آغاز زندگي ستاره ها
نويسنده: محسن شاد مهري
زماني نه چندان دور تصور اين که نقطه اي نوراني در آسمان شب، وراي آرامش ظاهري شان، سيري تحولي را پشت سر گذاشته اند تا چشمان کنجکاو بشر نظاره گرشان باشد بسيار بعيد ودور از ذهن بود.
گرچه دنياي اختر فيزيک تحولات شگرفي را تجربه کرده است - به ويژه طي دهه ي اخير - زندگي امروزي به بسياري از افراد امکان نمي دهد که به آسمان بالاي سرشان نگاهي بياندازند. اگر هم در شرايطي خاص چنين کنند، اين نقطه هاي نوراني چيزي فراتر از چند نقطه اي درخشان به نظرشان نمي رسند که شايد بتوان باخطوط فرضي آن ها را به هم متصل ومستطيل يا مثلثي را مجسم کرد. ولي آيا به راستي اين نقطه هاي نوراني - يا همان ستاره ها - هميشه وجود داشته اند؟ اگرچنين نيست، چگونه به وجود آمده اند؟ دراين ميان خورشيد، که خود ستاره اي است، چگونه شکل گرفته است؟
خورشيد، تنها يکي از بي شمار ستاره هاي موجود در عالم هستي است. ستاره اي با دماي سطحي حدود 6000 کلوين ودماي مرکزي حدود 15 ميليون کلوين وبا شعاعي برابر با 700 هزار کيلومتر، درفاصله ي تقريبي 8 دقيقه ي نوري از زمين، که حيات بر روي اين کره ي خاکي را ميسر کرده است. نه تنها درکهکشان ما بلکه در کهکشان هاي ديگر، ستاره هايي بسيار بزرگ تر يا کوچک تر از خورشيد وجود دارند. هر يک از اين ستاره ها، درمرحله اي از سير تحولي خود هستند. اما نکته ي جالب توجه اين است که چگونه اين سير تحولي را آغاز مي کنند؟
يکي از معروف ترين محيط هاي ميان ستاره اي، سحابي جباراست که حتي مي توان آن را با چشم برهنه (غير مسلح)، البته در آسماني صاف وبدون آلودگي هوا يا آلودگي نوري، مانند توده ابري محو در پايين کمربند صورت فلکي جبار مشاهده کرد. اخترشناسان محيط هاي ميان ستاره اي را براساس گسترده ي چگالي يا دماي شان تقسيم بندي مي کنند. ابرهاي مولکولي غول پيکر، با دمايي درحدود چند ده کلوين، بسيار سردند، اما از سوي ديگر، محيط هاي ميان ستاره اي گرم يا داغ ممکن است دمايي بين چند ده هزار تا يک ميليون کلوين داشته باشند.
ساختار ونحوه ي توزيع چگالي دراين محيط ها يکنواخت نيست بلکه ساختاري آشوبناک ومتلاطم دارند. البته اين که چه سازوکارهايي ، انرژي لازم براي ايجاد تلاطم درمحيط ميان ستاره اي را تأمين مي کند، هنوز به درستي روشن نيست. ودقيقاً همين نايقيني درباره ي تلاطم محيط ميان ستاره اي است که شناخت فرايند هاي شکل گيري ستاره ها را دشوار مي کند. پرسش اين است: چگونه درمحيطي متلاطم- محيط ميان ستاره اي - به تدريج توده هايي متراکم شکل مي گيرند که درنهايت به ستاره تبديل مي شوند؟ توجه داريم که محيط ميان ستاره اي ممکن است کاملاً يونيده يا حتي خنثي باشد. در نتيجه، ميدان مغناطيسي نقش تعيين کننده اي دارد. از سوي ديگر چنين محيطي ممکن است، به دنبال فرايندهاي فيزيکي مختلف، انرژي گرمايي خود را از دست بدهد، يا، برعکس، پرتوهاي کيهاني به آن انرژي بدهند وآن را گرم کنند. بنابراين، پاسخ پرسشي که مطرح کرديم درگرو شناخت مجموعه اي پيچيده از عوامل فيزيکي مختلف است که درنهايت ساختار ونحوه ي تحول سامانه را تعيين مي کنند.
اختر شناسان براي شبيه سازي ساختار محيط ميان ستاره اي، دقيقاً از همان مجموعه معادلاتي استفاده مي کنند که براي سيالات به کار مي برند. زيرا محيط ميان ستاره اي، درواقع، محيطي سيال است. اگر محيط مغناطيده نباشد، مجموعه معادلاتي که براي توصيف آن به کار مي روند به معادلات ناوير -استوکس مشهورند. واگر سامانه يونيده - ودرنتيجه مغناطيده - باشد، از شکل تعميم يافته ي معادلات ناوير - استوکس موسوم به معادلات مغناطوهيدروديناميک (يا هيدروديناميک مغناطيسي ) استفاده مي شود. والبته در شرايطي، از معادلات فيزيک پلاسما نيز استفاده مي شود. گرچه اين معادلات بسيار پيچيده به نظر مي رسند، همه ي آن ها بر پايه ي قوانين شناخته شده ي فيزيکي استوارند: نظير پايستگي جرم، تکانه ي خطي، وانرژي. البته درمکانيک اجسام صلب، همين قواني را داريم ولي درمورد محيط ميان ستاره اي، ازشکل مناسب اين قوانين براي محيطي سيال استفاده مي شود. بنابراين، اختر شناسان اصولاً بايد قادر باشند نحوه ي شکل گيري ستاره ها را براساس اين معادلات تعيين کنند. اما کار به همين سادگي ها هم نيست. علت اصلي آن، پيچيدگي هاي فوق العاده اين معادلات است که حتي به ياري ابريارانه نيز نمي توان شبيه سازي کاملاً موفقي داشت.
اما جدا ازاين پيچيدگي ها مي توان درحالت هاي ساده توصيفي نسبتاً دقيق از نحوه ي شکل گيري توده ها درمحيط ميان ستاره اي ارايه کرد. وضعيتي را مجسم کنيد که محيط ميان ستاره اي، چگالي يکنواختي داشته باشد. براي ساده شدن بحث، فرض مي کنيم که چگالي فقط به يک مختصه بستگي داشته باشد. اکنون، به علتي که فعلاً خيلي مهم نيست، افت وخيزهاي اندکي درسامانه ايجاد مي شود. به بيان ديگر چگالي دربرخي نقاط، کمي ازمقدار ميانگين بيشتر ودربرخي نقاط ديگر کمي از مقدار ميانگين کمتر مي شود. اجازه مي دهيم سامانه تحول پيدا کند- براساس معادلاتي که دربالا اشاره شد.
حالا پرسش اين است: آيا اين افت وخيزهاي چگالي با زمان رشد پيدا خواهند کرد؟ يا اين که همچنان کوچک باقي مي مانند؟ درصورتي که اين افت وخيزهاي چگالي با زمان رشد کنند، اصطلاحاً گفته مي شود که سامانه ناپايدار شده است. وبه اين ترتيب، امکان شکل گيري توده اي متراکم - به دنبال رشد افت وخيزها - فراهم مي شود. آنچه که شرح آن را گفتيم دقيقاً همان مسئله اي است که حدود يک قرن پيش سرجيمز جينز (1877- 1946)، اخترشناس، فيزيک دان و رياضي دان بريتانيايي، بررسي کرد.
او براين اساس، جرم بحراني را به دست آورد که اگر جرم توده اي از آن بيشتر باشد، توده تحت تأثير جاذبه ي گرانشي خود مي رمبد. اين جرم بحراني، امروزه دربين اخترشناسان به جرم جينز مشهور است. برهمين اساس، مي توان کمترين شعاع لازم براي رمبش توده اي ابري را نيز محاسبه کرد که به شعاع جينز مشهوراست.
مثلاً ناحيه هاي HI، که از هيدروژن خنثي تشکيل شده اند، داراي چگالي درحدود 10 منفي 18 کيلوگرم برمتر مکعب اند. براي چنين محيطي، جرم جينز تقريباً 1500 برابر جرم خورشيد مي شود.
يعني براي اين توده اي ابر دراين ناحيه برمبد، کمترين جرم لازم همين مقدار است. به بيان ديگر، اگر جرم توده اي کمتر ازاين مقدار باشد، تحت تأثير جاذبه اي گرانشي خود نمي تواند برمبد. اين درحالي است که مشاهدات، جرم توده هاي ناحيه هاي HIرا از مرتبه ي 1 تا 100 برابر جرم خورشيد به دست مي دهند بنابراين، براساس معيار جينز، ابرهاي اين ناحيه ها از نظر گرانشي پايدارند. اين درحالي است که چگالي ابرهاي مولکولي غول پيکر ممکن است 30 برابر بيشتر از ناحيه هاي HI باشد و، درنتيجه، جرم جينز درحدود 8 برابر جرم خورشيد مي شود مشاهدات نيز جرم توده ها در ابرهاي مولکولي غول را از مرتبه ي 10 برابر جرم خورشيد به دست مي دهند. اين به آن معناست که توده هاي ابري دراين سامانه ها از گرانشي ناپايدارند وممکن است در آستانه ي رمبش گرانشي - وتبديل به يک ستاره - باشند.
البته معيار جينز صرفاً تخميني ابتدايي وبسيار ساده است. با اين حال، اگر توده اي با بيش از جرم جينز مشاهده شود ولي بدون رمبش گرانشي، مي توان ننتيجه گرفت عامل يا عواملي در برابر رمبش گرانشي مقاومت مي کنند وباعث مي شوند که توده ي ابري از نظر گرانشي پايدار باشد. اين عامل ممکن است نيروي ناشي از ميدان مغناطيسي باشد. ولي به هرحال زماني که توده ي ابري وارد مرحله ي رمبش گرانشي شد اين فرايند، تا زماني که توده اي بسيار چگالي درمرکز ابر شکل بگيرد، ادامه مي يابد. وبه محض اين که چگالي ودماي مرکزي آن قدر زياد شد که فرايند گداخت هسته اي آغاز شود، انرژي ناشي از اين سازوکار آن چنان فشار گرمايي (يا تابشي) ايجاد مي کند که در نهايت توده ي ابري به حالتي تعادلي بين نيروي ناشي از گرانش خود سامانه و فشار گرمايي به سمت بيرون مي رسد و درچنين وضعيتي است که ستاره اي پا به عرصه ي وجود مي گذارد!
با اين حال، کل جرم محيط ميان ستاره اي به ستاره تبديل نمي شود. درکمال شگفتي، مشاهدات نشان مي دهند که جرم کل ستاره هاي يک سامانه ي ابر مولکولي غول پيکر حدود 3 تا 6 درصد جرم کل ابر مولکولي است. بنابراين، سازکارهايي که منجر به شکل گيري ستاره ها مي شوند چندان کارايي ندارند. گرچه نظريه هاي مختلفي براي توجيه اين مسئله - به ويژه طي سال هاي اخير - ارايه شده اند هنوز به درستي نمي دانيم چرا فقط کسر کوچکي از جرم کل يک سامانه ي محيط ميان ستاره اي، در نهايت، به ستاره تبديل مي شود.
نکته ي مهم ديگر اين است که ستاره ها معمولاً به صورت گروهي شکل مي گيرند. اين گروه ها ممکن است کم عضوباشند يا مانند خوشه اي پرجمعيت ديده شوند. بنابراين، هر نظريه اي که براي نحوه ي شکل گيري ستاره ها ارايه شود بايد بتواند توضيح بدهد چرا تولد ستاره هاي منفرد فرايندي نادر است.
سبب هنوز هم اين مدل مبناي کار بسياري از اختر شناسان است. البته، به ويژه طي چند سال اخير، ناتواني هاي مدل استاندارد بيش از پيش روشن شده است. اما مدل استاندارد چيست؟
فرض کنيم دريک محيط ميان ستاره اي به دنبال ناپايداري گرانشي (جينز)، توده اي نسبتاً متراکم تر از محيط اطراف شکل بگيرد. فعلاً به دنبال شناخت عامل يا عواملي که توده ي متراکم را ايجاد مي کند. نيستيم. اين توده درمحدوده ي نور مرئي تابش چنداني ندارد. ولي تابش هاي فروسرخ يا حتي راديويي گسيل مي کند. اين توده تحت تأثير جاذبه ي گرانشي خود، به تدريج، متراکم تر مي شود تا اين که نيروهاي وارد بر هر قسمت از آن به تعادل مي رسند. براي ساده شدن بحث، فرض کنيم که توده ي ساختاري کروي دارد. دراين صورت، نيروهاي وارد بر هر لايه ي دروني توده عبارت اند از نيروي ناشي از جاذبه ي گرانشي، نيروي ناشي از فشار گرمايي (يا حتي تابشي) ونيروي ناشي از ميدان مغناطيسي. درحالت تعادل، برآيند اين نيروها صفر است. بنابراين، پس از مدتي توده ي شکل گرفته به حالت تعادل مي رسد، ولي هنوز آن قدر متراکم نشده است که به ستاره تبديل شود. پس بايد به گونه اي از وضعيت تعادلي خارج شود و رمبش گرانشي ادامه يابد.
درمدل استاندارد شو وهمکارانش، اين نيروي ناشي از ميدان مغناطيسي است که به تدريج به دنبال سازوکاري موسوم به پخش دو قطبي کاهش مي يابد وتوده از وضعيت تعادلي خارج مي شود. البته دراين جا نمي توان در باره ي جزييات فرايندهاي مربوط به ميدان مغناطيسي بحث کرد. اما نتيجه اين مي شود که توده ازحالت تعادلي خارج مي شود ولايه هاي دروني تر با سرعت بيشتري به سمت مرکز توده مي رمبند. يعني رمبش «از درون به بيرون» خواهيم داشت. دراين مرحله، به علت حرکت دوراني توده، هر چه سامانه متراکم تر مي شود توده از حالت کروي بيشتر خارج مي شود وساختار کشيده تر پيدا مي کند. درنهايت توده اي متراکم در مرکز سامانه ايجاد مي شود به همراه قرصي چرخان دراطرافش. ممکن است اين قرص به تدريج محو شود واز بين برود واگر به اندازه ي کافي پرجرم باشد، سيارات از آن شکل بگيرند.
اگر دقت کنيم دومسئله ي کليدي درباره مدل استاندارد وجود دارد. يکي اين که توده ي نخستين چگونه شکل مي گيرد، وديگر آن که آيا رصدها وجود توده هايي را، که درمرحله ي تعادلي باشند، تأييد مي کنند؟ واقعيت اين است که مدلي استاندارد نمي تواند توضيح دهد توده ي نخستين چگونه شکل مي گيرد واين نقطه ضعف اصلي اين مدل است. اما مشاهدات نشان مي دهند. بخشي از توده هاي موجود درمحيط ميان ستاره اي، ظاهراً، در وضعيت تعادلي به سر مي برند. البته بحث وجدل دراين زمينه بسيار وجود دارد. زيرا مشاهدات جديدتر توانست در توده هايي، که براساس مشاهدات يک دهه پيش درحالت تعادل به نظر مي رسيدند، حرکت مواد دروني به سمت ناحيه هاي مرکزي شان را آشکار کند که به روشني حکايت از رمبش گرانشي دارد. به همين علت ها، به ويژه طي سال هاي اخير، اخترشناسان تلاش مي کنند مشاهدات دقيق تري از توده هاي موجود در محيط هاي ميان ستاره اي انجام بدهند. ولي البته اين کار ساده اي نيست. زيرا، همان طور که اشاره شد، چنين سامانه هايي تا زماني که به ستاره تبديل نشده اند. تابش اندکي درمحدوده ي نور مرئي دارند. بيشتر تابش آن ها درمحدوده ي طول موج هاي راديويي وفرو سرخ است والبته آشکار سازي تابش هاي فرو سرخ نياز به ابزارهاي بسيار دقيقي دارد.
منبع:نشريه نجوم، شماره 198.
گرچه دنياي اختر فيزيک تحولات شگرفي را تجربه کرده است - به ويژه طي دهه ي اخير - زندگي امروزي به بسياري از افراد امکان نمي دهد که به آسمان بالاي سرشان نگاهي بياندازند. اگر هم در شرايطي خاص چنين کنند، اين نقطه هاي نوراني چيزي فراتر از چند نقطه اي درخشان به نظرشان نمي رسند که شايد بتوان باخطوط فرضي آن ها را به هم متصل ومستطيل يا مثلثي را مجسم کرد. ولي آيا به راستي اين نقطه هاي نوراني - يا همان ستاره ها - هميشه وجود داشته اند؟ اگرچنين نيست، چگونه به وجود آمده اند؟ دراين ميان خورشيد، که خود ستاره اي است، چگونه شکل گرفته است؟
خورشيد، تنها يکي از بي شمار ستاره هاي موجود در عالم هستي است. ستاره اي با دماي سطحي حدود 6000 کلوين ودماي مرکزي حدود 15 ميليون کلوين وبا شعاعي برابر با 700 هزار کيلومتر، درفاصله ي تقريبي 8 دقيقه ي نوري از زمين، که حيات بر روي اين کره ي خاکي را ميسر کرده است. نه تنها درکهکشان ما بلکه در کهکشان هاي ديگر، ستاره هايي بسيار بزرگ تر يا کوچک تر از خورشيد وجود دارند. هر يک از اين ستاره ها، درمرحله اي از سير تحولي خود هستند. اما نکته ي جالب توجه اين است که چگونه اين سير تحولي را آغاز مي کنند؟
ستاره ها چگونه از محيط رقيق ميان ستاره اي پديد مي آيند؟
يکي از معروف ترين محيط هاي ميان ستاره اي، سحابي جباراست که حتي مي توان آن را با چشم برهنه (غير مسلح)، البته در آسماني صاف وبدون آلودگي هوا يا آلودگي نوري، مانند توده ابري محو در پايين کمربند صورت فلکي جبار مشاهده کرد. اخترشناسان محيط هاي ميان ستاره اي را براساس گسترده ي چگالي يا دماي شان تقسيم بندي مي کنند. ابرهاي مولکولي غول پيکر، با دمايي درحدود چند ده کلوين، بسيار سردند، اما از سوي ديگر، محيط هاي ميان ستاره اي گرم يا داغ ممکن است دمايي بين چند ده هزار تا يک ميليون کلوين داشته باشند.
ساختار ونحوه ي توزيع چگالي دراين محيط ها يکنواخت نيست بلکه ساختاري آشوبناک ومتلاطم دارند. البته اين که چه سازوکارهايي ، انرژي لازم براي ايجاد تلاطم درمحيط ميان ستاره اي را تأمين مي کند، هنوز به درستي روشن نيست. ودقيقاً همين نايقيني درباره ي تلاطم محيط ميان ستاره اي است که شناخت فرايند هاي شکل گيري ستاره ها را دشوار مي کند. پرسش اين است: چگونه درمحيطي متلاطم- محيط ميان ستاره اي - به تدريج توده هايي متراکم شکل مي گيرند که درنهايت به ستاره تبديل مي شوند؟ توجه داريم که محيط ميان ستاره اي ممکن است کاملاً يونيده يا حتي خنثي باشد. در نتيجه، ميدان مغناطيسي نقش تعيين کننده اي دارد. از سوي ديگر چنين محيطي ممکن است، به دنبال فرايندهاي فيزيکي مختلف، انرژي گرمايي خود را از دست بدهد، يا، برعکس، پرتوهاي کيهاني به آن انرژي بدهند وآن را گرم کنند. بنابراين، پاسخ پرسشي که مطرح کرديم درگرو شناخت مجموعه اي پيچيده از عوامل فيزيکي مختلف است که درنهايت ساختار ونحوه ي تحول سامانه را تعيين مي کنند.
اختر شناسان براي شبيه سازي ساختار محيط ميان ستاره اي، دقيقاً از همان مجموعه معادلاتي استفاده مي کنند که براي سيالات به کار مي برند. زيرا محيط ميان ستاره اي، درواقع، محيطي سيال است. اگر محيط مغناطيده نباشد، مجموعه معادلاتي که براي توصيف آن به کار مي روند به معادلات ناوير -استوکس مشهورند. واگر سامانه يونيده - ودرنتيجه مغناطيده - باشد، از شکل تعميم يافته ي معادلات ناوير - استوکس موسوم به معادلات مغناطوهيدروديناميک (يا هيدروديناميک مغناطيسي ) استفاده مي شود. والبته در شرايطي، از معادلات فيزيک پلاسما نيز استفاده مي شود. گرچه اين معادلات بسيار پيچيده به نظر مي رسند، همه ي آن ها بر پايه ي قوانين شناخته شده ي فيزيکي استوارند: نظير پايستگي جرم، تکانه ي خطي، وانرژي. البته درمکانيک اجسام صلب، همين قواني را داريم ولي درمورد محيط ميان ستاره اي، ازشکل مناسب اين قوانين براي محيطي سيال استفاده مي شود. بنابراين، اختر شناسان اصولاً بايد قادر باشند نحوه ي شکل گيري ستاره ها را براساس اين معادلات تعيين کنند. اما کار به همين سادگي ها هم نيست. علت اصلي آن، پيچيدگي هاي فوق العاده اين معادلات است که حتي به ياري ابريارانه نيز نمي توان شبيه سازي کاملاً موفقي داشت.
اما جدا ازاين پيچيدگي ها مي توان درحالت هاي ساده توصيفي نسبتاً دقيق از نحوه ي شکل گيري توده ها درمحيط ميان ستاره اي ارايه کرد. وضعيتي را مجسم کنيد که محيط ميان ستاره اي، چگالي يکنواختي داشته باشد. براي ساده شدن بحث، فرض مي کنيم که چگالي فقط به يک مختصه بستگي داشته باشد. اکنون، به علتي که فعلاً خيلي مهم نيست، افت وخيزهاي اندکي درسامانه ايجاد مي شود. به بيان ديگر چگالي دربرخي نقاط، کمي ازمقدار ميانگين بيشتر ودربرخي نقاط ديگر کمي از مقدار ميانگين کمتر مي شود. اجازه مي دهيم سامانه تحول پيدا کند- براساس معادلاتي که دربالا اشاره شد.
حالا پرسش اين است: آيا اين افت وخيزهاي چگالي با زمان رشد پيدا خواهند کرد؟ يا اين که همچنان کوچک باقي مي مانند؟ درصورتي که اين افت وخيزهاي چگالي با زمان رشد کنند، اصطلاحاً گفته مي شود که سامانه ناپايدار شده است. وبه اين ترتيب، امکان شکل گيري توده اي متراکم - به دنبال رشد افت وخيزها - فراهم مي شود. آنچه که شرح آن را گفتيم دقيقاً همان مسئله اي است که حدود يک قرن پيش سرجيمز جينز (1877- 1946)، اخترشناس، فيزيک دان و رياضي دان بريتانيايي، بررسي کرد.
او براين اساس، جرم بحراني را به دست آورد که اگر جرم توده اي از آن بيشتر باشد، توده تحت تأثير جاذبه ي گرانشي خود مي رمبد. اين جرم بحراني، امروزه دربين اخترشناسان به جرم جينز مشهور است. برهمين اساس، مي توان کمترين شعاع لازم براي رمبش توده اي ابري را نيز محاسبه کرد که به شعاع جينز مشهوراست.
مثلاً ناحيه هاي HI، که از هيدروژن خنثي تشکيل شده اند، داراي چگالي درحدود 10 منفي 18 کيلوگرم برمتر مکعب اند. براي چنين محيطي، جرم جينز تقريباً 1500 برابر جرم خورشيد مي شود.
يعني براي اين توده اي ابر دراين ناحيه برمبد، کمترين جرم لازم همين مقدار است. به بيان ديگر، اگر جرم توده اي کمتر ازاين مقدار باشد، تحت تأثير جاذبه اي گرانشي خود نمي تواند برمبد. اين درحالي است که مشاهدات، جرم توده هاي ناحيه هاي HIرا از مرتبه ي 1 تا 100 برابر جرم خورشيد به دست مي دهند بنابراين، براساس معيار جينز، ابرهاي اين ناحيه ها از نظر گرانشي پايدارند. اين درحالي است که چگالي ابرهاي مولکولي غول پيکر ممکن است 30 برابر بيشتر از ناحيه هاي HI باشد و، درنتيجه، جرم جينز درحدود 8 برابر جرم خورشيد مي شود مشاهدات نيز جرم توده ها در ابرهاي مولکولي غول را از مرتبه ي 10 برابر جرم خورشيد به دست مي دهند. اين به آن معناست که توده هاي ابري دراين سامانه ها از گرانشي ناپايدارند وممکن است در آستانه ي رمبش گرانشي - وتبديل به يک ستاره - باشند.
البته معيار جينز صرفاً تخميني ابتدايي وبسيار ساده است. با اين حال، اگر توده اي با بيش از جرم جينز مشاهده شود ولي بدون رمبش گرانشي، مي توان ننتيجه گرفت عامل يا عواملي در برابر رمبش گرانشي مقاومت مي کنند وباعث مي شوند که توده ي ابري از نظر گرانشي پايدار باشد. اين عامل ممکن است نيروي ناشي از ميدان مغناطيسي باشد. ولي به هرحال زماني که توده ي ابري وارد مرحله ي رمبش گرانشي شد اين فرايند، تا زماني که توده اي بسيار چگالي درمرکز ابر شکل بگيرد، ادامه مي يابد. وبه محض اين که چگالي ودماي مرکزي آن قدر زياد شد که فرايند گداخت هسته اي آغاز شود، انرژي ناشي از اين سازوکار آن چنان فشار گرمايي (يا تابشي) ايجاد مي کند که در نهايت توده ي ابري به حالتي تعادلي بين نيروي ناشي از گرانش خود سامانه و فشار گرمايي به سمت بيرون مي رسد و درچنين وضعيتي است که ستاره اي پا به عرصه ي وجود مي گذارد!
رمبش گرانشي پيش ستاره
با اين حال، کل جرم محيط ميان ستاره اي به ستاره تبديل نمي شود. درکمال شگفتي، مشاهدات نشان مي دهند که جرم کل ستاره هاي يک سامانه ي ابر مولکولي غول پيکر حدود 3 تا 6 درصد جرم کل ابر مولکولي است. بنابراين، سازکارهايي که منجر به شکل گيري ستاره ها مي شوند چندان کارايي ندارند. گرچه نظريه هاي مختلفي براي توجيه اين مسئله - به ويژه طي سال هاي اخير - ارايه شده اند هنوز به درستي نمي دانيم چرا فقط کسر کوچکي از جرم کل يک سامانه ي محيط ميان ستاره اي، در نهايت، به ستاره تبديل مي شود.
نکته ي مهم ديگر اين است که ستاره ها معمولاً به صورت گروهي شکل مي گيرند. اين گروه ها ممکن است کم عضوباشند يا مانند خوشه اي پرجمعيت ديده شوند. بنابراين، هر نظريه اي که براي نحوه ي شکل گيري ستاره ها ارايه شود بايد بتواند توضيح بدهد چرا تولد ستاره هاي منفرد فرايندي نادر است.
مدل استاندارد
سبب هنوز هم اين مدل مبناي کار بسياري از اختر شناسان است. البته، به ويژه طي چند سال اخير، ناتواني هاي مدل استاندارد بيش از پيش روشن شده است. اما مدل استاندارد چيست؟
فرض کنيم دريک محيط ميان ستاره اي به دنبال ناپايداري گرانشي (جينز)، توده اي نسبتاً متراکم تر از محيط اطراف شکل بگيرد. فعلاً به دنبال شناخت عامل يا عواملي که توده ي متراکم را ايجاد مي کند. نيستيم. اين توده درمحدوده ي نور مرئي تابش چنداني ندارد. ولي تابش هاي فروسرخ يا حتي راديويي گسيل مي کند. اين توده تحت تأثير جاذبه ي گرانشي خود، به تدريج، متراکم تر مي شود تا اين که نيروهاي وارد بر هر قسمت از آن به تعادل مي رسند. براي ساده شدن بحث، فرض کنيم که توده ي ساختاري کروي دارد. دراين صورت، نيروهاي وارد بر هر لايه ي دروني توده عبارت اند از نيروي ناشي از جاذبه ي گرانشي، نيروي ناشي از فشار گرمايي (يا حتي تابشي) ونيروي ناشي از ميدان مغناطيسي. درحالت تعادل، برآيند اين نيروها صفر است. بنابراين، پس از مدتي توده ي شکل گرفته به حالت تعادل مي رسد، ولي هنوز آن قدر متراکم نشده است که به ستاره تبديل شود. پس بايد به گونه اي از وضعيت تعادلي خارج شود و رمبش گرانشي ادامه يابد.
درمدل استاندارد شو وهمکارانش، اين نيروي ناشي از ميدان مغناطيسي است که به تدريج به دنبال سازوکاري موسوم به پخش دو قطبي کاهش مي يابد وتوده از وضعيت تعادلي خارج مي شود. البته دراين جا نمي توان در باره ي جزييات فرايندهاي مربوط به ميدان مغناطيسي بحث کرد. اما نتيجه اين مي شود که توده ازحالت تعادلي خارج مي شود ولايه هاي دروني تر با سرعت بيشتري به سمت مرکز توده مي رمبند. يعني رمبش «از درون به بيرون» خواهيم داشت. دراين مرحله، به علت حرکت دوراني توده، هر چه سامانه متراکم تر مي شود توده از حالت کروي بيشتر خارج مي شود وساختار کشيده تر پيدا مي کند. درنهايت توده اي متراکم در مرکز سامانه ايجاد مي شود به همراه قرصي چرخان دراطرافش. ممکن است اين قرص به تدريج محو شود واز بين برود واگر به اندازه ي کافي پرجرم باشد، سيارات از آن شکل بگيرند.
اگر دقت کنيم دومسئله ي کليدي درباره مدل استاندارد وجود دارد. يکي اين که توده ي نخستين چگونه شکل مي گيرد، وديگر آن که آيا رصدها وجود توده هايي را، که درمرحله ي تعادلي باشند، تأييد مي کنند؟ واقعيت اين است که مدلي استاندارد نمي تواند توضيح دهد توده ي نخستين چگونه شکل مي گيرد واين نقطه ضعف اصلي اين مدل است. اما مشاهدات نشان مي دهند. بخشي از توده هاي موجود درمحيط ميان ستاره اي، ظاهراً، در وضعيت تعادلي به سر مي برند. البته بحث وجدل دراين زمينه بسيار وجود دارد. زيرا مشاهدات جديدتر توانست در توده هايي، که براساس مشاهدات يک دهه پيش درحالت تعادل به نظر مي رسيدند، حرکت مواد دروني به سمت ناحيه هاي مرکزي شان را آشکار کند که به روشني حکايت از رمبش گرانشي دارد. به همين علت ها، به ويژه طي سال هاي اخير، اخترشناسان تلاش مي کنند مشاهدات دقيق تري از توده هاي موجود در محيط هاي ميان ستاره اي انجام بدهند. ولي البته اين کار ساده اي نيست. زيرا، همان طور که اشاره شد، چنين سامانه هايي تا زماني که به ستاره تبديل نشده اند. تابش اندکي درمحدوده ي نور مرئي دارند. بيشتر تابش آن ها درمحدوده ي طول موج هاي راديويي وفرو سرخ است والبته آشکار سازي تابش هاي فرو سرخ نياز به ابزارهاي بسيار دقيقي دارد.
... وتلاش ها ادامه دارند.
منبع:نشريه نجوم، شماره 198.
/ج
