ستارگان، چراغ‌های کیهانی (بخش دوم)

---

ستارگان، چراغ‌های کیهانی

نوشته: محمد علیزاده


سرگذشت شورانگیز یک ستاره

سرگذشت یک ستاره بسته به جرم آن است. عمرش هم چنین است. عمر ستارگان از چند میلیون تا چند میلیارد سال است. اکنون نیاز به یک نقطه‌ی آغاز داریم. آن آغازش در سحابی‌ها و در فضای میان ستاره‌ای است. چگالی میانه‌ی ماده در فضای میان ستاره‌ای چند اتم در هر سانتی متر مکعب و دما اندکی از صفر مطلق بیشتر است. چگالی سحابی‌ها چند هزار اتم در هر سانتی متر مکعب و دما هم کمی از صفر مطلق بالاتر است. سحابی‌های نخستین تنها از هیدروژن و اندکی هلیوم تشکیل شده بودند. باقی عناصر در هسته‌ی ستارگانِ پر جرمِ نخستین به وجود آمدند. سپس با کمک انفجارهای ابرنواختری و فوران‌های نواختری، این عناصر از هسته‌ی ستارگان به سحابی‌ها راه یافتند و در نتیجه ستارگان بعدی شامل درصد کمی از همه‌ی عناصر طبیعی دیگر شدند.

و اکنون سرگذشت یک ستاره:

الف) زایش (انباشتگی موضعی ماده‌ی سحابی):
حرکت‌های کوچک در درون سحابی موجب انباشتگی موضعی ماده می‌شود. نیروهای گرانش کمک بزرگی به انباشت ماده در نواحی فشرده می‌کنند و توده‌ی پیش‌ستاره‌ای را به وجود می‌آورند که تا یک میلیارد میلیارد میلیارد تن وزن دارند و این گونه، آماده‌ی زایش ستاره‌ای می‌شود. نخستین ستارگان شاید در ده میلیارد سال پیش زاییده شده باشند و هم اینک نیز در حال زایش هستند. این فرایند در سحابی‌ها که زایشگاه ستارگانند، پیوسته ادامه یافته و ستارگان تازه‌ای زاده می‌شوند.
  

ب) نوباوگی (مرحله‌ی فشردگی):
توده‌ی سترگ ماده‌ی سحابی، با تاثیر نیروی گرانشی خود درهم فشرده می‌شود و انرژی پتانسیل مکانیکی را به گرما دگرگون می‌کند. تابش از امواج رادیویی به امواج فروسرخ دگرگون می‌شود. حالا ستاره‌ی فروسرخ زاییده شده است. این دوره‌ی درهم فشردگی و گرم شدن در هر سی میلیون سال رخ داده و سه مرحله روی می‌دهد:
نخست: پهنای توده‌ی بزرگی به پهنه‌ی میلیاردها میلیارد کیلومتر به چند صد میلیون کیلومتر کاهش می‌یابد.
دوم: فشار در مرکز از نزدیک به صفر تا چندین هزار میلیون اتمسفر افزایش می‌یابد.
سوم: دمای بخش مرکزی از چند درجه به بیست میلیون درجه می‌رسد که برای آغاز فرایند یا گداخت گرما-هسته‌ای هیدروژن به هلیوم کافی است.
گذر از این دوره بسته به جرم ستاره از یکصد هزار تا سی میلیون سال ادامه خواهد یافت. و به این ترتیب ستاره پا به دوران رسیدگی می‌گذارد.

پ) رسیدگی (رشته‌ی اصلی):
تا اینجا تنها سرچشمه‌ی انرژی ستاره، گرانش بوده است. اکنون ستاره در مرحله‌ی رسیدگی، به منبع انرژی تازه‌ای دست یافته است: انرژی گرما-هسته‌ای. انرژی هسته‌ای برابر فرمول E=mc2 انیشتین، از جرم تولید می‌شود. بیشتر عمر ستاره در این دوره سپری شده و ستاره از نظر درخشندگی به دگرگونی ویژه‌ای دست نخواهد یافت.

ت) پختگی (غول سرخ):
هنگامی که هیدروژن هسته‌ی ستاره پایان یابد، ستاره باز به چشمه‌ی دیرین انرژی خویش، یعنی گرانش باز می‌گردد. هسته فروریزی آغاز می‌کند و داغ‌تر می‌شود. اکنون سه حالت روی می‌دهد:
نخست: دما در بیرون قسمت مرکزی به اندازه‌ای می‌شود که گداخت هیدروژن به هلیوم در آنجا ممکن شود.
دوم: لایه‌های بیرونی ستاره گسترش یافته و ستاره به غول دگرگون می‌شود.
سوم: دمای سطح ستاره کاهش یافته و ستاره بسته به جرمش، غول یا ابرغول سرخ خواهد شد.
این جریان برای خورشید شاید میلیاردها سال به درازا انجامد و شعاع آن ممکن است تا پنجاه برابر شده و دمای سطح آن تا سه هزار درجه کاهش یابد.
 
ث) فرسودگی (متغیرها):
هسته‌ی هلیومی ستاره، هم زمان با گسترش قسمت‌های بیرونی، درهم فشرده شده و دما افزایش می‌یابد. در دمای یکصد میلیون درجه، واکنش تازه‌ای آغاز می‌شود. در این دما سه اتم هلیوم با هم آمیخته شده و یک اتم کربن را می‌سازند. سپس بار دیگر ستاره به چشمه‌های نیرو دهنده‌ی جوانی خود که همان گرانش باشد، روی آورده و باز کوچک و کوچکتر می‌شود. مدتی پس از آن و هنگامی که ستاره از رخدادهای ناپایدار خود می‌گذرد، تپیدن آغاز کرده و متغیری قیفاووسی می‌شود و سرانجام، بسته به جرمی که دارد، یکی از سه رویداد زیر رخ می‌نماید:
نخست: اگر جرم ستاره کمتر از 1.2 برابر جرم خورشید باشد، ستاره به کوتوله‌ی سفید دگرگون می‌شود.
دوم: اگر ستاره اندکی سنگین‌تر از 1.2 برابر جرم خورشید باشد، بخشی از جرمش را به دور می‌اندازد و نواختر می‌شود یا سرانجام ستاره به کوتوله‌ی سفید دگرگون خواهد شد.
سوم: اگر جرم ستاره بیش از 1.2 برابر جرم خورشید باشد، ستاره بخش بزرگی از جرم خود را به فضا پرتاب خواهد کرد و این گونه باعث پیدایش یک سحابی ابرنواختری شده و نیز بسته به مقدار جرمی که درهم فشرده می‌شود، یک کوتوله‌ی سفید، یک ستاره‌ی نوترونی و یا یک سیاه‌چاله خواهد شد.

ج) گام‌های پایانی (کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاه چاله‌ها):
رویدادهای زیر برای ایجاد یک کوتوله‌ی سفید لازم است:
نخست: همه‌ی انرژی گرما-هسته‌ایِ در دسترس ستاره‌ی اصلی به مصرف برسد.
دوم: هسته‌های اتمی تا حد امکان فشرده شوند تا انرژی گرانشی بیشتری به دست آید.
و سرانجام: الکترون‌های آزاد نمی‌توانند انرژی فراهم آورند، تنها سرچشمه‌ی به جای مانده‌ی انرژی، حرکت تصادفی هسته‌ها از گرماست. حرکت هسته‌های مثبت اندک اندک کند می‌شود و انرژیِ جنبشی، تنها چشمه‌ی گرما و نور کوتوله‌ی سفید است. در  پایان این چشمه نیز خواهد خشکید.
پس از چند میلیارد سال، دیگر نوری تابیده نخواهد شد. رابطه‌ی دیداری آن با جهان پیرامون گسسته می‌شود. اینک ستاره‌ی در حال مرگ با باقی مانده‌ی سرچشمه‌ی گرانش خود، جهان را از مرگ نزدیک خویش آگاه می‌کند. و تنها با آشوب و آشفتگی‌ای که در راه گذر ستاره‌های دیگر از برابر و یا پیرامونش به وجود می‌آید، آگاه می‌شویم که ستاره‌ای که میلیاردها سال می‌درخشیده، اینک خاموش و رو به مرگ است.
ستاره‌ی نوترونی: ستاره انرژی خود را به فضا می‌دهد و سرعت چرخشش کند می‌شود. کاهش سرعت چرخش یا افزایش دوره‌ی تناوب در بسیاری از این ستاره‌ها مشاهده شده است. سرانجامِ این ستاره نیز از دست دادن تمامی نیرو و انرژی خود است و مانند کوتوله‌ی سفید، چون توده‌ی تاریکی از ماده که تنها میدان گرانشی گرداگردش وجود دارد، با سکوتی مرگبار در فضا حرکت خواهد کرد.
سیاه چاله: این دیگر ستاره به شمار نمی‌آید. نه نور، نه ماده و نه هیچ چیز دیگر از چنگ آن گریز ندارد. گویی از مرگِ ستاره‌ای خود چنان خشمگین است که به هیچ چیز رحم نمی‌کند و هر آن چه بر میدان گرانشش، همان سرچشمه‌ی نیروی جوانیش، گام گذارد، آن را می‌دَرَد و در کام تباهی فرو می‌برد و با مرگ خویش شریکش می‌کند.
 
ستاره‌ی نوترونی و سیاه‌چاله
از شگفتی‌های باورنکردنیِ کیهان، ستاره‌ی نوترونی یا تپ‌اختر است. در فشار و دمای بسیار زیادِ هسته‌ی ستاره، پروتون و الکترون با هم آمیخته شده و نوترون را به وجود می‌آورند. ستاره‌ی نوترونی نامش را از همین جا یافته است. ستاره‌ی نوترونی بی‌اندازه کوچک است. قطر آن تنها چند ده کیلومتر است. ستاره‌ی نوترونی چگالی شگفتاوری دارد. باور کردنش سخت است، اما هر سانتی متر مکعب از آن، وزنی برابر یک میلیارد تن دارد. برای جلوگیری از فروریزی به درون و رُمبش ستاره در اثر این وزن شگفت، نوترون‌ها مانند گاز رفتار کرده و فشاری را ایجاد می‌کنند که برای برپا نگه داشتن آن کافی است. اما اگر نوترونها نتوانند فشار هنگفت رو به درون را ناکار کنند، ممکن است هسته‌ی ستاره در اثر گرانش دچار رُمبش شود و به سیاه‌چاله دگرگون گردد. ستاره‌ی نوترونی با سرعت بسیار شگفتاور هزار دور در هر ثانیه به دور خود می‌چرخد. این سرعت زیاد میدان مغناطیسی قدرتمندی را ایجاد می‌کند. شدت این میدان میلیاردها برابر میدان مغناطیسی زمین است. نیروی مغناطیسیِ نیرومند ستاره که با گردش بسیار تند آن در هم می‌آمیزد، پرتوهایی را گسیل می‌دارد که به صورت تپش‌هایی در زمین دریافت می‌شود،از این روست که ستاره‌های نوترونی به تپ‌اختر هم معروف هستند. نخستین تپ‌اختر در سال 1967 توسط ستاره شناسان دانشگاه کمبریج کشف و بازه‌ی میان تپش‌های این ستاره 1.3 ثانیه ثبت شده است. تا به امروز بیش از 650 تپ‌اختر کشف شده است.

 

طرحی خیالی از یک ستاره‌ی نوترونی

پایان

---