بلوغ

در جسمی به جرم خورشيد، که چندين هزار بار پرجرم‌تر از زمين است، نيروی رو به درون گرانش شدت بسيار زيادی دارد. برای مثال، نيروی گرانشي در سطح خورشيد سی‌ بار بيش‌تر از نيرويي است که در روی زمين تحمل می‌کنيم. در مورد ستارگان ديگر نيز تقريباً چنين است. در سطح ستاره‌ی شعرای يمانی نيروي گرانشي به بيست برابر گرانش در سطح زمين می‌رسد. اين نيروی پرتوان رو به درون که درمرحله‌ی تولد، سبب اصلی شکل‌گيری ستاره بوده، بر تمام سطح ستاره فشار می‌آورد و برای حفظ تعادل ستاره بايد نيروهای ديگری با آن مقابله کنند.

مقدار نيروی 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 خورشيد ولی با جرم تقريبی 20 برابر جرم خورشيد، 10⁴ بار کم‌تر از گرانش سطحی خورشيد است. از طرف ديگر، در ستارگانی با جرم بسيار زياد ولی ابعاد کوچک‌تر، گرانش سطحی به طور باور نکردنی زياد است.

در برابر نيروی رو به درون گرانش، فشاری رو به بيرون وجود دارد که به خاطر فشار گازهای داغ درون ستاره و فشار تابش است که از توليد نور بسيار زياد در مرکز ستاره پديد می‌آيد.

فشار گاز بسيار زياد است، چرا که دمای درون ستاره بالاست. مقدار فشاری که گاز می‌تواند داشته باشد، مستقيماً به دمای گاز بستگی دارد. اين موضوع را می‌توان در قالب حرکت اتم‌های گاز تجسم کرد. زيرا دما به سرعت اين اتم‌ها وابسته است. در گازی که دمای بالا دارد، اتم‌ها سريع‌تر حرکت می‌کنند و از اين رو، اگر به هم‌‌ديگر برخورد کنند، فشار بيش‌تری به وجود می‌آيد. اگر گاز سردتر باشد، اتم‌ها با انرژی کم‌تری به هم برخورد می‌کنند و از اين رو، فشارشان نيز کم‌تر است. در اعماق ستاره، فشار بی‌اندازه زياد و دما بسيار بالاست. محاسبه شده که فشار در مرکز خورشيد 10¹¹ برابر فشار جو در سطح زمين و دما 10⁶*14 کلوين است.

فشار گاز و تابش حاصل از گرمای درون ستاره به تنهايي نمی‌تواند در مقابل فشار گرانش مقاومتی دائمی داشته باشند. با مطالعات بيش‌تر اخترشناسان بديهی بود که نيروهای ناشناخته‌‌ی ديگری سبب توليد انرژی بسيار زياد و بالا نگه‌داشتن دمای مرکز خورشيد و ستارگان ديگر هستند. درک اين نکته نيز آسان بود که اين مکانيسم، در هر صورت بايد چنان منبع توانمندی باشد که بتواند ستارگان را در طول ميلياردها سال درخشان نگه دارد. معقول‌ترين پيشنهاد دانشمندان اين بود که ستارگان انرژی خود را به طريقی از هسته‌ی اتم‌ها تأمين می‌کنند. به اين ترتيب سال‌ها پيش از آن که تجربيات آزمايشگاهی و نيرو‌گاه‌های هسته‌‌ای وجود اين انبار عظيم را نشان دهند، اخترشناسان در کشف و شناسايي انرژی هسته‌ای پيشقدم بودند.

اکنون به درستی می‌دانيم که انرژي هسته‌اي ستارگان، مطابق فرمول تبديل جرم به انرژي انيشتين (E= mc²) توليد مي‌شود. در اين رابطه m بر حسب گرم، c (سرعت نور) بر حسب سانتي‌متر در ثانيه و E بر حسب ارگ (واحد اندازه‌گيری انرژی در دستگاه سانتی‌متر ـ گرم ـ ثانيه) خواهد بود.

در اين فرمول جرم در واقع تفاضل جرم‌ها است، يعني تفاضل ميان مجموع جرم‌ اتم‌هاي سبكي كه به واكنش مي‌پردازند (اتم‌های هيدروژن) و جرم اتم‌هاي سنگين‌تري كه از واكنش نتيجه مي‌شوند. یعنی همان اتمهای هليوم!
هر گاه 4 اتم هيدروژن در دماهاي زياد و در حوالي مركز ستاره با هم تركيب شوند (فرآيند يا گذار گرما ـ هسته‌اي) و يك اتم هليوم را به وجود آوردند، كاهش جرم عبارت است از :

گرم ^24-10* 692/6 = ^24-10* 673/1 * 4 = (جرم اتم هيدروژن) * 4
گرم^24-10* 05/0 = (جرم اتم هليوم) ^24-10 * 644/6 - ^24-10* 692/6

طبق محاسبات بالا ما در ابتدای واکنش 4 اتم هيدروژن داشتيم که جرم آن‌ها ^24-10* 692/6 گرم بوده است و در پايان واکنش يک اتم هليوم به جرم ^24-10 * 644/6 گرم داشتيم، مشاهده می‌کنيم که در اين واکنش ^24-10* 05/0 گرم از جرم گمشده است، جرم گمشده به انرژي تبديل شده است :

ارگ ^5-10*4=2 (1010*3)* ^24-10*05/0 = E = mc²

بنابر اين در خورشيد يا هر ستاره‌ي ديگر هر بار كه 4 اتم هيدروژن با هم واکنش انجام می‌دهند (مي‌گدازند) و يك اتم هليوم را به وجود مي‌آورند، ^5-10*4 ارگ انرژي توليد مي شود.
خورشيد در هر ثانيه در حدود ²³ 10*4 ارگ انرژي به فضا گسيل مي‌كند. براي توليد اين مقدار عظيم انرژي در هر ثانيه خورشيد در هسته‌ي خود 700000 ميليون كيلوگرم هيدروژن را به مصرف مي‌رساند و 695000 ميليون گرم هليوم توليد مي‌كند.

گر چه اين اعداد خود بسيار بزرگ هستند، ولي كسری بسيار كوچك از جرم هيدروژن موجود به شمار مي‌آيند. از اين رو خورشيد به احتمال زياد چندين ميليارد سال ديگر نيز همچنان خواهد درخشيد.

در فلش زير می‌توانيد فرآيند تبديل هيدروژن به هليوم را مشاهده کنيد. برای شروع اين فرآيند کافی است دکمه‌ی play را بزنيد. فرآيندی که مشاهده می‌کنيد به اين ترتيب است :
الف ـ دو اتم هيدروژن با هم ترکيب می‌شوند و ايزوتوپی از هيدروژن که دوتريوم نام دارد، به وجود می‌آورند.
ب ـ دوتريوم يک اتم هيدروژن ديگر به خود می‌گيرد و ايزوتوپ سبک هليوم (به نام تريتيوم) تشکيل می‌دهد.
ج ـ دو اتم هليوم سبک با هم ترکيب می‌شوند و اتم هليوم نهايي را به وجود می آورند.

فرايندی که در بالا توضيح داده شده به سيکل پروتون ـ پروتون موسوم است که در ستارگان سرد اتفاق می‌افتد. در ستارگانی که پرجرم‌تر از خورشيدند هيدروژن به روش ديگری به هليوم تبديل می‌شود این روش سيکل کربن نام دارد. که اندکی پيچيده‌تر است ولی در نهايت به همان ميزان انرژی آزاد می‌گردد.

حداقل دماي لازم براي انجام اين واكنش در ستارگان سرد ⁶ 10 كلوين است و در ستارگاني كه پرجرم‌تر از خورشيدند، با حداقل دماي ⁷ 10 كلوين اين واکنش انجام می‌شود.
قسمت عمده‌ي عمر ستاره در اين مرحله سپري مي‌شود.

تبيان