکری در دما، ابعاد و درخشش آن روی نمی دهد. این مرحله تقریبا تا ۱۰ میلیون سال به طول می انجامد.

مرحله غول جانبی

هنگامی که سوخت هلیوم موجود در هسته به اتمام رسید، هسته منقبض و در نتیجه داغ تر می شود. فرایند سه – آلفا این بار در پوسته اطراف هسته آغاز می گردد و گدازش هیدروژن در لایه های بعدی آن صورت می گیرد. با افزایش آهنگ تولید انرژی در پوسته ها لایه های بیرونی ستاره منبسط می شوند. ستاره بار دیگر به یک غول تبدیل میگردد اما این بار آبی تر و درخشان تر از بار پیش.

هسته یک غول جانبی بسیار داغ و اثر نیروی گرانش بر لایه های خارجی ضعیف می باشد. در نتیجه لایه های بیرونی در قالب باد ستاره ای از ستاره جدا میشوند با جدا شدن هر لایه از ستاره نوبت به لایه داغ تری می رسد. در نتیجه باد ستاره ای مرتب قوی تر میشود. جریانات جدیدتر و سریع تر بادهای برخاسته از سطح ستاره، با بادهای قبلی که هنوز در فضای اطراف ستاره پرسه می زنند، برخورد می کنند. در نتیجه این برخورد، یک پوسته متراکم گاز به وجود می آید که برخی از آن ها با سرد شدن به غبار تبدیل   می شوند.

مرحله کوتوله سفید

 ظرف چند هزار سال، غول جانبی بخار می شود و گدازش در هسته متوقف می گردد. هسته مرکزی باعث روشن شدن پوسته های گازی اطراف خود می شود. با تلسکوپ های اولیه و بدوی که ستاره شناسان در سال های ۱۸۰۰ میلادی برای رصد استفاده می کردند این پوسته ها شبیه به سیارات به نظر می رسیدند به همین دلیل آن ها این پوسته ها را بر سیاره ای نامیدند. هنوز هم ستاره شناسان از همین عنوان قدیمی استفاده می کنند.

 پس از محو شدن ابر سیاره ای هسته باقی مانده به نام کوتوله سفید شناخته می شود. این نوع از ستارگان بیشتر حاوی کربن و اکسیژن هستند و دمای اولیه آن ها حدود ۱۰۰،۰۰۰ درجه کلوین می باشد.

مرحله کوتوله سیاه از آن جایی که کوتوله های سفید سوختی برای گدازش ندارند با گذشت میلیاردها سال پیوسته سرد تر می شوند و در نهایت به یک کوتوله سیاه جرمی بسیار کدر تبدیل می گردند کوتوله سیاه، نماد پایان چرخه زندگی یک ستاره باجرم متوسط است.

 ستارگان با جرم زیاد آن هایی که جرمی بیش از ۸ برابر جرم خورشید دارند، به سرعت شکل می گیرند و زندگی کوتاهی دارند یک ستاره پر جرم ظرف ۱۰،۰۰۰ تا ۱۰۰،۰۰۰ سال از دل یک پیش ستاره شکل می گیرد.

این نوع ستارگان در رشته اصلی بسیار داغ و آبی رنگ هستند. آن ها ۱۰۰۰ تا ۱ میلیون بار درخشان تر از خورشید می باشند و شعاع آن ها تقریبا ۱۰ برابر شعاع خورشید است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان کم جرم کمتر است. با این حال به خاطر درخشندگی شان از فواصل بسیار دور نیز قابل رصدند و به همین خاطر تعداد زیادی از آن ها شناخته شده اند.

 ستارگان با جرم زیاد بادهای ستاره ای بسیار قوی دارند یک ستاره با جرم ۳۰ برابر خورشید می تواند ۲۴ برابر جرم خورشید را پیش از آنکه از رشته اصلی خارج شود به شکل باد منتشر نماید.

وقتی یک ستاره سنگین رشته اصلی را ترک می کند، سوخت هیدروژن در لایه های بیرون هسته آغاز می شود. در نتیجه شعاع این ستاره ۱۰۰ برابر شعاع خورشید می شود. با اینحال از درخشش آن اندکی کاسته می شود. به دلیل اینکه در این مرحله ستاره تقریبا همان مقدار انرژی قبلی را از سطح بزرگ تری منتشر می کند. دمای سطحی آن کاهش می یابد. در نتیجه گرایش به سرخ ستاره بیشتر می شود.

با بزرگ شدن ستاره دمای مرکز آن به ۱۰۰ میلیون درجه کلوین یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه – آلفا می رسد. پس از تقریبا ۱ میلیون سال سوخت هلیوم در مرکز به اتمام رسیده و نوبت به هلیوم موجود در لایه های بیرون هسته و هیدروژن موجود در لایه های بعد از آن می رسد ستاره سنگین ما تبدیل به یک ابر غول سرخ درخشان می شود.

هنگامی که انقباض هسته دمای آن را به حد کافی افزایش می دهد، با سوختن کربن، نئون، سدیم و منیزیم تولید می شود. این مرحله تنها برای ۱۰،۰۰۰ سال ادامه می یابد. پس از آن فرایندهایی متوالی در هسته رخ می دهد. هر فرایند عناصر مختلفی را در بر میگیرد و مدت زمان کوتاه تری به طول می انجامد. وقتی عنصر جدیدی شروع به سوخت می کند عنصر قبلی سوختن خود را در لایه های بالاتر سر می گیرد.

نئون ترکیب شده و اکسیژن و منیزیم تولید می کند این فرایند حدود ۱۲ سال طول می کشد. سپس با سوختن اکسیژن، سيليکون و سولفور تولید می شود این فرایند حدود ۴ سال طول می کشد. در آخر با سوختن سیلیکون، آهن تولید می شود. این فرایند تنها حدود ۱ هفته دوام دارد.

ابرنواختر

در این هنگام، شعاع هسته آهنی حدود ۳۰۰۰ کیلومتر است. همان گونه که گفتیم سوخت آهن به جای تولید انرژی، انرژی مصرف می کند. در نتیجه ستاره به پایان کار خود رسیده است چون دیگر نمی تواند برای حفظ تعادل در مقابل گرانش، انرژی تولید کند.

وقتی جرم هسته آهنی به 4/1 برابر جرم خورشید برسد، اتفاقی مهیب رخ می دهد. نیروی گرانش، هسته را متلاشی می کند. در نتیجه دمای هسته به نزدیک ۱۰ میلیارد درجه کلوین می رسد!. در این دما، هسته آهن شکسته شده و به هسته های سبک تر و در آخر به پروتون و نوترون تبدیل می شود با ادامه فشار، پروتون ها با الکترون ها ترکیب می شوند و نوترون و نوترینو تولید می کنند. نوترینوها ۹۹ درصد از انرژی ایجاد شده از انفجار هسته را در خود حمل می کنند.

 حالا هسته، یک توپ فشرده شده حاوی نوترون است. وقتی شعاع توپ به ۱۰ کیلومتر برسد حالت ارتجاعی پیدا می کند درست مانند یک توپ پلاستیکی که آن را فشرده و بعد رها کنیم.

همه این اتفاق ها از فشرده شدن هسته تا ارتجاع توپ نوترونی تنها در مدت یک ثانیه روی می دهند. البته هنوز ماجرا ادامه دارد. ارتجاع توپ نوترونی یک موج کره ای شکل به بیرون از ستاره ارسال  می کند. بیش تر انرژی حاصل از این موج صرف شروع گدازش و تشکیل عناصر جدید می شود با رسیدن موج به سطح ستاره، دما تا ۰۰۰، ۲۰۰ درجه کلوین افزایش می یابد. در نتیجه ستاره منفجر شده و موادی را در فضا با سرعت ۱۵،۰۰۰ تا ۴۰،۰۰۰ کیلومتر در ثانیه رها می کند. نام این انفجار مهیب ابرنواختر نوع دو است.

ابرنواخترها فضا را آکنده از گاز و غباری می کنند که ستارگان دیگر از دل آن پا به عرصه گیتی می نهند. این غنی سازی فضا، از نخستین ابرنواختر در میلیاردها سال پیش تا به اکنون ادامه دارد. ابرنواخترهای ستارگان نسل اول عرصه را برای ستارگان نسل های بعد مهیا کرده اند.

احتمالا ستارگان دارای سه نسل هستند ستاره شناسان تا کنون جرمی پیدا نکرده اند که متعلق به قدیمی ترین نسل ستارگان یعنی “جمعیت سه” ستارگان باشد اما اعضای دو نسل جدیدتر را یافته اند. ستارگان جمعیت دو که دومین نسل از ستارگان هستند حاوی مقدار نسبتا کمی از عناصر سنگین می باشند. ستارگان سنگین تر این نسل به سرعت از بین رفته اند بنابر این هسته های بیشتری از عناصر سنگین وارد فضا   شده اند.

به همین علت جمعیت یک ستارگان که جدیدترین نسل می باشند حاوی مقادیر بیش تری از عناصر سنگین هستند. البته مقدار عناصر سنگین در این نسل هم چنان نسبت به هیدروژن و هلیوم موجود، بسیار ناچیز است. برای مثال، مقدار عناصر غیر از هلیوم و هیدروژن در خورشید که جزء ستارگان جمعیت یک می باشد، تنها ۱ تا ۲ درصد است.

ستارگان نوترونی

پس از این که یک انفجار ابرنواختر نوع دو رخ داد، قسمتی از هسته ستاره باقی می ماند. اگر جرم هسته باقی مانده کمتر از سه برابر جرم خورشید باشد تبدیل به یک ستاره نوترونی می شود این ستاره حداقل جرمی معادل 4/1 جرم خورشید را در کره ای که شعاع آن حدود ۱۰ تا ۱۵ کیلومتر است نگاه می دارد.

 دمای اولیه ستارگان نوترونی ۱۰ میلیون درجه کلوین است اما به دلیل کوچک بودن، تشخیص آن ها بسیار دشوار است. با این حال ستاره شناسان پالس های رادیویی این ستارگان را تشخیص می دهند. گاهی از این ستاره ها ۱۰۰۰ پالس در ثانیه دریافت می شود.

یک ستاره نوترونی معمولا دو موج متوالی رادیویی منتشر می کند. این دو موج در دو مسیر مختلف از ستاره دور می شوند با چرخش ستاره امواج در فضا مانند نور افکن فانوس دریایی پخش می شوند. اگر یکی از این موج ها به صورت متناوب به زمین برسد تلسکوپ های رادیویی یک سری پالس را تشخیص می دهند این تلسکوپ ها به ازای هر دور گردش ستاره یک پالس دریافت می کنند. ستاره ای که به این روش شناسایی می،گردد تپ اختر نامیده می شود.

سیاه چاله ها

اگر هسته باقیمانده از یک ابَرنواختر جرمی بیش از ۳ برابر جرم خورشید داشته باشد، هیچ نیروی شناخته شده ای نمی تواند در مقابل گرانش آن مقاومت کند هسته آن قدر فشرده می شود که یک سیاه چاله به وجود می آید. منطقه ای در فضا با چنان گرانشی که هیچ چیز نمی تواند از نیروی آن بگریزد.

سیاه چاله ها نامرئی هستند زیرا حتی نور نیز به دام آن ها می افتد. همه مواد یک سیاه چاله در نقطه ای در مرکز آن جمع می شود. این نقطه تکینگی نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته یک اتم نیز کوچک تر است.

ستارگانی که جرم آن ها کم است یعنی از 0/1 تا 0/5 برابر جرم خورشید دمای سطحی معادل تقریبا ۴۰۰۰ درجه کلوین دارند درخشش آن ها کم تر از ۲ درصد خورشید است. این ستارگان هیدروژن درون خود را به آهستگی می سوزانند.

آن ها می توانند برای مدت ۱۰۰ میلیارد تا ۱ تریلیون سال در رشته اصلی باقی بمانند. این مدت حتی از عمر جهان که بین ۱۰ تا ۲۰ میلیارد سال تخمین زده می شود نیز بیشتر است، بنابر این هیچ ستاره ای در این گروه تا به حال نمرده است ستاره شناسان تابحال ندیده اند که ستاره ای از این گروه عنصری به غیر از هیدروژن را در گدازش به کار گیرد بنابراین اگر هم یکی از اعضای این گروه بمیرد، وارد مرحله غول سرخ نخواهد شد. در عوض آن ها به طور تدریجی سرد می شوند تا این که به یک کوتوله سفید و سپ سیاه تبدیل گردند.

 ستارگان دو تایی از دو پیش ستاره که بسیار نزدیک یک دیگرند تشکیل می شوند. بیش از ۵۰ درصد از ستارگانی که با چشم غیر مسلح به صورت منفرد دیده می شوند در واقع دو تایی هستند. یک ستاره در یک سیستم دو تایی چنان چه به اندازه کافی به جفت خود نزدیک باشد، می تواند بر زندگی آن تاثیر گذار باشد. بین این دو ستاره منطقه ای وجود دارد که به یاد ریاضیدان فرانسوی، جوزف لوییز لاگرنج، نقطه لاگرنج نامیده می شود. در این منطقه نیروهای گرانشی دقیقا برابر هستند. اگر یکی از دو ستاره بزرگ شود و لایه های آن از این نقطه بگذرد، ستاره دیگر شروع به کشیدن آن لایه ها به سطح خود می کند.

 این فرایند که انتقال جرم نام دارد به چندین روش صورت می گیرد. اگر انتقال جرم از یک غول سرخ به ستاره همدمش که در رشته اصلی میباشد صورت گیرد عناصری نظیر کربن و یا عناصر سنگین تر در طیف ستاره رشته اصلی نمایان می گردد چنان چه این دو ستاره به اندازه کافی به هم نزدیک باشند پس از تبدیل شدن غول سرخ به یک کوتوله سفید جریان مواد بر عکس می شود و مواد به سمت کوتوله سفید بر می گردند.

این مواد یک دیسک داغ را اطراف کوتوله سفید تشکیل می دهند این دیسک در نور مرئی و فرابنفش می درخشد. اگر ستاره غول به جای کوتوله سفید ستاره نوترونی یا سیاه چاله شود ممکن است یک دوتایی اشعه ایکسی شکل گیرد در این حالت ماده ای که از ستاره رشته اصلی منتقل می گردد بسیار داغ می شود. هنگامی که این ماده با سطح ستاره نوترونی برخورد می کند و یا به درون سیاه چاله کشیده می شود، اشعه ایکس منتشر می شود.

در حالت سوم، غول سرخ تبدیل به کوتوله سفید میشود و ستاره رشته اصلی تبدیل به غول سرخ   می شود. وقتی گاز کافی از غول سرخ در سطح کوتوله سفید اندوخته شد هسته اتم های گاز به صورت درخشانی دچارگدازش می شوند به این حالت نواختر می گویند. در برخی شرایط به حدی گاز در کوتوله سفید جمع می شود که این ستاره فشرده و متلاشی می شود. تقریبا به طور ناگهانی کربن می سوزد و کل کوتوله سفید دچار انفجار ابَرنواختر نوع یک می گردد این نوع انفجار بسیار نورانی است به حدی که نور آن می تواند کل یک کهکشان را برای ماه ها تحت الشعاع قرار دهد.