قسمت ششم فانوس‌های کیهانی | حیات ستارگان
زمانی که به خورشید می‌نگریم، گویی آتشین را می‌بینیم که انرژی لازم برای حیات ما روی زمین را تأمین می‌کند. اما ستاره مادر ما تا ابد به درخشش خود ادامه نخواهد داد. به راستی مرگ خورشید چگونه خواهد بود؟ در این شماره از فانوس‌های کیهانی، با ما همراه باشید تا زندگی ستارگان خورشیدگون را مورد بررسی قرار دهیم.
رشته اصلی و همجوشی هسته‌ای
زندگی یک ستاره را تا رسیدن به رشته اصلی دنبال کردیم. زمانی که ستاره به رشته اصلی وارد می‌شود، به آن معناست که دمای آن به اندازه‌ای رسیده که همجوشی هسته‌ای بتواند در هسته آغاز شود.
هسته یک ستاره، محیط بسیار خشنی است. فشار بسیار بالا و دمایی که می‌تواند حتی از ۱۵ میلیون کلوین بیشتر باشد، شرایط لازم برای همجوشی هسته‌ای را فراهم می‌آورد. در این فرآیند، دو اتم هیدروژن با یکدیگر ادغام شده، تشکیل یک دوتریوم (هیدروژن سنگین که هسته آن از یک پروتون و یک نوترون تشکیل شده است.) می‌دهند. اتم دوتریوم نیز با یک هیدروژن دیگر همجوشی کرده و یکی از ایزوتوپ‌های سبک هلیوم را می‌سازند. در نهایت، دو هلیوم-۳ با یکدیگر همجوشی می‌کنند و یک اتم هلیوم-۴ را شکل می‌دهند. این چرخه همجوشی، با نام زنجیره پروتون-پروتون شناهته می‌شود. و واکنشی است که در ستاره‌هایی با جرم نظیر خورشید ما اتفاق می‌افتد. اگر ستاره جرمی بیش از ۱/۵ برابر جرم خورشید داشته باشد، فرآیند متفاوتی را طی می‌کند که کربن-نیتروژن-اکسیژن نام دارد.
این فرآیند به شدت گرمازا است و به همین دلیل، باعث تابش تعداد بسیار زیادی از پرتوهای گاما می‌شوند. این پرتوهای گاما، سفری طولانی و کند را به سمت سطح ستاره آغاز کرده، سر راه خود بارها توسط اتم‌های دیگر جذب و دوباره تابیده می‌شوند. به این ترتیب، انرژی آن‌ها وقتی به سطح ستاره می‌رسند به قدری پایین می‌آید که در نور مرئی برای ما قابل رؤیت باشند. انرژی این پرتوها که به سمت خارج از ستاره تابش می‌شوند، در تقابل با نیروی گرانشی ستاره است که به سمت داخل ستاره اعمال می‌شود. یک ستاره در این مرحله از زندگی خود، در تعادل قرار دارد. این تعادل تا زمانی که ستاره سوخت هیدروژنی داشته باشد، ادامه خواهد یافت.
مدت زمانی تعادل یک ستاره، به جرم آن بستگی دارد. کم جرم‌ترین ستارگان مانند کوتوله‌های سرخ می‌توانند سوخت خود را تا صدها میلیارد و حتی تریلیون‌ها سال حفظ کنند. ستارگان بزرگ‌تر مانند خورشید حدود ۱۰-۱۵ میلیارد سال در فاز رشته اصلی باقی خواهند ماند. بزرگ‌ترین ستارگان زندگی کوتاه‌تری دارند و عمر آن‌ها تنها چند میلیارد و حتی چند میلیون سال طول می‌کشد.
چرخه پروتون-پروتون
غول سرخ
یک ستاره در طول عمر خود، در هسته خود هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند. بدین ترتیب هلیوم ساخته شده و مقدار آن در ستاره افزایش می‌یابد در حالی که از مقدار سوخت هیدروژنی آن کاسته می‌شود. زمانی که سوخت هیدروژنی هسته یک ستاره پایان می‌یابد، همجوشی هسته‌ای درون آن به اتمام خواهد رسید. بدین ترتیب، فشار تابشی ناشی از همجوشی نیز پایان خواهد یافت. بدون وجود این فشار، ستاره تحت تأثیر گرانش شروع به انقباض به طرف داخل خواهد کرد. این فرآیند، دمای لایه‌‌ی هیدروژن به دور هسته را افزایش می‌دهد و سبب آغاز همجوشی در این لایه می‌شود و بدین ترتیب، ستاره دوباره شروع به درخشش خواهد کرد و درخشندگی آن ۱۰۰۰-۱۰۰۰۰ برابر افزایش خواهد یافت. این پدیده باعث می‌شود لایه بیرونی ستاره به سمت بیرون منبسط شده، اندازه ستاره چندین برابر شود. به طور مثال، پیش‌بینی می‌شود زمانی که خورشید ما به این مرحله از زندگی خود برسد، به قدری منبسط شود که مدار زمین را نیز دربر بگیرد. ستاره در این مرحله از زندگی خود، «غول سرخ» Red Giant نامیده می‌شود.
مقایسه خورشید در حال حاضر با خورشید در آینده (غول سرخ)
دما و فشار هسته ستاره در نهایت به نقطه‌ای خواهد رسید که هلیوم می‌تواند به کربن تبدیل شود. ستارگانی که جرم بسیار بیشتری از خورشید دارند، فرآیند همجوشی را ادامه داده و عناصر سنگین‌تری را نیز تولید خواهند کرد.
زمانی که خورشید به مرحله غول سرخ برسد، اندازه آن تا شعاع زمین افزایش خواهد یافت.
کوتوله سفید و مرگ ستاره
ستاره‌ای با جرمی معادل خورشید ما، فشار گرانشی کافی برای سوزاندن کربن ندارد. پس زمانی که هسته آن از سوخت هلیومی نیز تهی شود، عملاً مرده است. ستاره در این مرحله، لایه‌های خارجی خود را بیرون خواهد راند، سپس منقبض شده و در نهایت به یک «کوتوله سفید» White dwarf تبدیل خواهد شد. لایه‌های گاز خارج شده، ابری سرد را به دور کوتوله سفید شکل می‌دهند که با نام «سحابی‌های سیاره‌‌نم» Planetary nebula شناخته می‌شوند: گورستان‌های ستاره‌ای. این ابرها، برخلاف سحابی‌هایی که ستارگان در آن‌ها متولد می‌شوند، رقیق و فاقد چگالی و فشار لازم برای تشکیل ستارگان هستند. پس از کذشت میلیون‌ها سال، به تدریج در فضا پراکنده خواهند شد.
سحابی حلقه (M57)، یک سحابی سیاره‌ای
کوتوله سفید نیز در ابتدا داغ و درخشان خواهد بود، اما از آن‌جایی که هیچ همجوشی هسته‌ای درون آن اتفاق نمی‌افتد، طی میلیاردها سال سرد خواهد شد و به تدریج دمای آن به دمای پس‌زمینه کیهان خواهد رسید. در این زمان، آن‌چه از ستاره اولیه باقی مانه است را «کوتوله سیاه» Black dwarf می‌نامند. کوتوله‌های سیاه، موجوداتی فرضی هستند که تا به حال رصد نشده‌اند. تصور بر این است که زمان لازم برای آن که یک کوتوله سفید به کوتوله سیاه تبدیل شود، بسیار بیشتر از سن عالم است. در واقع، عالم جوان‌تر از آن است که در آن کوتوله سیاه وجود داشته باشد. این، همان سرنوشتی است که خورشید ما به آن دچار خواهد شد. جسمی رو به خاموشی، غوطه‌ور در میان گورستانی رنگین اما سرد.
تصویری خیالی از یک کوتوله سیاه
آخرین دیدگاه‌ها