ستاره ها: از زایش تا مرگ

تکامل ستارگان

چرخه زندگی ستارگان سه الگوی کلی را دنبال می کند که به جرم آنها وابسته است1). ستارگان پرجرم، که جرمشان از 8 برابر جرم خورشید بیشتر است، 2)ستارگان با جرم متوسط، که جرمشان از 0/5 تا 8 برابر جرم خورشید است. خود خورشید نیز در این دسته از ستارگان جای دارد، 3)ستارگان با جرم کم، که جرمشان بین0/1تا 0/5جرم خورشید می باشد اجرامی که جرم آنها از 0/1جرم خورشید کمتر است هرگز به دمای مرکزی لازم برای شروع سوخت هیدروژن نمی رسند.
توضیح چرخه زندگی ستارگان منفرد از چرخ زندگی ستارگان دوتایی آسان تر است بنابراین نخست با چرخه زندگی ستارگان منفرد آغاز می کنیم. ضمناً از آنجایی که 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 100،000سال به انقباض ادامه می دهد تا اینکه پیش ستاره را به وجود آورد. دمای سطحی چنین پیش ستاره ای حدود4000 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 میلیونها سال به انقباض خود ادامه می دهد. این انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانیکه نیروی انرژیهای 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 آنرا تولید می کند و ستاره وارد طولانی ترین دوره عمر خود که به آن رشته ی 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 هلیم 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 کند. انرژی حاصل شده از این گدازش حتی از انرژی که قبلاً در مرکز تولید می شد بیشتر است. این انرژی مازاد، 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 بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نیز بیشتر می شود. این مرحله ستاره به یک غول سرخ تبدیل شده است.

مرحله شاخه افقی

در نهایت، دمای مرکز تاحد100میلیون درجه کلوین می رسد یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه -آلفا. با ادامه این فرایند، هسته ستاره بزرگتر می شود امّا 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 ی داغ تر کوچک تر و کم نورتر از زمانی می شود که یک غول سرخ بود. این تغییرات در یک دوره زمانی حدوداً 100میلیون ساله رخ می دهد. در پایان این دوره، ستاره در مرحله شاخ افقی قرار می گیرد. این مرحله به دلیل خط نمایشگر وضعیت ستاره در نمودارH-R، شاخ افقی نامیده می شود. ستاره به طور مداوم و پایدار هلیم و هیدروژن می سوزاند بنابراین تغییر شایان ذکری در دما، ابعاد و درخشش آن روی نمی دهد. این مرحله تقریباً تا10میلیون 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 می گردد 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 می شوند. با جدا شدن هر لایه از ستاره، نوبت به لایه داغ تری می رسد. در نتیجه باد ستاره ای مرتب قوی تر می شود. جریانات جدیدتر و سریع تر بادهای برخاسته از سطح ستاره، با بادهای قبلی که هنوز در فضای اطراف ستاره پرسه می زند، برخورد می کنند. در نتیجه این برخورد، یک پوسته متراکم باز به وجود می آید که برخی از آنها 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 تلسکوپهای اولیه و بدوی که ستاره شناسان در سال های1800میلادی برای رصد استفاده می کردند، این پوسته ها شبیه به سیارات به نظر می رسیدند به همین دلیل آنها این پوسته ها را ابر 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 ستارگان بیشتر حاوی کربن و اکسیژن هستند و دمای اولیه آنها حدود100،000درجه کلوین می باشد.

مرحله کوتوله سیاه

از آنجایی که کوتوله های سفید، سوختی برای گدازش ندارند، با گذشت میلیاردها سال پیوسته سردتر می شوند و در نهایت به یک کوتوله سیاه، جرمی بسیار کدر تبدیل می گردند. کوتوله سیاه، نماد پایان چرخه زندگی یک ستاره با جرم متوسط است.
ستارگان با جرم زیاد، آنهایی که جرمی بیش از 8 برابر جرم خورشید دارند، به سرعت شکل می گیرند و زندگی کوتاهی دارند یک ستاره ی پر جرم ظرف 10،000تا 100،000سال از دل یک پیش ستاره شکل می گیرد.
این نوع ستارگان در رشته اصلی بسیار داغ و آبی رنگ هستند. آنها1000تا 1میلیون بار درخشان تر از خورشید می باشند و شعاع آنها تقریباً ده برابر شعاع خورشید است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان کم جرم کمتر است. با اینحال به خاطر درخشندگیشان از فواصل بسیار دور نیز قابل رصدند و به همین خاطر زیادی آنها شناخته شده اند.
ستارگان با جرم زیاد، بادهای ستاره ای بسیار قوی دارند. یک ستاره با جرم 30 برابر خورشید می تواند24 برابرجرم 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 ستاره100 برابر شعاع خورشید می شود. با این حال از درخشش آن اندکی کاسته می شود به دلیل اینکه در این مرحله ستاره تقریباً همان مقدار انرژی قبلی را از سطح بزرگتری 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 100میلیون درجه کلوین یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه-آلفا می رسد. پس از تقریباً یک 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.
هنگامیکه انقباض هسته دمای آنرا به حد کافی افزایش می دهد، با سوختن کربن، نئون، سدیم و منیزیم تولید می شود. این مرحله تنها برای 10،000سال ادامه می یابد. پس از آن فرایندهایی متوالی در هسته رخ می دهد. هر فرایند عناصر مختلفی را در برمی گیرد و مدت زمان کوتاه تری به طول می انجامد وقتی عنصر جدیدتری 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 حدود12سال طول می کشد. سپس با سوختن اکسیژن، سیلیکون و سولفور تولید می شود. این فرایند حدود 4 هزار سال طول می کشد. در آخر با سوختن سیلیکون، آهن تولید می شود. این فرایند تنها حدود1 هفته دوام دارد.

ابرنواختر

در این هنگام، شعاع هسته آهنین حدود 3000کیلومتر است. همانگونه 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 آهنین به 1/4 برابر جرم خورشید برسد اتفاقی مهیب رخ می دهد. نیروی گرانش، هسته را متلاشی می کند. در نتیجه دمای هسته به نزدیک 10میلیارد 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، پروتونها با الکترونها ترکیب می شوند و نوترون نوترینو تولید می کنند نوترینوها 99درصد 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 10کیلومتر برسد حالت ارتجاعی پیدا می کند درست مانند یک توپ پلاستیکی که آن را فشرده و بعد رها می 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. بیشتر انرژی حاصل از این موج صرف شروع گدازش و تشکیل عناصر جدید می شود. با رسیدن موج به سطح ستاره، دما تا 200،000 درجه کلوین افزایش می یابد. در نتیجه ستاره منفجر شده و موادی را در فضا با سرعت15،000 تا 40،000 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 ابر نواختر در میلیاردها سال پیش تا به اکنون ادامه دارد. ابر نواخترهای ستارگان نسل اول، عرصه را برای ستارگان نسلهای بعد مهیا کرده اند.
احتمالاً ستارگان دارای سه نسل هستند. ستاره شناسان تاکنون 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 نسبتاً کمی از عناصر سنگین می باشند. ستارگان سنگین تر این نسل، به سرعت از بین رفته اند بنابراین هسته های بیشتری از عناصر سنگین وارد فضا شده اند. به همین علت جمعیت یک ستارگان که جدیدترین نسل می باشند، حاوی مقادیر بیشتری از عناصر سنگین هستند. البته مقدار عناصر سنگین در این نسل همچنان نسبت به هیدروژن و هلیوم موجود، بسیار ناچیز است. برای مثال، مقدار عناصرغیر از هلیوم و هیدروژن در خورشید که جز ستارگان جمعیت یک می باشد، تنها 1تا2 درصد است.

ستارگان نوترونی

پس از اینکه یک انفجار ابر نواختر 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 معادل1/4جرم خورشید را در کره ای که شعاع آن حدود 10تا 15 کیلومتر است نگاه می دارد.
دمای اولیه ی ستارگان نوترونی 10میلیون درجه کلوین است اما به دلیل کوچک بودن، تشخیص آنها بسیار دشوار است. با این حال ستاره شناسان پالسهای رادیویی این ستارگان را تشخیص می دهند. گاهی از این ستاره ها 1000پالس در ثانیه دریافت می شود.
یک ستاره نوترونی معمولاً 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 نورافکن 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 دورگردش ستاره یک پالس دریافت می کنند. ستاره ای که به این روش شناسایی می گردد، تپ اختر نامیده می شود.

سیاهچاله ها

اگر هسته باقی مانده از یک ابر نواختر جرمی بیشتر از3 برابر جرم خورشید داشته باشد، هیچ نیروی شناخته شده ای نمی تواند در مقابل گرانش آن مقاومت کند. هسته آنقدر فشرده می شود که یک سیاهچاله به وجود می آید. منطقه ای در فضا با چنان گرانشی که هیچ چیز نمی تواند از نیروی آن بگریزد. سیاهچاله های نامرئی هستند زیرا حتی نور به دام آنها می افتد همه مواد یک سیاهچاله در نقطه ای در مرکز آن جمع می شود. این نقطه تکینگی نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته یک اتم نیز کوچکتر است.
ستارگانی که جرم آنها کم است یعنی از0/1تا 0/5 برابر جرم خورشید، دمای سطحی معادل تقریباً4000 درجه کلوین دارند. درخشش آنها کمتر از دو درصد خورشید است. این ستارگان هیدروژن درون خود را به آهستگی می سوزاند. آنها می توانند برای مدت 100میلیارد تا 1 تریلیون سال در رشته اصلی باقی بمانند. این مدت حتی از عمر جهان که بین 10تا 20میلیارد سال تخمین زده می شود نیز بیشتر است، بنابراین هیچ ستاره ای در این گروه تا به حال نمرده است. ستاره شناسان تا به حال 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 آنها به طور تدریجی سرد می شوند تا اینکه به یک کوتوله سفید و سپس سیاه تبدیل گردند.
ستارگان دو تایی از دو پیش ستاره که بسیار نزدیک یکدیگرند، تشکیل می شود. بیش از 50 درصد از ستارگانی که با چشم غیر مسلح، به صورت منفرد دیده می شوند در واقع دو تایی هستند.
یک ستاره در یک سیستم دوتایی چنان چه به اندازه کافی به جفت خود نزدیک باشد، می تواند بر زندگی آن تأثیرگذار باشد. بین این دو ستاره منطقه ای وجود دارد که به یاد ریاضیدان فرانسوی، جوزف لوییزلاگرنج(1) نقطه لاگرنج نامیده می شود. در این منطقه نیرو های گرانشی دقیقاً برابر هستند. اگر یکی از دو ستاره بزرگ شود ولایه 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 ی اصلی می باشد صورت گیرد، عناصری نظیر کربن یا عناصر سنگین تر در طیف ستاره رشته اصلی نمایان می گردد. چنانچه این دو ستاره به اندازه کافی به هم نزدیک باشند پس از نزدیک شدن غول سرخ به یک کوتوله سفید، جریان مواد برعکس می شود و مواد به سمت کوتوله سفید برمی 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 سیاهچاله 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 یا به درون سیاهچاله کشیده می شد، اشعه ایکس منتشر می شود.
در حالت سوم، غول سرخ تبدیل به کوتوله سفید می شود و ستاره رشته اصلی تبدیل به غول سرخ می شود. وقتی گاز کافی از غول سرخ در سطح کوتوله سفید اندوخته شد هسته اتمهای گاز به صورت درخشانی دچار گدازش 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. تقریباً به طور ناگهانی کربن می سوزد و کل کوتوله سفید دچار انفجار ابر نواختر نوع یک می شود. این نوع انفجار بسیار نورانی است به حدی که نور آن می تواند یک کهکشان را تحت الشعاع قرار دهد.

پی نوشت ها :

1-Joseph Louis Lagrage

منبع: - ، (1387)، شناخت فضا و منظومه شمسی ،الهام سجادی فر، تهران، [بی نا]، چاپ دوم1389.