تکامل ستارگان؛ از غبار کیهانی تا شاید غبار کیهانی…

اگر از نظر زیست شناختی به ستارگان نگاه کنیم، آن‌ها به نوعی زنده هستند. روزی متولد می‌شوند و روزی می‌میرند. یعنی نقاط نورانی آسمان شب نه همیشه آن‌جا بوده‌اند و نه همیشه خواهند بود. داستان تکامل ستارگان از غبار پراکنده‌ی کیهانی آغاز و اغلب به همان غبار منتهی می‌شود. مرگ غبار مانند یک ستاره، می‌تواند شروعی برای یک ستاره‌ی دیگر باشد. اماگاهی چنین نیست، گاهی ستارگان خاموشی را می‌پذیرند تا جاودانه شوند؛ البته جاودانه هم نه، صرفاً بیشتر عمر می‌کنند، خیلی بیشتر. مهم‌ترین عاملی که باعث می‌شود ستاره به شکل غباری به‌پایان نرسد، جرم است. ستارگان پرجرم‌تر، به شکل سحابی نمی‌میرند، بلکه سیاه‌چاله می‌شوند. البته ممکن است نه سحابی شوند و نه سیاه‌چاله! در این مقاله تمام حالت‌های مرگ و تولد ستاره را توضیح خواهیم داد.

سیر تکامل ستارگان

ستار‌ها ها به صورت خطی تکامل نمی‌یابند، در واقع بسته به جرم چند خط تکاملی برای ستارگان وجود دارد که تصویر زیر به خوبی آن‌ را شرح می‌دهد:

تولد ستارگان؛ از سحابی(ابر مولکولی) تا پیش‌ستاره

تولد یک ستاره در دل سحابی‌های مولکولی آغاز می‌شود. این ابرهای عظیم و سرد از گاز و غبار که در سراسر کیهان پراکنده‌اند، عمدتاً از هیدروژن مولکولی (H₂) تشکیل شده‌اند و دمایی در حدود ۱۰ تا ۳۰ کلوین (منفی ۲۶۰ درجه‌ی سانتی‌گراد) دارند.

در این ابرها نیروی گرانش به تدریج بر فشار داخلی غلبه می‌کند و مجموعه شروع به انقباض می‌کند. با انقباض ابر، توده‌های متراکم‌تری به نام پیش‌ستاره (Protostar) شکل می‌گیرند. در این مرحله ستاره هنوز همجوشی هسته‌ای را شروع نکرده است. اما منبع گرمایش آن، انرژی گرانشی حاصل از انقباض است.

با گذشت زمان، دمای مرکز به تدریج افزایش می‌یابد اطراف پیش‌ستاره را ابری از گاز و غبار احاطه کرده و قرص برافزایشی تشکیل می‌شود. در نمودار H-R، پیش‌ستاره‌ها در سمت راست و پایین رشته‌ی اصلی (سرد و کم‌نور) قرار دارند.

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. در نمودار H-R ستاره وارد رشته‌ی اصلی می‌شود و دوران رشد 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، همان حالتی که خورشید ما امروز در آن قرار دارد.

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

البته اگر جرم سحابی اولیه کم باشد، باتوجه به اینکه مقداری از جرم آن در تشکیل ستاره ایفای نقش نمی‌کند، ممکن است هرگز همجوشی آغاز نشود و مواد فقط به شکل توده‌ی گازی متراکم در آیند که به آن کوتوله‌ی قهوه‌ای می‌گوییم.

زندگی ستاره‌ای متعادل

پس از تشکیل شدن ستاره در پی آغاز همجوشی هسته‌ای، تعادل هیدرواستاتیک برقرار می‌شود. تعادل هیدرواستاتیک حالتی است که انرژی تولید شده در ستاره دقیقاً با نیروی گرانشی رو به داخل برابری می‌کند و ستاره نه منبسط می‌شود و نه منقبض، در این حالت ستاره کاملاً پایدار است. تمام ستارگان هر قدر هم پرجرم باشند (غیر از تبدیل مستقیم به سیاه‌چاله) این مرحله را خواهند گذراند اما بسته به جرم، مدت زمان آن متفاوت است، زیرا انرژی ناشی از همجوشی، با به پایان رسیدن سوخت هسته‌ای تمام می‌شود و در پی کاهش جرم ستاره یا افزایش نسبی نیروی گرانش ممکن است فرو بپاشد یا فرو بریزد.

پیری و مرگ؛ نقش جرم در سرنوشت تکامل ستارگان

همان‌طور که گفتیم، تعادل هیدرواستاتیک ابدی نیست. وقتی سوخت هیدروژن هسته به پایان برسد، ستاره وارد مرحله‌ی جدیدی از زندگی خود می‌شود. سرنوشت ستاره از این نقطه به بعد، عمدتاً به جرم اولیه آن بستگی دارد که بررسی می‌کنیم.

ستارگان کم‌جرم و خورشیدوار (کمتر از ۸ برابر جرم خورشید)

پس از پایان هیدروژن هسته، این ستارگان وارد مرحله‌ی غول قرمز می‌شوند. هسته‌ی هلیمی منقبض و لایه‌های بیرونی منبسط می‌گردند. در نهایت، لایه‌های بیرونی به فضا پرتاب می‌شوند و یک سحابی سیاره‌نما (Planetary Nebula) تشکیل می‌دهند. هسته‌ی باقی‌مانده همان کوتوله‌ی سفید است، جسمی به اندازه‌ی زمین با چگالی یک قاشق چای‌خوری = وزن یک خودرو!

کوتوله‌ی سفید طی میلیاردها سال سرد می‌شود و به کوتوله‌ی سیاه تبدیل می‌گردد.

ستارگان میان‌جرم و پرجرم (۸ تا ۲۵ برابر جرم خورشید)

این ستارگان نیز پس از پایان هیدروژن، به ابرغول قرمز یا ابرغول درخشان که چیزی بین غول و ابرغول قرمز است تبدیل می‌شوند. اما تفاوت در اینجاست که آن‌ها جرم کافی برای شروع همجوشی هلیم به کربن، و سپس کربن به نئون و… را نیز دارند. بنابراین فرآیند همجوشی تا آهنی شدن هسته ادامه می‌یابد. پس از تبدیل هسته‌ی ستاره به ترکیبی شامل مقدار زیادی آهن، دیگر انرژی کافی برای تبدیل آهن به عناصر دیگر در ستاره وجود نخواهد داشت. جرم ستاره در بخش آهنی متمرکز شده و در بخش‌های بیرونی کاهش می‌یابد، بنابراین ستاره شروع به انبساط می‌کند و لایه‌های بالایی با انرژی زیاد به بیرون پرتاب می‌شوند. اما در داخل، چون تمرکز جرم بسیار زیاد شده، نیروی گرانش داخلی، لایه‌های درونی را به هم می‌فشارد و یک جسم مرکزی بسیار چگال تشکیل می‌دهد.

به عبارت دیگر، آهن دیگر نمی‌تواند از طریق همجوشی انرژی تولید کند. در یک لحظه، هسته‌ی آهنی نیز به دلیل فشار گرانشی فرو می‌پاشد و لایه‌های بیرونی در یک انفجار عظیم به فضا پرتاب می‌شوند که به آن انفجار ابرنواختری نوع II می‌گوییم.

بازمانده‌ی این انفجار یک ستاره نوترونی است. جسمی که اگر جرمش نزدیک به خورشید باشد، در کره‌ای به اندازه‌ی یک شهر فشرده می‌شود.

ستارگان بسیار پرجرم (۲۵ تا ۴۰ برابر جرم خورشید)

این ستارگان سرنوشتی مشابه دسته‌ی قبل دارند، اما با یک تفاوت اساسی، در این دسته پس از انفجار ابرنواختری، بازمانده آن‌قدر سنگین است که حتی فشار انحطاط نوترونی که ستاره‌ی نوترونی را از فشردگی بیشتر باز می‌داشت هم نمی‌تواند در برابر گرانش مقاومت کند. هسته فرو می‌پاشد و یک سیاهچاله متولد می‌شود.

ستارگان ابرپرجرم (۴۰ تا ۱۰۰ برابر خورشید)

این ستارگان چنان پرجرم‌اند که لایه‌های بیرونی خود را از دست می‌دهند و به ستارگان ولف-رایه (Wolf-Rayet) تبدیل می‌شوند. انفجار آنها از نوع ابرنواختر نوع Ic یا Ib است و اغلب با انفجار پرتوی گاما (GRB) همراه است. بازمانده نیز یک سیاهچاله‌ی پرجرم است.

ستارگان فرا ابرپرجرم (بیشتر از ۱۰۰ برابر جرم خورشید)

این ابرغول‌های عظیم دو سرنوشت متفاوت دارند.

1. ناپایداری جفتی (Pair Instability): در محدوده‌ی ۱۰۰ تا ۲۰۰ یا در برخی منابع 130 تا 250 برابر جرم خورشید، فوتون‌های پرانرژی، جفت الکترون – پوزیترون تولید می‌کنند و فشار تابشی کاهش می‌یابد. ستاره چنان پرانرژی منفجر می‌شود که هیچ بازماندهی فشرده‌ای بر جای نمی‌گذارد، فقط یک سحابی بزرگ پراکنده باقی می‌ماند.
   
2. فروپاشی مستقیم (Direct Collapse): برای جرم‌های بسیار بالاتر، ستاره حتی فرصت انفجار پیدا نمی‌کند. گرانش مستقیماً آن را به یک سیاه‌چاله‌ی ابرپرجرم فرو می‌کوبد، بدون هیچ درخشش ابرنواختری یا نور ناشی از همجوشی. گاهی هم ممکن است ابتدا یک ستاره‌ی فوق ناپایدار شکل بگیرد اما سریعاً به سیاه‌چاله تبدیل شود.

نکته: جفت الکترون – پوزیترون در حالتی ایجاد می‌شود که به دلیل فشار و دمای بالا در هسته‌ی ستارگان پرجرم، فوتون‌های نور در اثر برخورد با اتم‌های فشرده در هسته، به یک الکترون و پوزیترون تبدیل می‌شوند و این فرآیند انرژی زیادی از هسته می‌گیرد که باعث فروپاشی ستاره می‌شود.

جدول خلاصه‌ی سرنوشت تکامل ستارگان بر اساس جرم

توضیحات تکمیلی در مورد انواع ستارگان

کوتوله‌ی قهوه‌ای

کوتوله‌ی قهوه‌ای نه یک ستاره است و نه یک سیاره. جرم آن برای شروع همجوشی هیدروژن که شرط ستاره بودن است کافی نیست. تنها می‌تواند برای مدت کوتاهی دوتریوم (یکی ایزوتوپ‌های هیدروژن) را بسوزاند و سپس به تدریج سرد و تاریک می‌شود. به همین دلیل به آن ستاره‌ی ناکام نیز می‌گویند.

کوتوله‌ی سرخ

کوتوله‌های سرخ کوچک‌ترین و کم‌جرم‌ترین ستارگان کیهان هستند. همجوشی هیدروژن را با سرعت بسیار آرامی انجام می‌دهند و عمری فوق‌العاده طولانی دارند، حتی تا تریلیون‌ها سال، یعنی بیش از عمر کنونی جهان!. هیچ کوتوله‌ی سرخی هنوز به پایان عمرش نرسیده است. در نهایت، به آرامی سرد می‌شوند و با به هم خوردن تعادل هیدرواستاتیک، کمی فشرده‌تر شده و به کوتوله‌ی سفید هلیومی و سپس کوتوله‌ی سیاه تبدیل می‌گردند.

ستارگان خورشیدوار

این ستارگان که خورشید ما نیز از آن‌هاست، بیشتر عمر خود را در رشته‌ی اصلی نمودار H-R می‌گذرانند. خورشیدوارها پس از پایان هیدروژن، به غول قرمز تبدیل می‌شوند، لایه‌های بیرونی را پرتاب می‌کنند و یک سحابی سیاره‌نما تشکیل می‌دهند. هسته‌ی باقی‌مانده، کوتوله‌ی سفید کربنی-اکسیژنی است که طی میلیاردها سال به کوتوله‌ی سیاه تبدیل خواهد شد.

ستارگان میان‌جرم

این ستارگان در مرز بین ستارگانی که به کوتوله‌ی سفید ختم می‌شوند و آنهایی که به ابرنواختر می‌رسند، قرار دارند. آنها به ابرغول کهکشانی (Super-AGB) یا همان ابرغول درخشان تبدیل می‌شوند و سرانجام با ابرنواختر الکترون‌گیر (Electron-Capture Supernova) منفجر می‌شوند. بازمانده می‌تواند یک کوتوله‌ی سفید (O-Ne-Mg) یا یک ستاره‌ی نوترونی باشد.

در این ستارگان، هسته منیزیم و نئون زیادی دارد، اتم‌های منیزیم و نئون تمایل به دریافت الکترون‌های آزاد دارند و با کاهش تعداد الکترون‌های آزاد، فشار تابشی که با گرانش مقابله می‌کند نیز کاهش می‌یابد و ستاره فرو‌ می‌پاشد.

ستارگان پرجرم

این ستارگان پس از پایان هیدروژن، به ابرغول قرمز تبدیل می‌شوند و همجوشی را تا هسته‌ی آهنی ادامه می‌دهند. آهن دیگر نمی‌تواند انرژی تولید کند، هسته فرو می‌پاشد و ابرنواختر نوع II رخ می‌دهد. بازمانده‌، ستاره‌ی نوترونی خواهد بود.

ستارگان بسیار پرجرم

مشابه دسته‌ی قبل به ابرغول قرمز تبدیل می‌شوند، اما با این تفاوت که پس از انفجار، بازمانده آنقدر سنگین است که حتی فشار انحطاط نوترونی که ستاره‌ی نوترونی را ایجاد می‌کرد هم نمی‌تواند در برابر گرانش مقاومت کند. هسته فرو می‌ریزد و به سیاه‌چاله منتهی می‌شود. البته گاهی نیز ممکن است به ستاره‌ی نوترونی ختم شود.

ستارگان ابرپرجرم

این ستارگان چنان داغ و پرجرم‌اند که لایه‌های بیرونی خود را از دست می‌دهند و به ستارگان ولف – رایه (Wolf-Rayet) تبدیل می‌شوند. ولف – رایه‌ها ستارگانی هستند که به دلیل از دست دادن لایه‌های بالایی خود، بسیار ناپایدار شده‌اند و امواج گاما ساطع می‌کنند. انفجار آنها از نوع ابرنواختر نوع Ic است و اغلب با انفجار پرتو گاما (GRB) همراه می‌شود. بازمانده‌ی نهایی یک سیاه‌چاله است.

ستارگان فرا ابرپرجرم

این ستارگان بسیار بزرگ در واقع به دو شکل می‌میرند. در حالت اول که به جرم کمتری نیاز است (نسبی)، ستاره به دلیل ایجاد جفت الکترون – پوزیترون و کاهش ناگهانی فشار تابشی، به طور کامل فرو می‌پاشد. اما در حالت دوم به دلیل بسیار زیاد بودن جرم اولیه، ستاره مستقیماً به سیاه‌چاله تبدیل می‌شود و هیچ نور و انفجاری نخواهد داشت.

نتیجه

ستارگان شاید واقعاً زنده هستند، آن‌ها از غبار کیهانی متولد می‌شوند، از همان غبار برای رشد استفاده می‌کنند، و اغلب دوباره آن غبار را به کیهان باز می‌گردانند. غباری که خود زادگاه یک ستاره‌ی دیگر است. این چرخه، چرخه‌ی تکامل ستارگان نام دارد. بسیار شگفت‌انگیز است که همین هیدروژن و هلیمی که روی زمین می‌بینیم، ستارگان عظیم را تشکیل می‌دهند، ساختارهای مختلف سحابی‌ها را می‌سازند و حتی فضا – زمان را می‌شکافند و سیاه‌چاله خلق می‌کنند. علاوه بر این‌ها، آن‌ها حیات را شکل می‌دهند، تمام چیزی که روی زمین وجود دارد، خود زمین و حتی بدن شما نیز از همین غبار ستاره ساخته شده، ما واقعاً فرزند ستارگان هستیم.

منابع:

مرکز اخترفیزیک هاروارد – مرجع تخصصی مطالعات تکامل ستارگان

رصدخانه‌ی چاندرا – برخی داده‌های تصویر و اینفوگرافیک‌ها

مقدمه‌ای بر اخترفیزیک مدرن – بردلی