شكل گيري ستارگان
دما و نورانيت ستاره ها
چهار وي‍‍‍‍‍ژگي مهم يك ستاره عبارتند از دماي سطح، درخشندگي كل، جرم و تركيبات شيميايي. چنانچه اين ويژگيها شناخته شود ویژگيهاي ديگر ستاره را مي توان محاسبه كرد. دما و درخشندگي ستاره، محاسبة شعاع آن بر مبناي قوانين شناخته شدة فيزيكي كه بر شرايط داخلي ستاره حاكمند، امكان پذير مي گردد. مشخصات ديگر ستاره نظير چرخش، ميدان مغناطيسي و فعاليتهاي سطحي، تنها اثرات بسيار كوچكي در ساختار بزرگ مقياس آن دارند.
دو كميت دما و درخشندگي مناسبترين كميتها براي تفكيك ستارگان به گونه هاي مختلف و درك تكامل آنها هستند. دما و درخشندگي ستاره در طول زمان تغيير مي كند درحاليكه تغيير جرم و تركيبات شيميايي آن حداقل تا آخرين مراحل زندگي محسوس نيست. از اين رو اختر شناسان عموماً نمودار دما و درخشندگي ستارگان را رسم مي كنند تا تفاوت بين گونه هاي مختلف و نيز تغييرات ستارگان منفرد را در جريان تكاملشان نشان دهند.
· نمودارهاي دما – درخشندگي
سه مجموعة اصلي از واحدها براي ترسيم دما و درخشندگي ستارگان به كار گرفته مي شود. اساسيترين آنها ترسيم درخشندگي كل و دماي سطحي ستاره است. اين كميتهاي ترسيم شده، يعني درخشندگي كل و دماي سطحي، مستقيماً قابل اندازه گيري نيستند، بلكه كميتهايي هستند كه از محاسبات نظري ساختار ستاره اي به دست مي آيند؛ از اين رو توسط اكثر نظريه پردازان مورد استفاده قرار مي گيرند.
· نمودارهاي رنگ – قدر
اين كميتهاي مشاهده اي، از داده هايي نتيجه گيري شده اند كه مستقيماً از طريق تلسكوپ به دست آمده اند و از اين رو، در مورد خود ستارگان، قابل اطمينانند. با وجود اين، به منظور مقايسة مشاهدات و نظريه، لازم است كه قدر مطلق به درخشندگي و رنگ به دما (يا بر عكس) تبديل شوند .
براي تبديل رنگهاي اندازه گيري شده به دماي سطحي ستارگان، مي بايد رابطه اي بين اين دو كميت براساس محاسبات نظري ويژگيهاي جو ستاره برقرار شود. در كل ستارگاني كه رنگشان قرمزتر است، دماي پايينتري دارند، ولي محاسبة رابطة دقيق بين رنگهاي اندازه گيري شده در يك سيستم نور سنجي مفروض و دماي سطحي، كاري مشكل است.
تقريباً در مورد انواع بيشتري از ستارگان معلوم شده است كه رابطة بين دما و رنگ به ويژگيهاي متعددي نظير تركيبات، شعاع و مرحلة تكاملي ستاره بستگي دارد.
· نمودار H – R
ترسيم ديگري از داده ها كه غالباً توسط اخترشناسان به كارگرفته مي شود، نمودار H – Rيا به طور كامل نمودار هرتز اشپرونگ – راسل است. اين دو اخترشناس براي نخستين بار به اهميت رشته اصلي پي بردند و از اين رو، نمودار به نام آنها خوانده مي شود. نمودار H – R قدر ستاره را بر حسب ردة طيفي آن ترسيم مي كند. معمولا ردة طيفي به صورت اختصار بر مبناي ظاهر و شدت خطوط مختلف عناصر گوناگون در طيف ستاره نامگذاري مي شود .
· چگالش ابرهاي ميان ستاره اي
يكي از مشكلترين مسايلي كه در فهم شكل گيري ستارگان وجود دارد اين است كه چگونه گاز و غبار ميان ستاره اي چگالش خود را آغاز مي كنند و به صورت جسم مجزاي كوچكي در مي آيند. اگر محيط ميان ستاره اي كه ماده در آن به طور كاملا يكنواخت توزيع شده است، تحت تاثير نيروي خارجي قرار نگيرد همواره به همان حالت باقي مي ماند و هيچگاه ستاره اي در آن شكل نمي گيرد. براي آغاز چگالش ستاره يا بايد نوعي ناهمگوني داخلي در آن وجود داشته باشد، يا نيروي خارجي بر آن تاثير كند. چندين احتمال براي وقوع چنين اثرهايي وجود دارد، اگرچه هنوز معلوم نيست كدام يك نقش عمده اي بازي ميكند ولي احتمالاً واقعيت اين است كه همة آنها در گوشه اي از شكل گيري ابرهاي مجزاي گازي كه پيش ستاره ناميده مي شوند شركت دارند.
چگالش ستاره ممكن است به سبب اثرات يك موج ضربه آغاز شود. هنگامي كه جسم بسيار تندتر از سرعت طبيعي امواج در محيط حركت كند موج ضربه توليد مي شود كه با امواج معمولي بسيار متفاوت است. مثال آشنا شكستن ديوار صوتي توسط هواپيمايي است كه با سرعتي بيشتر از سرعت صوت در جو حركت مي كند.
هنگامي كه چگالش آغاز مي شود اتمهاي ئيدروژن مي توانند به هم بپيوندند و مولكولهاي ئيدروژن را به وجود آورند. ناپايداري هاي گرانشي كه ناشي از افت و خيز هاي تصادفي در چگالي گاز و غبار ميان ستاره اي هستند مي توانند در چگالش احتمالي ابرها نقش داشته باشند.
· رمبش (فروريزش)
هنگامي كه ابر گاز و غبار توانست خود را از محيط ميان ستاره اي عمومي جدا سازد و به اندازة مطلوبي كوچك شود، بسته به چگالي و جرمي كه دارد، مي تواند به طور طبيعي در اثر گرانش خود برمبد. موقعي كه كشش گرانشي ابر بر بخش هاي دورست خود بيشتر از كشش گرانشي مواد بيروني كهكشان بر اين بخشها شده رمبش بدون ممانعت ادامه مي يابد. تنها اثري كه در مقابل كشش رو به درون گرانش متقابل مواد موجود در ابر مقاومت مي كند گرم شدن گاز است و به موازات چگالش شروع مي شود. محاسبه شده است كه يك پيش ستارة نمونه _ با قطر چند سال نوري و جرم كلي تقريبا معادل جرم خورشيد _ حدود 10 ميليون سال به رمبش ادامه مي دهد. اين محاسبه به طور ساده زماني را نشان مي دهد كه يك ذره به مركز جسمي به آن جرم و اندازه "سقوط آزاد" مي كند. نظير آن، محاسبه اي است كه سرعت سقوط اجسامي مانند سيب يا شهاب را به سبب گرانش زمين مشخص مي كند.
در سقوط آزاد اجسام به سبب گرانش زمين، جو حركت اجسام را تا حدودي كند مي سازد و سرانجام جسم با برخورد به سطح زمين، از حركت باز مي ماند. اگر تمام جرم زمين به صورت نقطه اي در مركز آن بود، جسم در حال سقوط ناگزير تا مركز پيش مي رفت و فقط سطح سخت مركز زمين حركت آن را متوقف مي ساخت.
در حالت چگالش و رمبش ستاره، پيش ستاره نهايتاً تا اندازه اي كوچك و چگال مي شود كه سقوط آزاد آن در نتيجه فشار گاز اتمهاي داغ، كه در فرآيند رمبش گرم شده اند، متوقف مي شود .
· چرخش
پيش ستاره اي كه به صورت ابري از گاز با قطر چند سال نوري موجوديت مي يابد، گشتاور زاويه اي معيني دارد. اين بدان سبب است كه كهكشاني كه ستاره در آن شكل مي گيرد به دور ناحية مركزي مي چرخد و سرعت چرخش آن در فواصل مختلف از مركز، متفاوت است. يعني، داخلي ترين نفطة ابر گاز چگالش خود را آغاز مي كند، داخلي ترين نفطة ابر گاز با سرعت متفاوتي نسبت به خارجي ترين نقطة آن به دور كهكشان مي چرخد. هنگامي كه ابرگاز چگالش خود را آغاز مي كند، تفاوت سرعت در نقاط مختلف آن به صورت چرخش ابر ظاهر مي شود. سرعت چرخش به موازات كوچك شدن ابر رفته رفته بيشتر مي شود.
· ستاره هاي پر جرم
محاسبات نظري چگالش ستارگان نشان مي دهد كه ابرهاي گازي بسيار پر جرم كه جرمشان چند صد برابر جرم خورشيد است نمي توانند به صورت يك سيستم واحد پايدار در آيند بلكه قطعه قطعه مي شوند و ستارگان چندتايي يا خوشه ها را تشكيل مي دهند. همچنين ممكن است آنها ستارگان ابر پُرجِرم را به وجود مي آورند. اخترشناسان دريافته اند كه در ستارگاني با جرم بيش از يك ميليون برابر جرم خورشيد، فشار گاز به هنگام رمبش به اندازه اي نيست كه بتواند در مقابل كشش بسيار نيرومندگرانش مقاومت كند و از اين رو ستاره تا اندازه اي بسيار كوچك منقبض مي شود و چگالي بسيار بالايي به دست مي آورد، اين اجرام را سياهچاله مي نامند.
· تكامل پيش از رشتة اصلي
بعد از چگالش ابر گاز و شكل گيري پيش ستاره به عنوان وجودي مستقل، نيروي گرانش بيش از پيش آن را در هم مي فشارد و تراكم به سرعت ادامه مي يابد. در مدت زمان كوتاه، البته در مقياس كيهاني، ابرگاز به جسم درخشان كوچكي تراكم مي يابد و نهايتاً به يك ستاره تبديل مي شود. متأسفانه مراحل آغازين اين تراكم زمان بسيار كمي از كل زندگي ستاره را در بر مي گيرد و مگر بر حسب تصادف، شانس مشاهدة آنها را نداريم. بنابراين، بيشتر دانش ما از مراحل اوليه زندگي ستاره از روي بررسيهاي نظري حاصل مي شود. اين خط، رشتة اصلي ناميده مي شود و مكان ستاره در روي آن به جرم ستاره بستگي دارد. موقعيت خط رشتة اصلي را در نمودار، تا حدودي فراواني شيميايي ستاره تعيين مي كند، ولي رشتة هاي اصلي براي فراوانيهاي متفاوت تقريباً نزديك يكديگرند. از اين رو، علي رغم فراوانيهاي شيميايي متفاوت در نقاط مختلف، يك رشتة اصلي كلي از ستارگان در كهكشان ما وجود دارد. تا كنون اكثريت ستارگاني كه مشاهده شده اند در رشتة اصلي جاي مي گيرند.
· تراكم
پيش از آنكه ستاره به جرگة ستارگان رشتة اصلي بپيوندد و به صورت جسمي پايدار و درخشان مانند خورشيد در آيد مي بايد آنقدر منقبض شود كه از حالت ابر گازي بسيار بزرگ ميان ستاره اي به ابعاد يك ستارة معمولي برسد. در وهلة اول، سرعتهاي سقوط براي اتمها به سرعت افزايش مي يابد. به موازات كوچك تر شدن ستاره، فاصلة بين بخشهاي مختلف آن نيز كمتر مي گردد و از اين رو كشش گرانشي آنها شديدتر مي شود. اين روند، سبب مي شود كه انقباض با شتاب بيشتري صورت بگيرد و در نتيجه، تنها در مدت حدود يك سال يا بيشتر، پيش ستاره مي تواند از ابعاد بسيار بزرگ به كرة چگال نسبتاً كوچكي از گاز، به ابعاد مدار زمين، منقبض شود.
· انرژي پتانسيل
در فاز انقباض، انرژيهاي نهان در پيش ستاره از شكلي به شكل ديگر تبديل مي شوند. پيش ستاره به عنوان يك ابر گازي عظيم، مقادير زيادي انرژي پتانسيل دارد. با كاهش يافتن اندازة ستاره در اثر انقباض، انرژي پتانسيل آن نيز رفته رفته كمتر مي شود. از اين رو، به طور پيوسته ذخيرة اين نوع انرژي از دست مي رود.
· بقاي انرژي
در پيش ستاره، انرژي پتانسيل به دو گونة ديگر انرژي تبديل مي شود. نخست قبل از آنكه در ابرِ در حالِ انقباض اتمها به چنان چگالي بالايي برسند كه با هم برخورد كنند، اين انرژي به حركت تبديل مي شود. ولي با ادامة انقباض ابر و بيشتر شدن چگالي ذرات، اتمها با همديگر برخورد مي كنند. اين احتمال سبب مي شود كه ماده نور گسيل كند، زيرا احتمال برانگيزش الكترونها بيشتر مي شود، در برخي از حالتها، اتمها يونيده مي شوند.
هنگامي كه الكترونها از مدارهاي بالا به مدارهاي پايين كه انرژي كمتري دارند سقوط مي كنند، تابش گسيل مي شود و چون تابش شكلي از انرژي است مي توان آن را بخشي از انرژي پتانسيل از دست رفته دانست. تقريباً نيمي از انرژي پتانسيل در اين مرحله به انرژي حركتي تبديل مي شود و تقريباً نيمي به صورت تابش كه بيشتر آن نيز ستاره را ترك مي كند، در مي آيد.
· همرفت
از آنجا كه اختلاف دما بين بخشهاي مركزي و بخشهاي بيروني پيش ستاره بسيار زياد است، درون اين ابرهاي گازي بسيار ناپايدار است و محاسبات نشان مي دهد كه جريانهاي همرفتي مي تواند در آن وجود داشته باشد .
در يك پيش ستاره در حال انقباض، دماي بسيار بالاي ناحية مركزي سبب جوشش همرفتي مي گردد. به طوري كه در كل ستاره مناطقي به وجود مي آيد كه از مركز به طرف بيرون در حال جريانند و بخشهاي سردتر را به نواحي گرم داخل منتقل مي كنند و سپس در اثر حركت همرفتي دوباره به بيرون رانده مي شوند. همرفت پيش ستاره مشخصه اي از فازهاي ابتدايي در خط هاياشي يك ستاره است. در اين دوره به سبب ادامه يافتن تراكم درخشندگي كاهش مي يابد. طي اين فازهاي ابتدايي كه دما چندان بالا نيست، درخشندگي با عامل حدود 1000 كم مي شود. درخشندگي پيش ستاره اي با جرمي حدود جرم خورشيد، تنها بعد از دو يا سه سال 500 بار بيش از درخشندگي خورشيد مي گردد. بعد از حدود 10 ميليون سال انقباض، نورانيت ستاره به نصف درخشتدگي خورشيد مي رسد.
· مراحل تابشي
بعد از هزاران سال (براي يك ستارة پر جرم) يا ميليونها سال (براي ستاره اي كه جرم كمتري دارد ) آرايش جرم در درون پيش ستاره به حالتي مي رسد كه انقباض به تدريج در مركز متوقف مي شود. ديگر انتقال انرژي از مركز داغ به بخشهاي بيروني از طريق جريان يافتن گازهاي داغ دروني به بيرون انجام نمي گيرد. در عوض، انرژي نواحي مركزي از طريق تابش به بيرون منتقل مي شود. اين انتقال نور بسيار به كندي صورت مي گيرد، زيرا مي بايد فرآيند برهم كنش با هر لاية متفاوت از اتمها را پشت سر بگذارند.
از هنگامي كه ستاره به چگالي هاي بالا مي رسد، فوتونهاي نور سفر پر زحمتي را در پيش دارند. اين مرحلة تابشي در زمان مشخصي در فاز انقباض به سرعت آغاز مي شود و نتيجة آن پايدار شدن درخشندگي ستاره است. سرانجام، هنگامي كه دماي مركز بسيار بالا مي رود و به مرتبة 10 ميليون درجة كلوين مي رسد، اتمهاي نواحي مركزي ستاره به آن اندازه انرژي مي گيرند كه مي توانند واكنشهاي هسته اي را آغاز كنند.
پايداري ستاره در رشتة اصلي هنگامي فرا مي رسد كه توازني در درون ستاره به وجود آيد. فشار رو به درون كه سبب انقباض مي شود در نتيجة وجود گرانش است. از سوي ديگر، فشار رو به بيرون، فشار گاز و تابشهايي است كه به سبب دماي فوق العاده زياد مركز ستاره توليد مي شود و به توسط واكنشهاي هسته اي ادامه مي يابد. وقتي كه فشار رو به درون و رو به بيرون كاملاً برابر شوند، انقباض باز مي ايستد و ستاره پايدار مي شود و اندازه اي ثابت كسب مي كنند.
· آهنگ تكامل
به سبب فشار انبساطي در حال افزايش، كه نتيجة دماي بالا در مركز ستاره است، ميزان انقباض در مراحل بعدي خطوط هاياشي بسيار كندتر از آغاز آن است. در طي يك يا دو سال، اندازة بسيار بزرگ ابر گاز، در اثر انقباض كوچكتر مي شود و به اندازه اي از مرتبه بزرگي سيارات مي رسد. آهنگ تكامل براي ستارگاني با جرم زياد، سريعتر و براي ستارگان كم جرم، آهسته تر است.