غول‌های سرخ

ستاره‌ها

ستاره‌ها هم‌نشین‌های دائمی اَشکال مختلف زندگی روی زمین و شاید دیگر شکل‌های احتمالی حیات در جاهای دیگر بوده‌اند. این اشیاء آسمانی، الهام‌بخش شاعران، هنرمندان و دارندگان احساسات عمیق، و فراهم آورنده‌ی روش‌های خطاناپذیری در مسیریابی و دریانوردی بوده‌اند. ستاره‌ها اشیایی فیزیکی و پویا در کیهانند. ستارگان با انبوه‌شدگی مواد گازی (ابرها یا گلوبول‌های مولکولی) منتشر در اطراف کیهان و یا کنده شده از دیگر ستارگان شکل می‌گیرند. بیشترین تجمع با هیدروژن و ایزوتوپ‌های آن شروع می‌شود. همان‌طور که مواد با هم جمع شده و چگال می‌شوند نیروهای جاذبه‌ای آنها را به هم فشرده و گرم می‌کند. در نقطه‌ای، دما به اندازه‌ی کافی بالا هست که باعث واکنش هم‌جوشی مقدار قابل توجهی از ایزوتوپ‌های هیدروژن شود و هسته‌ی ستاره از انرژی هم‌جوشی آزاد شده به شدت داغ شود. این گرمای شدید توسط نوترون‌ها و اتم‌های هلیم که در هم‌جوشی ایزوتوپ‌های هیدروژن به وجود می‌آیند حمل می‌شود.
بسیاری از مشخصات ستاره مثل اندازه، درخشندگی، و میزان فعال بودن آن به جرم و سن ستاره بستگی دارد. در حالی که بر اثر کشش ثقلی، ماده به داخل ستاره کشیده می‌شود و این در جهت انقباض ستاره است، فشار ناشی از حرارت در جهت انبساط ستاره است و بنا بر این اندازه‌ی ستاره در موازنه‌ی بین این نیروها تعیین می‌شود. به وضوح، نیروی ثقلی متناسب با جرم ستاره است و حرارت (و دمای) ستاره به واکنش‌های هم‌جوشی هسته‌ای درحالِ وقوع بستگی دارد. هم‌چنین همان‌طور که کشش ثقلی ماده‌ی پلاسمای گازی را فشرده می‌کند، خودِ به‌هم فشردگی پلاسما را گرم می‌کند که این خود با به‌هم فشردگی (بیشتر) مقابله می‌نماید. درخشندگی و رنگ تابشی ستاره بستگی به دمای ستاره دارد؛ هر چه ستاره داغ‌تر باشد طول موج تابشی‌اش کوتاه‌تر است (اشعه‌ی ایکس کوتاه‌ترین و امواج رادیویی بلندترین طول موج‌ها را دارند. در طیف مرئی، بنفش دارای کوتاه‌ترین طول موج و قرمز دارای بلندترین طول موج است).
ستاره‌ی داغ، تولید کننده‌ی واکنش‌های هسته‌ای دیگری است و پلاسمای داغ در حال چرخش (که تشکیل شده است از الکترون‌های آزاد جدا شده از اتم‌ها، که باعث ایجاد اتم‌های باردار، به نام یون‌ها، می‌شوند) میدان‌های الکتریکی و مغناطیسی و جریان‌های الکتریکی را خلق می‌کند. میدان‌های مغناطیسی و جریان‌ها، باعث نفوذ مغناطیسی در نواحی مجاور و فوران نور در یک ناحیه‌ی طول موجی پهن (از امواج رادیویی تا نور مرئی و تا اشعه‌های ایکس) و فوران ذرات باردار پر انرژی می‌شوند. در حالی که هسته‌ی ستاره ممکن است دمایی در حد صدها میلیون درجه داشته باشد سطح ستاره به علت تابش، غالباً با دمایی در حد هزاران درجه، سردتر است. ستاره‌هایی که در آسمان برای ما قابل رؤیتند در طیف مرئی نور ساطع می‌کنند، اما تعداد بسیار زیادی ستاره‌ی غیر مرئی نیز وجود دارد که در طیف‌هایی خارج از حد مرئی ما تابش می‌کنند.

غول‌های قرمز

ستاره‌هایی که خیلی سنگین نیستند (در حدود نیم تا دو و نیم برابر جرم خورشید)، پس از سوزاندن هیدروژن در هسته‌شان می‌روند که به حالت یک غول قرمز درآیند. چون سوخت هسته مصرف شده و تمام شود فشار در هسته کاهش می‌یابد و برای مقابله با میدان گرانشی ستاره کافی نیست. در این نقطه، مواد پوسته‌ی خارجی شروع به سقوط به داخل هسته می‌کنند (ستاره منقبض می‌شود). همین‌طور که ستاره فروریزش کرده به‌هم فشرده می‌شود مواد پوسته گرم می‌شود. غالباً این‌گونه است که پوسته حاوی سوخت بیشتری از ایزوتوپ‌های هیدروژن است و حال، در پوسته‌ی داغ واکنش‌های هم‌جوشی آغاز می‌شود که هیدروژن را به هلیم تبدیل می‌کنند. این امر موجد یک چشمه‌ی گرم خارج از مرکز است و حرارت و ماده به طرف خارج و به طرف داخل منتشر می‌شود که باعث می‌شود قسمت خارجی پوسته، حتی هنگامی که هسته دچار به‌هم فشردگی بیشتر می‌شود، انبساط بیشتری یابد. خود ستاره، حتی در حالی که انرژی بیشتری تولید می‌شود، سرد می‌شود زیرا انبساط ستاره منجر به دمای پایین‌تری می‌گردد. هر چه ستاره رقیق‌تر گردد پوسته‌ی داغ، بیشتر تابش می‌کند به گونه‌ای که غول قرمز هزار تا ده هزار بار درخشان‌تر می‌شود و رنگ آن از زرد کم‌رنگِ ستاره‌ی اصلی به نارنجی تمایل پیدا می‌کند.
در بعضی از ستاره‌ها، هنگامی که دمای هسته به اندازه‌ی کافی بالاست (در حدود صد میلیون درجه)، بر اثر به‌هم فشردگی ناشی از فروریزش ثقلی و فشار پوسته، هلیم هسته، که توسط واکنش هم‌جوشی قبلی شکل گرفته است، خود شروع به هم‌جوشی تبدیل به کربن می‌نماید. در غول‌های قرمز سنگین، ممکن است مرحله‌ای از یک غول قرمز ثانوی، که در آن پوسته نیز شروع به واکنش‌های هلیم به کربن می‌کند، وجود داشته باشد. ستاره‌های سنگین‌تر تا دماهای بالاتر گرم می‌شوند و واکنش هم‌جوشی به عناصر سنگین‌تر مثل نیتروژن و اکسیژن، تا هنگامی که ماده‌ی شکل گرفته‌ی هسته بیشتر آهن باشد، صورت می‌گیرد. در این نقطه، واکنش‌های هم‌جوشی در هسته متوقف می‌شود. در تمامِ موارد، گرمای هسته، که ناشی از هم‌جوشی هسته‌ای سنگین‌تر است، در مقایسه با گرمای پوسته، اندک است و غول قرمز به انبساط خود ادامه می‌دهد.
خورشید خودمان (که در اصطلاح ستاره شناسی یک کوتوله‌ی زرد است) در حدود پنج بیلیون سال دیگر به مرحله‌ی غول قرمز می‌رسد و از شعاع فعلی‌اش که در حدود هفتصد هزار کیلومتر است تا حدود دویست برابر، که مدار فعلی زمین را در بر می‌گیرد، انبساط می‌یابد. خورشید، نیروی ثقلی (یا جرم) کافی دارد تا تنها در حد مرحله‌ی هم‌جوشی هلیم تشکیل دهنده‌ی یک هسته‌ی کربنی به‌هم فشرده و گرم شود. بیشتر خورشید، نهایتاً به کربن تبدیل خواهد شد. پس از آن که همه‌ی سوخت هم‌جوشی مصرف شد، خورشید به شکل یک کوتوله‌ی سفید فرو می‌ریزد.
اَبَر غول‌هایی به بزرگی تمام منظومه‌ی شمسی ما وجود دارند. Betelgeuse و Rigel مثال‌هایی از این ابرغول‌ها هستند.

کوتوله‌ها‌ی سفید

هنگامی که ستارگان سوخت خود را مصرف می‌کنند و دیگر گرمای درونی ندارند که ستاره را در برابر کشش ثقلیِ رو به داخل هم‌چنان منبسط نماید، شروع به فروریزش به داخل می‌نمایند. مثلاً یک غول قرمز پس از مصرف سوختش پوسته‌ی خارجیش را می‌ریزد و از آن یک سحابی سیاره‌ای شکل می‌دهد و هسته شروع به منقبض شدن می‌کند. به یاد داشته باشید که دماها هنوز آن‌قدر بالا هستند که نه تنها اتم‌ها یونیزه شده و الکترون‌ها آزاد هستند که حتی الکترون‌ها به ذرات ریزتر خرد می‌شوند. اما لحظه‌ای فرا خواهد رسید که الکترون‌ها دیگر نمی‌توانند فشرده‌تر شوند. این به این دلیل است که مکانیک کوانتومی اجازه نمی‌دهد که دو الکترون در یک حالت از انرژی باشند. این هم‌چنین به این معناست که آنها باید یک حجم محدود کمینه را اشغال کنند. به این وضعیت «فشار تبهگنی» گفته می‌شود. در آن هنگام، ستاره فروریزشش را متوقف می‌کند. این نوع ستاره «کوتوله‌ی سفید» (این نام‌گذاری توسط William Luyten منجم صورت گرفت) یا «کوتوله‌ی در حال تباهی» نامیده می‌شود. در این حال، ماده نسبتاً چگال است به گونه‌ای که یک فنجان از ماده جرمی در حدود پنجاه تُن دارد. کوتوله‌های سفید با دمایی تنها در حد پنج هزار تا صد هزار درجه نسبتاً سردند و بنا بر این زیاد تابش نمی‌کنند. فشار تبهگنی تنها برای ستارگانی با جرمی زیر یک و چهار دهم مجموع اجرام منظومه‌ی شمسی می‌تواند کشش ثقلی را موازنه کند. تقریباً نود و هفت درصد ستارگان در این دسته‌بندی قرار می‌گیرند. ستارگان بزرگ‌تر، ستارگان نوترونی یا سیاه‌چاله می‌شوند.
کوتوله‌های سفید با تابش گرمای باقی‌مانده برایشان باز هم بیشتر سرد می‌شوند، و با عدم انرژی درونی هم‌جوشی، نهایتاً تا حد کوتوله‌های سیاه غیر قابل رؤیت سرد می‌شوند. (یک آهن گداخته‌ی داغ سفید را تجسم کنید که تا حد زردی و سپس تا حد قرمزی و نهایتاً تا حد سیاهی سرد می‌شود.) اما کیهان آن‌قدر پیر نیست که تمام کوتوله‌های سفید آن سیاه شده باشند.

اَبَر نو اختر‌ها

همان‌طور که در بالا گفته شد، هنگامی که تمام سوخت در ستاره برای هم‌جوشی هسته‌ای مصرف شد و داخل ستاره در حال سرد شدن باشد، انبساطِ ناشی از گرما و فشار در ستاره ضعیف‌تر می‌شود. کشش ثقلیِ رو به داخل غالب می‌شود و ستاره شروع به فروریزش می‌کند. هنگامی که اندازه‌ی ستاره تقلیل می‌یابد، انرژی (پتانسیل) ثقلی که برای نگاه داشتن یک شعاع بزرگ‌تر مورد استفاده بود آزاد می‌شود. این آزادی به صورت یک ریزش ناگهانی انرژی ظاهر می‌گردد و در مدت کوتاهی ماده داغ می‌شود. راه دیگری که می‌توان به این موضوع نگریست این است که ماده‌ی در حال سقوط به داخل هسته دارای سرعت‌ بزرگی می‌شود و شعاع ستاره را کاهش می‌دهد. در شعاعی که این سرعت نصف شود این انرژی جنبشی سقوط به صورت گرما آزاد می‌شود.
در مواردی مثل ستاره‌های دوگانه، ستاره‌ی در حال فروریزش می‌تواند سوخت اضافه از ستاره‌ی همدمش جمع کند اما آن را تا زمان فروریزش ثقلی نمی‌سوزاند. در این حال، هسته می‌تواند هم‌جوشی هسته‌ای را مجدداً آغاز کند و به طور کاملاً ناگهانی بسیار داغ شود. چون این امر در زمان کوتاهی، در حد چند ثانیه، رخ می‌دهد، گرما زمان کافی برای رسوخ به لایه‌های خارجی ندارد. ماده‌ی داغ، در تلاش برای انبساط در مقابل پوسته‌ی خارجی، شبیه باروت ترقه‌ای در حال انفجار است که توسط لایه‌های خارجی محکم، نگاه داشته می‌شود. ماده‌ی داغ به گونه‌ای دیدنی منفجر می‌شود و مقادیر عظیمی گاز و تابش را به بیرون پرتاب می‌کند. انفجار می‌تواند چنان شدید باشد که یک ستاره‌ی ابرنواختر قادر خواهد بود که تمام یک کهکشان را تحت‌الشعاع خود قرار دهد. در چنین انفجاری با بازترکیب مواد منفجر شده و پیرامونی، ستاره‌های جدیدی می‌توانند شکل بگیرند. در مورد ستاره‌های بسیار سنگین، پس از افزایش انرژی ناشی از دوره‌های پیاپی انقباض و انبساط، ابرنواختر می‌تواند تشکیل شود.
نخستین روی‌داد نجومی قابل کشف، حادثه‌ی ابرنواختری بود که منجر به ایجاد سحابی خرچنگ در صورت فلکی گاو گردید و توسط منجمین چینی و عرب در سال 1054 میلادی کشف گردید.
در یک انفجار ابرنواختری، عناصر سنگین آزاد شده و در پهنه‌ای وسیع به فواصل دور پرتاب می‌شوند. همین امر منشأ وجود فلزات سنگین در سیاراتی مثل زمین است. بدین ترتیب عملا،ً تمام زمین، جَوش، خاکش، آبش، و زندگی روی آن از چیزی ساخته شده است که از انفجار ابرنواختری آمده است. ما همه از جنس ستاره ساخته شده‌ایم.

ستاره‌های نوترونی

هنگامی که سوخت ستاره مصرف می‌شود ستاره شروع به فروریزش می‌کند و یک انفجار ابرنواختری می‌تواند رخ دهد. وقتی این امر اتفاق بیافتد ماده‌ی پرتاب شده از انفجار می‌تواند خود موجد اِعمال فشار رو به داخل اضافه‌ای بر هسته شود (همان‌طور که خروج مواد منفجر شده از موتور جت آن را به جلو می‌برد). این علاوه بر کشش ثقلی ماده‌ی هسته است. همان‌طور که هسته شروع به کشیده شدن به داخل می‌کند و ستاره کوچک و کوچک‌تر می‌شود نیروی ثقلی بیشتر و بیشتر افزایش می‌یابد زیرا نیروی ثقلی به سرعت با کاهش شعاع افزایش می‌یابد (قانون عکس مجذور فاصله). ستاره شروع به فروریزشی بی‌وقفه می‌کند. وقتی که نیروی ثقلی آن‌قدر زیاد هست که بر فشار تبهگنی الکترون فائق آید (که این هنگامی است که جرم ستاره بیش از یک و سی هشت صدم برابر جرم خورشید باشد) فروپاشی ستاره ورای نقطه‌ی کوتوله‌ی سفید خواهد بود. الکترون‌ها تحت نیروی ترکیب کننده‌ی آنها با پروتون‌های موجود در هسته‌ها‌ قرار می‌گیرند و (در طی واکنش‌های هسته‌ای و اِعمال نیروهای متقابل ضعیف) به نوترون تبدیل می‌شوند. مواد بسیاری بدین ترتیب به مواد نوترونی خالص تبدیل می‌شوند. همچنان‌که این مواد نوترونی در حال فروریزش هستند مجدداً به یک سد تبهگنی، که قواعد مکانیک کوانتمی مقرر می‌دارد، می‌رسند که در آن دو نوترون نمی‌توانند یک حالت کوانتمی را اشغال کنند و این موجد فشاری در مقابل فروریزش است و فروریزش بیشتر را متوقف می‌نماید.
نوعاً یک ستاره‌ی نوترونی دارای جرمی یک و نیم تا دو برابر جرم خورشید است هرچند ستاره‌هایی با جرم پنج برابر هم ممکن است ستاره‌ی نوترونی تشکیل دهند. ستاره می‌تواند سایزی در حدود دوازده کیلومتر اما چگالی جرمی‌ای نزدیک به چگالی هسته داشته باشد. یک قاشق ماده وزنی درحدود پانصد میلیون تُن خواهد داشت! سحابی خرچنگ (فوق‌الذکر) دارای ستاره‌ای نوترونی در مرکز است.
ساختمان ستاره‌ی نوترونی موضوع احتمالات علمی بسیار جالبی است. انتظار می‌رود که ستاره شبیه جامدی غیر معمولی باشد با سطح صافی سخت اما با پوسته‌ای از جامدی نرم‌تر، یا حتی از مایع، متشکل از هسته‌ها، نوترون‌ها و مقداری الکترون‌ها و پروتون‌ها. همان‌طور که به مرکز نزدیک‌تر شویم فشارهای فوق‌العاده، نوترون‌ها را وامی‌دارد که بازهم کوچک‌تر شوند و در مرکز، یک تکینگی در حجم (حجم صفر) وجود دارد. از نقطه نظر شهودی، ستاره‌ی نوترونی هسته‌ای غول‌پیکر است که عملاً فضایی بین ذرات تشکیل دهنده‌ی آن وجود ندارد.
چون عامل گسیل نور عمدتاً اتم‌ها هستند و ستاره‌های نوترونی اتم ندارند، پس نوری ساطع نمی‌کنند. اما ماده‌ی در حال هم‌افزایی (که تحت جاذبه‌ی شدید ستاره‌ی نوترونی به داخل کشیده می‌شود) به علت این که در سقوطش به شدت گرم می‌شود یا به خاطر چیزی که تابش سنکروترونی نامیده می‌شود (و گسیل ذرات باردار را شتاب می‌دهد) تابش ساطع می‌کنند. این تابش‌ها معمولاً از نوع اشعه‌ی ایکس هستند. ستاره‌های نوترونی‌ای هم وجود دارند که به علت انحناهای مسیر نور در اطراف آنها که ناشی از ثقل شدید آنهاست آشکارسازی شده‌اند. همچنین، درست مثل هر ستاره‌ی غیر قابل رؤیت دیگری، حضور یک ستاره‌ی نوترونی ممکن است با این واقعیت که شیئی مثل ستاره‌ای دیگر یا یک سیاره در حال گردش به دور آن در یک مدار می‌باشد استنتاج شود.

سیاهچاله‌ها

وقتی ستاره‌های سنگین سوختشان را برای هم‌جوشی، که چشمه‌ی گرمای ستاره است، مصرف می‌کنند غالباً ستاره در یک انفجار حجیم، ابرنواختر می‌شود. اگر شیئ باقی مانده که عاری از گرماست بیش از ده برابر چورشید جِرم داشته باشد، ماده به علت نیروی ثقلی مداوماً به داخل سقوط می‌کند. همان‌طور که به این علت، شعاع شیئ کوچک می‌شود نیروی ثقلی سطحی باز هم (به علت قانون عکس مجذور که بیان می‌کند نیروی ثقلی متناسب با عکس مجذور فاصله است) بیشتر می‌شود. این یک افزایش بی‌نهایت در جاذبه‌ی ثقلی است و شیئ، بسیار کوچک اما همراه با میدان ثقلی فوق‌العاده قدرتمندی می‌شود. نیرو چنان قدرتمند است که تمام نورهایی که از نزدیکی شیئ می‌گذرند به دام آن می‌افتند و قادر به گریختن از آن نیستند و هیچ نوری از خود شیئ نیز قادر به گریختن و گسیل از آن نمی‌باشد. پس به این شیئ یک حفره‌ی سیاه یا سیاهچاله گفته می‌شود که رساننده‌ی این است که نوری نمی‌تواند از آن بیاید. به این موضوع می‌توان از دریچه‌ی نظریه‌ی عمومی نسبیت اینشتین نیز نگریست که بیان می‌کند که اجسام ثقیل فضای اطرافشان را خم می‌کنند به گونه‌ای که مسیر مستقیم در این فضا منحنی می‌شود. سیاه‌چاله‌ها چنان سنگینند که نوری که در امتداد این مسیرها حرکت می‌کند هرگز از سیاه‌چاله خارج نمی‌شود. در حالی که شعاع خود شیئ ممکن است به گونه‌ای تکینه و غیر قابل درک کوچک باشد شعاع کره‌ی سیاه اطراف شیئ (شعاع Schwartzchild) شعاعی است که نور وارد در آن امکان فرار ندارد. اگر خورشید ما، با یک شعاع هفت صد هزار کیلومتری، قرار بود یک سیاهچاله باشد (که البته واقعاً اینگونه نمی‌شود چون جرم کافی ندارد)، شعاع Schwartzchild آن سه کیلومتر می‌شد. حدس زده می‌شود که سیاهچاله‌ای در مرکز کهکشان راه شیری ما وجود دارد.
دانشمندان بر این باورند که سیاهچاله‌ها به علت به اصطلاح تابش هاوکینگ به آهستگی تبخیر می‌شوند. (پس با این همه، یک سیاهچاله نور ساطع می‌کند، اما این به علت یک اثر مکانیک کوانتومی است). در یک نگاه ساده، در لبه‌ی سیاهچاله (افق رویداد)، نوسان‌های انرژی مکانیک کوانتومی می‌تواند باعث تشکیل دوتایی ماده-ضدماده (یا الکترون-پوزیترون) شود. یکی از این دو تا فرار کرده و دیگری به داخل سقوط می‌کند. چون‌که ذره‌ی بیرون رونده با خود انرژی به بیرون حمل می‌کند پس لاجرم این انرژی باید از سیاهچاله گرفته شده باشد و بنابراین جرم سیاهچاله کاهش می‌یابد.
در حالی که آنها به تدریج تبخیر می‌شوند در عین حال از ستاره‌های نزدیک و مواد پراکنده شده، ماده به داخل خود می‌کشند و بنابراین ممکن است حتی از نظر جرمی رشد نیز داشته باشند. اخیراً کشف شده است که در آنها ماده بسیار سریع (در حد سرعت صد هزار کیلومتر در ساعت) به داخل سقوط می‌کند و گردش کهکشان پیرامونی می‌تواند کمکی برای تحمل این جریان باشد. جریان سقوط چنان سریع است که ماده ممکن است در نزدیکی سیاهچاله انبوه شده و قادر به تشکیل ستاره‌های جدید گردد. اما اگر سیاهچاله به اندازه‌ی کافی سنگین باشد هر چیزی که نزدیکش بیاید را می‌بلعد و بنابراین مانع تشکیل هر ستاره‌ای می‌شود.
یک نظریه‌ی کیهان شناسی تازه که دربردارنده‌ی یک بُعد ویژه‌ی چهارم است با کند شدنِ سرعت تبخیر، وجود سیاهچاله‌های کوچک را ممکن می‌داند.
/ع