ستاره چیست ؟
ستارگان اجرامی هستند آسمانی که دارای منبع انرژی بوده (به سه صورت انرژی گرانشی ، حرارتی و هسته ای) و این انرژی را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطیسی خرج می کند (از امواج رادیویی تا اشعه گاما).
بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می کند، مقداری از ماده خویش را مصرف می کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می درخشند.
در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند. چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت می کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشهود نمی افتد.
نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که در هزار سال پیش بود. این ثبات ظاهری در نتیجه فاصله عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد. با این فواصل چندین هزار سال طول خواهد کشید تا تغییر قابل ملاحظه ای در نقش ستارگان پدید آید. این ثبات ظاهری مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فیزیکدانان بر این باورند که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار می دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.
مراحل زندگی سک ستاره از تولد تا مرگ
زندگی یک ستاره
جالب است بدانید که ستارگان هم مانند موجودات زنده متولد می شوند، زندگی می کنند و سپس می میرند، ولی طول زندگی آنها بسیار طولانی است. متاسفانه عمر کوتاه انسانها کفاف نمی دهد تا بتوانند زندگی یک ستاره را در مراحل مختلف شاهد باشند. با این حال اخترشناسان این مراحل را برای ما مشخص می کنند.
در طول زندگی انسان ، ستارگان بیشمار راه شیری عملا بدون تغییر به نظر می رسند. گاهی یک نواختر (ستاره ای که بطور ناگهانی و انفجاری مقادیری عظیم انرژی از خود آزاد می کند) ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می کند و دوباره کم نورتر می شود. منظره زیبایی که یک ابرنواختر در آسمان پدید می آورد، بسیار نادر است. ستارگان نیز در نهایت تغییر می کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی مانند. ستاره ، هنگامی که انبار عظیم سوخت هسته ای آن به پایان برسد، می میرد. ستارگان بسیار جوان هنوز در میان گازهایی که از آن شکل می گیرند، پنهان هستند.
ستاره بعد از تولد
بعد از آنکه ستاره شکل می گیرد (تولد ستاره)، بلافاصله حیاتی پایدار بدست می آورد. در همین زمان واکنشهای هسته ای در داخلی ترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کند و انرژی آزاد می گردد. سرانجام همه هیدروژن درون آن به مصرف می رسد. بعد از این ، تغییراتی در لایه های درونی ستاره آغاز می شود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع می شوند، لایه های بیرونی باد می کنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.
در اثر تغییرات زیاد ، ستاره به مرحله متغیر بودن می رسد. در نهایت هیچ منبع ممکن برای آزادسازی انرژی باقی نمی ماند. ستارگان کوچکتر در اثر انقباض به کوتوله های سفید تبدیل می شوند. ستارگان سنگین تر به صورت ابرنواختر منفجر می شوند. ماده بیرون ریخته از یک ابرنواختر ، بخشی از گاز بین ستاره ای را تشکیل می دهد که زادگاه ستارگان جدید است.سحابی سیاره ای
ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، قبل از آن که به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می آورند. این مرحله سبب پیدایش سحابی های سیاره ای می شود. یک سحابی سیاره ای هنگامی تشکیل می شود که ستاره مرکزی آن ، لایه ای به بیرون پرتاب کند. لایه گاز همانند حلقه ای از دود منبسط می شود.
تأثیر نیروی گرانش بر زندگی ستارگان
سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است. نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ستاره مواجه می گردد. سرانجام ستاره تحلیل می رود و گرانش ، کنترل را بدست می گیرد. در این حالت ستاره شکل کاملا متفاوت با ستاره ای معمولی و سالم به خود می گیرد.
مراحل مختلف زندگی ستاره
تشکیل کوتوله سفید
نیروی گرانش یک نیروی جاذبه است، لذا ذرات ماده در اثر این نیرو به هم نزدیکتر می شوند. همچنین چون نیروی گرانش با جرم ذرات نسبت مستقیم دارد و نیز چون جرم ستاره فوق العاده زیاد است، لذا جاذبه گرانشی درون آن بسیار شدید خواهد بود. به عنوان مثال در اعماق خورشید فشار در فاصله یک دهمی سطح تا هسته ، تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است. در این فاصله فشار تا هزار میلیون بار بیشتر از فشار جو زمین صعود می کند. این فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید مواجه می شود. این گاز توسط کوره هسته ای گرم نگه داشته می شود.
هنگامی که آتش هسته ای رو به کاهش می گذارد، گاز داغ درون ستاره سرد می شود. بنابراین نیروی گرانش غالب می شود. آنچه در این مرحله روی می دهد، به جرم ستاره بستگی دارد. ستاره ای رو به مرگ مانند خورشید ، درهم فرو می ریزد تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجه رخ نمی دهد. ستاره فقط به توده ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل پیدا می کند و به آرامی سوسو می زند. در این حالت ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.
تشکیل ستاره نوترونی
اگر جرم ستاره ای بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می گذارد و متوقف نمی شود. فرایند فرو ریزش تا جایی که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر برسد، ادامه پیدا می کند. در این نقطه ، ستاره گلوله ای چگال از ذرات هسته ای است که آن را ستاره نوترونی می نامند. یک فنجان از ماده آن ، یک میلیون میلیون تن وزن دارد.
تشکیل تپ اختر
برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می چرخند و در هر بار چرخش ، تابشهایی در
محدوده امواج رادیویی گسیل می کنند. اینگونه ستارگان نوترونی ، تپ اختر نامیده می شوند.
تشکیل سیاهچاله ها
یک ستاره رو به مرگ ، مثلا با جرمی 10 برابر جرم خورشید چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می گیرد که هیچ نیرویی نمی تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره ای منقبض می شود و به اندازه ای در حدود دو کیلومتر می رسد، گرانش به حدی زیاد می شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر از سرعت نور می رسد.
از موشک گرفته تا ذرات نور و علائم رادیویی ، هیچ یک نمی توانند از سطح آن بگریزند. این گرانش به قدری نیرومند است که همه چیز را به طرف خود می کشد. ما فقط می دانیم که در این حالت ، ستاره به یک سیاهچاله تبدیل می شود. سیاهچاله ها را نمی توان دید، چون نور نمی تواند از سطح آن بگریزد.
تشکیل ابرنواختر
یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی گیرد. ستاره رو به
مرگ ، ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود ، به صورت یک ابرنواختر شعله ور شود.
درخشش آن چند روز از تمام کهکشانها پیشی می گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک
ستاره نوترونی تشکیل می شود.
عقاید انسانها در مورد ستارگان
از یک نظر زمانی هر یک از ما درون ستارگان بوده است و از دیدگاه دیگر ، هر کس روزگاری در فضای خالی و گسترده بین ستارگان جای داشته است. بالاخره اگر برای جهان آغازی در نظر گرفته شود، زمانی هر یک از ما در آن آغاز حضور داشته است. به این معنی که هر مولکول بدن ما ، دارای موادی است که روزگاری در مرکز داغ و پر فشار یک ستاره جای داشته اند. در این نقاط بود که آهن موجود در سلولهای قرمز خون ، شکل گرفته است.
تولد تا مرگ ستارگان
ستاره یک توپ عظیم الجثه درخشان در فضاست 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
می نماید. 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.
یک خوشه کروی، اجتماعی از ستارگان است که توسط گرانش د رکنار یکدیگر قرار می گیرند. این خوشه کروی یکی از متراکمترین 147 خوشه شناخته شده در کهکشان راه شیری می باشد.
خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشکیل شده اند. با اینحال 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 می باشند. این گونه ستارگان از هر چیزی که در زمین یافت می شود، چگالتر و متراکمترند.
شناسان خورشید را جزء ستارگان کوچک می دانند چرا که دیگر انواع ستارگان بسیار از خورشید ما بزرگترند. شعاع گونه ای از ستارگان که به آنها ستارگان ابر غول می گویند، 1000برابر شعاع خورشید است. کوچکترین نوع ستارگان، ستارگان نوترونی هستند که شعاع برخی از آنها تنها 10 کیلومتر است.
در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره
است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین
ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست
که آلفا سنتوریA و آلفا سنتوریB شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از 40
تریلیون کیلومتر معادل 2/4 سال نوریست.
ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از 5 بیلیون سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا اینکه به یک غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده که کوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینکه به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد.
ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از 100 بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. 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 3000 ستاره خواهیم دید.
ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند کرد. برخی از آنها
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 ابر نواختر می شوند.
ستارگان در شب
اگر شما شبی به آسمان نگاه کنید متوجه خواهید شد که به نظر می رسد درخشش آنها کم و زیاد می شود و اصطلاحا 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 گردشند.
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.
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 گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمکره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای که به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حرکت می کنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان، همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است که حرکتهایی که ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلکه همه آنها به دلیل حرکت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین 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 مشخصی 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 آنها صور فلکی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلکی اریون (شکارچی) به یاد یک قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است.
امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می کنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی 88 صورت فلکی را شناسایی کرده است (جدول شماره 1). این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلکی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین 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 نامگذاری 24 ستاره درخشان در
هر صورت فلکی از 24 حرف زبان یونانی (جدول شماره 2) استفاده می شود. با تمام شدن
24 حرف، اعداد به کار گرفته می شوند.
به دلیل طولانی شدن عدد
مربوط به ستارگان کشف شده، IAU از
سیستم جدیدی برای نامگذاری 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،
نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می کند. برای مثال، ستاره PSR J1302-6350 یک تپ اختر است، از آنجا که
حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد.
اعداد13026350 بیانگر موقعیت و مکان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند.
حرف J مبین آن است که مکان ستارهادر دستگاه اندازه گیری J2000اعلام شده است .
نحوه تشکیل ستاره
گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده های عظیم گازی را بوجود می آورند که تحت عنوان پیش ستاره ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می شوند. بسیاری از این توده ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می رود.
مقیاس قدری
همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می شود، تقسیم شده اند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین 16 - 1 هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:
(قدر ظاهری) 2.5logL + Cte = m-
که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.
روشنایی ستاره
مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یک ستاره می نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می کنند که قدر ستاره α چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.
رنگ ستارگان
هر وسیله ای که برای آشکارسازی نور بکار می رود دارای حساسیت طیفی است. مثل چشم انسان که اولین وسیله ای است برای آشکارسازی نور و حساسیت چشم برای نورهای مختلف یکسان نیست. هر وسیله دیگری هم که برای اندازه گیری نور بکار می رود مثل فیلمهای عکاسی برای نورهای با طول موجهای متفاوت ، دارای حساسیت یکسان نیست. پس روشنایی یک جسم بستگی به نوع وسیله اندازه گیری شده دارد. بر این اساس قدرهای مختلفی داریم، که یکی از آنها قدر دیدگانی و دیگری قدر عکسبرداری می باشد.
طیف ستارگان
هنگام مطالعه طیف ستارگان (یا همان بررسی کیفی ستارگان) مشاهده می شود که اختلاف فاحشی بین ستارگان وجود دارد. از آنجایی که وجود هر خط سیاه در طیف ستاره بیانگر وجود یک عنصر شیمیایی ویژه در اتمسفر آن ستاره است، شاید به نظر می رسد که علت اختلاف در طیف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شیمیایی سازنده ستارگان باشد. ولی در نهایت چنین نیست، بلکه علت اختلاف طیف ستارگان دمای ستارگان می باشد. چون ستارگان دارای دماهای متفاوتی هستند، طیف آنها نیز متفاوت است.
اندازه گیری دمای ستارگان
در مورد ستارگان امکان اندازه گیری دمای جنبشی (دمایی که توسط دماسنج اندازه گیری می شود) وجود ندارد. زیرا نمی توانیم ترمومتر را در قسمتهای مختلف ستاره قرار داده و این دما را اندازه گیری کنیم. از طرفی لایه های مختلف ستاره دارای دماهای مساوی هستند و هر چه از لایه های خارجی به طرف لایه های داخلی حرکت کنیم دما افزایش می یابد. بنابراین تعریف دمای منحصر به فردی که مربوط به هر لایه از ستاره باشد غیر ممکن است.
اندازه گیری فراوانی عناصر در ستارگان
در حالت کلی مشاهده خطوط طیفی مربوط به یک عنصر در طیف یک ستاره دلیل بر وجود آن عنصر در اتمسفر این ستاره است و برعکس این ممکن نیست. یعنی عدم حضور خطوط طیفی یک عنصر در طیف یک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زیرا علاوه بر حضور یک عنصر لازم است، شرایط فیزیکی (دما و فشار) برای تشکیل خطوط طیفی آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانیم خطوط طیفی آن عنصر را مشاهده کنیم. با توجه به اینکه شدت خطوط جذبی بستگی به فراوانی آن عنصر دارد، بنابراین می توانیم از روی شدت خطوط طیفی ، فراوانی عناصر را در ستارگان تعیین کنیم.
جرم ستارگان
اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می رود. تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می کند مورد مطالعه قرار دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم. عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می کنند و آنها را منظومه های مزدوج یا دو ستاره ای می نامند. در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سرآرتورادینگتون اظهار شد که نورانیت ستاره ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می کند.
منابع انرژی ستارگان
برای هر ستاره ای سه منبع انرژی را می توان نام برد که عبارتند از:
1-انرژی پتانسیل گرانشی
می توان فرض کرد که خورشید یا ستارگان در حال تراکم تدریجی هستند و بدین وسیله انرژی پتانسیل گرانشی خود را بصورت انرژی الکترومغناطیسی به محیط اطراف تابش می کنند.
2-انرژی حرارتی
می توان فرض کرد که ستارگان و خورشید اجرام بسیار داغ آفریده شده اند و با تابش خود به محیط اطراف در حال سرد شدن هستند.
3-انرژی هسته ای
می توان فرض کرد که در ستارگان هسته های سبکتر همجوشی کرده و انرژی آزاد شده در این همجوشی منبع انرژی ستارگان را تأمین می کند، یا می توان فرض کرد که در ستارگان هسته های سنگینتر از طریق واپاشی به هسته های سبکتر تبدیل شده و انرژی آزاد شده از این واپاشیها انرژی ستارگان را تأمین می کند.
مرگ ستارگان
سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله های سفید تبدیل می شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می باشد.
مراحل مرگ ستاره
ستاره ای رو به مرگ ، مانند خورشید در هم فرو می رود تا به اندازه زمین برسد.
در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی دهد. ستاره فقط به توده ای از
خاکستر رادیواکتیو تنزل می کند و به آرامی سوسو می زند. در این مرحله ، ستاره به
"]کوتوله سفیدتبدیل می شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.
ستاره نوترونی
اگر جرم ستاره ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید
را نیز پشت سر می گزارد و متوقف نمی شود، آن قدر فرو ریزش ادامه می یابد که قطر
ستاره به حدود ده کیلومتر می رسد. در این نقطه ستاره گلوله ای است چگال از ذرات
هسته ای که آن راستاره نوترونیمی نامند. یک فنجان از ماده آن یک میلیون میلیون تن
وزن دارد. برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می چرخند و در هر بار چرخش تابشهایی در
طول موج رادیویی گسیل می کنند، این گونه ستاره های نوترونی ، تپ اختر (پولسار) نام
دارد. در قلب سحابی خرچنگ، تپ اختری وجود دارد که سی بار به دور خود می چرخد.
مرگ ستاره نوترونی
یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی گیرد. ستاره رو به مرگ ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود به صورت یک ابر نواختر شعله ور شود. درخشش آن چند روز از تمامکهکشانهاپیشی می گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی پدید می آید. جرم ستارگان نوترونی نمی تواند بیشتر از دو برابر جرم خورشید باشد.
یک ستاره رو به مرگ مثلا با جرم ده برابر جرم خورشید ، چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می گیرد که هیچ نیرویی نمی تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره ای منقبض می شود (رمبش ستاره)، به اندازه حدود دو کیلومتر می رسد، گرانش به حدی زیاد می شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر ازسرعت نور می رسد.
