ستاره چیست؟

قطعاً تا به حال به آسمان شب و ستارگان آن نگاه کرده‌اید و حتماً برایتان این سوال پیش آمده که: «این همه نقطه‌ی نورانی در آسمان چیستند؟ از کجا آمده‌اند؟ چرا بعضی آبی‌اند، بعضی قرمز؟ چرا بعضی می‌درخشند و بعضی کم‌نورند؟»

در این مقاله، از صفر شروع می‌کنیم. خواهیم دید ستاره از چه ساخته شده، چگونه انرژی تولید می‌کند، چرا فرو نمی‌پاشد، و چرا بعضی از آنها آبی و بعضی قرمزند. در پایان، تصویر روشنی از چیستی یک ستاره خواهید داشت؛ تصویری که پایه‌ای برای درک گونه‌های طیفی، تولد و تکامل ستارگان، و سرنوشت نهایی آنها خواهد بود.

تعریف علمی ستاره

احتمالاً در دبستان خوانده‌اید که ستاره توپی داغ و گازی است که از خود نور تولید می‌کند. این تعریف دقیقی نیست. در فلسفه‌ی فایده گرایی آماری یا همان علم خودمان، ستاره به جرم آسمانی‌ای گفته می‌شود که جرم کافی برای شروع و حفظ همجوشی هسته‌ای در مرکز خود داشته باشد، در این فرآینده همجوشی باید حداقل بتواند هیدروژن را به هلیم تبدیل کند و در این فرآیند انرژی عظیمی آزاد شود. همچنین این انرژی باید باعث شود که جرم آسمانی بتواند در مقابل گرانش درونی خود مقاومت کرده و فرو نریزد و در عین حال درخشندگی و تابش داشته باشد.

نقطه‌ی آغاز همجوشی، زمانی است که جسمی به جرم 0.08 جرم خورشید ایجاد شود. یعنی به جسمی که هشت صدم خورشید جرم داشته باشد، ستاره گفته می‌شود. آخرین نقطه‌ای هم که یک ستاره می‌تواند وجود داشته باشد، زمانی است که جرم اولیه‌ی آن حداکثر 40,000 برابر خورشید باشد. بیشتر از این عدد، گرانش درونی بر انرژی انحطاط نوترونی یا الکترونی (انرژی‌ای که با گرانش مقابله می‌کند و مانع فرو ریزش می‌شود) غلبه کرده و ستاره مستقیماً به سیاه‌چاله تبدیل می‌شود.

البته این به این معنی نیست که برای سیاهچاله شدن، ستاره باید حتماً 40,000 برابر خورشید ما جرم داشته باشد، بلکه در این حالت دیگر اصلاً ستاره تشکیل نمی‌شود مستقیماً وارد فاز سیاهچالگی می‌شویم.

ستاره از نظر ترکیب شیمیایی

ستارگان عمدتاً از گاز تشکیل شده‌اند. اما این گاز از چه چیزی ساخته شده است؟

هیدروژن و هلیم؛ مواد اولیه‌ی کیهان

حدود ۹۸ درصد از جرم یک ستاره‌ی معمولی مثل خورشید خودمان، فقط از دو عنصر هیدروژن و هلیم تشکیل شده‌است (هیدروژن 73 و هلیم 25 درصد به طور میانگین). این دو عنصر سبک‌ترین و فراوان‌ترین عناصر در کل کیهان هستند. بقیه‌ی جرم ستاره شامل عناصر سنگین‌تر نظیر کربن، اکسیژن، نیتروژن، نئون، آهن، سیلیسیم و… است. اخترشناسان به این عناصر سنگین‌تر اصطلاحاً فلز می‌گویند.

نکته‌ی اصطلاحی: در اخترفیزیک، هر عنصر سنگین‌تر از هلیم، «فلز» نامیده می‌شود. حتی اکسیژن و کربن که روی زمین فلز محسوب نمی‌شوند.

فلزشدگی (Metallicity) چیست؟

به نسبت عناصر سنگین‌ به هیدروژن در یک ستاره، فلزشدگی می‌گویند. ستارگان با فلزشدگی بالا، ستارگان نسل دوم یا سوم هستند. یعنی از مواد به جای مانده از ستارگان قبلی شکل گرفته‌اند. ستارگان با فلزشدگی پایین، ستارگان نسل اول هستند که مستقیماً از مواد اولیه‌ی کیهان و سحابی‌های نخستین تشکیل شده‌اند.

ترکیب شیمیایی یک ستاره بر تکامل، عمر، و سرنوشت نهایی آن تأثیر می‌گذارد. ستارگان با فلزشدگی بالاتر، معمولاً عمر کوتاه‌تری دارند و سریع‌تر تکامل می‌یابند. همچنین وجود عناصر سنگین‌ در جو ستاره، شکل طیف آن را تغییر می‌دهد؛ موضوعی که در مقاله‌ی «گونه طیفی» به تفصیل به آن پرداخته‌ایم.

همجوشی هسته‌ای؛ منبع انرژی ستاره

ستارگان میلیاردها سال می‌درخشند. این درخشش نیاز به انرژی بسیار بسیار زیادی دارد. اما این انرژی عظیم از کجا می‌آید؟ آیا ستاره مانند یک تکه زغال در حال سوختن است؟ واضح است که نه، اگر خورشید از زغال ساخته شده بود، فقط چند هزار سال بیشتر دوام نمی‌آورد.

منبع واقعی انرژی ستارگان، همجوشی هسته‌ای (Nuclear Fusion) است؛ فرآیندی که در آن هسته‌ی اتم‌های سبک به هسته‌ی اتم‌های سنگین‌تر تبدیل می‌شوند و در این تبدیل، مقدار عظیمی انرژی آزاد می‌گردد.

همجوشی هیدروژن به هلیم؛ موتور اصلی ستارگان

در مرکز یک ستاره‌ی عادی، دما به حدود ۱۵ میلیون کلوین و فشار به میلیون‌ها بار می‌رسد. در این شرایط، هسته‌ی اتم‌های هیدروژن (که شامل یک پروتون است) آنقدر به هم نزدیک می‌شوند که بر نیروی دافعه‌ی الکتریکی خود غلبه کرده و با هم ترکیب می‌شوند.

نتیجه‌ی نهایی این فرآیند تبدیل چهار هسته‌ی هیدروژن (پروتون) به یک هسته‌ی هلیم است.
$$4H\to He+\text{انرژی}$$
اما نکته‌ی شگفت‌انگیز اینجاست، جرم چهار پروتون کمی بیشتر از جرم یک هسته‌ی هلیم است. این جرم از دست رفته کجاست؟ طبق معادله‌ی معروف انشتین، تبدیل جرم به انرژی چنین صورت می‌گیرد:
$$E=m{c}^2$$
این انرژی همان چیزی است که باعث می‌شود ستارگان بدرخشند.
اثبات این فرمول بسیار طولانی است و در مقاله‌ی دیگری به آن خواهیم پرداخت

مقدار انرژی آزاد شده از همجوشی هیدروژن به هلیم، حتی برای یک گرم ماده، بسیار بیشتر از هر واکنش شیمیایی دیگر (مانند سوختن زغال) است. به ازای هر گرم هیدروژن که به هلیم تبدیل می‌شود، حدود ۶۰۰ میلیارد ژول انرژی آزاد می‌گردد. برای مقایسه، سوزاندن یک گرم زغال فقط حدود ۲۵,۰۰۰ ژول انرژی تولید می‌کند. یعنی انرژی همجوشی هسته‌ای حدود ۲۴ میلیون بار بیشتر از انرژی سوختن زغال است!

یک ستاره مانند خورشید، میلیاردها سال هیدروژن را در مرکز خود می‌سوزاند و به هلیم تبدیل می‌کند. وقتی هیدروژن هسته تمام شود، ستاره وارد مراحل بعدی تکامل می‌شود (هلیم به کربن، کربن به نئون، و…). اما هر مرحله نسبت به مرحله‌ی قبل بسیار کوتاه‌تر است و انرژی کمتری هم تولید می‌کند. این یعنی ستاره در آن شرایط رو به افول است. توجه داشته باشید چرخه‌های همجوشی کربن‌دار اغلب برای ستارگان رشته‌ی اصلی نمودار H-R و ستارگان معمولی است.

همجوشی فقط تا زمانی ادامه می‌یابد که ستاره سوخت هسته‌ای داشته باشد. وقتی سوخت تمام شود، یک ستاره بسته به جرم اولیه‌اش سرنوشت‌های متفاوتی خواهد داشت:

• ستارگان خورشیدوار (جرم کمتر از ۸ برابر خورشید) به کوتوله سفید تبدیل می‌شوند
• ستارگان پرجرم (جرم ۸ تا ۲۵ برابر خورشید) به ابرنواختر و سپس ستاره‌ی نوترونی تبدیل می‌شوند
• ستارگان ابرپرجرم (جرم بیشتر از ۲۵ برابر خورشید) به ابرنواختر احتمالاً نوع 2 و درنهایت به سیاهچاله تبدیل می‌شوند

البته اتفاقات دیگری هم برای ستارگان می‌افتد که آن‌ها را در مقاله‌ی نمودار H-R و تکامل ستارگان بررسی کرده‌ایم.

تعادل هیدرواستاتیک؛ چرا یک ستاره خیلی اتفاقی فرو نمی‌پاشد؟

ستاره‌ها بسیار عظیم‌اند. جرم خورشید ما حدود ۳۳۰,۰۰۰ برابر جرم زمین است. پس چرا این همه جرم، ستاره را تحت تأثیر گرانش خودش فرو نمی‌کوبد؟ چرا خورشید مانند یک بادکنک سوراخ شده منقبض نمی‌شود؟

پاسخ در تعادل دو نیروی متضاد نهفته است؛ گرانش که می‌خواهد ستاره را به داخل منقبض کند، و فشار تابشی که می‌خواهد ستاره را به بیرون منبسط کند.

در یک ستاره‌ی پایدار مانند خورشید، این دو نیرو دقیقاً در تعادل هستند. گرانش ستاره را به سمت داخل می‌کشد، و فشار تابشی ناشی از همجوشی هسته‌ای آن را به سمت بیرون هل می‌دهد. درنتیجه ستاره نه منبسط می‌شود و نه منقبض.

به این تعادل، تعادل هیدرواستاتیک (Hydrostatic Equilibrium) می‌گویند. فشار تابشی نیز همان انرژی تولید شده در مرکز ستاره است.

وقتی تعادل به هم می‌خورد

در حالت پایدار همجوشی هسته‌ای به طور منظم ادامه دارد. فشار تابشی دقیقاً با گرانش برابر است. ستاره پایدار است.

اگر همجوشی کم شود، فشار تابشی کاهش می‌یابد. گرانش غالب می‌شود و ستاره منقبض می‌گردد. این انقباض دوباره دمای هسته را بالا می‌برد و همجوشی شدت می‌یابد تا دوباره تعادل برقرار شود.

اگر همجوشی زیاد شود، فشار تابشی افزایش می‌یابد. ستاره منبسط می‌شود. انبساط باعث کاهش دما و فشار مرکز می‌شود و همجوشی دوباره کاهش می‌یابد و باز هم تعادل برقرار می‌شود.

این مکانیسم تنظیم خودکار، ستاره را در حالت تعادل نگه می‌دارد.

اما وقتی هیدروژن هسته تمام شود، همجوشی متوقف می‌گردد. فشار تابشی به شدت کاهش می‌یابد و گرانش واقعاً برنده می‌شود و هسته‌ی ستاره شروع به فروپاشی می‌کند.
نتیجه‌ی این فروپاشی همان‌طور که بالاتر گفتیم، بستگی به جرم ستاره دارد.

طبقه‌بندی اولیه‌ی ستارگان

حالا که می‌دانیم یک ستاره چیست، از چه ساخته شده، چگونه انرژی تولید می‌کند، و چرا فرو نمی‌پاشد، نوبت به طبقه‌بندی ستارگان می‌رسد. ستارگان را بر اساس چهار ویژگی اصلی دسته‌بندی می‌کنند: جرم، دما، رنگ و درخشندگی.

۱. طبقه‌بندی بر اساس جرم

جرم یک ستاره، مهم‌ترین ویژگی آن است. جرم تعیین می‌کند:

• ستاره چه دمایی خواهد داشت
• چه رنگی خواهد بود
• چقدر درخشان خواهد بود
• چقدر عمر خواهد کرد
• چگونه خواهد مرد

نکته: هر چه جرم بیشتر باشد، ستاره داغ‌تر، آبی‌تر و درخشان‌تر است، اما عمرش کوتاه‌تر است.

۲. طبقه‌بندی بر اساس دما و رنگ

دمای سطح ستاره، رنگ آن را تعیین می‌کند. داغ‌ترین ستارگان آبی‌اند، و سردترین‌ها قرمز.

در مقاله‌ی «گونه طیفی» به طور مفصل به این طبقه‌بندی پرداخته‌ایم.

۳. طبقه‌بندی بر اساس درخشندگی

درخشندگی (Luminosity) یعنی مقدار کل انرژی‌ای که یک ستاره در واحد زمان از خود ساطع می‌کند. ستارگان با درخشندگی بالا بسیار پرنورند، حتی اگر از زمین دور باشند.

۴. همه‌ی این‌ها در نمودار H-R

ترکیب دما (یا رنگ) و درخشندگی در یک نمودار، همان نمودار هرتسپرونگ-راسل (H-R) است که در مقاله‌ی جداگانه‌ای به تفصیل آن را بررسی کرده‌ایم. این نمودار نشان می‌دهد که ۹۰ درصد ستارگان در مکانی موسوم به رشته‌ی اصلی جای دارند و بقیه در مناطق غول‌ها و کوتوله‌های سفید پراکنده شده‌اند.

ستارگان چگونه متولد می‌شوند؟

ستارگان از ابتدا در آسمان نبوده‌اند و نخواهند بود. آنها زمانی متولد شده‌اند، روزی خواهند مرد. اما تولد یک ستاره چگونه آغاز شده است؟

سحابی‌های مولکولی؛ زادگاه و گورستان ستارگان

ستارگان در ابرهای عظیم و سرد از گاز و غبار به نام سحابی‌های مولکولی (Molecular Clouds) متولد می‌شوند. این ابرها عمدتاً از هیدروژن مولکولی (H₂) تشکیل شده‌اند و دمایی در حدود ۱۰ تا ۳۰ کلوین (منفی ۲۶۰ درجه سانتی‌گراد) دارند.

دمای بسیار پایین این ابرها باعث می‌شود نیروی گرانش بتواند بر فشار داخلی ابر غلبه کند و ابر به مرور و بسیار کند شروع به انقباض کند.

از ابر تا پیش‌ستاره (Protostar)

وقتی بخشی از یک ابر مولکولی شروع به انقباض می‌کند، به تدریج توده‌ای متراکم‌تر به نام پیش‌ستاره (Protostar) شکل می‌گیرد. در این مرحله ستاره هنوز همجوشی هسته‌ای را شروع نکرده است، منبع گرمایش آن انرژی گرانشی حاصل از انقباض است، دمای مرکز به تدریج افزایش می‌یابد، اطراف پیش‌ستاره را ابری از گاز و غبار احاطه کرده است و در نمودار H-R، در سمت راست و پایین رشته‌ی اصلی قرار دارد.

شروع همجوشی هسته‌ای

وقتی دمای مرکز پیش‌ستاره به حدود ۱۵ میلیون کلوین برسد، همجوشی هسته‌ای هیدروژن به هلیم آغاز می‌شود. این لحظه، لحظه‌ی تولد واقعی یک ستاره است. ستاره وارد رشته‌ی اصلی می‌شود و دوران بلوغ خود را آغاز می‌کند.

از این لحظه به بعد، انرژی حاصل از همجوشی، فشار تابشی ایجاد می‌کند که با گرانش مقابله می‌کند و ستاره به تعادل هیدرواستاتیک می‌رسد.

ستارگان پرجرم سریع‌تر تشکیل می‌شوند، اما عمر کوتاه‌تری دارند. ستارگان کم‌جرم آهسته‌تر متولد می‌شوند، اما میلیاردها سال می‌درخشند.

در زمان مرگ نیز به طور کلی ستاره دو حالت دارد؛ یا گرانش آن از فشار تابشی بیشتر است و فرو می‌ریزد، یا گرانش آن از فشار تابشی کمتر است و فرو می‌پاشد. در حالت اول به صورت عادی به سیاه‌چاله یا ستاره نوترونی منتهی می‌شود. اما در حالت دوم لایه‌های بالایی آن که تراکم خود را از دست داده‌اند، درست شبیه ابر مولکولی، اطراف آن پراکنده شده و سحابی ایجاد می‌کنند. سحابی‌ای که ممکن است میلیون‌ها سال بعد، زادگاه ستاره‌ای دیگر باشد.

رصد ستارگان

تمام ستاره‌ها به غیر از خورشید، تقریباً در هر تلسکوپی به صورت نقطه دیده می‌شوند. اما این نقاط در رصدها بی جذابیت هم نیستند! مثلاً خوشه‌های ستاره‌ای یا منظومه‌های دوتایی و چندتایی از ستارگان در تلسکوپ‌ها بسیار زیبا هستند و می‌توانید آن‌ها را مشاهده کنید. حتی تک ستاره‌ها نیز گاهی در کشفیات کمک می‌کنند. مثلاً کشف حلقه‌های اورانوس به هنگام مقارنه‌ی اورانوس با یک ستاره‌ی دور دست اتفاق افتاد که در نوع خود بسیار حائز اهمیت است.

اما نکته‌ای که باید به آن در رصد ستاره‌ها توجه کنید این است که هرگز خورشید را با چشم غیر مسلح و مخصوصاً از دورن تلسکوپ و بدون فیلتر استاندارد مخصوص مشاهده نکنید. این را فردی می‌گوید که خودش از این کار پشیمان است پس شما ابداً این خطای بزرگ را تکرار نکنید. چرا که می‌تواند باعث آسیب برگشت ناپذیر به چشمان و ابزار رصدی شما شود.

نتیجه

ستاره‌ها کارخانه‌های تولید عناصر هستند. هر اتم کربن در بدن شما، هر اتم اکسیژنی که نفس می‌کشید، هر اتم آهنی که در خون شماست، همه و همه در قلب یک ستاره ساخته شده‌اند. ما واقعاً از غبار ستارگان ساخته شده‌ایم.

اما مهم‌ترین درسی که ستارگان به ما می‌دهند این است که هیچ‌چیز در این جهان ماندگار نیست. ستارگان متولد می‌شوند، میلیاردها سال می‌درخشند، و سپس می‌میرند. و در مرگشان، عناصر سنگینی که در قلبشان ساخته‌اند را به فضا پرتاب می‌کنند؛ موادی که روزی یک ستاره‌ی دیگر، چند سیاره یا شاید یک منظومه، و روزی هم حیات، از آنها شکل خواهند گرفت.

خورشید ما امروز در میانه‌ی راه است. حدود ۴.۵ میلیارد سال از عمرش گذشته، و حدود ۵ میلیارد سال دیگر باقی مانده. پس از آن، به غول قرمز تبدیل می‌شود، لایه‌های بیرونی خود را پرتاب می‌کند، و به صورت کوتوله سفید به زندگی خود پایان می‌دهد. اما عناصری که خورشید در طول زندگی اش ساخته، برای همیشه در کهیان باقی خواهند ماند. شاید در موجودی دیگر.

منابع:
ناسا – ساختار ستارگان و تعادل هیدرواستاتیک
ناسا – چرخه‌ی زندگی ستارگان
دانشنامه‌ی جامع اخترشناسی