ستاره چيست؟

كيارا عباس زاده

يكشنبه 14 مرداد 1386

ستاره کره اي از گاز است که گرانش اجزاي آن را کنار هم نگه داشته است. نيروي گرانش پيوسته سعي مي کند که ستاره را فروبريزد. اما فشار گاز و يا تابش در درون ستاره اثر آن را خنثي مي کند. درقسمت اعظم عمر يک ستاره، گرما و تابش دروني از طريق واکنش هاي هسته اي در نزديکي مرکز ستاره تامين مي شود. اين مرحله از زندگي ستاره، رشته اصلي نام دارد. قبل و بعد از رشته اصلي، منابع گرمايي اندکي متفاوت هستند: قبل از رشته اصلي ستاره در حال انقباض است و هنوز در درون به حد کافي داغ و متراکم نيست که واکنش هاي هسته اي شروع شوند. در طي اين مرحله،فشار لازم از طريق گرمايي که در طول انقباض ايجاد مي شود تامين مي گردد. بعد از رشته اصلي، بيشتر سوخت هسته اي در مرکز مصرف شده است. در اين حالت ستاره براي تامين گرماي دروني خود وابسته به تعدادي واکنش هسته اي با بازدهي کمتر است.

سرانجام وقتي ديگر اين واکنش ها گرماي کافي براي حفاظت از ستاره در مقابل گرانش خودش توليد نمي کنند،ستاره فرو مي ريزد.

رشته اصلي

ويژگي هاي يک ستاره رشته اصلي را مي توان با در نظر گرفتن فرآيند هاي فيزيکي که در داخل آن به انجام مي رسند دريافت. اول تعادل هيدروستاتيکي است که مطابق آن گراديان فشار داخل ستاره بايد با نيروي گرانش خنثي شود، و به اين ترتيب تعيين کننده ساختار ستاره از نظر چگالي است. طور ديگري هم مي توان اين مسئله را در نظر گرفت: به اين ترتيب که ستاره را به صورت مجموعه اي از تعداد زيادي پوسته کروي نازک ( تقريبا مثل يک پياز) تصور کنيم. نيروهاي رو به دروني که بر هر پوسته وارد مي شوند عبارتند از نيروي گرانش از طرف تمام پوسته هاي داخل آن و فشار گاز و تابش وارد بر خارج پوسته. تنها نيروي رو به خارجي که بر هر پوسته وارد مي آيد، فشار گاز و تابش وارد بر داخل پوسته است، هيچ نيروي گرانشي از ماده خارج از پوسته وارد نمي شود( اين مساله به قضيه گاوس معروف است).در تعادل هيدروستاتيکي، نيروهاي رو به داخل و رو به خارج بايد برابر باشند تا يکديگر را خنثي کنند. اگر اين کار را نکنند، پوسته يا فرو مي ريزد ويا منبسط مي شود.مدت زمان چنين رويدادي زمان سقوط آزاد نام دارد و براي ستاره اي مانند خورشيد حدود 2000 ثانيه است. از آنجا که ما مي دانيم خورشيد در مدت زماني برابر سن زمين (چندين ميليارد سال) کمابيش پايدار بوده است، تعادل هيدروستاتيکي بايد با دقت خيلي بالايي حفظ شده باشد. يک پيامد تعادل هيدروستاتيکي آن است که فشار وارد بر هر پوسته از طرف ماده خارج از آن بايد کمتر از فشار ناشي از ماده داخل آن باشد. علت آن است که گرانش فقط در جهت رو به داخل عمل مي کند،بنابراين فشار ستاره بايد با کاهش فاصله از مرکز افزايش يابد. اين نتيجه اي است که از نظر شهودي واضح است، فشار در مرکز ستاره بيشتر از سطح آن است.

دومين فرآيند فيزيکي که به آن مي پردازيم انتقال انرژي از قسمت هاي داخلي ستاره به سطح آن است. داخل ستاره (يعني نزديک مرکز) از طريق واکنش هاي هسته اي گرم مي شود، در حاليکه در سطح ستاره تابش الکترومغناطيسي ميتواند آزادانه به فضا بگريزد. اين وضعيت شبيه به قابلمه پر از آب روي اجاق است، شعله اجاق گرما را به ته ظرف مي دهد و گرما از ميان آب به طرف بالا تا سطح انتقال مي يابد،يعني جايي که مي تواند از آن بگريزد. سرعت انتقال گرما از طريق آب روي اجاق معرف دماي آن است. قرار دادن دري بر روي قابلمه باعث مي شود دماي آب نسبت به حالتي که دري وجود نداشته باشد بالاتر رود، زيرا از گريز گرما از قابلمه جلوگيري مي شود. در مورد يک ستاره، دماي گاز از طريق شرط تعادل هيدروستاتيکي ساختار ستاره را از نظر چگالي تعيين مي کند، بنابراين درک شيوه انتقال گرما اهميت دارد. انتقال گرما از طريق دو سازوکار صورت مي گيرد: يا انرژي به شيوه تابش منتقل مي شود يا همرفت. تابش سازوکاري است که کره زمين از طريق آن گرما را از خورشيد دريافت مي کند و کاملا وابسته به ميزان کدري ماده اي است که تابش بايد از آن بگذرد. کدري گاز به شکل پيچيده اي بستگي به دما، چگالي و ترکيب عناصر گاز دارد. همرفت مشابه حرکت متلاطم آّب داخل يک فابلمه هنگام جوشيدن آن است و شامل حرکت سيال در ظرف (يا داخل ستاره) است که گرما را انتقال مي دهد. عملکرد همرفت بستگي به اين دارد که حرکت گاز تا چه حد بتواند به آساني صورت بگيرد، به عبارت ديگر به ويسکوزيته و هر نيرويي (مثل گرانش) که مي خواهد در مقابل حرکت همرفت مقاومت کند وابسته است. به علاوه، همرفت فقط زماني صورت مي گيرد که گرما را بيشتر از فرآيند تابش منتقل کند. اهميت اين مسئله در آن است که وقتي ميزان کدري بالا باشد( و تابش، ناکارآمد)، همرفت غالب مي شود. جزئيات مربوط به ميزان بازدهي همرفت به خوبي معلوم نشده است و اين جزئيات منشا اصلي ابهاماتي است که در بررسي ساختار و تکامل ستاره ها وجود دارد. سازوکار سوم انتقال انرژي، رسانش، در درون ستارگان اهميت چنداني ندارد.

ستارگان رشته اصلي ناحيه اي دارند( يک محدوده شعاعي ستاره) که انتقال گرما به شيوه همرفتي است (منطقه همرفت) و نيز ناحيه اي که انتقال، تابشي است (منطقه تابش) و محل اين نواحي بستگي به وضعيت کدري و نيز ساير ويژگي هاي ستاره دارد. ستاره هاي پرجرم (يعني با جرم بيشتر از چندين برابر خورشيد) در عمق زياد، منطقه همرفت دارند و در لايه هاي بيروني، منطقه تابش. ستاره هاي کم جرم( يعني با جرمي قابل مقايسه با خورشيد يا کمتر) در لايه هاي بيروني خود همرفتي دارند و در اعماقشان تابش. ستارگاني با جرم متوسط (رده طيفي A (ممکن است در تمام قسمت ها تابش داشته باشند.ممکن است همرفت در تعيين ديگر ويژگي هاي ستاره اهميت داشته باشد. داشتن تاجي داغ ممکن است با وجود يک منطقه فعال همرفتي در لايه هاي بيروني ارتباط داشته باشد. همين طور عمق لايه همرفتي تعيين کننده آن است که ماده مربوط به اعماق ستاره تا چه حد با لايه هاي بيروني در آميخته است. از آنجا که احتمال دارد ماده دروني دستخوش واکنش هاي هسته اي شده باشد که فراواني هاي عناصر را تغيير مي دهد، اين آميخته شدن، فراواني ها را در جو ستاره تغيير مي دهد که با بررسي طيف ستاره قابل مشاهده است. اين مواد همچنين ممکن است به شکل باد ستاره اي از ستاره به بيرون رانده شوند و بر ترکيبات گاز ميان ستاره اي تاثير بگذارند.

آخرين عامل تعيين کننده ساختار يک ستاره رشته اصلي، منشا گرما در داخل آن است: واکنش هاي هسته اي. تعداد زيادي از اين واکنش ها وجود دارد، جزئيات آنها پيچيده است و هنوز در مورد آهنگ دقيق وقوع اين واکنش ها اطمينان کامل وجود ندارد( مثلا مسئله نوترينوهاي خورشيدي). واکنش هاي اساسي که در يک ستاره رشته اصلي به انجام ميرسند، واکنش هاي همجوشي هستند که هسته هاي هيدروژن (پروتون ها)را به هسته هاي هليوم تبديل مي کنند. اين واکنش ها به دماهاي خيلي بالا ( بيشتر از ده ميليون درجه) و نيز چگالي هاي خيلي زياد (بيشتر از ده هزار گرم در هر سانتيمتر مکعب) نياز دارند و آهنگ وقوع اين واکنش ها تابع حساسي از دما و چگالي است. اين عاملي است که نهايتا عمر يگ ستاره رشته اصلي را تعيين مي کند. ستارگان پرجرم تر چگالي و دماي مرکزي بيشتري دارند و بنابراين سوخت هسته اي خود را سريعتر از ستاره هاي کم جرم تر به پايان مي رسانند (با وجود اينکه در ابتدا مقدار بيشتري سوخت داشته اند). عمر رشته اصلي تابع حساسي از جرم است. براي ستاره اي مثل خورشيد،مرحله رشته اصلي فقط ده ميليارد سال طول مي کشد، در حاليکه ستاره اي با ده برابر جرم خورشيد هزار تا ده هزار برابر درخشانتر خواهد بود ولي فقط 20 ميليون سال دوام خواهد آورد. ستاره اي با يک دهم جرم خورشيد ممکن است فقط يک هزارم تا يک ده هزارم درخشندگي آن را داشته باشد، ولي يک تريليون سال دوام خواهد آورد.

جالب است ببينيم اگر واکنش هاي هسته اي يک ستاره ناگهان متوقف شوند چه رخ مي دهد. براي خورشيد زمان لازم براي اينکه انرژي مربوط به يک فوتون که در مرکز ستاره آزاد شده است خود را به سطح برساند، تقريبا يک ميليون سال است. در طول مسير، فوتون پرتو گاماي اوليه با گاز درون خورشيد بر هم کنش مي کند و انرژي از دست مي دهد. اين انرژي از طريق چندين بر هم کنش مثل اين، خود را با حرکات کاتوره اي به بيرون خورشيد مي رساند و سرانجام به صورت تعداد زيادي فوتون فرابنفش و مرئي از سطح تابش مي شود. بنابراين اگر واکنش هاي هسته اي امروز متوقف مي شدند، درخشندگي خورشيد مطابق استاندارد هاي بشري براي مدتي طولاني ثابت مي ماند. ما شواهد تاريخي داريم که نشان مي دهد تابش خورشيد در طي تاريخ مکتوب بشر تقريبا ثابت بوده است. بنابراين تقريبا اطمينان داريم که واکنش هاي هسته اي هنوز در حال انجام هستند. با اين حال، اين احتمال وجود دارد که توليد انرژي هسته اي در مرکز خورشيد کاملا در طول زمان ثابت نباشد.

سه فرآيند فيزيکي که تا اينجا در موردشان صحبت کرديم، تعادل هيدروستاتيکي ، انتقال انرژي و توليد انرژي هسته اي، براي تعيين ساختار ستارگان به کار مي روند. اما در اينجا هم مثل خيلي موارد ديگر، قسمت دشوار کار مربوط به جزئيات آن است و حوزه هايي که بيشترين ابهامات در موردشان وجود دارد همرفت و کدري ها هستند که حوزه هاي فعالي در تحقيقات علمي به شمار مي روند.

يک روش مناسب براي توصيف يک ستاره از روي مشاهدات انجام شده، مشخص کردن آن به وسيله درخشندگي و رنگ(يا دماي) آن است. مرسوم است که اين دو کميت را در يک نمودار x-y رسم مي کنند که به نمودار هرتسپرونگ-راسل معروف است (از روي نام ابداع کنندگان آن). وقتي اين کار براي ستاره هاي رشته اصلي با جرم هاي مختلف انجام مي شود، معلوم مي شود که نقاط، گرايش به قرار گرفتن بر نوار باريکي در نمودار دارند. محل يک ستاره رشته اصلي در نمودار فقط به جرم آن بستگي دارد.

تکامل ستارگان

جرم ستاره تعيين کننده آن است که بعد از رشته اصلي چه اتفاقي براي آن رخ مي دهد. ستارگاني که جرمشان مشابه خورشيد است، در طي مرحله رشته اصلي با همجوشي هسته اي در مرکزشان هيدروژن را به هليوم تبديل مي کنند، اما سرانجام هيدروژن کافي در مرکز نخواهد ماند که فشار تابشي لازم براي خنثي کردن اثر گرانش را تامين کند. بنابراين مرکز ستاره انقباض مي يابد تا اينکه آن قدر داغ شود تا هليوم بتواند به کربن تبديل شود. هيدروژن در پوسته اي به واکنش همجوشي و تبديل شدن به هليوم ادامه مي دهد، اما براي حفظ و بقاي انرژي لايه هاي بيروني ستاره بايد منبسط شوند. اين باعث مي شود ستاره درخشانتر و سردتر به نظر برسد و تبديل به يک غول سرخ شود. ستاره در مرحله غول سرخي غالبا مقدار زيادي از لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهد، به اين شکل که تابشي که از زير مي آيد آنها را به بيرون مي راند. در ستارگان پرجرم تر، ممکن است کربن از طريق همجوشي عناصر سنگين تري را توليد کند، اما در نهايت توليد انرژي متوقف مي شود و ستاره با فروريزش به کوتوله سفيد تبديل مي شود. اخترشناسان تصور مي کنند که کوتوله هاي سفيد در نهايت سرد مي شوند و به کوتوله هاي سياه تبديل مي شوند.

ستارگاني که جرمي بين 0.08 تا 0.4 برابر خورشيد داشته باشند، مي توانند در رشته اصلي طول عمري بيش از سن کنوني عالم داشته باشند. اين اجرام کوتوله سرخ نام دارند و در عالم فراوان اند.

ستارگان معدودي وجود دارند که جرمشان بيش از 5 برابر خورشيد باشد، اما تکامل آنها به صورت خارق العاده اي به پايان خود مي رسد. اين ستارگان، رشته اصلي را به گونه اي شبيه به ستارگان کم جرم به پايان مي رسانند، اما در مورد آنها قسمت بيروني ستاره سردتر و درخشان تر است و ستاره ابرغول سرخ نام دارد. سوختن کربن مي تواند در مرکز ستاره انجام بگيرد و در نزديکي زمان مرگ ستاره مجموعه لايه لايه اي از پوسته ها ، مربوط به سوختن عناصر مختلف، تشکيل مي شود. در طي اين مرحله، بسياري از عناصر شيميايي مختلف در ستاره ايجاد مي شوند و دماي مرکز به مقداري بين 100 ميليون کلوين تا حدود 600 ميليون کلوين مي رسد. در طول اين مرحله، ساختار ستاره مي تواند شبيه به پوست پياز باشد: شامل لايه هايي پشت سرهم که هرچه به طرف داخل پيش مي رويم در آنها عناصري با جرم اتمي بيشتر در حال واگنش هاي همجوشي هستند. اين فرآيند وقتي که هسته بيشتر متشکل از آهن شده باشد به پايان مي رسد. در مورد تمام عناصر تا آهن، اضافه شدن نوکلئون هاي بيشتر به هسته انرژي توليد مي کند و بنابراين سهمي کوچک در ايجاد تعادل ميان گرانش و تابش در داخل ستاره دارد. اما اضافه کردن نوکلئون بيشتر به هسته آهن نياز به مصرف انرژي دارد.

بنابراين، وقتي مرکز ستاره متشکل از آهن شد، ديگر هيچ انرژي اي آزاد نمي شود. در اين زمان هسته ستاره مقاومتي در برابر نيروي گرانش نخواهد داشت و وقتي شروع به انقباض مي کند فروريزشي سريع اتفاق مي افتد. پروتون ها و الکترون ها ترکيب مي شوند و هسته اي متشکل از نوترون ها ايجاد مي کنند و مقادير عظيمي از انرژي گرانشي آزاد مي شود. اين انرژي کافي است تا تمام قسمت هاي بيروني ستاره در انفجاري شديد به بيرون رانده شوند و ستاره تبديل به ابرنواختر شود. اين تک ستاره در حالت ماکزيمم درخشندگي خود در طي انفجار تقريبا به اندازه همه 100 ميليارد ستاره ديگر کهکشان ميزبان درخشان خواهد بود. در طي اين مرحله انفجاري، همه عناصري که وزن اتمي بيشتر از آهن دارند شکل مي گيرند و همراه با بقيه قسمت هاي بيروني ستاره، به فضاي ميان ستاره اي رانده مي شوند. هسته مرکزي که شامل نوترون هاست به صورت يک ستاره نوتروني باقي مي ماند که مي تواند يک تپ اختر باشد. اين فرآيند فوق العاده با اهميت است زيرا در ابتداي عالم هيچ عنصري سنگين تر از هليوم وجود نداشت و اکسيژن، نيتروژن، آهن يا عناصر ديگري که براي حيات ضروري هستند وجود نداشتند. همه اين عناصر در داخل ستارگان پرجرم توليد شده اند و به وسيله چنين ابرنواخترهايي در سرتاسر فضا پخش شده اند. ما از ماده اي تشکيل شده ايم که دست کم يک بار در داخل ستاره ها پرورانده شده است.