غول‌های سرخ

غول سرخ چیست؟

ستاره، پس از سپری کردن بیشتر عمر خود در رشته‌ی اصلی، مرحله‌ای نهایی از نور افشانی خود را به صورت غول سرخ آغاز می‌کند. اطلاق چنین عنوانی، ناشی از این واقعیت است که ستاره در این مراحل پیشرفته، بسیار سردتر از موقعی است که در رشته‌ی اصلی بود (و از این رو قرمزتر است)، و همچنین اندازه‌ی آن به طور قابل ملاحظه‌ای بزرگتر از اندازه‌ای است که به هنگام پایداری در رشته‌ی اصلی داشت. گرچه راهی که ستاره در فاز غول سرخی می‌پیماید به جرم و ترکیبات شیمیایی آن بستگی دارد، ولی الگوی عمومی چنین مسیری برای همه ستاره‌ها تقریباً یکسان است. بسیاری از ستارگان هم جرم با خورشید در کهکشان خودمان، از نظر ترکیبات شیمیایی نیز به قدر کافی با خورشید متشابه هستند، به طوری که همان فازها را به همان طریقی که در اینجا برای خورشید ترسیم می‌کنیم، خواهند گذراند. برای ستاره‌ای که جرمی بسیار بیشتر از جرم خورشید دارد، رویدادها به طور قابل ملاحظه‌ای سریع رخ می‌دهند، در حالی که ستارگان کم جرم‌تر از خورشید، فازهای مختلف مرحله‌ی غول سرخی را به آرامی سپری می‌کنند.

تکامل خورشید به یافت غول سرخ

اکنون از عمر خورشید تقریباً 4/5 میلیارد سال می‌گذرد. خورشید اندکی در بالای رشته‌ی اصلی قرار دارد و حدود نیمی از عمر مفید خود را به عنوان یک ستاره‌ی رشته‌ی اصلی گذرانده است. عمر مورد انتظار برای خورشید در رشته‌ی اصلی حدود سال است. در نیمه‌ی دوم این دوره، نورانیت خورشید به آرامی و به طور نامحسوس افزایش می‌یابد، و به موازات بیشتر شدن سن، خورشید به تدریج به بالای رشته‌ی اصلی منتقل می‌شود. گرچه رصد نورانیت و دما نشان می‌دهد که خورشید اکنون واقعاً در بالای رشته‌ی اصلی است، اما تمام جنبه‌های دیگر تکامل آتی خورشید، بر مبنای محاسبه بسیار پیچیده و جزء به جزء رویدادهایی است که در حال حاضر مشاهده‌ناپذیر است. با وجود این، تأیید این محاسبات، به کمک مقایسه‌ی آن‌ها با ستارگان دیگر در خوشه‌های ستاره‌ای امکان‌پذیر است.

مغزی هلیومی

خورشید در چهار میلیارد سال بعدی، به نورافشانی ادامه خواهد داد و اندازه‌ی آن به تدریج بزرگتر خواهد شد. بیشتر شدن نورانیت، افزایش اندازه‌ی ستاره را جبران می‌کند، به طوری که دمای خورشید تقریباً معادل دمای فعلی می‌ماند. در مدت حدود 4/5 میلیارد سال، درخشندگی خورشید حدود 50 درصد و قطر حدود 25 درصد بزرگتر از مقادیر فعلی می‌شود. در همین زمان، مرکز خورشید همه ئیدروژن خود را مصرف می‌کند و تمام آن به توسط واکنش‌های گرما هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌شود؛ آنچه در مرکز باقی می‌ماند یک مغزی هلیومی، یعنی یک منطقه‌ی کوچک چگال است که تقریباً به طور کامل محتوی هلیوم است. در این مرحله، مغزی هلیوم به جزء بسیار مهمی از خورشید تبدیل می‌شود و تأثیر آن بر روی تکامل خورشید، سبب وقوع یک رشته رویدادهای پی ‌در پی می‌گردد.
میلیاردها سال بعد از این مرحله، اندازه خورشید بزرگتر می‌شود، و هنگامی که سن آن به 10/3 میلیارد سال می‌رسد، بار بزرگتر از اندازه کنونی می‌شود. در طی این افزایش اندازه، دما کاهش می‌یابد. زیرا درخشندگی تقریباً ثابت باقی می‌ماند، و منبع جدید دیگر برای تولید انرژی در کار نیست. محاسبه شده است که مغزی هلیومی در این مرحله حدود 40000 کیلومتر قطر دارد، که تنها یک صدم اندازه‌ی خورشید در آن زمان است. مغزی هلیومی منقبض می‌شود و سرانجام به اندازه‌ای از مرتبه‌ی اندازه‌ی زمین می‌رسد. اما واقعیت مهمی که درباره‌ی این مغزی می‌توان گفت آن است که در این مرحله، یک چهارم کل جرم خورشید را در بر می‌گیرد. هنگامی که قطر آن تنها دو برابر قطر زمین است، تقریباً یک میلیون بار پرجرم‌تر از زمین می‌شود. چگالی گاز در این مغزی حدود 50000 برابر چگالی آهن می‌شود، یعنی وزن یک انگشتانه پر از ماده‌ی آن به حدود یک تن می‌رسد.

پوسته‌ی ئیدروژن‌سوز

گاز پیرامون مغزی هلیومی هنوز مقادیر بسیار زیادی ئیدروژن دارد. هنگامی که خورشید در رشته‌ی اصلی است، فاصله‌ی این مقدار ئیدروژن از هسته‌ی خورشید چنان زیاد است که نمی‌تواند دمای کافی برای آغاز واکنش‌های همجوشی داشته باشد. به موازات انقباض هسته، دمای بخش محیط بر آن به قدر کافی بالا می‌رود تا پوسته‌ی ئیدروژن سوز شکل بگیرد. این پوسته، به سرعت گسترش می‌یابد و با افزایش آهنگ سوزاندن ئیدروژن، درخشندگی خورشید نیز به سرعت افزایش می‌یابد. سپس، تنها در حدود 100 میلیون سال، درخشندگی به 1000 برابر مقدار کنونی می‌رسد. در این حال، اندازه‌ی خورشید نیز بزرگ‌تر می‌شود و قطر پوشش بیرونی‌اش 100 برابر قطر کنونی آن می‌شود. در این حالت، خورشید یک غول سرخ واقعی با دمای سطحی K 3500 است. از آنجا که یک چهارم جرم خورشید در مغزی هلیومی کوچک مرکزی متراکم می‌شود (کوچک در مقایسه با اندازه‌ی بسیار بزرگ خورشید در آن دوره)، بقیه‌ی ماده‌ی آن در یک کره‌ی ئیدروژنی بسیار بزرگ و بی‌اندازه رقیق پخش می‌شود. چگالی این پوشش منبسط شده، بسیار کم و معادل آن خواهد بود که در آزمایشگاه‌های فیزیک به عنوان بهترین خلاء تلقی می‌شود.
اگر در آن روزگار بتوانیم خورشید را ببینیم، اندازه‌ی بزرگ و دمای پایینی که خواهد داشت، سیمای عجیبی بدان خواهد داد: از زمین، خورشید تحت زاویه‌ی تقریباً ْ60 و به رنگ قرمز تیره دیده خواهد شد. هنگام ظهر، قطر آن حدود یک سوم کل آسمان را فرا خواهد گرفت.

سوزاندن هليوم

هر چه مغزی هلیومی به متراکم شدن ادامه دهد، دما افزایش می‌یابد. سرانجام، دمای مغزی هلیومی به مقدار معینی (حدود 100 میلیارد K) می‌رسد که برای ترکیب یافتن هسته‌های اتم‌های هلیوم و تشکیل شدن عنصرهای سنگین‌تر کافی است. محتملترین واکنش، ترکیب دو هسته‌ی هلیوم است تا یک هسته‌ی بریلیوم شکل گیرد. اما، بریلیوم به وجود آمده، شکل ناپایداری از بریلیوم است و در زمانی بسیار کوتاه ( ثانیه) به دو هسته‌ی هلیوم وا می‌پاشد. اگر هسته‌های هلیوم زیادی در محیط وجود داشته باشند (که در مغزی هلیومی خورشید نیز چنین خواهد بود) هسته‌ی دیگری از هلیوم می‌تواند پیش از واپاشی بریلیوم با آن ترکیب شود و یک هسته‌ی پایدار کربن تولید کند. از این رو، در طی این دو مرحله، مغزی هلیومی ستاره‌ای مانند خورشید نهایتاً هلیوم خود را به عنصر سنگین‌تری مانند کربن تبدیل می‌کند. در این فرایندها، مقادیر زیادی انرژی آزاد می‌شود، درست به همان طریقی که همجوشی ئیدروژن و تشکیل هلیوم انرژی آزاد می‌کند.
از روی محاسباتی که در مورد ساختار آینده‌ی خورشید به عمل آمده، یافته شده است که سوزاندن هليوم به تدریج روی نمی‌دهد، بلکه در طی یک رویداد انفجاری، که درخش هلیومی نام دارد، واقع می‌شود. این انفجار فقط برای ستارگانی که تقریباً هم جرم یا کوچک‌تر از خورشید هستند، پیش می‌آید. این امر، در نتیجه این واقعیت است که مغزی چنین ستارگانی، در اثر گذشت زمان، به چنان چگالی بالایی می‌رسد و دما برای سوزاندن هلیوم چنان بالا می‌رود که مغزی نه به صورت گاز بلکه همانند یک جسم صلب جامد عمل می‌کند. الکترون‌ها (و هسته‌های هلیوم) به حدی تنگ در کنار هم قرار می‌گیرند که محیط جامد تقریباً غیرقابل تراکمی را تشکیل می‌دهند. از آنجا که این محیط بیشتر به کره‌ای از فلز جامد می‌ماند تا کره‌ای از گاز، در نتیجه، وقوع فرایند سوزاندن هلیوم سبب می‌شود که دمای مغزی سریعاً صعود کند، اما اندازه‌ی آن تنها افزایش اندکی از خود نشان دهد. از روی آزمایش‌هایی که در آزمایشگاه انجام می‌دهیم نیز به این واقعیت می‌رسیم: هنگامی که مقداری گاز را گرم می‌کنیم، به طور قابل ملاحظه‌ای منبسط می‌شود، اما با گرم کردن یک جسم جامد، انبساط بسیار اندکی در آن مشاهده می‌کنیم. از این رو، به همین طریق، مغزی خورشید انبساط زیادی نخواهد داشت، ولی دما به مقادیر بسیار بالایی صعود خواهد کرد. دمای بالاتر، آهنگ تبدیل هلیوم به کربن را افزایش می‌دهد و این، به نوبه‌ی خود، سبب افزایش بیشتر دما می‌شود. مغزی ستاره آنقدر داغ می‌شود که همانند یک بمب کنترل نشده‌ی همجوشی هسته‌ای عمل می‌کند. برای خورشید، تنها حدود یک روز طول می‌کشد تا از مرحله‌ی آغاز سوزاندن هلیوم به انفجار مغزی هلیومی برسد.

فاز دوم «رشته‌ی اصلی»

مغزی هلیومی خورشید، هنگامی که حدود 6 میلیارد سال بعد از این منفجر می‌شود، اندازه‌ی کوچکی خواهد داشت و اثرات انفجار آن بالا فاصله در سطح خورشید دیده نخواهد شد. اما، درون خورشید به سرعت و به طور قابل ملاحظه‌ای تغییر خواهد کرد. در پی رشد انفجاری مغزی در درون خورشید، پوسته‌ی ئیدروژنی محیط بر مغزی، که تا پیش از انفجار منبع گرمای خورشید بود، ناپدید خواهد شد. دمای مغزی، به دلیل افزایش یافتن اندازه‌ی آن، به سرعت افت خواهد کرد و به همین طریق، شدت پوسته‌ی ئیدروژن سوز نیز کاهش خواهد یافت. از این رو، درخش هلیومی، به جای آنکه سبب فوران نور خیره‌کننده‌ای شود، موجب آن خواهد شد که نورانیت خورشید کاهش یابد.
مواد درون خورشید به مقدار معینی با هم مخلوط خواهند شد. به موازات کاهش شعاع خورشید، نورانیت نیز کاهش خواهد یافت و افزایش دما محسوس خواهد بود. سپس، تنها حدود چند میلیون سال بعد، خورشید در راستای رشته‌ی اصلی حرکت خواهد کرد، اما بی‌آنکه وارد رشته شود، در نزدیکی آن خواهد بود. با کمک گرفتن پوشش ئیدروژن سوز محیط بر مغزی هلیومی از یک ناحیه هلیوم سوز در مرکز ستاره، خورشید به مدتی تقریباً طولانی، در این مرحله‌ی شبه رشته‌ی اصلی باقی خواهد ماند. از این رو، انرژی خورشید، هم از آزاد سازی انرژی به توسط بخشی کوچک در مغزی ستاره (که در آن هلیوم به کربن تبدیل می‌شود) و هم از پوسته دوردستی که هلیوم از ئیدروژن شکل می‌گیرد تأمین خواهد شد.
محاسبه شده است که خورشید چندین میلیون سال در این فاز "رشته‌ی اصلی دوم" باقی خواهد ماند. در پایان این دوره، به سبب تمام شدن سوخت ، مغزی آن دوباره منقبض خواهد شد و خورشید برای بار دوم با افزایش در نورانیت، افزایش در شعاع و کاهش در دما مواجه خواهد شد، تا دوباره به یک غول سرخ بسیار بزرگ تبدیل شود. تا کنون، جزئیات فاز غول سرخی دوم در خورشید ناشناخته مانده است، زیرا تحت چنین شرایطی، پیچیدگیهای عظیمی در ساختار ستاره پدید می‌آید. محاسبات تقریبی انجام گرفته نشانگر آن است که متعاقب فاز رشته‌ی اصلی دوم، خورشید دوباره به سرعت در فاز غول سرخی پیش خواهد رفت و سپس بی درنگ خواهد رمبید (درهم فرو خواهد ریخت) تا به یک "کوتوله‌ی سفید" تبدیل شود.

آینده‌ی زمین

محاسبه اینکه زمین، به هنگامی که خورشید این مراحل پیشرفته تکامل خود را می‌گذراند، دارای چه ویژگی‌هایی خواهد بود، جالب توجه و تا حدی هشدار دهنده است. دمای زمین برای میلیاردها سال تقریباً ثابت خواهد ماند، و این زمانی است که درخشندگی خورشید نیز به طور پیوسته (در رشته‌ی اصلی) یکسان است. در 4 میلیارد سال بعدی، به موازات افزایش بسیار آرام نورانیت خورشید، وضعیت زمین به مقدار بسیار اندکی تغییر خواهد کرد. سپس، هنگامی که خورشید به سرعت از یک ستاره‌ی معمولی به یک غول سرخ بدل می‌شود، دمای زمین به شدت بالا خواهد رفت . در مدت 5 میلیارد سالی که طول می‌کشد تا شعاع خورشید به 100 برابر اندازه‌ی فعلی و درخشندگی‌اش به 1000 برابر درخشندگی فعلی برسد، کره‌ی زمین غیرقابل سکونت خواهد گشت. علی رغم آنکه دمای خورشید پایین می‌آید، اما دمای زمین، به سبب افزایش درخشندگی خورشید، بالا خواهد رفت. گرمای زمین از انرژی رسیده از خورشید تأمین می‌شود، و خورشید با تبدیل شدن به یک غول سرخ، بدان اندازه بزرگ خواهد بود تا انرژیی بسیار بیشتر از مقدار کنونی به زمین گسیل کند. در آن زمان، اقیانوس‌های زمین، در اثر جوشیدن، در جو پراکنده خواهند شد و چیزی جز یک سطح خشک و سوخته، در زیر آسمان مرطوب بر جای نخواهد ماند. به سبب بالا بودن دما، بخشی از جو زمین ، در فضا ناپدید خواهد شد.
در پی این دوره‌ی گرمای سخت ، دوره‌ای کوتاه و تقریباً با شرایط معمولی، در زمین پیش خواهد آمد. در طی توقف خورشید در رشته‌ی اصلی دوم (شبه رشته‌ی اصلی)، دمای سطحی زمین تقریباً به مقدار معمولی بر خواهد گشت، اقیانوس‌ها دوباره متراکم و آبگیرهای خود را پر خواهد کرد، و دمای جوّ نیز تعدیل خواهد یافت، به طوری که زمین دوباره خواهد توانست به شکلی مختصر، پرورشگاه حیات شود. اما این فرصت، دوام چندانی ندارد، زیرا در طی تنها چند میلیون سال بعد، اقیانوس‌ها دوباره تبخیر و روانه‌ی جوّ می‌شوند و خورشید دوباره به یک غول سرخ تبدیل می‌شود. پس از این مرحله غول سرخی دوم و به هنگام رُمبش خورشید به یک کوتوله‌ی سفید، زمین مجدداً به حالتی می‌رسد که، شاید نسبت به آن شرایط، بتوان حالت معمولی تلقی کرد، اما طولی نمی‌کشد که به یک سرزمین بایر تبدیل می‌شود که نه تنها در آن اقیانوس‌ها منجمد می‌شوند، بلکه خود جّو نیز یخ می‌بندد و روی زمین را پوششی از یخ فرا می‌گیرد.
چنین دورنمایی از زمین، ما را به تفکراتی درباره‌ی آینده‌ی تمدن می‌کشاند. انتظار می‌رود که به هنگام تبدیل شدن خورشید به یک غول سرخ، حیات بر روی زمین به کلی نابود شود. از این رو، اگر بشریت یا جانشینان زنجیره‌ی تمدن بر بقای خود اصرار داشته باشند، لازم است که در 4 میلیارد سال آینده روش‌های مؤثری برای ترابری میان ستاره‌ای تکمیل شود. در آن دوره از آینده، آنچه از تمدن باقی می‌ماند، می‌باید در جستجوی ستاره‌ای دیگر باشد که جوان‌تر یا کم جرم‌تر از خورشید است و سیاره‌ای دارد که می‌تواند عمر طولانی داشته باشد. اگر چنین کاری امکان‌پذیر باشد، این انتظار وسوسه برانگیز را می‌توان داشت که این بازماندگان، در مدت میان دو دوره‌ای که شرایط در زمین معمولی می‌شود، مشتاقانه به دیدن آن بشتابید. اما، نامحتمل است که آنچه از تمدن ما به میراث باقی می‌ماند، توانایی آن را داشته باشد که در برابر رویدادهای پیش آمده در زمین، در طی این مراحل، ایستادگی کند.

غول‌های سرخ پر جرم

الگوی تکامل به فاز غول سرخی، برای ستارگانی که جرم زیاد دارند، مشابه الگویی است که برای خورشید محاسبه شده است، اما با آن کاملاً یکسان نیست. این ستارگان مرحله‌ی فرعی درخش هلیومی را نمی‌گذرانند زیرا مغزی آن‌ها به اندازه‌ی کافی بزرگ است، به طوری که سوزاندن هلیوم به تدریج در مغزی آن‌ها به اندازه‌ی کافی بزرگ است، به سوی یک فاز رشته‌ی اصلی دوم حرکت می‌کنند که شبه پایدار است، و اگر در نوار ناپایداری جای گرفته باشند، برای بار دوم جزو قیفاووسی‌ها قرار می‌گیرند. تکامل این اجرام، بسیار سریع‌تر از مورد خورشید است و آن‌ها، در مقیاس کیهانی، هر مرحله را فقط در طی چند لحظه سپری می‌کنند.
همان طور که در مورد تکامل خورشید گفتیم، هنوز در مورد الگوی دقیق تکامل که پی‌آیند مرحله‌ی غولی دوم است، نایقینی وجود دارد. تا حدی محتمل است که ستاره سوزاندن کربن را در مغزی خود آغاز کند، عناصر باز هم سنگین‌تری به وجود آید که ستاره را برای سومین بار به فاز با دمای بالا برساند. در این مورد، محاسبات ساختار درونی ستارگان هنوز کاملاً با عدم قطعیت رو به روست، و اختر شناسان می‌باید بر مشاهده‌ی ستارگانی جوان تکیه کنند که احتمالاً این فازها را می‌گذرانند تا بتوانند از رویدادهایی که در این فازهای بسیار پیشرفته واقع می‌شوند، آگاهی یابند.

خوشه‌های ستاره‌ای جوان

از آنجا که محاسبات الگوهای تکامل ستاره‌ای بی‌اندازه مشکل است و در آن‌ها تعداد زیادی عامل‌های تقریبی وارد می‌شوند که گرچه تقریب خوبی دارند اما کاملاً معین نیستند، اخترشناسان، این محاسبات را با مشاهداتی که از خوشه‌های ستاره‌ای به عمل می‌آورند، مقایسه و کنترل می‌کنند. معلوم شده است که تمام ستارگان یک خوشه‌ی ستاره‌ای به طور همزمان از متراکم شدن مواد میان ستاره‌ای به وجود می‌آیند و از این رو، سن تمام ستارگان آن تقریباً یکسان است. این امر، مطالعه‌ی الگوهای تکاملی ستاره‌ای را از روی بررسی دما و درخشندگی تمام ستارگان موجود در یک خوشه‌ی ستاره‌ای امکانپذیر می‌سازد. خوشه‌ی ستاره‌ای، ستارگانی با جرم‌های مختلف را در بر می‌گیرد که عمری تقریباً یکسان دارند، و بنابراین، ستارگانی در فازهای تکاملی مختلف را به نمایش می‌گذارد. (به شرط آنکه ستارگان کافی در آن وجود داشته باشد).
خوشه‌های ستاره‌ای که در کهکشان محلی ما تشخیص داده شده‌اند، دو نوع عمده دارند: جوان‌ترین آن‌ها خوشه‌های باز یا کهکشانی نامیده می‌شوند (و در اینجا مورد بحث قرار می‌گیرند)، و خوشه‌های پیرتر، بزرگتر و پرجمعیت‌تر، خوشه‌های کروی خوانده می‌شوند (که بعد از خوشه‌های باز به شرح آن‌ها می‌پردازیم). خوشه‌های کهکشانی اصولاً به صفحه‌ی پهن کهکشان محلی ما محدود می‌شوند. در حدود یک هزار عدد از آن‌ها در کهکشان ما شناخته شده‌اند، ولی تخمین زده می‌شود که احتمالاً هزاران عدد دیگر نیز وجود دارند که به سبب تیرگی شدید ناشی از غبار دیده نمی‌شوند. گستره‌ی جمعیت خوشه‌های کهکشانی از حدود چند دوجین تا چندمین صد ستاره است. گستره‌ی سن ستارگان این خوشه نیز، در روی رشته‌ی اصلی آن‌ها، از کمتر از یک میلیون تا پنج میلیارد سال (یا بیشتر) است.

پروین

نمونه‌ای از یک خوشه‌ی کهکشانی که به آسانی می‌توان مشاهده کرد، گروه کوچکی از ستارگان در صورت فلکی ثور است که خوشه‌ی پروین نامیده می‌شود. آن را هفت خواهران و ثریا نیز نامیده‌اند. بدون استفاده از تلسکوپ، معمولاً شش ستاره‌ی پرنور این خوشه قابل مشاهده است، اما با استفاده از عدسی میدان یا تلسکوپ، ده‌ها ستاره را می‌توان در آن دید. مطالعه‌ی حرکت‌های فردی ستارگان در این ناحیه، نشانگر آن است که بیش از صد ستاره عضو خوشه‌ی پروین هستند.
ستارگان نورانی‌تر از این قدر در بالای رشته‌ی اصلی قرار دارند و در حال آغاز حرکت به سوی مرحله‌ی غول سرخی هستند. اما، خوشه‌ی پروین چندان غنی نیست که اکنون در آن ستاره‌ای در مرحله‌ی غولی دیده شود. ستارگانی که جرمشان بسیار بیشتر از جرم آن‌هایی است که رشته‌ی اصلی خوشه‌ی پروین را ترک می‌گویند، چنان سریع تکامل می‌یابند که تقریباً در مدت تنها چند میلیون سال، مراحل تکاملی را پشت سر می‌گذراند و ما باید امیدوار باشیم که بتوانیم این خوشه را به هنگامی که یکی از ستارگان آن وارد این تکامل سریع می‌شوند ببینیم.

قلائِص

قلائِص، خوشه‌ی کهکشانی دیگری است که در آسمان فاصله‌ی زیادی از خوشه‌ی پروین ندارد، اما بسیار نزدیک‌تر به خورشید است و از این رو، توزیع ستارگان آن چنان دیده می‌شود که ظاهراً به صورت یک خوشه در نظر نمی‌آید. قلائِص خوشه‌ی بس مهمی است، زیرا ویژگی‌های آن، اندازه‌گیری مقیاس فاصله‌ی ستاره‌ای را به روشی مستقل برای ما امکان‌پذیر می‌سازد. این خوشه، چنان نزدیک است که فاصله‌اش را می‌توان از روی حرکت‌های ستارگان منفرد درون آن، که همگی با هم در فضا حرکت می‌کنند، تعیین کرد، و بنابراین، به اندازه‌گیری حرکتی فضایی موفق شد که در موارد دیگر دست یافتنی نیست. قلائِص، همچنین از آن رو جالب توجه است که ستاره‌های اندکی در ناحیه‌ی غولی دارد و محاسبه‌ی تکامل ستاره‌ای را، تا جایی که می‌توان در مورد چنین نمونه‌گیری کوچک انجام داد، میسر می‌سازد.

خوشه‌های پرجمعیت

به منظور انجام دادن یک مقایسه‌ی واقعاً معتبر میان یک خوشه‌ی ستاره‌ای و الگوهای تکاملی محاسبه شده برای ستارگان، لازم است خوشه‌ی ستاره‌ای نسبت به خوشه‌های باز نمونه در نزدیکی خورشید، ستاره‌های زیادی در فاز غولی داشته باشد. به همین دلیل، اخترشناسان از این کشف خشنودند که یکی از نزدیک‌ترین کهکشان‌ها، یعنی ابر بزرگ ماژلانی (با فاصله‌ی در حدود 50000 پارسک از کهکشان محلی ما) دارای تعداد بسیار زیادی از چنین خوشه‌های ستاره‌ای است. این کهکشان از لحاظ داشتن ستارگان جوان، گاز و غبار غنی است و از این رو، میدان خوبی است برای یافتن کلیدهای شکل‌گیری و تکامل ستارگان جوان پر جرم. در میان خوشه‌های ستاره‌ای مطالعه شده در این کهکشان، تقریباً سی و پنج خوشه وجود دارد که به طور غیرعادی پرجمعیت هستند، و ستارگان آن‌ها از تمام خوشه‌های جوان نزدیک به خورشید، که تا به حال در کهکشان ما مطالعه شده‌اند بسیار بیشترند.
یکی از پرجمعیت‌ترین و نورانی‌ترین خوشه‌ها در ابر ماژلان، 1866 NGC است. تعداد ستارگان این خوشه، از 10000 تا 20000 برآورد شده است و به طور متناسبی، تعداد زیادی از آن‌ها (در حدود 50 عدد) در مرحله‌ی غول سرخی تکامل هستند. به علاوه، در این خوشه چندین متغیر قیفاووسی نیز وجود دارد، زیرا واقعیت این است که انحراف مجدد به طرف رشته‌ی اصلی، به نوار ناپایداری برمی‌گردد.

خوشه‌های ستاره‌ای پیر

هنگامی که سن خوشه‌های ستاره‌ای نزدیک به خورشید در کهکشان ما اندازه‌گیری شد، نتیجه‌ی شگفت‌انگیزی به دست آمد. اگرچه در این حجم از فضا، تعدادی خوشه با سن چندین میلیارد سال وجود دارد، اما تعداد خوشه‌های بسیار پیر، به طور حیرت‌آوری اندک است. به نظر می‌رسد خوشه‌هایی که ما در نزدیکی خودمان مشاهده می‌کنیم اجرام بسیار جوان، با سنی کمتر از یک میلیارد سال، هستند که در میان آن‌ها، خوشه‌هایی که تنها چند میلیون سال از عمرشان می‌گذرد، اکثریت را دارند.
همچنین ، نگاهی گذرا به توزیع این سن‌ها حاکی از آن است که خوشه‌ها پدیده‌های جدیدی در کهکشان ما هستند و در زمان‌های قدیم، پیشتر از حدود یک میلیارد سال پیش از میلاد، تعدادشان بسیار کم بوده است. در مقابل، توزیع ستارگانی با جرم‌ها و درخشندگی‌های گوناگون (که با تابع درخشندگی نشان داده می‌شود) نشانگر آن است که در آن دوران‌های قدیم می‌باید تعداد بسیار زیادی از ستاره شکل گرفته باشند. حتی از روی آمار، محتمل به نظر می‌رسد که از زمان تشکیل کهکشان ما (در 10 میلیارد سال پیش)، آهنگ شکل‌گیری ستارگان به طور پایداری کاهش یافته است.
اگر آهنگ شکل‌گیری ستارگان از آغاز تشکیل کهکشان کاهش یافته، پس چرا آهنگ تشکیل خوشه‌های ستاره‌ای افزایش یافته است؟ پاسخ آن است که احتمالاً چنین نیست، بلکه به دلیل ناپایداری خوشه‌های کوچک چنین به نظر می‌رسد. اگر خوشه‌ی ستاره‌ای بسیار پرجرم نباشد، نیروهای قدرتمند گرانشی بیرون از آن، در خلال عمر کهکشان، بر آن اثر می‌گذارند و به تدریج آن را از هم می‌پاشند.
محاسبات اثر چنین نیروهایی بر روی خوشه‌هایی مانند پروین با قلائِص نشان می‌دهد که آن‌ها فقط به مدت چند صد میلیون سال یا بیشتر می‌توانند به عنوان خوشه دوام بیاورند، و پس از آن کاملاً از هم گسسته می‌شوند و به صورت ستاره‌های منفرد در می‌آیند که هر کدام به راه خود می‌رود. بنابراین، محتمل است که در تاریخ کهکشان ما، شکل‌گیری خوشه‌ها سریع‌تر از شکل‌گیری ستاره‌ها روی داده است، ولی خوشه‌های منفرد (با چند استثناء) عمر مورد انتظار نسبتاً کوتاهی به عنوان خوشه داشته‌اند.

خوشه‌های کهکشانی پیر

در نزدیکی خورشید چند خوشه بسیار پیر وجود دارد، و بیشتر آن‌ها دست کم چندین هزار ستاره دارند. نمونه‌ای از آن‌ها، 67 M است (شصت و هفتمین جسم آسمانی فهرست شده به وسیله‌ی شارل مسیه، اخترشناس فرانسوی در قرن هجدهم). 67 M که در صورت فلکی سرطان قرار دارد، جسم کم رنگ و نامشخصی است، بدون تلسکوپ دیده نمی‌شود و از درون تلسکوپ نیز چندان پر نور و برجسته نیست. ظاهر نامشخص آن، به دلیل زیاد بودن سن این خوشه است. در پنج میلیارد سالگی تمام ستارگان درخشان آن تکامل یافته و از نظر محو شده‌اند و تنها ستاره‌های کم نورتر برجای مانده‌اند. نورانی‌ترین ستاره‌های 67 M در رشته‌ی اصلی آن، فقط اندکی درخشان‌تر از خورشید هستند.

خوشه‌های ستاره‌ای کروی

پیرترین اجرام کهکشان ما، خوشه‌هایی بسیار پرجمعیت، درخشان و گستره‌ای هستند که خوشه‌های کروی ستارگان نامیده می‌شوند. در حدود 120 عدد از آن‌ها فهرست شده است که بیشترشان در یک هاله‌ی تقریباً کروی هم مرکز با کهکشان ما توزیع شده‌اند. برخلاف خوشه‌های کهکشانی، خوشه‌های کروی به صفحه پهن کهکشان محدود نمی‌شوند، بلکه تا فاصله‌های زیادی در بالای این صفحه گسترده شده‌اند. همچنین آن‌ها تراکم زیادی در محدوده مرکز کهکشان دارند.
از آنجا که خوشه‌های کروی بسیار پرجمعیت‌اند، اعضای زیادی از آن‌ها را می‌توان یافت که در فازهای غولی تکامل ستاره‌ای هستند. از این رو، این خوشه‌ها اجرام به غایت سودمندی برای مطالعه‌ی الگوهای تکاملی ستارگان پیر به شمار می‌روند. با مطالعه آن‌ها، می‌توانیم اطلاعاتی درباره‌ی فاز غول سرخی ستارگانی که جرم نسبتاً کوچکی دارند، به دست آوریم. باید بدین نکته اشاره کرد که برای تعیین الگوی تکاملی ستارگانی با جرم بسیار کمتر از خورشید، هیچ راه مشاهده‌ای وجود ندارد، زیرا واقعیت آن است که زمانی طولانی‌تر از عمر برآورد شده برای جهان طول می‌کشد تا چنین ستاره‌ای تکامل یابد و از رشته‌ی اصلی خارج شود.
خوشه ستاره‌ای کروی 3 M در آن یک رشته‌ی اصلی بسیار پرجمعیت دیده می‌شود، که در بالای این رشته، ستاره‌هایی با نورانیت بالا و دمای کاهش یافته به چشم می‌خورند؛ این ستارگان از خطی مشابه آنچه که از محاسبات نظری حاصل شده است، پیروی می‌کنند. منطقه‌ای با جمعیت بسیار زیاد در دماهای پایین، شاخه‌ی غولی خوشه ستاره‌ای کروی نامیده می‌شود و نشان دهنده‌ی فاز غول سرخی اولیه‌ی تکامل است.
ترازی که در آن ستارگانی با قدر مطلق در حدود صفر تجمع یافته‌اند، شاخه افقی نام دارد. این شاخه نمایشگر مسیر ستارگانی است که پیشتر از شاخه‌ی غولی گذشته‌اند، متحمل یک درخش هلیومی شده‌اند، و اکنون در مغزی خود هلیوم و در پوسته‌ای در پیرامون آن ئیدروژن می‌سوزانند. در برخی از خوشه‌های کروی، شاخه‌ی افقی، نوار ناپایداری را قطع می‌کند و تپش‌هایی در شکل متغیرهای RR شلیاقی حاصل می‌شود. برای مثال، 3 M حاوی 201 متغیر RR شلیاقی است؛ و به همین دلیل هم خوشه‌ای غیرعادی است، زیرا بیشتر خوشه‌های کروی تنها تعداد کمی از این متغیرها را در برمی‌گیرند.

اثر فراوانی عناصر سنگین

اثرات فراوانی عناصری که وزن اتمی زیادی دارند، به ویژه در خوشه‌های ستاره‌ای پیر، برای درخشندگی ستارگان شاخه غولی بسیار مهم است. برای مثال، معلوم شده است که خوشه‌ی 3 M (خوشه‌ی ستاره‌ای کروی در هاله‌ی کهکشان ما) و خوشه‌ی 188 NGC (خوشه‌ی باز در نزدیکی صفحه‌ی کهکشان) هر دو عمر تقریباً یکسان دارند. این تفاوت، خود را در درخشندگی شاخه‌ی غولی کاملاً نمایان‌تر می‌سازد، بدین صورت که این شاخه در 3 M چهار قدر نورانی‌تر از 188 NGC است. در توضیح این حالت، محاسبات خطوط تکامل ستاره‌ای، با فرض فراوانی‌های متفاوت عناصر سنگین، نشان می‌دهند که در 3 M (و در واقع، تقریباً در تمام خوشه‌های کروی) درصد عناصر سنگین نسبت به درصد همین عناصر در خورشید و دیگر ستارگان موجود در صفحه کهکشان ما، کمتر است. اندازه‌گیری‌های طیف نگاری مجزا از عناصر جو ستارگان خوشه‌ی 3 M این تفاوت را تأیید می‌کند. برای مثال، 3 M، از نظر داشتن عناصر سنگین، 100 بار نسبت به خورشید تهی‌تر است. در خوشه‌های کروی دیگر نیز، تهی بودن مشابهی مشاهده شده است که در بعضی موارد، میزان آن حتی از تعداد ذکر شده در بالا نیز بیشتر است.
سبب این تفاوت در نورانیت غول‌ها را بر مبنای این واقعیت باید توضیح داد که الکترون‌های موجود در جو این ستارگان منبع مهم جذب نور هستند. ستارگانی که در خوشه‌ای مانند 188 NGC هستند، یا ستاره‌ای مانند خورشید، به سبب دارا بودن مقادیر نسبتاً زیادی عناصر سنگین، الکترون‌های کاملاً فراوان دارند. اتم سنگینی مانند آهن، الکترون‌های بیشتر دارد، در حالی که بر گرد اتم ئیدروژن فقط یک الکترون می‌گردد. از این رو، وجود عناصر سنگین در ماده‌ی ستاره‌ای به معنی وجود تعداد نسبتاً زیادی الکترون است، و کدر بودن مواد در این ستاره‌ها بیشتر از ستاره‌هایی است که عناصر سنگین کمتری دارند و بنابراین تعداد الکترون‌هایشان کمتر است. این تیرگی (کدر بودن) افزایش یافته منجر به آن می‌شود که غول‌هایی که در خوشه‌های مملو از عناصر سنگین هستند، نسبت به غول‌های موجود در خوشه‌های تقریباً بدون عناصر سنگین، درخشندگی کمتری داشته باشند .

رده‌های درخشندگی

با بررسی دقیق طیف‌های به دست آمده، ستاره‌های غول را می‌توان از ستاره‌های رشته‌ی اصلی تشخیص داد. غول‌ها، به سبب داشتن اندازه‌ی بزرگ، گرانش کمتری در سطح خود دارند، و از این رو، مقدار پهن شدگی گرانشی در آن‌ها کمتر از حالت مشابه در یک ستاره‌ی رشته‌ی اصلی است. بنابراین، یک ستاره‌ی غول، نسبت به ستاره‌ای از رشته‌ی اصلی که همان دما را دارد، خطوط باریک‌تر بیشتری در طیف خود نشان می‌دهد. اختر شناسان، این وضعیت را با اضافه کردن یک عدد رومی به نوع طیفی ستاره مشخص می‌کنند. یک ستاره از رشته‌ی اصلی با V مشخص می‌شود، در حالی که غول‌های با رده‌ی درخشندگی معلوم، بسته به میزان درخشندگی خود از I تا IV گسترده‌اند. درخشنده‌ترین ستاره‌ها از یک دمای معلوم، اَبَر غول‌های رده‌ی درخشندگی I هستند.
برای ستاره‌های کمیابی که در زیر رشته‌ی اصلی واقع‌اند، عدد رومی VI تخصیص داده می‌شود.
منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.