تکامل ستاره ،مراحل تحولاتی است که ستاره در طول حیات خود پشت سرمی گذارد.در این مسیر طی میلیون ها سال ستاره دچار تحولات اساسی می شود. مطالعه تکامل ستاره ها با رصد حیات یک ستاره غیرممکن است اغلب تحولات یک ستاره آنقدر کند اتفاق می افتند که قرنهاطول میکشد به آنها پی ببریم.بنابراین اخترفیزیکدانان تعداد زیادی ستاره " هر کدام در مرحله خاصی از چرخه حیات خود"را رصد وبه کمک مدل های کامپیوتری ساختار تکامل آنها را شبیه سازی می کنند.
زندگی ستاره به طور خلاصه به شش دوره تقسیم میگردد:
1- تولد(تراکم موضعی سحابی اولیه)
2- پیش از بلوغ(مرحله انقباض)
3- بلوغ (رشته اصلی)
4- سنین بالا که شامل غول قرمز یا ابرغول است (جرم ستاره تعیین کننده است)
5- مرحله دوران تغییرات
6- مرحله نهایی که شامل کوتوله سفید - ستاره نوترونی و سیاهچاله است.(جرم ستاره تعیین کننده است)
تولد
ستارگان درون توده های ابرهای مولکولی یا سحابی اولیه ساخته می شوند، ناحیه هایی بزرگ از چگالی بالا در فضای میان ستاره ای (اگر چه هنوز هم چگالیشان کم تر از یک اتاق خلاء زمینی است!). این ابرها بیشتر از هیدروژن ساخته شده اند به همراه با 23 تا 25 درصد هلیوم و درصد کمی از عنصرهای سنگین تر. یک نمونه از چنین ابرهای ستاره ساز ، سحابی شکارچی است. این ابرها در بازوان مارپیچی کهکشانها،سحابیهای درخشان وتیره بیشتر به چشم می خورند.
ستاره های رده های طیفی O و B داغ وپرفروغ که نمی توانند بیشتر از چند میلیون سال دوام بیاورند معمولا" در کنار همین سحابیها قرار می گیرند ودر این صورت به این انجمنهای مرکب از ستاره و سحابی
انجمنهای ستاره ای OB یا OB Associations گفته می شود.این توده ها از مواد میان ستاره ای غنی هستند.
پیش ستاره یاProtostar
ساخت یک ستاره با یک ناپایداری گرانشی درون یک ابر مولکولی آغاز می شود (خورشید از ابری مولکولی که احتمالا" ابعاد آن 50 سال نوری بوده بوجود آمده است.)
اغلب کشیده شدن ماشه تولد یک ستاره با امواج ناگهانی و تکان دهنده از یک ابرنواختر همسایه یا برخورد دو کهکشان انجام می شود.فشار تابشی ستاره های درخشان O و B می توانند در تسریع شکل گیری ستارگان جدید نقش داشته باشند.زمانی که چگالی یک ناحیه به مقدار لازم برای ارائه ی شرایط ناپایدار ی Jeans برسد آغاز به فروپاشی در اثر نیروی گرانشی می کند.
هنگامی که توده ی ابر اولیه فرو می ریزد، توده های تکی غبار و گاز چگال تری ساخته می شوند که گویچه های Bok نامیده می شوند. این اجرام می توانند بیش از 50 جرم خورشیدی ماده را در بر داشته باشند. هنگامی که یک گویچه (Globule)فرو می ریزد و چگالی افزایش می یابد .انرژی پتانسیل ذرات در حال سقوط یا انرژی حاصل از انقباض به انرژی جنبشی یا گرمایی تبدیل می شود ونیمی از آن موجب افزایش دمای داخلی مجموعه میگردد ونیمی دیگر بصورت امواج مادون قرمز به اطراف تابیده می شود.این اجرام بدلیل تیره بودن نسبی در جلو یا داخل سحابیهای درخشان در طول موجهای دیدگانی به آسانی مشاهده می شوند. بیشتر تابش این پیش ستاره ها در ناحیه مادون قرمز
طیف الکترومغناطیسی می باشد.
در آغاز ،دمای ابر حدود 10 درجه کلوین است ولی به سرعت افزایش می یابد واگر توده ابر به اندازه ای باشد که دمای مرکزی را همواره افزایش دهد تا به دمای لازم برای آغاز فرآیندهای گرما هسته ای برساند( حداقل دما برای شروع واکنشهای هسته حدود ده میلیون درجه است.)جسم مورد نظر یک ستاره خواهد شد.اگر جرم توده ابر بین 5هزارم تا 5 صدم جرم خورشید باشد دمای هسته مرکزی به دمای لازم برای آغاز واکنشهای هسته ای نمی رسد وجسم همچنان به انقباض خود ادامه می دهد وچگالی آن زیاد می شود تا مواد متشکله آن تبدیل به گاز تبهگن گردد وسپس حرارت خود را به فضا می تابد وبالاخره تبدیل به کوتوله سیاه می شود.اجسامی که کمتر از 5 هزارم توده خورشید وزن داشته باشند پس از دادن حرارت خود ،مانند یک سیاره وجسم غیر تابنده در فضا سرگردان خواهند شد.
ستارگان اولیه ی دارای جرمی کم تر از 2 برابر جرم خورشیدی، ستارگان تی ثوری( T Tauri )نامیده می شوند. این ستارگان نوزاد با شروع واکنشهای هسته ای، فواره هایی از گاز را در راستای محور چرخش خود به بیرون پرتاب می کنندوذرات غباری را که ممکن است اطراف آن وجود داشته باشد وبخواهد به آن سقوط کند را به گاز تبدیل می کنند،گازها بخاطر تمایل به فرار وهمچنین فشار تابشی ستاره نوزاد از آن دور می شوند یعنی از این پس جرم پیش ستاره افزایش نمی یابد.این اجرام در این مرحله با نام اجرام هربیگ – هارو (Herbig-Haro) شناخته می شوند.پیش ستاره از این به بعد به انقباض گرانشی ادامه می دهد تا دما وچگالی هسته مرکزی آن بحدی برسد که آغازگر واکنشهای هسته ای پایدار باشد. پیش ستاره در این مرحله به حالت کمابیش پایدار "تعادل هیدرواستاتیکی" رسیده و در واقع در این مرحله است که پیش ستاره به ستاره تبدیل می شود. در بسیاری موارد مشاهده شده که ستاره جدید با یک صفحه ی protoplanetary فرا گرفته شده است(همان صفحه ای که می تواند سیارات را بوجود بیاورد).
اگر هسته چگال این توده در حال چرخش باشد به شکل یک صفحه چرخان در خواهد آمد اگر جرم آن مناسب باشد چند ستاره می تواند از همین صفحه بوجود بیاید.با انقباض بیشتر دمای سطحی ثابت می ماند اما درخشندگی کاهش می یابد.در این مرحله از فازهای هایاشی و هن یی (نام دو ستاره شناس)گذر کرده و طبق روابط توده- درخشندگی به قسمت بالاتری از رشته اصلی در نمودار هرتسپرونگ راسل وارد می شود.
طول زمانی که ستاره برای گذراندن مراحل بالا لازم دارد بستگی به توده ابر اولیه داشته وهرچه توده ابر بیشتر باشد پیش ستاره زود تر این مراحل را طی خواهدکرد. (این زمان در حد چند ده میلیون سال است)
رشته ی اصلی
ستارگان، کمابیش، 90 درصد از زندگیشان را صرف آمیختن هیدروژن می کنند تا هلیوم را در واکنش هایی با دما و فشار بالا در نزدیکی هسته تولید کنند. چنین ستاره هایی را که در رشته ی اصلی جای دارند "ستارگان کوتوله" یا "ستارگان رشته ی اصلی" می نامیم. با آغاز از عمر صفر رشته ی اصلی (ZAMS)، با کاهش مقدار هیدروژن ،نسبت هلیوم در هسته ی ستاره همواره افزایش می یابد. به عنوان یک پیامد، برای پشتیبانی از نرخ (آهنگ) همجوشی هسته ای مورد نیاز در هسته، دما و درخشندگی ستاره به آرامی افزایش می یابد. برای نمونه، برآورد شده است که درخشندگی خورشید از ۶/۴ میلیارد سال پیش، که به رشته ی اصلی رسید، تا کنون 40٪ افزایش یافته است.
هر ستاره بادی از ذرات (باد ستاره ای) را تولید می کند که موجب پرتاب پیوسته ی گاز به سوی بیرون می شود. برای بیشتر ستارگان، اندازه ی جرمی که بدین گونه از دست می رود بسیار ناچیز است. برای نمونه، خورشید ما هر ساله 10 به توان منفی 14 ازجرم خود از دست می دهد، یا به دیگر سخن، خورشید در همه ی زندگی خود کمابیش یک صدم درصد از همه ی جرمش را از دست می دهد. به هر روی، ستارگان بسیار سنگین می توانند 10 به توان منفی 7 تا 10 به توان منفی 5 جرم خورشیدی را هر ساله از دست بدهند، که به طور معنی داری بر فرایند تکامل آنها اثرگذار است.
مدت زمانی را که یک ستاره در رشته ی اصلی می گذراند، در اصل، به مقدار سو خت آن و سرعت سوزاندن سوخت بستگی دارد و به عبارت دیگر، به مقدار جرم آغازین و درخشندگی آن (براین اساس برای خورشید،عمر 1010 سال را پیش بینی می کنیم. )ستارگان بزرگ سوختشان را به تندی می سوزانند و زندگی کوتاهی دارند. ستارگان کوچک، سوختشان را به آهستگی می سوزانند و چند صد میلیارد سال عمر می پایند. در پایان زندگیشان تاریک و تاریک تر می شوند، و در پایان به کوتوله ی سیاه بی فروغی تبدیل می شوند. به هر روی، اکنون از آنجا که طول عمر چنین ستارگانی بزرگ تر از عمر جهان است (۷/۱۳ میلیارد سال)، انتظار وجود چنین ستاره هایی را نداریم.
گذشته از جرم، سهم عنصرهای سنگین تر از هلیم می تواند نقش معنی داری در تکامل ستارگان داشته باشد. در اخترشناسی همه ی عنصرهای سنگین تر از هلیم "فلز" دانسته می شوند و شدت شیمیایی این عنصرها را metallicity گویند. metallicity می تواند مدت زمانی را که یک ستاره سوختش را می سوزاند دگرگون سازد، و نیز می تواند ساختار میدان های مغناطیسی آن را مهار کند و بزرگی باد خورشیدی را دگرش دهد. ستارگان پیرتر (جمعیت II) با توجه به آرایش ابرهای مولکولی که از آنها ساخته شده اند به طور بنیادین metallicity کم تری نسبت به جوان ترها (ستارگان جمعیت I) دارند. پیش از آنکه این ابرها به طور فزاینده از عنصرهای سنگین تر غنی شوند ستاره های پیرتر می میرند و اجزای جو خود را می افشانند.
دوران تغییر
1- ستاره های با جرم حداقل هشت صدم تا حدود یک وچهار دهم جرم خورشید
(ستارگان با جرم حداقل ۸۰ برابرجرم سیاره مشتری ) یک ستاره ی با جرم قابل مقایسه با خورشید بعد از طی نمودن مراحل قبلی، زمانی که دمای هسته هلیمی به 100میلیون درجه رسید واکنشهای هلیم سوز آغاز شده وعناصر کربن و اکسیژن تولید می شوند.این مرحله بسیار کوتاه مدت وناگهانی رخ می دهد.(این مرحله با نام فلش هلیمی شناخته می شود)بعد از این مرحله دوباره برونداد انرژی ستاره کم شده ولایه های بیرونی شروع به انقباض به سمت هسته می کنند.ستاره کوچکتر،داغتر وتیره تر شده واز رشته اصلی فاصله می گیرد.در این مرحله ستاره وارد مرحله تغییرات نوری بدلیل تپش می شود.(ستارگان متغییر تپشی)
ستارگان مانند خورشید در این مرحله در دسته ای از ستارگان متغییر با نام ستارگان متغییر سنبله ای قرار می گیرند(ستارگان پرجرمتر از خورشید هم وارد دسته ستارگان متغییر قیفاووسی می شوند).تغییرات نوری به این دلیل است که ستاره وارد مرحله تپش شده است بدنبال تپش درخشندگی وتابش ستاره کم وزیاد می شود.با این تغییرات لایه های بالایی ستاره هم پف می کنند و ستاره وارد فاز غول سرخی می شود (خورشید خودمان کمابیش 5 میلیارد سال دیگر خورشید، زمانی که غولی سرخ است، چنان بزرگ می شود که سیاره تیر و شاید سیاره ناهید را در بر می گیرد! محاسبات نشان می دهند که خورشید تا 99 درصد از فاصله ی مداری زمین را پر خواهد کرد (یک واحد نجومی یا یک AU). در آن زمان، با توجه به اتلاف جرم توسط خورشید، مدار زمین تا ۷/۱ واحد نجومی گسترش خواهد یافت و از این روی زمین از خطر خواهد جست. (زمین تهی از اقیانوس ها و جو خواهد شد چرا که درخشندگی خورشید چندین هزار برابر افزایش یافته است)
بعد از مدتی حجم لایه های پف کرده زیاد شده ،از ستاره فرار کرده وخود عامل بازتابش نور ستاره می شوند.چیزی که در این مرحله بوجود آمده سحابی سیاره ای نام دارد.(در حدود 20 درصد جرم ستاره می تواند در این مرحله از ستاره فرار کند.)این سحابی ایجاد شده حول ستاره با سرعت زیادی گسترش می یابد ودارای عمری در حدود 100000 سال خواهد بود .با گذشت زمان اجزاء تشکیل دهنده سحابی در میان ابرهای متفرقه آسمان محو می شود. اما درون هسته دیگر دما به حد مناسب برای واکنشهای کربن سوز واکسیژن سوز نمی رسد وستاره منبع اصلی انرژی خود را ازدست می دهد .در صورتیکه جرم هسته باقیمانده کمتر از یک وچهار دهم جرم خورشید باشد با افزایش فشار درون هسته (فشار تبهگنی الکترونی)هسته به یک ستاره از نوع کوتوله سفید تبدیل خواهد شد. کوتوله های سفید، سرانجام، پس از گذشت زمانی طولانی به "کوتوله های سیاه" بی نور وکم فروغی تبدیل می شوند.
2- ستارگان سنگین با جرم بیش از یک وچهار دهم جرم خورشید
در هنگام مرحله هلیوم سوزی، ستارگان بسیار پرجرم با جرمی بیشتر از 9 برابر جرم خورشیدی به شکل ابَرغول های سرخ ظاهر می شوند. یک بار که این سوخت در هسته به پایان رسید، آنها می توانند به گداختن عنصرهای سنگین تر از هلیوم بپردازند. تا زمانی که فشار و دما برای گداخت کربن کافی باشد، هسته منقبض می شود. این پردازش با سوزاندن اکسیژن، نئون، سیلیکون، و سولفور و..... ادامه می یابد. نزدیک به پایان زندگی ستاره، گداخت می تواند در طی یک دنباله از پوسته های اطراف هسته درون ستاره رخ دهد. هر پوسته عنصری متفاوت را می گدازد، به این ترتیب که در پوسته ی بیرونی "هیدروژن"، در پوسته ی درونی تر "هلیوم" و در پوسته های درونی تر از آن عنصرهای دیگر در واکنشهای هسته ای شرکت کرده وانرژی تولید می کنند.
گام پایانی واکنشهای هسته ای زمانی فرا می رسد که ستاره فرآوردن آهن را آغاز می کند. از آنجا که اتم های آهن بسیار مقیدتر از اتم های هر عنصر سنگین تر دیگر هستند، اگر همگدازی کنند هیچ انرژی ای را آزاد نخواهند کرد و این پردازش، به طور وارون، مصرف کننده انرژی خواهد بود. همچنین از آنجا که آنها بسیار مقیدتر از همه ی اتم های سبک تر هستند، نمی توانند توسط شکافت هسته ای انرژی آزاد کنند. ستارگان بسیار پر جرم و به نسبت پیر، هسته ای از آهن راکد را در مرکزشان انباشته می کنند. عنصرهای سنگین تر در این ستاره ها می توانند راهشان را تا سطح فراهم آورند و اجرامی را شکل دهند که آنها را با نام ستارگان Wolf-Rayet می شناسیم و چنان باد ستاره ای متراکمی دارند که جو بیرونی را می افشاند.
در این ستاره های بزرگ ، تا زمانی که هسته ی آهنی بسیار بزرگ شود (بیش از 1.4 جرم خورشیدی) و نتواند جرم بیشتری را نگهداری کند، همجوشی ادامه می یابد. در این زمان ناگهان هسته فرو می ریزد، به گونه ای که الکترون های آن با پروتون ها ترکیب شده و نوترون ها و نوترینو ها شکل می گیرند. ضربه ی موج به وجود آمده از این رُمبش ناگهانی موجب انبساط بقیه ی ستاره به شکل یک انفجار ابَرنواختری می شود. ابرنواخترها آنچنان درخشان هستند که شاید از کهکشانی که در آن هستند درخشش بیشتری را به نمایش بگذارند. در گذشته، هنگامی که ظهور ابرنواخترها در راه شیری رخ می داده است مشاهده گرها نام "ستارگان نو" را به آنها می دادند، چرا که پیش از آن در این نقاط نبودند.
بیشتر ماده ی درون ستاره با انبساط ابرنواختری به بیرون پرتاب می شود (و سحابی هایی مانند سحابی خرچنگ را شکل می دهد)، و آنچه می ماند یک ستاره ی نوترونی است (که گاهی خود را به صورت یک تپ اختر یا ایجادکننده ی اشعه ی X نشان می دهد).در این اجرام فشار هسته تا رسیدن به فشار تبهگنی نوترون افزایش پیدا می کند ودیگر بیشتر از آن نمی شود.
3- ستارگان بسیار سنگین.بیشتز از ۴۰ برابر جرم خورشید
در مورد بزرگ ترین ستاره ها اگر بعد از انفجار ابرنواختری جرم ستاره باقیمانده بیشتر از 4 برابر جرم خورشید باشد،حتی فشار تبهگنی نوترونی نمی تواند موجب توقف انقباض گرانشی شده،ستاره در هم فرو می ریزد و یک سیاه چاله بوجود خواهدآمد.
تفسیر سیاهچاله ها در فیزیک نیوتنی امکان پذیر نیست بلکه باید از روابط فیزیک کوانتمی بهمراه قوانین نسبیت استفاده کرد.
لایه های بیرونی پرتاب شده ی ستاره های در حال مرگ دربردارنده ی عنصرهای سنگینی هستند که می توانند در طی تشکیل ستارگان نو بازیابی شوند. این عنصرهای سنگین اجازه ی تشکیل سیاره های سنگی را می دهند. برون ریزی مواد از ابرنواخترها و بادهای خورشیدی ناشی از ستاره های بزرگ نقشی بنیادین در شکل دهی محیط میان ستاره ای و ایجاد منظومه های سیاره ای بازی می کنند. گفتنی است عناصر سنگین تر از آهنی که در زمین و اطراف خود می بینیم تنها به دنبال انفجارهای پرانرژی ابرنواختری شکل گرفته اند.
واژه مرتبط: سحابی تاریک
منابع: ۱- سایت ویکی بووک 2- سایت www.khorshidvash.com