در یک شب تاریک، صاف و بدون ماه، به آسمان نگاه میکنید. هزاران ستاره را میبینید که در الگوهایی یا صورتهای فلکی قرار گرفتهاند. نور این ستارگان مسافتهای زیادی را طی کرده تا به زمین برسد. اما ستارگان چیستند؟ چقدر از ما دور هستند؟ آیا همه یکسان هستند؟ آیا سیارات دیگری در اطراف آنها وجود دارد؟
در این مقاله، به دنیای جذاب ستارگان نگاه خواهیم کرد. ما ماهیت ستارگان، انواع ستارگان، نحوه تشکیل ستارگان و نحوه مرگ ستارگان را بررسی خواهیم کرد. اگر مقاله “خورشید چگونه کار میکند” را خوانده باشید، در حال حاضر اطلاعات زیادی در مورد ماهیت نزدیکترین ستاره به زمین دارید.
ستارگان و خواص آنها
ستارگان گویهای عظیم و درخشانی از گازهای داغ، عمدتاً هیدروژن و هلیوم هستند. برخی از ستارگان نسبتاً نزدیک هستند (۳۰ ستاره نزدیکتر از فاصله ۴۰ پارسک —هر پارسک معادل معادل ۳٫۳ سال نوری یا حدود ۳۳ تریلیون کیلومتر – مترجم— قرار دارند) و برخی دیگر بسیار دور هستند. اخترشناسان میتوانند فاصله را با استفاده از روشی به نام اختلاف منظر (Parallax) اندازهگیری کنند، که در آن تغییر موقعیت یک ستاره در آسمان در زمانهای مختلف در طول سال اندازهگیری میشود. برخی از ستارگان در آسمان تنها هستند، برخی دیگر دارای همدم (ستارگان دوتایی (Binary Stars)) و برخی دیگر بخشی از خوشههای (Clusters) بزرگی هستند که حاوی هزاران تا میلیونها ستاره هستند. همه ستارگان یکسان نیستند. ستارگان در اندازهها، درخشندگیها، دماها و رنگهای مختلف وجود دارند.
ستارگان دارای ویژگیهای بسیاری هستند که میتوان با مطالعه نوری که ساطع میکنند، اندازهگیری کرد:
- دما
- طیف (Spectrum) یا طولموجهای نور ساطع شده
- درخشندگی (Brightness)
- تابندگی (Luminosity)
- اندازه (شعاع)
- جرم
- حرکت (در جهت یا خلاف جهت ما، سرعت چرخش)
و اگر در حال مطالعه ستارگان هستید، باید این اصطلاحات را در واژهنامه ستارهای خود داشته باشید:
- قدر مطلق (Absolute Magnitude) – قدر ظاهری ستاره اگر در فاصله ۱۰ پارسک از زمین قرار داشت.
- قدر ظاهری (Apparent Magnitude) – درخشندگی یک ستاره که از زمین مشاهده میشود.
- تابندگی (Luminosity) – کل مقدار انرژی ساطع شده از یک ستاره در هر ثانیه
- پارسک (Parsec) – واحد اندازهگیری فاصله (۳.۳ سال نوری، ۱۹.۸ تریلیون مایل، ۳۳ تریلیون کیلومتر)
- سال نوری (Light-year) – واحد اندازهگیری فاصله (۶ تریلیون مایل، ۱۰ تریلیون کیلومتر)
- طیف (Spectrum) – نور با طول موجهای مختلف که توسط یک ستاره ساطع میشود
- جرم خورشیدی (Solar Mass) – جرم خورشید؛ ۱۰۳۰ × ۱٫۹۹ کیلوگرم (۳۳۰۰۰۰ برابر جرم زمین)
- شعاع خورشیدی (Solar Radius) – شعاع خورشید؛ ۴۱۸۰۰۰ مایل (۶۹۶۰۰۰ کیلومتر)
دما و طیف
برخی از ستارگان بسیار داغ هستند، در حالی که برخی دیگر خنکترند. شما میتوانید از روی رنگ نوری که ستارگان از خود ساطع میکنند، این موضوع را تشخیص دهید. اگر به زغالهای درخشان در یک کبابپز زغالی نگاه کنید، متوجه میشوید که زغالهای قرمز رنگ، خنکتر از زغالهای سفیدِ داغ هستند. همین موضوع در مورد ستارگان نیز صادق است. یک ستاره آبی یا سفید، داغتر از یک ستاره زرد است، که آن هم داغتر از یک ستاره قرمز است. بنابراین، اگر به قویترین رنگ یا طول موج نورِ ساطعشده از ستاره نگاه کنید، میتوانید دمای آن را محاسبه کنید (دما بر حسب درجه کلوین = ۱۰۶ × ۳ تقسیم بر طول موج بر حسب نانومتر). طیف یک ستاره همچنین میتواند عناصر شیمیایی موجود در آن ستاره را به شما بگوید، زیرا عناصر مختلف (به عنوان مثال، هیدروژن، هلیوم، کربن، کلسیم) نور را در طول موجهای مختلف جذب میکنند.
درخشندگی، تابندگی و شعاع
وقتی به آسمان شب نگاه میکنید، میتوانید ببینید که برخی از ستارهها درخشانتر از بقیه هستند، همانطور که در این تصویر ازصورت فلکی شکارچی یا Orion نشان داده شده است.
دو عامل، تعیین کننده میزان درخشش یک ستاره هستند:
- تابندگی – میزان انرژی که ستاره در یک زمان معین از خود ساطع میکند.
- فاصله – چقدر از ما دور است.
یک نورافکن، نور بیشتری نسبت به یک چراغ قوه کوچک تولید میکند. به این معنا که نورافکن درخشانتر است. با این حال، اگر این نورافکن در فاصله 5 مایلی (8 کیلومتری) از شما باشد، به آن اندازه روشن نخواهد بود، زیرا شدت نور با مجذور فاصله کاهش مییابد. یک نورافکن در فاصله 5 مایلی از شما ممکن است به اندازه یک چراغ قوه کوچک در فاصله 6 اینچی (15 سانتیمتری) از شما روشن به نظر برسد. همین امر در مورد ستارگان نیز صدق میکند.
ستاره شناسان (چه حرفهای و چه مبتدی) میتوانند میزان درخشش یک ستاره (مقدار نوری که از خود ساطع میکند) را با استفاده از یک شدتسنج (Photometer) یا دستگاه بارجفتشده (charge-coupled device (CCD)) در انتهای یک تلسکوپ اندازهگیری کنند. اگر آنها میزان درخشش ستاره و فاصله تا ستاره را بدانند، میتوانند تابندگی ستاره را محاسبه کنند:
(تابندگی = درخشندگی × ۱۲٫۵۷ × ۲(فاصله)).
تابندگی همچنین به اندازه ستاره نیز بستگی دارد. هرچه ستاره بزرگتر باشد، انرژی بیشتری از خود ساطع میکند و درخشانتر است. شما میتوانید این را روی کبابپز زغالی نیز ببینید. سه تکه زغال درخشان قرمز، انرژی بیشتری نسبت به یک تکه زغال درخشان قرمز در همان دما تولید میکنند. به همین ترتیب، اگر دو ستاره، دمای یکسانی داشته باشند اما اندازه آنها متفاوت باشد، ستاره بزرگتر درخشانتر از ستاره کوچکتر خواهد بود. برای فرمولی که نشان میدهد چگونه تابندگی یک ستاره به اندازه (شعاع) و دمای آن مربوط میشود، به عنوان پایین مراجعه کنید.
قانون استفان-بولتزمن
این رابطه بین تابندگی (L)، شعاع (R) و دما (T) است:
۴R۲T(۱۰-۶ × ۷٫۱۲۵) = L
که در آن واحدها به صورت L: وات،R : متر وT : درجه کلوین تعریف میشوند.
جرم و حرکت
در سال 1924، ستاره شناس آ. اس. ادینگتون (A. S. Eddington) نشان داد که بین تابندگی و جرم یک ستاره رابطه وجود دارد. هرچه ستاره بزرگتر (یعنی پر جرمتر) باشد، درخشندگی آن بیشتر است (درخشندگی = 3(جرم)).
ستارگان اطراف ما نسبت به منظومه شمسی ما در حال حرکت هستند. برخی در حال دور شدن از ما و برخی در حال نزدیک شدن به ما هستند. حرکت ستارگان بر طول موج های نوری که از آنها دریافت می کنیم تأثیر میگذارد، درست مانند صدای زیر آژیر آتشنشانی که با عبور کامیون آتشنشانی از کنار شما، بمتر میشود. این پدیده اثر داپلر (Doppler effect) نامیده میشود. با اندازهگیری طیف ستاره و مقایسه آن با طیف یک لامپ استاندارد، میتوان میزان جابجایی داپلر را اندازهگیری کرد. میزان جابجایی داپلر به ما میگوید که سرعت حرکت ستاره نسبت به ما چقدر است. علاوهبراین، جهت جابجایی داپلر میتواند جهت حرکت ستاره را به ما بگوید. اگر طیف یک ستاره به سمت انتهای آبی منتقل شود، ستاره در حال حرکت به سمت ما است. اگر طیف به سمت انتهای قرمز منتقل شود، ستاره در حال دور شدن از ما است. به همین ترتیب، اگر ستارهای به دور محور خود بچرخد، میتوان از جابجایی داپلر طیف آن، برای اندازهگیری سرعت چرخش آن استفاده کرد.
بنابراین میبینید که ما میتوانیم اطلاعات زیادی در مورد یک ستاره از نوری که ساطع میکند به دست آوریم. علاوهبراین، ستارهشناسان مبتدی امروزی دستگاههایی مانند تلسکوپهای بزرگ،CCD ها و طیفسنجها را به صورت تجاری و با هزینه نسبتاً کم در اختیار دارند. بنابراین، مبتدیها میتوانند همان نوع اندازهگیریها و تحقیقات ستارهای را انجام دهند که قبلاً فقط توسط متخصصان انجام میشد.
طبقهبندی ستارگان: کنار هم قرار دادن ویژگیها
در اوایل دهه 1900، دو ستاره شناس، آنی جامپ کانن (Annie Jump Cannon) و سیسیلیا پین (Cecilia Payne)، طیف ستارگان را بر اساس دمای آنها طبقهبندی کردند. کانن در واقع طبقهبندی را انجام داد و پین بعداً توضیح داد که کلاس طیفی یک ستاره در واقع توسط دما تعیین میشود.
در سال 1912، ایینار هرتزپرونگ (Ejnar Hertzsprung)، ستارهشناس دانمارکی، و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell)، ستارهشناس آمریکایی، بهطور مستقل، نموداری از درخشندگی در مقابل دما را برای هزاران ستاره رسم کردند و به رابطهای شگفتانگیز دست یافتند، همانطور که در زیر نشان داده شده است. این نمودار که نمودار هرتزپرونگ-راسل یا H-R (Hertsprung-Russell or H-R diagram) نامیده میشود، نشان داد که بیشتر ستارگان در امتداد یک منحنی مورب هموار به نام رشته اصلی (Main Sequence) قرار دارند که ستارگان داغ و پرنور در بالا سمت چپ و ستارگان خنک و کمنور در پایین سمت راست قرار دارند. خارج از رشته اصلی، ستارگان خنک و درخشان در بالا سمت راست و ستارگان داغ و کمنور در پایین سمت چپ قرار دارند.
اگر رابطه بین درخشندگی و شعاع را در نمودار H-R اعمال کنیم، متوجه میشویم که شعاع ستارگان با حرکت از پایین سمت چپ بهصورت مورب به بالا سمت راست افزایش مییابد:
- شباهنگ (یا شعرای یمانی) (Sirius) B = ۰٫۰۱ شعاع خورشیدی
- خورشید = 1 شعاع خورشیدی
- سِماک اَعزل (Spica) = 10 شعاع خورشیدی
- رجلالجبار (Rigel) = 100 شعاع خورشیدی
- ابطالجوزا (Betelgeuse) = 1000 شعاع خورشیدی
اگر رابطه بین جرم و تابندگی را در نمودار H-R اعمال کنید، متوجه میشوید که ستارگان در امتداد رشته اصلی از بالاترین (تقریباً 30 جرم خورشیدی) در بالا سمت چپ تا کمترین (تقریباً ۰٫۱ جرم خورشیدی) در پایین سمت راست متغیر هستند. همانطور که از نمودار H-R مشاهده میکنید، خورشید ما یک ستاره متوسط است.
نمودار زیر انواع ستارگان در جهان را بر اساس تابندگی خلاصه میکند:
ستارگان کوتوله سفید به دلیل تفاوت طیف ستارهایشان با اکثر ستارگان دیگر، طبقهبندی نمیشوند. نمودار هرتسپرونگ-راسل H-R همچنین برای درک تکامل ستارگان از تولد تا مرگ مفید است.
زندگی یک ستاره
همانطور که قبلاً اشاره کردیم، ستارگان توپهای بزرگی از گازها هستند. ستارگان جدید از ابرهای بزرگ و سرد (10 درجه کلوین) غبار و گاز (بیشتر هیدروژن) که بین ستارگان موجود در یک کهکشان قرار دارند، شکل میگیرند.
۱. معمولاً نوعی اختلال گرانشی برای ابر رخ میدهد، مانند عبور یک ستاره نزدیک یا موج شوک ناشی از یک ابرنواختر (Supernova) در حال انفجار.
۲. این اختلال باعث میشود که تودههایی در داخل ابر شکل بگیرند.
۳. تودهها به سمت داخل فرو میریزند و گاز را به وسیله گرانش به سمت داخل میکشند.
۴. توده در حال فروپاشی متراکم و گرم میشود.
۵. توده در حال فروپاشی شروع به چرخش میکند و به شکل یک دیسک مسطح میشود.
۶. دیسک به چرخش سریعتر، کشیدن گاز و غبار بیشتر به داخل و گرم شدن ادامه میدهد.
۷. پس از حدود یک میلیون سال یا بیشتر، یک هسته کوچک، داغ (1500 درجه کلوین) و متراکم در مرکز دیسک به نام پیشستاره (protostar) شکل میگیرد.
۸. همانطور که گاز و غبار به سقوط به داخل دیسک ادامه میدهند، انرژی خود را به پیشستاره میدهند، که بیشتر گرم میشود.
۹. وقتی دمای پیشستاره به حدود 7 میلیون درجه کلوین میرسد، هیدروژن شروع به همجوشی میکند تا هلیوم بسازد و انرژی آزاد کند.
۱۰. مواد به مدت میلیونها سال به سقوط به داخل ستاره جوان ادامه میدهند، زیرا فروپاشی ناشی از گرانش بیشتر از فشار بیرونی ناشی از همجوشی هستهای است. بنابراین، دمای داخلی پیشستاره افزایش مییابد.
۱۱. اگر جرم کافی (۰٫۱ جرم خورشیدی یا بیشتر) به داخل پیشستاره فرو بریزد و دما به اندازه کافی برای همجوشی پایدار گرم شود، آنگاه پیشستاره یک رهاسازی عظیم گاز را به شکل یک جت یا فوّاره به نام جریان دوقطبی (Bipolar Flow) دارد. اگر جرم کافی نباشد، ستاره تشکیل نخواهد شد، بلکه به یک کوتوله قهوهای (Brown Dwarf) تبدیل میشود.
۱۲. جریان دوقطبی، گاز و غبار را از ستاره جوان پاک میکند. برخی از این گاز و غبار ممکن است بعداً جمع شوند تا سیارات را تشکیل دهند.
ستاره جوان اکنون پایدار است، به این معنا که فشار بیرونی ناشی از همجوشی هیدروژن با کشش داخلی گرانش متعادل میشود. ستاره وارد رشته یا توالی اصلی (main sequence) میشود. جایی که در توالی اصلی قرار دارد به جرم آن بستگی دارد.
اکنون که ستاره پایدار است، همان اجزای خورشید ما را دارد:
- هسته(core) : جایی که واکنشهای همجوشی هستهای رخ میدهند.
- منطقه تابشی(radiative zone) : جایی که فوتونها انرژی را از هسته دور میکنند.
- منطقه همرفتی(convective zone) : جایی که جریانهای همرفتی انرژی را به سمت سطح میبرند.
با این حال، داخل ستاره ممکن است با توجه به محل قرارگیری لایهها متفاوت باشد. ستارگانی مانند خورشید و ستارگانی که جرم کمتری از خورشید دارند، لایهها را به ترتیبی که در بالا توضیح داده شد، دارند. ستارگانی که چندین برابر پرجرمتر از خورشید هستند، لایههای همرفتی عمیق در هستههای خود و لایههای تابشی بیرونی دارند. در مقابل، ستارگانی که بین خورشید و پرجرمترین ستارگان هستند، ممکن است فقط یک لایه تابشی داشته باشند.
زندگی در توالی اصلی
ستارگان در توالی اصلی، با همجوشی هیدروژن به هلیوم میسوزند. ستارگان بزرگ تمایل دارند دمای هسته بالاتری نسبت به ستارگان کوچکتر داشته باشند. بنابراین، ستارگان بزرگ سوخت هیدروژن را در هسته به سرعت میسوزانند، در حالی که ستارگان کوچک آن را کندتر میسوزانند. مدت زمانی که آنها در توالی اصلی میگذرانند به این بستگی دارد که هیدروژن با چه سرعتی مصرف شود. بنابراین، ستارگان پرجرم طول عمر کوتاهتری دارند (خورشید تقریباً 10 میلیارد سال میسوزد). آنچه پس از اتمام هیدروژن در هسته رخ میدهد به جرم ستاره بستگی دارد.
مرگ یک ستاره
چندین میلیارد سال پس از آغاز حیات یک ستاره، آن ستاره خواهد مرد. با این حال، نحوه مرگ ستاره به نوع آن بستگی دارد.
ستارههای هماندازه با خورشید
وقتی که هسته، سوخت هیدروژن خود را تمام کند، تحت وزن گرانش منقبض میشود. با این حال، مقداری همجوشی هیدروژن در لایههای بالایی رخ خواهد داد. با منقبض شدن هسته، گرمای آن زیاد میشود. این امر لایههای بالایی را گرم میکند و باعث انبساط آنها میشود. با منبسط شدن لایههای بیرونی، شعاع ستاره افزایش مییابد و به یک غول سرخ (Red Giant) تبدیل میشود. شعاع خورشید غول سرخ کمی فراتر از مدار زمین خواهد بود (یعنی همه سیارات تا بعد از زمین را میبلعد!-م). در نقطهای پس از این، هسته به اندازهای گرم میشود که باعث همجوشی هلیوم به کربن شود. وقتی سوخت هلیوم تمام شود، هسته منبسط و خنک میشود. لایههای بالایی منبسط میشوند و موادی را پرتاب میکنند که در اطراف ستاره در حال مرگ جمع میشوند تا یک سحابی سیارهای (Planetary Nebula) را تشکیل دهند. در نهایت، هسته به یک کوتوله سفید (White Dwarf) و سپس در نهایت به یک کوتوله سیاه (Black Dwarf) تبدیل میشود. تمام این فرآیند چند میلیارد سال طول خواهد کشید.
ستارههای بزرگتر از خورشید
هنگامی که هیدروژن هسته تمام میشود، این ستارگان مانند خورشید، هلیوم را به کربن تبدیل میکنند. با این حال، پس از اتمام هلیوم، جرم آنها به اندازهای است که کربن را به عناصر سنگینتری مانند اکسیژن، نئون، سیلیکون، منیزیم، گوگرد و آهن تبدیل کنند. هنگامی که هسته به آهن تبدیل شد، دیگر نمیتواند بسوزد. ستاره تحت اثر گرانش خود فرو میپاشد و هسته آهنی، گرم میشود. هسته آنقدر متراکم میشود که پروتونها و الکترونها با هم ترکیب شده و نوترونها را تشکیل میدهند. در کمتر از یک ثانیه، هسته آهنی که تقریباً به اندازه زمین است، به یک هسته نوترونی با شعاع حدود 6 مایل (10 کیلومتر) کوچک میشود. لایههای بیرونی ستاره به سمت داخل، روی هسته نوترونی میافتند و در نتیجه، آن را بیشتر خرد میکنند. هسته تا میلیاردها درجه گرم شده و منفجر میشود (ابرنواختر (Supernova))، در نتیجه، مقادیر زیادی انرژی و مواد را به فضا آزاد میکند. موج شوک ناشی از ابرنواختر میتواند باعث آغاز تشکیل ستاره در سایر ابرهای بین ستارهای شود. بقایای هسته، بسته به جرم ستاره اصلی میتواند یک ستاره نوترونی (Neutron Star) یا یک سیاهچاله (Black Hole) را تشکیل دهد.
