شکل‌گيري ستارگان

دما و نورانيت ستاره‌ها

پيش از آنکه ستاره‌اي بتواند شکل بگيرد، ابري از گاز و غبار مي‌بايد خود را به نحوي از محيط ميان ستاره‌اي جدا کند. ابر جدا شده بايد به چنان ابعادي انقباض يابد که بتواند هويت گرانشي براي خود (جدا از محيط اطراف ) کسب کند و از آن به بعد، رمبش (فروريزش) را تا رسيدن به ابعاد ستاره‌اي ادامه دهد. اخترشناسان با محاسبات نظري نشان مي‌دهند که چگونه اين فرآيندها واقع مي‌شوند. آن‌ها دريافته‌اند که چگالش ستاره‌ها به شرايط ويژه‌اي وابسته است که در نواحي بخصوصي از کهکشان حاصل مي‌شود. ولي قبل از تشريح نمو يک ستاره لازم است با ابزاري آشنا شويم که اخترشناسان براي توصيف ويژگي‌هاي اساسي اجرام ستاره‌اي به کار مي‌گيرند. اين ابزار، نموداري است که بر حسب واحدهاي مختلفي بيان مي‌شود و رابطه‌ي بين دما و درخشندگي ستاره يا ستارگان را نشان مي‌دهد.
چهار ويژگي بسيار مهم يک ستاره عبارتند از دماي سطح، درخشندگي کل، جرم و ترکيبات شيميايي، اگر اين ويژگي‌ها شناخته شوند، ويژگي‌هاي ديگر ستاره را مي‌توان محاسبه کرد. براي مثال، با دانستن دما و درخشندگي ستاره، محاسبه شعاع آن بر مبناي قوانين شناخته شده‌ي فيزيکي که بر شرايط داخلي ستاره حاکمند، امکان‌پذير مي‌گردد. مشخصات ديگر ستاره نظير چرخش، ميدان مغناطيسي و فعاليت‌هاي سطحي، تنها اثرات بسيار کوچکي در ساختار بزرگ مقياس آن دارند.
دو کميت دما و درخشندگي مناسب‌ترين کميت‌ها براي تفکيک ستارگان به گونه‌هاي مختلف و درک تکامل آن‌ها هستند. دما و درخشندگي ستاره در طول زمان تغيير مي‌کند، در حالي که تغيير جرم و ترکيبات شيميايي آن حداقل تا آخرين مراحل زندگي محسوس نيست. از اين‌رو، اخترشناسان عموماً نمودار دما و درخشندگي ستارگان را رسم مي‌کنند تا تفاوت بين گونه‌هاي مختلف و نيز تغييرات ستارگام منفرد را در جريان تکاملشان نشان دهند.

نمودارهاي دما - درخشندگي

سه مجموعه‌ي اصلي از واحد‌ها براي ترسيم دما و درخشندگي ستارگان به کار گرفته مي‌شود. اساسي‌ترين آن‌ها ترسيم درخشندگي کلي (چه در واحد درخشندگي خورشيد يا واحدهاي انرژي نظير ارگ در ثانيه) و دماي سطحي ستاره است. بر مبناي داده‌هاي به دست آمده از ستارگان مختلف ترسيم شده است. اين کميت‌هاي ترسيم شده، يعني درخشندگي کل و دماي سطحي، مستقيماً قابل اندازه‌گيري نيستند، بلکه کميت‌هايي هستند که از محاسبات نظري ساختار ستاره‌اي به دست مي‌آيند؛ از اين‌رو، اکثراً توسط نظريه‌پردازان مورد استفاده قرار مي‌گيرند.

نمودار رنگ - قدر

دومين مجموعه‌اي که عموماً در اخترشناسي استفاده مي‌شود، پارامترهاي مشاهده‌اي را در بر مي‌گيرد و عبارت است از قدر مطلق که به درخشندگي ستاره مربوط است و رنگ که به دما بستگي دارد. اين کميت‌هاي مشاهده‌اي از داده‌هايي نتيجه‌گيري شده‌اند که مستقيماً از طريق تلسکوپ به دست آمده‌اند و از اين‌رو، در مورد خود ستارگان، قابل اطمينانند. با وجود اين، به منظور مقايسه‌ي مشاهدات و نظريه، لازم است که قدر مطلق به درخشندگي و رنگ به دما (يا بر عکس) تبديل شوند. در هر کدام از اين تبديلات، مشکلات ويژه‌اي پيش مي‌آيد. براي تبديل قدر مطلق به درخشندگي مي‌بايد قدرها تصحيح شوند و اين واقعيت در نظر گرفته شود که بخشي از نورانيت بيشتر ستارگان در طول موج‌هايي است که نمي‌توان آن‌ها را به روش‌هاي معمول مشاهده‌اي اندازه گرفت. براي مثال، ستاره‌اي بسيار داغ با دماي سطحي K 25000، بيشتر انرژي خود را در بخش فرابنفش طيف گسيل مي‌کند که خارج از حدود آشکارسازي تلسکوپ‌هاي زميني است. بنابراين، در قدر مطلق اندازه‌گيري شده براي اين ستاره، بيشتر درخشندگي آن ناديده گرفته شده است و بايد تصحيحي به عمل آيد تا مقدار واقعي نورانيت ستاره معلوم شود. اين قدر تصحيح شده قدر تابشسنجي (قدر بولومتري) نام دارد و معمولاً بر مبناي محاسبه مدل‌هايي از جو ستارگان که مقدار تابش گسيل شده از ستاره را در طول موج‌هاي مختلف نشان مي‌دهد، به دست مي‌آيد. همچنين تلسکوپ‌هاي واقع در بيرون جو، درخشندگي کل ستارگان نوراني را به طور مستقيم کسب مي‌کنند و از اين‌رو داده‌هايي که به دست مي‌آورند به طول موج‌هايي محدود نيست که از جو زمين مي‌گذرد. اين اندازه‌گيري‌ها، روش ديگري براي تصحيح تابشسنجي ستارگان مختلف مهيا مي‌کند.
براي تبديل رنگ‌هاي اندازه‌گيري شده به دماي سطحي ستارگان، مي‌بايد رابطه‌اي بين اين دو کميت بر اساس را محاسبات نظري ويژگي‌هاي جو ستاره برقرار شود. در کل، ستارگاني که رنگشان قرمزتر است، دماي پايين‌تري دارند، ولي محاسبه‌ي رابطه‌ي دقيق بين رنگ‌هاي اندازه‌گيري شده در يک سيستم نورسنجي مفروض و دماي سطحي، کاري مشکل است.
تقريباً در مورد انواع بيشتري از ستارگان معلوم شده است که رابطه‌ي بين دما و رنگ به ويژگي‌هاي متعدد نظير ترکيبات، شعاع و مرحله‌ي تکاملي ستاره بستگي دارد.

چگالش ابرهاي ميان ستاره‌اي

يکي از مشکل‌ترين مسائلي که در فهم شکل‌گيري ستارگان وجود دارد اين است که چگونه گاز و غبار ميان ستاره‌اي چگالش خود را آغاز مي‌کنند و به صورت جسم مجزاي کوچکي در مي‌آيند. اگر محيط ميان ستاره‌اي که ماده در آن به طور کاملاً يکنواخت توزيع شده است، تحت تأثير نيروي خارجي قرار نگيرد همواره به همان حالت باقي مي‌ماند و هيچگاه ستاره‌اي در آن شکل نمي‌گيرد. براي آغاز چگالش ستاره، يا بايد نوعي ناهمگوني داخلي در آن وجود داشته باشد، يا نيرويي خارجي بر آن تأثير کند. چندين احتمال براي وقوع چنين اثرهايي وجود دارد و گرچه هنوز معلوم نيست که کداميک نقش عمده‌اي بازي مي‌کند ولي احتمالاً واقعيت اين است که همه‌ي آن‌ها در گوشه‌اي از شکل‌گيري ابرهاي مجزاي گازي که پيش ستاره ناميده مي‌شوند شرکت دارند.
چگالش ستاره ممکن است به سبب اثرات يک موجِ ضربه آغاز شود. هنگامي که جسم بسيار تندتر از سرعت طبيعي امواج (مثلاً سرعت صوت) در محيط حرکت کند موج ضربه توليد مي‌شود که با امواج معمولي بسيار متفاوت است. مثال آشنا، شکستن ديوار صوتي توسط هواپيمايي است که با سرعتي بيشتر از سرعت صوت در جو حرکت مي‌کند. شکستن ديوار صوتي از انباشته شدن آشفتگي توليد شده توسط هواپيما در مخروطي از کره‌هاي انبساط يابنده‌ي امواج صوتي به وجود مي‌آيد. هواپيما در رأس مخروط قرار دارد و هنگامي که بخشي از مخروط با سطح زمين برخورد مي‌کند آشفتگي قابل ملاحظه‌اي احساس مي‌شود. مثال ديگر، امواج دماغه است که هنگامي که قايق تندتر از سرعت امواج طبيعي آب حرکت مي‌کند، توليد مي‌شود. آشفتگي پديد آمده توسط قايق، به صورت يک مثلث منتشر مي‌شود و امواج دماغه را شکل مي‌دهد که متشابه دو بعدي امواج ضربه‌ي سه بعدي توليد شده توسط هواپيماست.
انتظار مي‌رود در محيط ميان کهکشاني، امواج ضربه در نواحي مشخصي وجود داشته باشند که در آن‌ها آشفتگي‌هايي توسط مکانيسم‌هايي متفاوت توليد شده‌اند. محتمل‌ترين توضيحي که مي‌توان براي ساختار بازوهاي مارپيچي کهکشان خودمان پيش کشيد اين است که افت و خيز چگالي سريع‌السيري سبب توليد موج ضربه مي‌شود. موج ضربه مي‌تواند دماي محيطي را که در آن سير مي‌کند بالا ببرد. اين ناحيه‌ي گازي کوچک که گرم شده است در اثر تابش به زودي سرد مي‌شود. از اين رو، بعد از افت دماي آن به پايين‌تر از دماي محيط اطراف، تراکمي بر اين نواحي چگال اعمال مي‌شود. اين فشار مي‌تواند سبب کاهش حجم ابر شود، آن را از محيط اطراف جدا سازد و در نتيجه يک پيش ستاره شکل بگيرد.
هنگامي که چگالش آغاز مي‌شود اتم‌هاي ئيدروژن مي‌توانند به هم بپيوندند و مولکول‌هاي ئيدروژن را به وجود آورند. به اين ترتيب، چگالي با ضريب حدود 2 افزايش مي‌يابد و در نتيجه روند تراکم سرعت بيشتري مي‌گيرد. اگر در اين آميزه، ذرات غبار وجود داشته باشد، مي‌تواند با برخورد اتم‌هاي ئيدروژن و نيز افزايش آهنگ تشکيل مولکول‌هاي ئيدروژن، دماي ابر را به طور مؤثر کاهش دهد. آهنگ کاهش دما به چگالي غبار بستگي دارد، به طوري که، دماي ابري با غبار زياد سريعاً کاهش مي‌يابد. اثر ديگر "سايه انداختن" ذرات غبار بر روي همديگر است که سبب مي‌شود نواحي داخلي ابر تاريک‌تر از محيط بيروني باشد و نور ستارگان نزديک کمتر به درون ابر برسد. علاوه بر آن، ناپايداري‌هاي گرانشي که ناشي از افت و خيزهاي تصادفي در چگالي گاز و غبار ميان ستاره‌اي هستند مي‌توانند در چگالش احتمالي ابرها نقش داشته باشند.

رُمبش (فروريزش)

هنگامي که ابر گاز و غبار توانست خود را از محيط ميان ستاره‌اي عمومي جدا سازد و به اندازه‌ي مطلوبي کوچک شود، بسته به چگالي و جرمي که دارد، مي‌تواند به طور طبيعي در اثر گرانش خود برُمبد (فرو ريزد). موقعي که کشش گرانشي ابر بر بخش‌هاي دوردست خود بيشتر از کشش گرانشي مواد بيروني کهکشان بر اين بخش‌ها باشد، رُمبش بدون ممانعت ادامه مي‌يابد. تنها اثري که در مقابل کشش رو به درون گرانش متقابل مواد موجود در ابر مقاومت مي‌کند گرم شدن گاز است. به سبب مکانيسم‌هاي متعددي که به موازات چگالش، ميزان گرم شدگي گاز تعديل مي‌يابد. رمبش گرانشي آنچنان شديد است که به رغم گرم شدن و در نتيجه افزايش فشار گاز، همچنان ادامه مي‌يابد. محاسبه شده است که يک پيش ستاره‌ي نمونه - با قطر چند سال نوري و جرم کلي تقريباً معادل جرم خورشيد- حدود 10 ميليون سال به رُمبش ادامه مي‌دهد. اين محاسبه به طور ساده زماني را نشان مي‌دهد که يک ذره به مرکز جسمي به آن جرم و اندازه و "سقوط آزاد" مي‌کند. نظير آن، محاسبه‌اي است که سرعت سقوط اجسامي مانند سيب يا شهاب را به سبب گرانش زمين مشخص مي‌کند.
در سقوط آزاد اجسام به سبب گرانش زمين، جو حرکت اجسام را تا حدودي کند مي‌سازد و سرانجام جسم با برخورد به سطح زمين، از حرکت باز مي‌ماند. اگر تمام جرم زمين به صورت نقطه‌اي در مرکز آن بود، جسم در حال سقوط ناگزير تا مرکز پيش مي‌رفت و فقط سطح سخت مرکز زمين حرکت آن را متوقف مي‌ساخت. در حالت چگالش و رمبش ستاره، پيش ستاره نهايتاً تا اندازه‌اي کوچک و چگال مي‌شود که سقوط آزاد آن در نتيجه‌ي فشار گاز اتم‌هاي داغ، که در فرآيند رمبش گرم شده‌اند، متوقف مي‌شود.

چرخش

پيش ستاره که به صورت ابري از گاز با قطر چند سال نوري موجوديت مي‌يابد، گشتاور زاويه‌اي معيني دارد. اين بدان سبب است که کهکشاني که ستاره در آن شکل مي‌گيرد به دور ناحيه‌ي مرکزي مي‌چرخد و سرعت چرخش آن در فواصل مختلف از مرکز، متفاوت است. يعني، داخلي‌ترين نقطه‌ي ابرگاز با سرعت متفاوتي نسبت به خارجي‌ترين نقطه‌ي آن به دور کهکشان مي‌چرخد. هنگامي که ابرگاز چگالش خود را آغاز مي‌کند، تفاوت سرعت در نقاط مختلف آن به صورت چرخش ابر ظاهر مي‌شود. معمولاً، در آغاز رُمبش اختلاف سرعت تنها حدود 0/1 کيلومتر در ثانيه است ولي به سبب بقاي گشتاور زاويه‌اي (يعني، مقدار حرکت چرخشي يک جسم مادامي که تحت تأثير نيروي خارجي قرار نگيرد يکسان باقي مي‌ماند) سرعت چرخش به موازات کوچک شدن ابر رفته رفته بيشتر مي‌شود. محاسبه شده است که در يک پيش ستاره‌ي نمونه، هنگامي که تا اندازه يک ستاره کوچک‌تر مي‌شود، آهنگ چرخش به ميزان بسيار زيادي افزايش مي‌يابد؛ به طوري که محاسبات نظري، سرعت سطحي ستاره را حتي بيشتر از سرعت نور نشان مي‌دهند. اين حالت نه تنها در مورد ستارگان واقعي که بسيار آرام‌تر مي‌چرخند ديده نشده است بلکه از نظر فيزيکي نيز امکان‌ناپذير است. بنابراين، اخترشناسان به اين نتيجه‌گيري مي‌رسند که مي‌بايد فرآيندهاي مشخصي گشتاور زاويه‌اي ستاره‌ي در حال چگالش را تعديل کند. يک راه اين است که گشتاور زاويه‌اي اجرام کوچکتري که در اطراف ستاره هستند تمرکز يابد. اين اجرام مي‌توانند سيارات يا دنباله‌هايي باشند که هنگام فرآيند چگالش پيش ستاره شکل گرفته‌اند. در منظومه‌ي شمسي ، عملاً 99 درصد گشتاور زاويه‌اي از آن سيارات است. راه ديگر براي تعديل گشتاور زاويه‌اي اين است که ستاره ماده‌ي خود را چه به صورت فوران و چه به طور پيوسته، از خود بيرون ريزد. محاسبات انجام گرفته نشان مي‌دهد که "باد خورشيدي" احتمالاً در فاز چگالش ستاره آنچنان قدرتمند است که مي‌تواند بخش اعظم گشتاور زاويه‌اي ستاره را منتقل کند. ماده‌ي بيرون شده از ستاره، در صورت امکان، به منظومه‌ي سياره‌اي تبديل مي‌شود.
محاسبات نظري چگالش ستارگان نشان مي‌دهد که ابرهاي گاز بسيار پرجرم که جرمشان چند درصد برابر جرم خورشيد است نمي‌توانند به صورت يک سيستم واحد پايدار درآيند، بلکه قطعه قطعه مي‌شوند و ستارگان چندتايي يا خوشه‌ها را تشکيل مي‌دهند. همچنين ممکن است آن‌ها ستارگان اَبَر پُر جرم را به وجود آورند. اخترشناسان دريافته‌اند که در ستارگاني با جرم بيش از يک ميليون برابر جرم خورشيد، فشار گاز به هنگام رُمبش به اندازه‌اي نيست که بتواند در مقابل کشش بسيار نيرومند گرانش مقاومت کند و از اين‌رو ستاره تا اندازه‌اي بسيار کوچک منقبض مي‌شود و چگالي بسيار بالايي به دست مي‌آورد. اين اجرام را سياهچاله مي‌نامند.

تکامل پيش از رشته‌ي اصلي

بعد از چگالش ابرِگاز و شکل‌گيري پيش ستاره به عنوان وجودي مستقل، نيروي گرانش بيش از پيش آن را در هم مي‌فشارد و تراکم به سرعت ادامه مي‌يابد. در مدت زمان کوتاه، البته در مقياس کيهاني، ابرگاز به جسم درخشان کوچکي تراکم مي‌يابد و نهايتاً به يک ستاره تبديل مي‌شود. متأسفانه مراحل آغازين اين تراکم زمان بسيار کمي از کل زندگي ستاره را در بر مي‌گيرد و مگر برحسب تصادف، شانس مشاهده‌ي آن‌ها را نداريم. بنابراين، بيشتر دانش ما از مراحل اوليه‌ي زندگي ستاره از روي بررسي‌هاي نظري حاصل مي‌شود. در سال‌هاي اخير، وجود کامپيوترهاي دقيق و فوق‌العاده سريع، محاسبه‌ي درست ويژگي‌هاي تراکم ستاره را امکان‌پذير ساخته است.
اين گفتار از آن‌رو "تکامل تا رشته‌ي اصلي" نامگذاري شده است که مراحل تکامل ستاره را تا قبل از آنکه به طور مشخص در رشته‌ي اصلي قرار گيرد مورد بحث قرار مي‌دهد. ستاره‌ي پايدار نقطه‌اي را در روي يک خط مشخص اشغال مي‌کند. اين خط، رشته‌ي اصلي ناميده مي‌شود و مکان ستاره در روي آن به جرم ستاره بستگي دارد. موقعيت خط رشته‌ي اصلي تا حدودي فراواني شيميايي ستاره تعيين مي‌کند، ولي رشته‌هاي اصلي براي فراواني‌هاي متفاوت تقريباً نزديک به يکديگرند. از اين رو، علي رغم فراواني‌هاي شيميايي متفاوت در نقاط مختلف، يک رشته‌ي اصلي کلي از ستارگان در کهکشان ما وجود دارد. تا کنون اکثريت ستارگاني که مشاهده شده‌اند در رشته اصلي جاي مي‌گيرند و دابل اين امر، اين واقعيت است که قسمت اعظم زماني را که ستاره به صورت يک جسم درخشان سپري مي‌کند در آرايه‌ي پايداري است که توسط رشته‌ي اصلي مشخص مي‌شود. ستارگاني که در جاي ديگري قرار مي‌گيرند در دوره‌ي زود‌گذري از تکامل خود هستند که يا به مرحله‌ي پايدار رشته‌ي اصلي نزديک مي‌شوند يا به عنوان ستارگاني در حال مرگ، عمرشان به پايان مي‌رسد.

تراکم

پيش از آنکه ستاره به جرگه‌ي ستارگان رشته اصلي بپيوندد و به صورت جسمي پايدار و درخشان مانند خورشيد درآيد مي‌بايد آنقدر منقبض شود که از حالت ابرگازي بسيار بزرگ ميان ستاره‌اي به ابعاد يک ستاره معمولي برسد. در وهله‌ي اول، "سرعت‌هاي سقوط"، براي اتم‌ها به سرعت افزايش مي‌يابد. به موازات کوچکتر شدن پيش ستاره، فاصله‌ي بين بخش‌هاي مختلف آن نيز کمتر مي‌گردد و از اين‌رو کشش گرانشي آن‌ها شديدتر مي‌شود. اين روند، سبب مي‌شود که انقباض با شتاب بيشتري صورت بگيرد و در نتيجه، تنها در مدت حدود يک سال يا بيشتر، پيش ستاره مي‌تواند از ابعاد بسيار بزرگ به کره‌ي چگال نسبتاً کوچکي از گاز، به ابعاد مدار زمين، منقبض شود.

انرژي پتانسيل

در فاز انقباض، انرژي‌هاي نهان در پيش ستاره از شکلي به شکل ديگر تبديل مي‌شوند. پيش ستاره به عنوان يک ابر گازي عظيم، مقادير زيادي انرژي پتانسيل دارد.
براي مثال، سيبي که از شاخه‌ي درخت آويزان است همان انرژي پتانسيل را دارد؛ اگر ساقه قطع شود، سيب در اثر کشش گرانشي زمين بر آن، سقوط مي‌کند. درست قبل از برخورد با زمين، مقدار قابل ملاحظه‌اي انرژي جنبشي در آن جمع مي‌شود که مي‌تواند سيب را هنگام برخورد با زمين له کند (يا به روايت داستان، نيوتون غرق در فکر را بيدار کند). سيب موقعي که از شاخه آويزان است همان مقدار انرژي پتانسيل دارد که پس از رها شدن و پيمودن فاصله‌ي شاخه تا زمين، انرژي جنبشي به دست مي‌آورد. متشابهاً پيش ستاره هنگام شروع انقباض انرژي پتانسيل بسيار زيادي دارد که معادل است با مقدار انرژي اتم‌هاي آن که همگي به سبب نيروي گرانش تا مرکز پيش ستاره سقوط مي‌کنند.
با کاهش يافتن اندازه‌ي ستاره در اثر انقباض، انرژي پتانسيل آن نيز رفته رفته کمتر مي‌شود. از اين‌رو، به طور پيوسته ذخيره‌ي اين نوع انرژي از دست مي‌رود. سيب در روي درخت مقدار زيادي انرژي پتانسيل دارد که با سقوط آن کاهش مي‌يابد. سيب درست قبل از برخورد با زمين، حداقل انرژي پتانسيل را دارد. اگر ناگهان آن را در چند سانتيمتري زمين متوقف و سپس رها کنيم، مقدار انرژيي که به سبب سقوط به دست خواهد آورد بسيار کمتر از آن خواهد بود که تمام مسير را از درخت تا زمين بپيمايند. بنابراين، در هر دو حالت سيب و پيش ستاره، انرژي پتانسيل به طور پيوسته کاهش مي‌يابد و به صورت‌هاي ديگري از انرژي تبديل مي‌شود.

بقاي انرژي

انرژي پتانسيل سيب، در اثر سقوط آن ، به انرژي حرکتي تبديل مي‌شود. سيب نخست به آرامي سقوط مي‌کند ولي هر چه به زمين نزديکتر مي‌شود، سرعت بيشتري مي‌گيرد. قبل از برخورد با زمين، به سبب سرعت زياد خود، بيشترين مقدار انرژي جنبشي (انرژي حرکتي) را دارد. در اين حالت، انرژي پتانسيل سيب به انرژي حرکتي تبديل شده است. اين انرژي، به هنگام برخورد سيب با زمين به اشکال ديگر انرژي تبديل مي‌شود، انرژيي که بخشي از سيب را له مي‌کند و در نقطه‌ي برخورد، فرورفتگي ايجاد مي‌کند.
در پيش ستاره، انرژي پتانسيل به دو گونه‌ي ديگر از انرژي تبديل مي‌شود. نخست، قبل از آنکه در ابرِ در حالِ انقباض اتم‌ها به چنان چگالي بالايي برسند که با هم برخورد کنند، اين انرژي به حرکت تبديل مي‌شود. ولي با ادامه‌ي انقباض ابر و بيشتر شدن چگالي ذرات، اتم‌ها با همديگر برخورد مي‌کنند. اين حالت سبب مي‌شود که ماده نور گسيل کند، زيرا احتمال برانگيزش الکترون‌ها بيشتر مي‌شود. در برخي از حالت‌ها، اتم‌ها يونيده مي‌شوند. هنگامي که الکترون‌ها از مدارهاي بالا به مدارهاي پايين که انرژي کمتري دارند سقوط مي‌کنند، تابش گسيل مي‌شود و چون تابش شکلي از انرژي است، مي‌توان آن را بخشي از انرژي پتانسيل از دست رفته دانست. تقريباً نيمي از انرژي پتانسيل در اين مرحله به انرژي حرکتي (انرژي حرارتي يا جنبشي) تبديل مي‌شود و تقريباً نيمي به صورت تابش که بيشتر آن نيز ستاره را ترک مي‌کند، درمي‌آيد.

خطوط هاياشي

در سال‌هاي دهه‌ي 1960 ميلادي، کوشيرو ‌هاياشي، اخترشناس ژاپني، محاسبات کاملي در مورد ويژگي‌هاي ستارگان در حالي انقباض انجام داد. اين محاسبات که با ماشين‌هاي حسابگر انجام شد، تمام مراحل جزئي ستاره‌ي در حال انقباض و جزئيات فيزيکي ويژگي‌هاي اين مراحل را در بر مي‌گرفت. مسيري که پيش ستاره دنبال مي‌کند، خط هاياشي ناميده مي‌شود.
موقعيت ستاره را از هنگامي که انقباض چندين سال صورت مي‌گيرد و دماي سطح آن به 2000 تا 3000 درجه‌ي کلوين مي‌رسد. در اين نقطه، دماي مرکز ستاره بسيار بالاست و به مرتبه‌ي 100000 درجه‌ي کلوين مي‌رسد. اين دماي بالا در نتيجه‌ي تبديل انرژي پتانسيل به انرژي حرکتي اتم‌ها به وجود مي‌آيد. اخيراً آر. بي. لارسون در چگونگي مدل‌هاي پيش از رشته‌ي اصلي که توسط هاياشي پيشنهاد شده است، تصحيحاتي انجام داده و آن‌ها را بهبود بخشيده است.

همرفت

از آنجا که اختلاف دما بين بخش‌هاي مرکزي و بخش‌هاي بيروني پيش ستاره بسيار زياد است، درون اين ابرهاي گازي ناپايدار است و محاسبات نشان مي‌دهد که جريان‌هاي همرفتي مي‌تواند در آن وجود داشته باشد. پيش ستاره به کتري آب در حال جوش مي‌ماند. آب ته آن، که به اجاق نزديک‌تر است، انرژي کسب مي‌کند و اين انرژي سبب مي‌شود که آب به طرف بالا صعود کند. به همين دليل، پديده‌ي همرفت در قالب چرخش آب جوشان خود را نشان مي‌دهد. آب داغ‌تر نزديک به ته کتري، بالا مي‌آيد و آب سرد بالا به ته کتري، يعني به منبع گرما نزديک مي‌شود. با ادامه‌ي همرفت اختلاف دما نسبتاً کمتر مي‌شود (البته در مورد آب جوشان اثر ديگري نيز به سبب تبخير پيش مي‌آيد که بخار آب را توليد مي‌کند).
در يک پيش ستاره‌ي در حال انقباض، دماي بسيار بالاي ناحيه‌ي مرکزي سبب جوشش همرفتي مي‌گردد، به طوري که در کل ستاره مناطقي به وجود مي‌آيد که از مرکز به طرف بيرون در حال جريانند و بخش‌هاي سردتر را به نواحي گرم داخلي منتقل مي‌کنند و سپس در اثر حرکت همرفتي دوباره به بيرون رانده مي‌شوند. همرفت پيش ستاره مشخصه‌اي از فازهاي ابتدايي در خط هاياشي يک ستاره است. به همين دليل، دماي سطح ستاره، زمان قابل ملاحظه‌اي تقريباً ثابت مي‌ماند. دما در چند ميليون سال اول تنها حدود 1000 تا 2000 درجه تغيير مي‌کند و در حالت نمونه دماي سطح از K 3500 به K 4500 مي‌رسد.
در اين دوره، به سبب ادامه يافتن تراکم، درخشندگي کاهش مي‌يابد. از آنجا که درخشندگي کل ستاره به مقدار سطح جانبي ستاره، که انرژي از آن بيرون مي‌تراود، بستگي دارد و چون مساحت جانبي به اندازه‌ي ستاره وابسته است، بنابراين به موازات کاهش اندازه، درخشندگي کل نيز کاهش مي‌يابد (البته، مگر آنکه منابع دروني انرژي بتوانند ستاره را گرمتر کنند). طي اين فازهاي ابتدايي که دما چندان بالا نيست، درخشندگي با عامل حدود 1000 کم مي‌شود. درخشندگي پيش ستاره‌اي با جرمي حدود جرم خورشيد، تنها بعد از دو يا سه سال 500 بار بيش از درخشندگي خورشيد مي‌گردد. بعد از حدود 10 ميليون سال انقباض، نورانيت ستاره به نصف درخشندگي خورشيد مي‌رسد.

مراحل تابشي

بعد از هزاران سال (براي يک ستاره پرجرم) يا ميليون‌ها سال (براي ستاره‌اي که جرم کمتري دارد) آرايش جرم در درون پيش ستاره به حالتي مي‌رسد که انقباض به تدريج در مرکز متوقف مي‌شود. ديگر انتقال انرژي از مرکز داغ به بخش‌هاي بيروني از طريق جريان يافتن گازهاي داغ دروني به بيرون انجام نمي‌گيرد. در عوض، انرژي نواحي مرکزي از طريق تابش به بيرون منتقل مي‌شود. اين انتقال نور بسيار به کندي صورت مي‌گيرد، زيرا مي‌بايد فرايند برهم‌کنش با هر لايه‌ي متفاوت از اتم‌ها را پشت سر بگذارند.
از هنگامي که ستاره چگالي‌هاي بالا مي‌رسد، فوتون‌هاي نور سفر پر زحمتي را به طرف بيرون در پيش دارند. اين مرحله‌ي تابشي در زمان مشخصي در فاز انقباض به سرعت آغاز مي‌شود و نتيجه‌ي آن پايدار شدن درخشندگي ستاره است. از آن به بعد، درخشندگي ستاره تقريباً يکسان باقي مي‌ماند ولي دماي کل ستاره افزايش مي‌يابد. از اين رو، در يک ميليون سال اول زندگي، ستاره به صورت کره‌اي با رنگ قرمز سير ظاهر مي‌گردد که به موازات نزديک شدن به رشته‌ي اصلي، آبي و آبي‌تر مي‌شود.
سرانجام، هنگامي که دماي مرکز بسيار بالا مي‌رود و به مرتبه‌ي 10 ميليون درجه کلوين مي‌رسد، اتم‌هاي نواحي مرکزي ستاره به آن اندازه انرژي مي‌گيرند که مي‌توانند واکنش‌هاي هسته‌اي را آغاز کنند. اتم‌ها از اين راه مي‌توانند انرژي حرکتي زيادي دارا شوند و با برخورد به هم واکنش‌هاي هسته‌اي را شعله‌ور سازند. در اين حالت ئيدروژن به هليوم تبديل مي‌شود. به محض شروع واکنش هسته‌اي در مرکز، پيش ستاره خودافروز مي‌شود و به آخرين قدم از سير خود به حالت پايدار رشته اصلي مي‌رسد.
پايداري ستاره در رشته‌ي اصلي هنگامي فرامي‌رسد که توازني در درون ستاره به وجود آيد. فشار رو به درون که سبب انقباض مي‌شود در نتيجه‌ي وجود گرانش است. از سوي ديگر، فشار رو به بيرون، فشار گاز و تابش‌هايي است که به سبب دماي فوق‌العاده زياد مرکز ستاره توليد مي‌شود و به توسط واکنش‌هاي هسته‌اي ادامه مي‌يابد. وقتي که فشار رو به درون و رو به بيرون کاملاً برابر شوند، انقباض بازمي‌ايستد، و ستاره پايدار مي‌شود و اندازه‌اي ثابت کسب مي‌کند.

آهنگ تکامل

به سبب فشار انبساطي در حال افزايش، که نتيجه‌ي دماي بالا در مرکز ستاره است، ميزان انقباض در مراحل بعدي خطوط هاياشي بسيار کندتر از آغاز آن است. در طي يک يا دو سال، اندازه‌ي بسيار بزرگ ابرگاز، در اثر انقباض کوچک‌تر مي‌شود و به اندازه‌اي از مرتبه‌ي بزرگي مدار سيارات مي‌رسد. همرفت، در ستاره‌اي هم جرم با خورشيد، بعد از فاصله‌ي زماني 10 ميليون سال پايان مي‌يابد و فاز تابشي تراکم، که ستاره را در رشته‌ي اصلي جاي مي‌دهد، 17 ميليون سال ديگر طول مي‌کشد. آهنگ تکامل براي ستارگاني با جرم زياد، سريعتر و براي ستارگان کم جرم، آهسته‌تر است.

مشاهده‌ي ستاره‌هاي در حال انقباض

ممکن است با مشاهده‌ي ناحيه‌هايي در کهکشان که اجزاي تشکيل دهنده‌ي ستاره در آنجا فراوان است، ستارگاني را در مراحل هاياشي يافت که در روند تکامل پيش از رشته‌ي اصلي هستند. براي مثال، در سحابي جبار، که انبوهه‌ي مرکبي از گاز و غبار است، درخشندگي و دماي تعداد زيادي ستاره اندازه‌گيري شده است. اخترشناسان دريافته‌اند که برخي از اين ستارگان در بالاي رشته‌ي اصلي قرار دارند. اين ستارگان در بين کم نورترين ستارگاني هستند که به سحابي جبار وابسته‌اند و بدون شک فاز‌ هاياشي انقباض را مي‌گذرانند. شناختن موقعيت آن‌ها از اين امر نتيجه مي‌شود که انقباض و جايگزين در رشته‌ي اصلي، براي ستارگاني با درخشندگي و جرم زياد زمان بسيار طولاني‌تري نسبت به ستارگان کم جرم نيازمند است. ستارگان نوراني‌تر سحابي جبار، به سبب کوتاه‌تر بودن زمان انقباض، اکنون در رشته‌ي اصلي هستند. معلوم شده است که بيشتر اين ستارگان، در 1 يا 2 ميليون سال گذشته، انقباض يافته و به رشته‌ي اصلي وارد شده‌اند. در بسياري از مناطق کهکشان ما و ديگر کهکشان‌ها، ستارگاني وجود دارند که اين مراحل اوليه را مي‌گذرانند.
منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.