زایش، تکامل، و فرجام
ستارگان
ستارگان چراغ های روشن جهان هستند و بدون آنها زندگی هرگز هستی نمی یافت. کمابیش همه ی عنصرهای سنگین تر از هیدروژن و هلیوم درون هسته ی ستارگان ساخته شده اند. در طی تکامل ستارگان است که این عنصرهای سنگین شکل می گیرند. در این نوشتار زایش، تکامل، و فرجام ستارگان را بررسی خواهیم کرد.
فهرست
۱یکاهای اندازه گیری
۲ساخت و تکامل
۲-۱ساخت Protostar
۲-۲رشته ی اصلی
۲-۳رشته ی Post-main
۲-۳-۱ستارگان سنگین
۲-۳-۲رُمبش (فروریختگی)
یک ستاره یک گوی سنگین و درخشان از پلاسما است. ستارگان برای ساختن کهکشان ها گرد هم می آیند. آنان فرمانروایان جهان دیده شدنی هستند. نزدیک ترین ستاره به زمین خورشید است، که سرچشمه ی بیشترین مقدار انرژی در زمین است. ستارگان دیگر را در شب می توانیم ببینیم، آنگاه که روشنایی خورشید جلوی دیده شدن آنها را نمی گیرد. همجوشی هسته ای درون ستارگان انرژی مورد نیاز برای درخشیدن آنها را فراهم می آورد. کمابیش همه ی عنصرهای سنگین تر از هیدروژن و هلیوم درون هسته ی ستارگان ساخته شده اند.
یکاهای اندازه گیری
در آغاز به شناساندن یکاهای اندازه گیری کمیت های ستاره ای می پردازیم. بیشتر مشخصه های ستاره ای بنا بر قراردادهای SI بیان می شوند، ولی یکاهای CGS نیز به کار میروند. جرم، درخشندگی، و شعاع را، اغلب، یکاهای خورشیدی می گیریم که بر پایه ی ویژگی های خورشیدی ارائه می شوند:
جرم خورشیدی M๏=1.9891 * 1030 Kg
درخشندگی خورشیدی L๏=3.827 * 1026 Watts
شعاع خورشیدی R๏=6.960 * 108 m
طول های بزرگ، مانند شعاع یک ستاره ی غول یا نیم محور اصلی یک ستاره ی دوگانه، را اغلب با یکای واحد نجومی (AU) اندازه می گیریم. یک واحد نجومی برابر با میانگین فاصله ی زمین از خورشید است (150 میلیون کیلومتر).
ساخت و تکامل
ستارگان درون توده های ابرهای مولکولی ساخته می شوند، ناحیه هایی بزرگ از چگالی بالا در واسطه ی میان ستاره ای (اگر چه هنوز هم چگالیشان کم تر از یک اتاق خلاء زمینی است!). این ابرها بیشتر از هیدروژن ساخته شده اند. همراه با 23 تا 25 درصد هلیوم و درصد کمی از عنصرهای سنگین تر. یک نمونه از چنین ابرگونه های ستاره ساز سحابی شکارچی است. همچنان که ستارگان سنگین از چنین ابرهایی ساخته شده اند، نیرومندانه می درخشند و ابرها را به آنچه ابرها از آن ساخته شده اند یونیزه می کنند، آفریدن ناحیه ی H II.
ساخت Protostar
ساخت یک ستاره با یک ناپایداری گرانشی درون یک ابر مولکولی آغاز می شود؛ اغلب کشیده شدن ماشه با امواج ناگهانی و تکان دهنده از ابرنواختر یا برخورد دو کهکشان انجام می شود. یک بار که یک ناحیه به مقداری بسنده از چگالی ماده برای ارائه ی شرایط ناپایدار ی Jeans برسد آغاز به فروپاشی در نیروی گرانشیش می کند.
هنگامی که توده ی ابر فرو می ریزد، توده های تکی غبار و گاز چگال ساخته می شوند که گویچه های Bok نامیده می شوند. آنها می توانند بیش از 50 جرم خورشیدی ماده را در بر داشته باشند. هنگامی که یک گویچه فرو می ریزد و چگالی افزایش می یابد انرژی گرانشی به گرما دگرش یافته و دما افزایش می یابد. آنگاه که ابر Protostar-ی به حالت کمابیش پایدار "تعادل هیدرواستاتیک" رسید یک Protostar در هسته ی آن ساخته می شود. این پیش ستارگان رشته ی اصلی اغلب با یک صفحه ی protoplanetary فرا گرفته شده اند. دوره ی همگرایی گرانشی کمابیش 10 تا 15 میلیون سال به درازا می کشد.
ستارگان اولیه ی دارای جرمی کم تر از 2 برابر جرم خورشیدی، ستارگان T Tauri نامیده می شوند، و ستارگانی با جرمی بیشتر از آن را ستارگان Herbig Ae/Be می نامیم. این ستارگان نوزاد فواره هایی از گاز را در راستای محور چرخش خود به بیرون پرتاب می کنند، که تکه هایی از ابرواره هایی با نام اشیای Herbig-Haro را تولید می کنند.
رشته ی اصلی
ستارگان، کمابیش، 90 درصد از زندگیشان را صرف آمیختن هیدروژن می کنند تا هلیوم را در واکنش هایی با دما و فشار بالا در نزدیکی هسته تولید کنند. چنین ستاره هایی را که در رشته ی اصلی جای دارند "ستارگان کوتوله" یا "ستارگان رشته ی اصلی" می نامیم. با آغاز از عمر صفر رشته ی اصلی (ZAMS)، نسبت هلیوم در هسته ی ستاره همواره افزایش می یابد. به عنوان یک پیامد، برای پشتیبانی از نرخ (آهنگ) همجوشی هسته ای مورد نیاز در هسته، دما و درخشندگی ستاره به آرامی افزایش می یابد. برای نمونه، برآورد شده است که درخشندگی خورشید از 4.6 میلیارد سال پیش، که به رشته ی اصلی رسید، تا کنون 40٪ افزایش یافته است.
هر ستاره بادی از ذرات (باد خورشیدی) را تولید می کند که موجب پرتاب پیوسته ی گاز به سوی بیرون می شود. برای بیشتر ستارگان، اندازه ی جرمی که بدین گونه از دست می رود بسیار ناچیز است. برای نمونه، خورشید ما هر ساله 10 به توان منفی 14 جرم خورشیدی از دست می دهد، یا به دیگر سخن، خورشید در همه ی زندگی خود کمابیش یک صدم درصد از همه ی جرمش را از دست می دهد. به هر روی، ستارگان بسیار سنگین می توانند 10 به توان منفی 7 تا 10 به توان منفی 5 جرم خورشیدی را هر ساله از دست بدهند، که به طور معنی داری بر فرایند تکامل آنها اثرگذار است.
مدت زمانی را که یک ستاره در رشته ی اصلی می گذراند، در اصل، به مقدار سو خت آن و سرعت سوزاندن سوخت بستگی دارد و به عبارت دیگر، به مقدار جرم آغازین و درخشندگی آن. برای خورشید، 1010 سال را پیش بینی می کنیم. ستارگان بزرگ سوختشان را به تندی می سوزانند و زندگی کوتاهی دارند. ستارگان کوچک، که کوتوله های سرخ نامیده می شوند، سوختشان را به آهستگی می سوزانند و چند صد میلیارد سال می پایند. در پایان زندگیشان تاریک و تاریک تر می شوند، و در پایان به کوتوله ی سیاه بی فروغی تبدیل می شوند. به هر روی، اکنون از آنجا که طول عمر چنین ستارگانی بزرگ تر از عمر جهان است (13.7 میلیلارد سال)، انتظار وجود چنین ستاره هایی را نداریم.
گذشته از جرم، سهم عنصرهای سنگین تر از هلیم می تواند نقش معنی داری در تکامل ستارگان داشته باشد. در اخترشناسی همه ی عنصرهای سنگین تر از هلیم "فلز" دانسته می شوند و شدت شیمیایی این عنصرها را metallicity گویند. metallicity می تواند مدت زمانی را که یک ستاره سوختش را می سوزاند دگرگون سازد، و نیز می تواند ساختار میدان های مغناطیسی آن را مهار کند و بزرگی باد خورشیدی را دگرش دهد. ستارگان پیرتر (جمعیت II) با توجه به آرایش ابرهای مولکولی که از آنها ساخته شده اند به طور بنیادین metallicity کم تری نسبت به جوان ترها (ستارگان جمعیت I) دارند. پیش از آنکه این ابرها به طور فزاینده از عنصرهای سنگین تر غنی شوند ستاره های پیرتر می میرند و اجزای جو خود را می افشانند.
رشته ی Post-main
ستارگانی که دست کم دارای 0.4 جرم خورشیدی هستند، پس از آنکه موجودی هیدروژن هسته ی خود را به طور کامل می سوزانند، لایه های بیرونیشان گسترده و سرد می شود تا یک غول سرخ را بسازند. کمابیش 5 میلیارد سال دیگر خورشید، زمانی که غولی سرخ است، چنان بزرگ می شود که سیاره ی تیر و شاید سیاره ی ناهید را در بر می گیرد! پیش بینی ها به ما می گویند که خورشید تا 99 درصد از فاصله ی مداری زمین را پر خواهد کرد (یک واحد نجومی یا یک AU). در آن زمان، با توجه به اتلاف جرم توسط خورشید، مدار زمین تا 1.7 واحد نجومی گسترش خواهد یافت و از این روی زمین از خطر خواهد جست. با این وجود، زمین تهی از اقیانوس ها و جو خواهد شد چرا که درخشندگی خورشید چندین هزار برابر افزایش یافته است.
در غول سرخی که جرمی تا 2.25 جرم خورشیدی دارد، همجوشی هیدروژنی در یک لایه ی پوسته ای پیرامون هسته ادامه خواهد یافت. همچنین هسته به اندازه ی کافی فشرده خواهد شد تا همجوشی هلیومی آغاز شود و اینک شعاع این ستاره اندک اندک کم می شود و دمای سطحیش افزایش می یابد. برای ستارگان بزرگ تر ناحیه ی هسته از همجوشی هیدروژن، به طور سرراست، به همجوشی هلیومی گذار می کند. پس از آنکه ستاره هلیوم را در هسته به پایان رساند، همجوشی در یک پوسته پیرامون یک هسته ی داغ از کربن و اکسیژن ادامه خواهد یافت. سپس ستاره یک راه تکاملی را، که موازی با فاز غول سرخ ولی با یک دمای سطحی بالاتر است، دنبال خواهد کرد.
ستارگان سنگین
در هنگام فاز هلیوم سوزی، ستارگان بسیار پرجرم با جرمی بیشتر از 9 برابر جرم خورشیدی برای فرآوردن ابَرغول های سرخ گسترده می شوند. یک بار که این سوخت در هسته به پایان رسید، آنها می توانند به گداختن عنصرهای سنگین تر از هلیوم بپردازند. تا زمانی که فشار و دما برای گداخت کربن کافی باشد، هسته منقبض می شود. این پردازش با سوزاندن اکسیژن، نئون، سیلیکون، و سولفور ادامه می یابد. نزدیک به پایان زندگی ستاره، گداخت می تواند در طی یک دنباله از پوسته های پیازلایه ای درون ستاره رخ دهد. هر پوسته عنصری متفاوت را می گدازد، به این ترتیب که در پوسته ی بیرونی "هیدروژن"، در پوسته ی درونی تر "هلیوم" و در پوسته های درونی تر از آن عنصرهای دیگر گداخت می یابند.
گام پایانی زمانی فرا می رسد که ستاره فرآوردن آهن را آغاز می کند. از آنجا که اتم های آهن بسیار مقیدتر از اتم های هر عنصر سنگین تر دیگر هستند، اگر همگدازی کنند هیچ انرژی ای را آزاد نخواهند کرد و این پردازش، به طور وارون، انرژی را مصرف خواهد کرد. همچنین از آنجا که آنها بسیار مقیدتر از همه ی اتم های سبک تر هستند، نمی توانند توسط شکافت هسته ای انرژی آزاد کنند. ستارگان بسیار پر جرم و به نسبت پیر، هسته ای از آهن راکد را در مرکزشان انباشته می کنند. عنصرهای سنگین تر در این ستاره ها می توانند راهشان را تا سطح فراهم آورند و اشیایی رشدیافته را شکل دهند که آنها را با نام ستارگان Wolf-Rayet می شناسیم و چنان باد خورشیدی متراکمی دارند که جو بیرونی را می افشاند.
رُمبش (فروریختگی)
یک ستاره ی میان اندازه و رشدیافته لایه های بیرونی را به صورت یک سحابی سیاره ای به بیرون می افشاند. اگر آنچه که پس از افشاندن جو بیرونی می ماند کم تر از 1.4 جرم خورشیدی باشد، ستاره به صورت یک جسم به نسبت کوچک (نزدیک به اندازه ی زمین) در می آید که جرم کافی برای فشردگی بیشتر ندارد، به این دسته از ستارگان"کوتوله های سفید" می گوییم. کوتوله های سفید، سرانجام، پس از گذشت زمانی طولانی به "کوتوله های سیاه" بی نور تبدیل می شوند.
در ستاره های بزرگ تر، تا زمانی که هسته ی آهنی بسیار بزرگ شود (بیش از 1.4 جرم خورشیدی) و نتواند جرم بیشتری را نگهداری کند، همجوشی ادامه می یابد. در این زمان ناگهان هسته فرو می ریزد، به گونه ای که الکترون های آن به درون پروتون ها رانده شده و نوترون ها و نوترینو ها در قطاری از واپاشی بتای وارون یا ربایش الکترونی شکل می گیرند. ضربه ی موج به وجود آمده از این رُمبش ناگهانی موجب انبساط بقیه ی ستاره به یک ابَرنواختر می شود. ابرنواخترها آنچنان درخشان هستند که شاید از کهکشانی که در آن هستند درخشش بیشتری را به نمایش بگذارند. در گذشته، هنگامی که ظهور ابرنواخترها در راه شیری رخ می داده است مشاهده گرها نام "ستارگان نو" را به آنها می دادند، چرا که پیش از آن در این نقاط نبودند.
بیشتر ماده ی درون ستاره با انبساط ابرنواختری به بیرون پرتاب می شود (و ابرواره هایی مانند سحابی خرچنگ را شکل می دهد)، و آنچه می ماند یک ستاره ی نوترونی است (که گاهی خود را به صورت یک تپ اختر یا ایجادکننده ی اشعه ی X نشان می دهد). در مورد بزرگ ترین ستاره ها (آن اندازه بزرگ که بازمانده ای بیشتر از 4 برابر جرم خورشیدی بر جای بگذارند)، فرجام یک سیاه چاله است.
لایه های بیرونی پرتاب شده ی ستاره های در حال مرگ دربردارنده ی عنصرهای سنگینی هستند که می توانند در طی ساختیابی ستارگان نو بازیابی شوند. این عنصرهای سنگین اجازه ی ساخت یافتن سیاره های سنگی را می دهند. برون ریزی از ابرنواخترها و بادهای خورشیدی ناشی از ستاره های بزرگ نقشی بنیادین در شکل دهی محیط میان ستاره ای بازی می کنند.
