فرادرس
چرخه حیات ستارگان — به زبان ساده
بی‌شک بسیاری از شما، خصوصا اگر به اخترشناسی علاقه‌مند باشید، اصطلاحاتی مثل کوتوله سفید، ستاره نوترونی، ابرنواختر، غول سرخ و غیره را شنیده‌اید. این نام‌ها که ظاهرا برای اشاره به تنوع مختلفی از ستارگان استفاده می‌شوند، در حقیقت بخش‌های مختلف زندگی و حیات یک ستاره را به تصویر می‌کشند.
ستاره‌ها متولد می‌شوند، بزرگ می‌شوند و در نهایت می‌میرند؛ چرخه‌ای که می‌تواند در محدوده زمانی بین چند صد میلیون سال تا چند میلیارد سال طول بکشد. بنابراین برای مطالعه چرخه حیات ستاره‌ها از زمان تولد تا مرگ آنها باید میلیون‌ها یا میلیاردها سال وقت گذاشت.
از آنجایی‌که بشر چنین زمانی را در اختیار ندارد و روند تغییرات یک ستاره نسبت به عمر یک انسان بسیار کند است؛ دانشمندان با مطالعه ستارگان مختلف و بررسی آنها به مدل «تکامل ستاره‌ای» (Stellar evolution) می‌رسند. تکامل ستاره‌ای که بیانگر چرخه حیات ستاره است، روندی است که ستاره در طول عمر خود طی می‌کند و بسته به جرم ستاره زمان‌های متفاوتی طول می‌کشد.
زایش یک ستاره
بیش از 10 هزار میلیارد میلیارد ستاره در حدود 100 میلیارد کهکشان سراسر عالم وجود دارد. همه ستاره‌ها در «ابرهای مولکولی عظیم» (GMCs) زاده می‌شوند؛ توده‌های غول‌پیکری که از گاز (عمدتا هیدروژن) و گرد و غبار شناور در فضای میان‌ستاره‌ای ساخته شده‌اند.
ستارگان زمانی شکل می‌گیرند که این ابرهای مولکولی که با عنوان «زایشگاه‌های ستاره‌ای» نیز شناخته می‌شوند، دچار فروپاشی گرانشی می‌شوند. فشارهای گرانشی باعث بالا رفتن دمای سحابی می‌شوند و آن را به ابرهای کوچک‌تری تقسیم می‌کند. این ابرها هر کدام یک «پیش‌ستاره» (Protostar) هستند؛ جرمی که نطفه اولیه ستاره را شکل می‌دهد.
پیش‌ستاره جرم توپ‌مانندی است که در مراحل اولیه تبدیل شدن به ستاره قرار دارد. پیش‌ستاره شکلی نامنظم دارد و هم حاوی گاز و هم غبار است. مرحله پیش‌ستاره‌ای در چرخه عمر ستاره می‌تواند چند صد هزار سال طول بکشد. تاثیرات گرانشی باعث می‌شود تا هسته گازی پیش‌ستاره شروع به چرخیدن کند. پیش‌ستاره در تلاش برای رسیدن به تعادل هیدرواستاتیکی منقبض شده، درخشش آن کاهش یافته و دمایش ثابت می‌ماند و در انتهای این مسیر، ستاره زاده می‌شود.
با متولد شدن ستاره، فعالیت‌های هسته‌ای که قلب تپنده آن هستند آغاز می‌شوند. انرژی آزاد شده طی این فرایند است که باعث درخشیدن ستاره می‌شود. در این دوران ستاره به آرامی از هیدروژن خود تغذیه می‌کند و از طریق همجوشی هسته‌ای، هلیم می‌سازد. وقتی هیدروژن رو به اتمام می‌گذارد، داستان حیات ستاره وارد مرحله تازه‌ای می‌شود که به جرم اولیه ستاره بستگی دارد؛ مسیری که ممکن است به انفجاری عظیم منجر شود یا با سرد و محو شدن ستاره به پایان خواهد رسید.
طبقه‌بندی ستارگان
ستارگان طبق «نمودار هرتسپرونگ-راسل» (Hertzsprung-Russell diagram) طبقه‌بندی می‌شوند که رنگ، دما، درخشندگی و جرم آنها را فهرست می‌کند. در آغاز قرن بیستم، این دو دانشمند بر مبنای قدر مطلق ستارگان (حذف کردن عامل فاصله از درخشندگی ستاره)، نموداری از یک گروه از ستارگان تهیه کردند. آنها با تعیین کردن یک محور به عنوان دما و محور دیگر به عنوان قدر مطلق دریافتند بخش اعظم ستارگان در این نمودار در یک نوار باریک جای می‌گیرند. این نوار، «رشته اصلی» (Main Sequence) خوانده می‌شود.
تمام ستارگان تازه متولد شده روی رشته اصلی نمودار قرار هرتسپرونگ-راسل می‌گیرند؛ اما بسته به جرم اولیه ستاره طیف‌های متفاوتی را تشکیل می‌دهند. ستارگان کوچک کم‌جرم و نسبتا سرد موسوم به «کوتوله‌های سرخ» (Red Dwarfs) هیدروژن را به‌کندی می‌سوزانند و صدها میلیارد سال یا بیشتر روی رشته اصلی باقی می‌مانند؛ در حالی‌که ستارگان پرجرم داغ تنها پس از چند میلیون سال رشته اصلی را ترک می‌کنند. ستارگان اندازه متوسط موسوم به «کوتوله زرد» (Yellow Dwarf) مثل خورشید ما حدود 10 میلیارد سال روی رشته اصلی باقی می‌مانند.
با توجه به این نکته می‌توان نتیجه گرفت عاملی که طول عمر ستاره و سرنوشت و مسیر زندگی آن را تعیین می‌کند، در حقیقت «جرم اولیه» ستاره است. از روی اندازه یک ستاره می‌توان عمر آن را به شکل حدودی تخمین زد. ستارگان کوچک‌تر جوان‌تر هستند و ستارگانی که اندازه بزرگ‌تری دارند، به انتهای عمر خود نزدیک شده‌اند. در واقع ستارگان بزرگ‌تر به دلیل فعالیت‌های هسته‌ای بیشتر نسبت به ستارگان کوچک‌تر، به سرعت انرژی خود را از دست می‌دهند و به همین خاطر عمر کوتاه‌تری دارند.
وقتی منبع هیدروژن هسته ستاره رو به پایان می‌رود، ستاره خروج از رشته اصلی را آغاز می‌کند. بدون وجود نیروی فشار رو به خارج ناشی از همجوشی هسته‌ای هیدروژن که بتواند با فشار رو به داخل ناشی از گرانش مقابله کند، ستاره شروع به جمع (منقبض) شدن می‌کند تا اینکه یا «فشار تباهیدگی الکترون» (Electron Degeneracy Pressure) به اندازه‌ای افزایش یابد که برای مقابله با گرانش کفایت کند، یا اینکه هسته به اندازه‌ای داغ شود که فرآیند همجوشی هسته‌های سنگین‌تر از هلیم آغاز شود. اینکه کدام اتفاق سرنوشت ستاره را به‌دست گیرد، به جرم ستاره بستگی دارد.
چرخه حیات ستارگان کم‌جرم
ستارگان کم‌جرم شامل گروهی از ستارگان می‌شود که جرم آنها کمتر از 8 برابر جرم خورشید است و یک ستاره سرخ یا زرد رشته اصلی محسوب می‌شوند. این دسته از ستارگان 95 درصد کل ستاره‌های عالم را شامل می‌شوند.
بعد از اینکه ستاره تقریبا تمام هیدروژن خود را سوزاند، هسته آن شروع به جمع شدن و داغ شدن می‌کند که باعث می‌شود هیدروژن با سرعت باز هم بیشتری بسوزد.
این انرژی اضافی ایجاد شده به سمت بیرون تابش می‌کند و سبب می‌شود لایه‌های خارجی ستاره از هسته آن دورتر شوند. همزمان که لایه‌های خارجی ستاره گسترده می‌شوند، سرد شده و در نتیجه رنگشان قرمز و قرمزتر می‌شود و ستاره وارد مرحله «غول سرخ» (Red Giant) می‌شود.
مرحله غول سرخ سومین مرحله حیات ستارگان کم‌جرم است. در این مرحله، هسته ستاره به اندازه کافی داغ شده است که سوزاندن هلیم را آغاز می‌کند؛ نوعی فرآیند همجوشی هسته‌ای که طی آن هسته‌های سنگین‌تر هلیم به هم پیوند خورده و هسته‌های بزرگ‌تر مثل کربن و سپس اکسیژن را شکل می‌دهد.
سوزاندن هلیم به عنوان منبع سوخت جدید ستاره، برای چند هزار تا یک میلیارد سال (بسته به جرم ستاره) طول می‌کشد؛ اما سرانجام هلیم هسته هم تمام می‌شود و پس از اینکه بخش عمده هسته به اتم‌های کربن و اکسیژن تبدیل شد، ستاره دیگر سوختی برای سوزاندن نخواهد داشت.
با سوزاندن آخرین ذره‌های هلیم، لایه‌های خارجی ستاره از آن جدا شده و دوباره در فضای میان ستاره‌ای پخش می‌شوند. پوسته بیرون رانده شده ستاره، جرمی موسوم به «سحابی سیاره‌نما» (Planetary Nebula) را شکل می‌دهد. ماده موجود در این سحابی‌ها دوباره به محیط میان‌ستاره‌ای محلق می‌شوند تا با پیوستن به دیگر ذرات گاز و غبار موجود، شکل‌گیری ستاره‌ای دیگر را کلید بزنند.
با جدا شدن سحابی سیاره‌نما، یک هسته لُخت کوچک بسیار داغ از ستاره باقی می‌ماند؛ جرمی که با نام «کوتوله سفید» (White Dwarf) خوانده می‌شود. کوتوله‌های سفید آخرین مرحله در چرخه عمر ستارگان کم‌جرم محسوب می‌شوند؛ زیرا این ستارگان جرم کافی برای تبدیل شدن به ابرنواختر را ندارند.
کوتوله‌های سفید حجمی در اندازه‌های زمین دارند؛ اما بسیار چگال هستند و جرم آنها حدود جرم خورشید (حداکثر ۱/۴ برابر جرم خورشید) است. با وجود این و در مقایسه با ستارگان بزرگ‌تر، کوتوله سفید به دلیل نداشتن انرژی ستاره‌ای سرد و کم‌نور محسوب می‌شود. با تبدیل شدن ستاره به کوتوله سفید، پایان زندگی ستاره فرا می‌رسد.
در فرآیند انحطاط ستاره، یک مرحله فرضی دیگر پس از مرحله کوتوله سفید وجود دارد که به «کوتوله سیاه» (Black Dwarf) شهرت دارد؛ وقتی ستاره به اندازه کافی سرد شده و دیگر هیچ گرما یا نوری تابش نمی‌کند. از آنجایی‌که زمان لازم برای رسیدن کوتوله سفید به این مرحله بیش از عمر فعلی عالم پنداشته می‌شود، انتظار نمی‌رود هیچ کوتوله سیاهی درحال حاضر در کیهان وجود داشته باشد. حتی اگر کوتوله سیاهی هم وجود داشته باشد، مکان‌یابی آنها به دلیل فقدان تابش بسیار دشوار است.
چرخه حیات ستارگان پرجرم
این دسته شامل ستاره‌هایی است که بیش از هشت برابر خورشید جرم دارند. هر چند شکل‌گیری و آغاز حیات این دسته از ستارگان تا مرحله سوزاندن هیدروژن مشابه ستارگان کم‌جرم است، اما در ادامه مسیر زندگی کاملا متفاوتی را بر می‌گزینند که باعث می‌شود مرگ آنها خیلی آرام و بی‌صدا رخ ندهد.
به دلیل جرم اولیه بیشتر، نیروی گرانش و در نتیجه فشار رو به داخل در این ستارگان به‌مراتب قدرتمندتر است و در نتیجه ستاره داغ‌تر است. دمای بالاتر باعث می‌شود فرآیند همجوشی هسته‌ای سریع‌تر رخ دهد که با تولید فشار رو به خارج بیشتر، اثر گرانش بالاتر این ستارگان را خنثی می‌کند. در نتیجه هر چند این ستارگان نیز هنگام تولد روی رشته اصلی نمودار هرتسپرونگ-راسل قرار می‌گیرند، اما با ستاره‌ای مواجه هستیم که بزرگ، داغ و آبی است.
تفاوت داستان زندگی ستارگان پرجرم و کم‌جرم از همین نقطه کلید می‌خورد. در حالی‌که میلیاردها سال طول می‌کشد تا ستارگان کم‌جرم سوختشان را مصرف کنند، ستاره‌های پرجرم سوختشان را در مدت زمانی بسیار کمتر می‌سوزانند و تمام هیدروژن خود را تنها طی چند ده تا چند صد میلیون سال مصرف می‌کنند.
همانند ستارگان کم‌جرم و با رو به پایان گذاشتن سوخت هیدروژن، هسته این گروه از ستارگان هم شروع به جمع شدن و داغ شدن می‌کند که باعث تولید انرژی بیشتر و باد کردن (منبسط شدن) ستاره می‌شود. در نتیجه با ستاره‌ای با ابعاد بسیار بزرگ موسوم به «ابرغول» (Supergiant) روبه‌رو می‌شویم؛ کمیاب‌ترین ستارگان عالم که می‌توانند ده‌ها برابر روشن‌تر از خورشید بوده و شعاعی 1000 برابر خورشید داشته باشد.
اما همزمان که هسته ستارگان پرجرم متراکم می‌شود، دمای آن در مقایسه با ستارگان کم‌جرم بسیار بالاتر می‌رود و در نتیجه می‌تواند با همجوشی هسته‌های هلیم، عناصر کربن، اکسیژن، نئون و سیلیسیم را تولید کند. این عناصر به ترتیب سنگینی در نواحی کوچک و کوچک‌تری به سمت مرکز ستاره گرد هم می‌آیند که به اندازه کافی حرارت دارد تا فرآیند همجوشی خاص آنها را کلید بزند.
در نهایت و در مرکز ستاره، با سنگین‌ترین عنصری مواجه می‌شویم که طی واکنش همجوشی درون ستاره می‌تواند شکل گیرد: آهن.
پس از انجام تمام واکنش‌های هسته‌ای در لایه‌های مختلف و اتمام سوخت، ستاره‌ای با هسته تمام آهنی بر جای می‌ماند که به معنای مرگ ستاره ابرغول است. هسته آهنی به اندازه‌ای پایدار است که همجوشی هسته‌ای دیگر قادر به خلق ماده جدید و تولید انرژی نیست و در نتیجه با رسیدن به این مرحله، گرانش پیروز می‌شود و هسته ستاره در کسری از ثانیه فرو می‌پاشد.
طی یک انفجار، انتشار عظیم انرژی صورت می‌گیرد و غبار و گازهای لایه خارجی ستاره با سرعتی معادل 30 هزار کیلومتر در ثانیه به میان فضا پرتاب می‌شود. این رخداد خارق‌العاده که یکی از خشن‌ترین و پرانرژی‌ترین رخدادهای عالم است، «ابرنواختر» (Supernova) نامیده می‌شود.
این انفجارها ضمن آنکه باعث خلق عناصر سنگین‌تر از آهن در جدول تناوبی می‌شوند، چنان درخششی ایجاد می‌کنند که نور آن به تنهایی از نور تمام کهکشانی که ابرنواختر در آن قرار دارد، بیشتر است.
بر خلاف ستارگان کم‌جرم، ابرنواخترها از خود کوتوله سفید بر جای نمی‌گذارند. از آنجایی‌که هسته باقی‌مانده از این ستارگان جرمی بیشتر از ۱/۴ جرم خورشید دارد (مقداری که به «حد چاندراسکار» مشهور است)، نیروی گرانش هسته می‌تواند بر فشار تباهیدگی الکترون غلبه کند. (بنا بر اصل طرد پاولی، الکترون‌ها به عنوان دو ذره یکسان با اسپین نیم‌صحیح نمی‌توانند وضعیت‌های کوانتومی یکسانی را اشغال کنند. در نتیجه، وقتی چگالی ماده به طرز غیرمعمولی زیاد می‌شود، فشاری خلق می‌شود که از متراکم شدن بیشتر ماده جلوگیری کند. این فشار را فشار تباهیدگی الکترون می‌گویند). در این حالت، دو اتفاق رخ می‌دهد:
- اگر جرم هسته بین ۱/۴ تا 3 برابر جرم خورشید باشد (که از ستاره اولیه‌ای با جرم 8 تا 40 برابر جرم خورشید بر جای می‌ماند)، هسته نمی‌تواند در برابر گرانش مقاومت کند و با کوبیده شدن الکترون‌ها به پروتون‌ها، تنها نوترون برجای می‌ماند. نتیجه کار «ستاره‌ای نوترونی» بسیار چگالی است که تمام جرم آن در کره‌ای به قطر کمتر از 20 کیلومتر متراکم شده است.
- اما اگر جرم هسته بیشتر از 3 برابر جرم خورشید باشد، گرانش حتی قادر است بر فشار تباهیدگی نوترون‌ها غلبه کند. در نتیجه تمام جرم ستاره در نقطه‌ای واحد با چگالی بینهایت متمرکز می‌شود؛ نوعی تکینگی که آن را با نام «سیاه‌چاله» می‌شناسیم. بنابراین هر چند ممکن است غیرممکن به نظر آید؛ اما طبیعت دقیقا به همین صورت کار می‌کند و سیاه‌چاله‌ها در واقع آخرین مرحله زندگی پرجرم‌ترین ستارگان عالم هستند.
اگر این مطلب برای شما مفید بوده است، آموزش‌ها و مطالب زیر نیز به شما پیشنهاد می‌شوند:
ممنون از مقاله ی خیلی مفیدتون🌷
خوندن این مقاله برام مفید بود مرسی. یه سری سوالات تو ذهنم بود که به جوابشون رسیدم، فقط ستاره های رشته اصلی رو نفهمیدم?