خوشه‌های ستاره‌ای کروی چیست؟ آشنایی با کهن‌ترین ساکنان کهکشان

گرچه در آسمان شب چنان به نظر می‌رسد که ستارگان زندگی خود را در انزوا به سر می‌برند ، اما میلیون ها ستاره در خوشه های ستاره ای در کنار یکدیگر زندگی می‌کنند.
خوشه های ستاره ای یکی از زیباترین و مهم ترین سوژه‌های رصدی برای مشاهده در آسمان شب هستند. مجموعه‌هایی از ستارگانی که در اثر نیروی گرانش‌شان در کنار یکدیگر قرار دارند و با هم یک خانواده ستاره‌ای بزرگ را تشکیل می‌دهند.

خوشه ستاره ای ، ستارگانی را در بر می گیرد که عمری تقریبا یکسان دارند ، چرا که در زایشگاه و شرایط مشابهی متولد شده اند ولی چون ستارگان این خوشه ها جرم های مختلفی دارند ، ستارگانی در فازهای تکاملی مختلف را به نمایش می گذارد ؛ یعنی برخی پیش ستاره هستند برخی وارد رشته اصلی شدند و برخی وارد فاز غول سرخی و … !
این یعنی خوشه های ستاره ای ، آزمایشگاه های ارزشمندی برای مقایسه تحول ستارگان گوناگون اند و می توان آن را با مسابقه دو مقایسه کرد که در آن چون همه دوندگان حرکت خود را به طور همزمان آغاز می کنند می توان سرعت آن ها را باهم مقایسه کرد!

خوشه های ستاره ای که در کهکشان محلی ما تشخیص داده شده اند ، دو نوع عمده دارند : جوانترین آنها که شکلی نامنظم دارند خوشه های باز نامیده می‌شوند و خوشه های پیرتر ، بزرگتر و پر جمعیت تر و کروی شکل، خوشه های کروی خوانده می‌شوند!

خوشه های باز جوان هستند و اغلب جایگاه آفرینش ستارگان جدید می‌باشند. این در حالی‌است که خوشه های کروی شهرهای قدیمی ستاره‌ای قدیمی و چگالی هستند که برخی از آن ها به اندازه یک کهکشان کوچک ستاره دارند!

خوشه‌های کروی : (Globular Clusters)

یک خوشه کروی مجموعه ی پرجرمی از ستارگان است که به واسطه گرانش خود درون یک حجم کروی به یکدیگر مقید شده اند. خوشه های کروی می توانند بین ۱۰۰۰۰ تا چندین میلیون ستاره را در محدوده ای که اغلب کمتر از ۲۰۰ سال نوری پهنا دارد در خود جای دهند.
ستارگان درون یک خوشه ی کروی، مانند خوشه های باز، دارای خاستگاه یکسانی می باشند و بنابراین دارای عمر و ترکیب شیمیایی یکسانی هستند.
مطالعات طیف سنجی نور ستارگان خوشه های کروی ، مشخص می‌کند که ستارگان آن ها بسیار پیر هستند. پیرتر از بیشتر ستارگانی که درحال حاضر درون دیسک راه شیری قرار دارند.
تحلیل ویژگی های آن ها همچنین روشن می‌سازد که آن ها عمر تقریبا یکسانی دارند و این امر دال بر این است که همگی این ستارگان هم زمان با هم و در طول یک دوره زمانی کوتاه شکل گرفته اند. تخمین هایی که در مورد عمر آن ها زده می شود متفاوت است اما باور عامه بر این است که آن ها بیش از ده میلیارد سال عمر دارند.
تا به امروز بیش از ۱۵۰ خوشه کروی در راه شیری کشف شده اند. گرچه تعداد کمی از آن ها در برآمدگی مرکزی راه شیری یافت شده اند ، اما بیشتر آن ها در هاله ی کهکشانی جای دارند.
شیمی خوشه های کروی نشان می دهد که آن ها حاوی بقایای مراحل اولیه شکل گیری کهکشان راه شیری هستند و حتی شاید قبل از اينکه راه شیری قرص مرکزی داشته باشد، شکل گرفته اند. چهار خوشه از خوشه های کروی کهکشان ما ، ممکن است در حقیقت بخشی از یک کهکشان کوتوله بوده باشند که جذب کهکشان راه شیری شده اند!
خوشه های کروی متشکل از جمعیت های ستاره ای دو (در مورد این تقسیم بندی جمعیتی ستارگان در ادامه به اختصار خواهیم پرداخت) هستند که مدارهای مستقل خودشان را دارند. این مدارها شکلی کاملا بیضوی دارند و می توانند خوشه های کروی را تا فواصلی برابر صدها هزار سال نوری به بیرون از مرکز راه شیری بکشانند. خوشه های کروی منحصر به راه شیری نیستند و حتی برخی از کهکشان ها خوشه های کروی بیشتری نسبت به کهکشان ما دارند.

سیر تکاملی خوشه‌‌های ستاره‌ای:

خوشه‌های ستاره‌ای چه باز باشند و چه کروی ، در طول زمان ساکن نیستند. در طول میلیون ها سال خوشه ها به طور فیزیکی تغییر می کنند و ستارگان درون آن ها پیرتر شده و می‌میرند. با این همه تفاوت عمده ای میان تحول خوشه های کروی و خوشه های باز وجود دارد. یک خوشه باز حیات خود را با مجموعه ای از ستارگان با ترکیبات شیمیایی و سن مشابه آغاز می کند. در طول صدها میلیون سال ، خوشه اعضای خود را از دست می دهد یا به دلیل مرگ ستارگان و یا به علت کشش گرانشی ستارگان دیگر درون کهکشان راه شیری!
با این همه یک خوشه باز می تواند به ساختن ستارگان از سحابی اولیه ای که از آن شکل گرفته است، ادامه دهد. به همین علت خوشه های باز اغلب دارای ستارگانی با سنین مختلف و در مراحل مختلف تکامل هستند.
خوشه های کروی اما تقید و ارتباط گرانشی تنگاتنگی بسیار بیشتری با یکدیگر دارند. به همین خاطر احتمال کمتری دارد که ستارگان خود را از دست بدهند. علاوه براین، خوشه‌های کروی بیشتر عمر خویش را دور از صفحه کهکشانی سپری می کنند و از فعل و انفعالات ستاره‌ای دور هستند.
بدین ترتیب ساختار آن ها تا صدها میلیون سال محفوظ باقی می‌ماند که مدت زمانی بسیار طولانی تری نسبت به خوشه‌های باز است. به طور مشابه، با شکل‌گیری یک خوشه ی کروی، گاز و غبار اولیه آن به بیرون پرتاب می‌شود و آنگاه است که خوشه دیگر قادر نیست ستارگان جدید به وجود بیاورد.
بنابراین با پیرشدن و مرگ ستارگان درون یک خوشه کروی، خود خوشه نیز پیرتر شده و می‌میرد.

ستارگان خوشه‌ها، متعلق به کدام یک از جمعیت‌های ستاره‌ای هستند؟!

بررسی خوشه های ستاره‌ای تفاوتی جالب میان ستاره های جوانتر و پیرتر کهکشان ما آشکار کرده است. ستاره های درون جوان ترین خوشه ها را، پُر‌فلز می‌نامند زیرا در طیف شان خطوط واضح عناصر فلزی دیده می شود.( باید بدانیم که اخترشناسان از واژه‌ی فلز برای اشاره به هر عنصر سنگین تر از هیدروژن و هلیوم ، که سبک‌ترین عناصر هستند ، استفاده می‌کنند.)
بنابر این ستارگان خوشه های باز ، پرفلز هستند. به این ستاره ها همچنین ستاره های جمعیت یک (ا) می گویند. جالب است بدانید که خورشید ستاره‌ای نسبا جوان و پُرفلز از جمعیت یک است.
درعوض در طیف ستاره‌های خوشه‌های پیرتر، فقط خطوط ضعیفی از عناصر سنگین دیده‌می شود. بنابراین این ستاره های بسیار قدیمی را کم فلز می نامند زیرا فراوانی عناصر سنگین در این ستاره ها فقط حدود 3 درصد فراوانی شان در خورشید است!
آن ها را همچینن ستاره های جمعیت دو (اا) می‌نامیم.
ستاره های خوشه های کروی، ستاره های کم فلز جمعیت دو هستند. توجه کنید که پرفلز و کم فلز واژه هایی نسبی هستند. حتی در پرفلز ترین ستاره های شناخته شده هم فلزات چنددرصد کل جرم ستاره را تشکیل می‌دهند!

اثر فراوانی عناصر سنگین:

اثر فراوانی عناصری که وزن اتمی زیادی دارند، به ویژه در خوشه‌های ستاره‌ای پیر، برای درخشندگی ستارگان شاخه‌ی غولی بسیار مهم است . برای مثال، معلوم شده است که خوشه‌ی M3 ( خوشه ستاره ای کروی در هاله کهکشان ما ) و خوشه‌ی NGC188 ( خوشه باز در نزدیکی صفحه‌ی کهکشان ) هر دو عمر تقریبا یکسانی دارند.ولی نمودارهای رنگ_قدر آنها به طور چشم گیری متفاوت است. این تفاوت ، خود را در درخشندگی شاخه‌ی غولی کاملا نمایانتر می سازد، بدین صورت که این شاخه در M3 چهار قدر نورانیتر از NGC188 است . در توضیح این حالت ، محاسبات خطوط تکامل ستاره ای ، با فرض فراوانی‌های متفاوت عناصر سنگین، نشان می دهند که در M3 ( و در واقع ، تقریبا در تمام خوشه های کروی ) درصد عناصر سنگین نسبت به درصد همین عناصر در خورشید و دیگر ستارگان موجود در صفحه‌ی کهکشان راه‌شیری ، کمتر است . اندازه‌گیری‌های طیف نگاری مجزا از عناصر جو ستارگان خوشه‌ی M3 این تفاوت را تأیید می کند. برای مثال ، M3 ، از نظر داشتن عناصر سنگین ، 100 برابر نسبت به خورشید تهی تر است! در خوشه های کروی دیگر نیز، کم فلزی مشابه یا بیشتری مشاهده شده 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 خوشه ای مانند NGC188 هستند، یا ستاره ای مانند خورشید، به سبب دارا بودن مقادیر نسبتا زیادی عناصر سنگین ، الکترون‌های بسیار فراوانی دارند.
اتم سنگینی مانند آهن ، الکترون‌های بیشتری دارد در حالی که بر گرد یک اتم هیدروژن فقط یک الکترون می گردد.
از این رو، وجود عناصر سنگین درماده ستاره ای ، به معنای وجود تعداد زیادی الکترون است و کدر بودن مواد در این ستاره‌ها، بیشتر از ستاره هایی است که عناصر سنگین کمتری دارند و بنابراین تعداد الکترون‌هایشان کمتر است.
این تیرگی و کدر بودن مضاعف، منجر به آن می‌شود که غول‌هایی که در خوشه‌های مملو از عناصر سنگین هستند، نسبت به غول‌های موجود در خوشه‌های بدون عناصر سنگین، درخشندگی کمتری داشته باشند.

دو علت اصلی اهمیت گسترده خوشه‌های کروی در نجوم و اخترشناسی:

1- مطالعه‌ی کهکشان‌ما به کمک خوشه‌های کروی:
یکی از روش‌های برآورد اندازه‌ی کهکشان ما ، روش مبتنی بر خوشه‌های ستاره‌ای کروی است.
بسیاری از خوشه‌های کروی دارای ستارگان RR-شلیاقی هستند. امروزه طبق یافته‌های دانش اخترفیزیک ، می‌دانیم که محاسبه فاصله‌ی یک ستاره RR-شلیاقی و به تبع آن، محاسبه فاصله خوشه ای که یک متغیر RR-شلیاقی دارد ، چقدر آسان است!

فرمول محاسبه فاصله بر حسب پارسک: logD=0.2(m-M)+1
(قدر مطلق (M) یک RR-شلیاقی همواره برابر با 0.6+ است و قدر ظاهری (m) از رصد ستاره، بدست می‌آید.)

نخستین کسی که به کمک خوشه های کروی، وسعت کهکشان ما را به روش بالا اندازه گرفت و فاصله‌ی مرکز کهکشان را از خورشید به دست آورد، هارلو شَپلی (۱۸۸۵-۱۹۷۲) منجم آمریکایی بود. او فاصله‌ی بیش از 100 خوشه کروی را معلوم کرده و به تبع این محاسبات اولین کسی بود که نشان داد، توزیع خوشه های کروی به صورت کره ای بسیار بزرگ به مرکز کهکشان و در هاله و اطراف کهکشان ما است . قطر این کره، کم و بیش با قطر کهکشان ما یعنی 130/000 سال نوری ، مطابقت دارد و این امر، دانش ما از اندازه کهکشان را تأیید می کند. شپلی به درستی فرض کرد که مرکز این توزیع کروی مرکز کهکشان ما است. اما برآورد او از فاصله‌ی خورشید تا مرکز کهکشان درست نبود؛ زیرا اثر غبارمیان ستاره ای دردهه های ۲۰ و ۳۰ قرن بیستم هنوز شناخته شده نبود! خوب است بدانید مرکز کهکشان ، در امتداد صورت فلکی قوس است که در آن راه کهکشان گسترده تر و پرنورتر است.

2-مطالعه الگوهای سیر تکاملی ستارگان به کمک خوشه‌های کروی:
از آنجا که خوشه های کروی بسیار پرجمعیت اند ، اعضای زیادی از آنها را می توان یافت که در فازهای غولی تکامل ستاره ای هستند . از این رو، این خوشه ها اجرام بسیار مفیدی برای مطالعه‌ی الگوهای تکاملی ستارگان پیر به شمار می‌روند.
با مطالعه‌ی آنها ، می توانیم اطلاعاتی درباره فاز غول سرخی ستارگانی که جرم کمی دارند ، به دست آوریم. باید بدین نکته اشاره کرد که برای تعیین الگوی تکاملی ستارگانی با جرم بسیار کمتر از خورشید ، هیچ راه مشاهده ای و رصدی وجود ندارد، زیرا واقعیت آن است که زمانی طولانی‌تر از عمر برآورد شده برای جهان طول می کشد تا چنین ستاره ای تکامل یاید و از رشته‌ی اصلی خارج شود.

خوشه‌های کروی مشهور آسمان:

خوشهM13 :
یکی از زیباترین خوشه‌های کروی که به دشواری با چشم غیرمسلح از قدر پنجم دیده می‌شود ، مسیه شماره 13 در صورت فلکی جاثی یا هرکولس در فاصله 34/000 سال نوری از ماست. مطالعات تلسکوپی آشکار می‌سازد که این خوشه‌کروی احتمالا از بیش از 500/000 ستاره تشکیل شده است که 50/000 تای آن را می توان تک تک شمرد! بقیه ستاره ها که نزدیک مرکز خوشه هستند را فقط می‌توان تخمین زد، چرا که به قدری نزدیک به یکدیگر اند که شمردن آنها جدا از هم امکان‌پذیر نیست! احتمالا پرجرم ترین خوشه کروی شناخته شده در کهکشان ما ، خوشه NGC5139 در صورت فلکی قنطورس است که بیش از 10/000/000 ستاره دارد!