دبورا حاتانيان
نشریه متانا مرداد 1388
به مناسبت سال جهانی نجوم و چهارصدمین سالگرد اولین رصد گالیله :
داستان شکل‌گیری یک ستاره (مثلاً خورشید) از جایی شروع می‌شود که شرایط اولیه برای
خلقت آن مهیا یاشد. همانطور که می‌دانید فضای ما بین ستارگان، همواره به صورت خلأ
نمی‌باشد و از ذرات بسیار ریز گرد و غبار، موسوم به غبار میان ستاره‌ای پوشیده شده
است. با بررسی‌های به عمل آمده توسط دانشمندان بر روی میزان نورانیت و تغییرات در
رنگ ستارگان، وجود غبار میان ستاره‌ای تأیید شده است. البته هنوز منشأ دقیق این
غبار به درستی معلوم نیست، ولی ممکن است بیشتر غباری که در فضا می‌بینیم در پوشش
بین ستاره‌ای شکل گرفته و سپس پراکنده شده باشند. همچنین طبق فرضیات گمان بر این
می‌رود که این ابر غبار باقی مانده یک رویداد انفجاری باشد. پس به دلیل وجود ماده،
بهترین مکان برای شکل گیری یک ستاره، ابرهای غبار و سحابی‌ها هستند.
پیش ستاره: یکی از مشکل‌ترین مسائلی که در فهم شکل گیری ستارگان وجود دارد این است
که چگونه گاز و غبار میان ستاره‌ای چگالش خود را آغاز می‌کند و به صورت جسم مجزای
کوچکی در می‌آید. اگر محیط میان ستاره‌ای که ماده به صورت کاملأ یکنواخت درآن توزیع
شده است، تحت تأثیر نیروی خارجی قرار نگیرد همواره به همان حال باقی می‌ماند و
هیچگاه ستاره‌ای در آن شکل نمی‌گیرد. چندین احتمال برای بروز نیروی خارجی وجود
دارد. ولی هنوز معلوم نیست کدام یک نقش بیشتری را در ایجاد آن بازی می‌کنند. مثلاً
چگالش یک ستاره ممکن است به دلیل اثرات یک موج ضربه آغاز شود. هنگامی که جسمی بسیار
سریعتر از سرعت طبیعی امواج در محیط حرکت می‌کند موج ضربه‌ای ایجاد می‌کند. نمونه‌ی
آن شکسته شدن دیوار صوتی توسط هواپیمای مافوق صوت می‌باشد. انتظار می‌رود در محیط
میان کهکشانی، امواج ضربه در نواحی مشخصی وجود داشته باشند که درآن‌ها آشفتگی‌هایی
توسط مکانیزم‌های متفاوتی تولید شده‌اند. این موج ضربه‌ای می‌تواند دمای محیطی که
در آن سیر می‌کند را بالا ببرد. ناحیه‌ی گاز کوچکی که گرم شده است در اثر تابش به
سرعت سرد می‌شود. بعد از افت دمای آن به پایین‌تر از دمای محیط، تراکمی بر این
نواحی چگال اعمال می‌شود. این فشار می‌تواند باعث کاهش حجم ابر شود و آن را از محیط
اطراف خود جدا کند تا پیش ستاره‌ای به قطرچند سال نوری شکل گیرد. هنگامی که ابر
توانست خود را از محیط پیرامون جدا کند و به اندازه‌ی مطلوبی کوچک شود، بسته به
چگالی و جرمش، می‌تواند به طور طبیعی در اثر گرانش خود فرو ریزد و تا زمانی که
نیروی گرانشی برای بخش‌های دور دست خود بیشتر از نیروی گرانشی مواد بیرونی بر این
بخش‌ها باشد، فرو ریزش بدون ممانعت ادامه می‌یابد. به دلیل آن که کهکشانی که پیش
ستاره در آن شکل می‌گیرد، به دور ناحیه‌ی مرکزی کهکشان می‌چرخد، پیش ستاره نیز
گشتاور زاویه‌ای معینی می‌گیرد و چون سرعت نواحی چرخش نواحی داخلی و خارجی پیش
ستاره با هم متفاوتند ، این تفاوت سرعت به صورت چرخش ابر غبار ظاهر می‌شود، سرعت
چرخش به موازات کوچکتر شدن ابر رفته رفته بیشترمی‌شود.
رشته‌ی اصلی: بعد از چگالش ابر گازو شکل گیری پیش ستاره به عنوان وجودی مستقل،
نیروی گرانش بیش از پیش آن را در هم می‌فشارد و تراکم به سرعت ادامه می‌یابد. در
مدت زمان کوتاه البته در مقیاس کیهانی ابر گاز به جسم درخشان کوچکی تراکم می‌یابد و
نهایتا به یک ستاره تبدیل می‌شود و به پایداری می‌رسد. ستاره پایدار نقطه مشخصی را
روی یک خط مشخص در نمودار دما – درخشندگی اشغال می‌کند که این خط رشته
اصلی نامیده می‌شود. ستارگانی که در جای دیگری از نمودار دما – درخشندگی قرار
می‌گیرند در دوره‌ی زود گذری از تکامل خود هستند که یا به مرحله پایدار رشته اصلی
نزدیک می‌شوند و یا به عنوان ستارگانی در حال مرگ، عمرشان به پایان می‌رسد.
غول سرخ:با خروج ستاره از رشته اصلی در نمودار دما- درخشندگی به بخش بالایی سمت
راست یعنی درخشندگی بالا و دمای زیاد حرکت می‌کند. در ستاره چرخه‌ی هلیم شروع
می‌شود. دما در بیرون هسته یعنی لایه‌ای از هیدروژن که دور هلیم قرار دارد آنقدر
زیاد می‌شود که دیگر توانایی مقابله با فشار ناشی از دما را ندارد و ستاره منبسط
می‌شود و و بسته به جرم تبدیل به غول یا ابر غول سرخ می‌شود.
متغیرها: وقتی تمام هلیوم‌های مرکز هسته به کربن تبدیل شوند و دما به قدر کافی زیاد
شود ستاره وارد آخرین مرحله‌های زندگی خود می‌شود. در این دوره درون ستاره به قدر
کافی ماده وجود ندارد تا بتواند با گرانش، در مقابل فشار ناشی از دمای بالا مقابله
کند. در نتیجه ستاره بزرگ و بزرگتر می‌شود. در اثر بزرگتر شدن ستاره دمای آن پایین
می‌آید و فشار کم می‌شود و توان مقابله با نیروی گرانش ناشی از مواد داخل ستاره را
ندارد و در نتیجه ستاره کوچک و کوچکتر می‌شود. با کوچک شدن ستاره دوباره همین چرخه
نامتعادل تکرار می‌شود و از این رو به ستاره‌های واقع در این مرحله ستاره‌های تپنده
یا متغیر می‌گویند. متغیرهای قیفاووسی ستاره‌های تپنده‌ای که دارای دوره‌ی تناوب
مشخص و کوتاه (از 5 دقیقه تا 1 روز) هستند و متغیرهای شلیاقی تپنده‌هایی هستند که
دوره‌ی تناوب منظمی ندارند و اکثراً بلند دوره هستند.
برای تعیین فاصله‌ی کهکشان‌ها و خوشه‌های کروی ازتپنده‌های قیفاووسی و شلیاقی
استفاده می‌شود.
مرگ ستاره: دوره‌ی متغیری دوره‌ای بسیار ناپایدار و زود گذر است. با تمام شدن این
دوره ستاره بسته به جرمی که دارد اتفاقات متفاوتی را تجربه می‌کند. اگر جرم ستاره
کمتر از 1.2 برابر جرم خورشید باشد به کوتوله سفید تبدیل می‌شود. به این صورت که
جرم، اندک اندک ستاره را ترک می‌کند و اعماق داغ آن آشکار می‌شود و ستاره کربنی آبی
و آبی‌تر می‌شود تا جایی که در گستره فرابنفش گسیل می‌کند. جرم اطراف کوتوله نیز به
علت نور فرابنفش کوتوله سفید ملتهب شده و به یحابی سیاره‌ای تبدیل می‌شود. اگر جرم
ستاره بیشتر از 1.2 برابر جرم خورشید باشد بخشی از جرم خود را به فضا پرتاب می‌کند
و یک ابرنواختر می‌شود. به این علت به آنها ابرنواختر گفته می‌شود که قبلا تصور
می‌شد ستاره‌هایی جوانتر و نواختر هستند. با از دست دادن متوالی جرم به حالت
انفجاری و تولید ابر نواختر بازآیند ستاره سرانجام به سرنوشت کوتوله سفید دچار
می‌شود. بیشتر ستارگان پس از مرگ به کوتوله سفید تبدیل می‌شوند. ستارگان سنگین‌تر
از 8 برابر جرم خورشیدی پس از مرگ و مراحل ابر نواختری به ستاره نوترونی تبدیل
می‌شوند و الکترون‌ها در آن ستاره تبهگن می‌شوند. سرعت چرخش این ستارگان به خاطر
وجود پایستگی تکانه دورانی بسیار بالاست. به صورتی که به جای یک کره شبیه به یک
تورس است. اگر جرم ستاره از مرتبه 25 برابر جرم خورشیدی باشد پس از مرگ سرنوشت
ناگواری خواهد داشت. این سرگذشت دیگر یک ستاره نیست بلکه یک سیاه چاله است. ویژگی
سیاه چاله‌ها از حالت ستاره‌ای کاملا بیرون است و تنها طبق تعاریف و نظریه‌های
فیزیکی و ریاضی می‌توان به شهودی غیرطبیعی به آنها دست یافت. تنها می‌توان گفت سیاه
چاله یک نقطه از فضا است که تمام جرم ستاره در آن جمع شده است. واضح است که این همه
جرم در یک نقطه گرانش را تا جایی زیاد می‌کند که دیگر در فضا انحنا بوجود نمی‌آید
بلکه فضا زمان را تا بی‌نهایت فرو می‌برد.
