چرخه عمر ستارگان

سرگذشت هیجان انگیز تولد، زندگی و مرگ یک ستاره

ستارگان کراتی عظیم از پلاسمای درخشان هستند. تنها در کهکشان راه شیری میلیاردها ستاره وجود دارد که خورشید ما تنها یکی از آنهاست و میلیاردها کهکشان نیز در سراسر عالم وجود دارند. تا به امروز صدها ستاره شناخته شده اند که سیاراتی بر دور آنها می گردند.

یک ستاره از ابر غول آسایی متشکل از هیدروژن و هلیوم که به آهستگی به دور مرکز خود می گردد ساخته می شود. این ابر بواسطه کشش گرانشی خود شروع به فروریختن به درون خود می کند و همچنانکه منقبض می شود، بر سرعت دوران آن افزوده می گردد. در نتیجه بخشهای بیرونی ستاره به یک دیسک شباهت یافته در حالی که بخش های درونی به یک توده کمابیش کروی تبدیل می شود.

این تصویر از تلسکوپ فضایی هابل شکل گیری یک ستاره از ابرهای هیدروژن را نشان می دهد.

چرخه عمر یک ستاره. بالای تصویر یک ابرنوستاره منفجر شده نشان داده شده که ماده لازم برای شکل گیری ستاره ها و منظومه های جدید را فراهم می سازد.

ماده رمبنده (ماده ای که تحت اثر گرانش به درون خود فرو می ریزد) داغتر و چگالتر شده و به یک پیش ستاره (protostar) کروی تبدیل می شود. وقتی گرما در پیش ستاره به 1 میلیون درجه سلسیوس می رسد هسته اتم ها که در حالت عادی یکدیگر را می رانند، سروع به همجوشی می کنند و ستاره مشتعل می شود. همجوشی هسته ای مقدار کمی از جرم این اتمها را به مقادیر هنگفتی انرژی تبدیل می کند. برای مثال یک گرم جرم اگر کاملا به انرژی تبدیل شود انرژی معادل انفجار همزمان 22 هزار تن تی ان تی تولید خواهد کرد!

تحول ستاره ای

چرخه عمر ستارگان از الگویی پیروی می کند که مبتنی بر جرم اولیه آنهاست. ستارگانی با جرم متوسط مانند خورشید یا جرمی بین نصف تا هشت برابر خورشید، ستارگان جسیم با جرمی بیشتر از هشت برابر خورشید و ستارگان کم جرم با جرمی از یک دهم تا نیمی از جرم خورشید رده های اصلی را تشکیل می دهند. بطور کلی هرچه جرم ستاره ای بیشتر باشد طول عمر آن کوتاهتر است. اجرامی با جرم کمتر از یک دهم خورشید دارای کشش گرانشی کافی برای شروع واکنش های همجوشی هسته ای در مرکزخود نیستند. برخی از آنها به ستارگان ناکام به نام کوتوله های قهوه ای تبدیل می شوند.

یک ستاره با جرم متوسط زندگی خود را با ابری شروع می کند که رمبش آن به شکل یک پیش ستاره با دمای سطحی حدود 3725 درجه سلسیوس حدود 100 هزار سال طول می کشد. نتیجه یک ستاره T-Tauri است که ستاره ای متغیر با درخشش متناوب است. این ستاره به مدت 10 میلیون سال دیگر به رمبش ادامه می دهد تا تراکم آن به واسطه کشش گرانشی با انبساط حرارتی ناشی از همجوشی هسته ای آن موازنه یابد. پس از آن یک ستاره رشته اصلی خواهیم داشت که تمامی انرژی خود را از همجوشی هیدروژن در هسته خود بدست می آورد.

هرچه جرم یک ستاره بیشتر باشد سوخت هیدروژن خود را سریعتر مصرف کرده و مدت زمان کوتاهتری در رشته اصلی باقی می ماند. پس از تبدیل تمامی هیدروژن هسته به هلیوم، ستاره بسرعت تغییر می کند. بدون تشعشع هسته ای که در برابر تراکم گرانشی مقاومت کند، گرانش بسرعت ماده موجود در هسته اتم را تحت فشار بی امان خود در هم می شکند که باعث افزایش سریع دمای ستاره می شود. این امر منجر به انبساط عظیم لایه های بیرونی ستاره می شود که به دنبال آن سرد شده و به رنگ قرمز می درخشد. در این مرحله به آن یک غول قرمز گفته می شود.

پس از این مرحله در هسته ستاره، اتمهای هلیوم شروع به همجوشی کرده و به محض تمام شدن هلیوم، هسته منقبض شده و داغتر می شود. بار دیگر ستاره در اثر گرمای فزاینده هسته شروع به انبساط می کند اما آبی تر و درخشان تر از پیش شده و لایه های خارجی خود را به بیرون پرتاب می کند. پس از اینکه پوسته های منبسط شونده محو شدند، هسته باقیمانده و متراکم ستاره به جرمی به نام کوتوله سفید تبدیل می شود که بیشتر از کربن و اکسیژن با دمایی در حدود 100 هزار درجه سانتیگراد تشکیل شده است. از آنجایی که کوتوله های سفید دیگر سوختی برای همجوشی ندارند، بتدریج سردتر و سردتر شده و در طی میلیاردها سال به کوتوله های سیاه تبدیل می شوند که کم نور تر از آنند که توسط تلسکوپها دیده شوند. خورشید ما حدود 5 میلیارد سال بعد از رشته اصلی خارج شده و چنین سرنوشتی را می پیماید.

یک ستاره پرجرم سریعتر شکل گرفته و به پایان عمر خود می رسد. این ستاره ها در طی 10 تا 100 هزار سال از یک پیش ستاره تشکیل می شوند. تا زمانی که در رشته اصلی هستند داغ و آبی رنگند و حدود 1000 تا یک میلیون بار درخشانتر از خورشید و شاید ده برابر بزرگتر هستند. وقتی رشته اصلی را ترک می کنند به یک ابرغول قرمز درخشان تبدیل می شوند و نهایتا آنقدر داغند که می توانند کربن را به عناصر سنگین تر تبدیل کنند. پس از حدود 10 هزار سال همجوشی کربن، آنچه باقی می ماند یک هسته آهنی با قطر حدود 6000 کیلومتر است و از آنجایی که همجوشی اتمهای آهن بجای تولید انرژی، آن را مصرف می کند ستاره دیگر تشعشع هسته ای تولید نمی کند که بتواند در برابر نیروی بی امان گرانشی آن مقاومت کند.

اگر جرم باقیمانده چنین هسته آهنی بیش از 1.4 برابر جرم خورشید باشد، دافعه بین الکترونها نمی تواند در برابر کشش گرانشی مقاومت کند و گرمای عظیم تولید شده در اثر رمبش گرانشی لایه های گاز بیرونی را چنان به بیرون پرتاب می کند که یک ابر نوستاره شکل می گیرد. گرانش باعث فروریختن هسته می شود تا جایی که دمای هسته به حدود 10 میلیارد درجه سلسیوس می رسد. در این دما هسته های آهن به ذرات نوترون و نوترینو می شکند. در کسری از ثانیه هسته به قطر حدود 10 کیلومتر چروک می خورد و شوک انفجاری ناشی از این رمبش سریع و دهشتناک باعث ضروع همجوشی در لایه های گاز به بیرون پرتاب شده می شود. در این وضعیت ستاره به شکل یک ابرنو ستاره از نوع دوم منفجر می شود. اگر هسته باقیمانده کمتر از سه برابر خورشید جرم داشته باشد به یک ستاره نوترونی تبدیل می شود که تماما از نوترون ساخته شده است. ستاره های نوترونی دوار پالس های رادیویی قدرتمندی ارسال کرده و به پولسار (pulsar) موسومند. اگر هسته مزبور جرمی بیش از سه برابر خورشید داشته باشد هیچ چیزی در برابر رمبش نامحدود آن نمی تواند مقاومت کند و تحت اثر گرانش بی امان، به چیزی به نام سیاهچاله تبدیل می شود...

(ادامه دارد)

منبع: space.com