تکامل ستاره، مراحل تحولاتى است که ستاره در طول حیات خود پشت سر
مى‌گذارد. در این مسیر طى میلیون‌ها سال
ستاره دچار تحولات اساسى مى‌شود.
مطالعه تکامل ستاره‌ها یا رصد حیات یک ستاره، در حال حاضر غیرممکن است.
اغلب تحولات یک ستاره آنقدر کند اتفاق می‌افتند
که قرنها طول می‌کشد به آنها پى ببریم. بنابراین اخترفیزیکدانان تعداد زیادى ستاره (که هر کدام در مرحله خاصى از چرخه حیات
خود هستند) را رصد و به کمک مدلهاى کامپیوترى، ساختار تکامل آنها را شبیه‌سازى مى‌کنند.
زندگى ستاره به طور خلاصه به شش دوره تقسیم می‌گردد:
۱- تولد (تراکم موضعی سحابی اولیه)
۲- پیش از بلوغ (مرحله انقباض)
۳- بلوغ (رشته اصلی)
۴- سنین بالا که شامل غول قرمز یا ابرغول است (جرم ستاره تعیین‌کننده است)
۵- مرحله دوران تغییرات
۶- مرحله نهایی که شامل کوتوله سفید – ستاره نوترونی و سیاهچاله است (جرم ستاره تعیین‌کننده است)
تولد یک ستاره
ستارگان در درون سحابی‌هایی که در اصطلاح به آنها ابر مولکولی می‌گویند متولد می‌شوند. بیشر جرم این ابرها را هیدروژن
تشکیل می‌دهد.
پیش‌ستاره
ساخت یک ستاره با یک ناپایداری گرانشی درون یک سحابی آغاز می‌شود . برای
مثال، خورشید از ابری مولکولی که احتمالا
ابعاد آن کمتر از ۵۰ سال نوری بوده، بوجود آمده است. برخی از منجمان نیز اعتقاد دارند ابعاد این ابر ۳ سال نوری بوده است.
زمانی که چگالی یک ناحیه از ابر به مقدار لازم برسد، به دلیل نیروی
گرانشی آغاز به فروپاشی می‌کند. در آغاز، دمای ابر
حدود ۱۰ درجه کلوین است
ولی بعد از آن به دلیل انقباض ابر، دمای آن به سرعت افزایش می‌یابد و اگر
توده ابر به اندازه‌ای
باشد که دمای مرکزی را همواره افزایش دهد تا به دمای
لازم برای آغاز فرآیندهای گرما هسته‌ای برساند، ابر مورد نظر یک ستاره
خواهد شد (حداقل دما برای شروع واکنشهای هسته‌ای، حدود ده میلیون درجه
است). اگر جرم توده ابر بین ۰٫۰۰۵ تا ۰٫۰۵ جرم
خورشید باشد دمای هسته مرکزی
به دمای لازم برای آغاز واکنشهای هسته‌ای نمی‌رسد وجسم همچنان به انقباض
خود ادامه
می‌دهد و چگالی آن زیاد می‌شود. سپس حرارت خود را به فضا می‌دهد
وبالاخره یک جسم سرد‌ِ سرد خواهد شد و به کوتوله
سیاه تبدیل می‌شود.
اجسامی که کمتر از ۵ هزارم توده خورشید وزن داشته باشند پس از دادن حرارت
خود، مانند یک سیاره
وجسم غیر تابنده و سرد در فضا سرگردان خواهند شد.
پیش‌ستاره از این به بعد به انقباض گرانشی ادامه می‌دهد تا دما و چگالی
هسته مرکزی آن به حدی برسد که آغازگر واکنشهای
هسته‌ای پایدار باشد.
پیش‌ستاره در این مرحله به حالت کمابیش پایدار ”تعادل هیدرواستاتیکی“رسیده
(زمانی که دیگر پیش‌ستاره
منقبض نمی‌شود) و در واقع در این مرحله است که
پیش‌ستاره به ستاره تبدیل می‌شود. اگر ابر مولکولی ابتدایی بزرگ باشد، چند
ستاره یا خوشه‌هایی ستاره‌ای بوجود خواهند آمد.
با انقباض بیشتر، دمای سطحی ثابت می‌ماند اما درخشندگی به دلیل کاهش سطح روشنایی کاهش می‌یابد (چون توده کوچک
می شود).
طول زمانی که ستاره برای گذراندن مراحل بالا لازم دارد، بستگی به توده ابر اولیه داشته و هرچه توده ابر بیشتر باشد، پیش
ستاره زود تر این مراحل را طی خواهد کرد (این زمان در حد چند ده میلیون سال است).
ایفوگرافیک چرخه عمر خورشید. تولد، بلوغ و مرگ خورشید.
رشته اصلی
ستارگان، حدود۹۰ درصد از زندگیشان را صرف آمیختن هیدروژن می‌کنند تا
هلیوم را در واکنشهایی با دما و فشار بالا
در نزدیکی هسته تولید کنند. به
این مرحله از زندگی ستارگان که صرف هیدروژن‌سوزی می‌شود رشته اصلی
می‌گویند. چنین ستاره‌هایی را که در رشته اصلی جای دارند، ستارگان رشته اصلی می‌نامیم.
با آغاز هیدروژن‌سوزی ستاره، مقدار هیدروژن کاهش می‌یابد و نسبت هلیوم
در هسته ستاره همواره افزایش می‌یابد.
به عنوان یک پیامد، برای پشتیبانی از
آهنگ همجوشی هسته‌ای مورد نیاز در هسته، دما و درخشندگی ستاره
به آرامی افزایش می‌یابد.
برای نمونه، برآورد شده است که درخشندگی خورشید ازحدود ۵
میلیارد سال پیش، که به رشته اصلی رسید،
تا کنون ۴۰ درصد افزایش یافته است.
هر ستاره، بادی از ذرات (باد ستاره‌ای) را تولید می‌کند که موجب پرتاب
پیوسته گاز به سوی بیرون می‌شود. برای
بیشتر ستارگان، اندازه جرمی که
بدین‌گونه از دست می‌رود بسیار ناچیز است. برای نمونه، خورشید ما در همه ی
زندگی خود حدود 0.1 درصد از همه جرمش را از دست می‌دهد.
مدت زمانی را که یک ستاره در رشته اصلی می‌گذراند، در اصل، به مقدار سو
خت آن و سرعت سوزاندن سوخت
(و به عبارت دیگر، به مقدار جرم آغازین و
درخشندگی آن) بستگی دارد (بر این اساس، برای خورشید، عمر ۱۰
به توان ۱۰ سال
را پیش‌بینی می‌کنیم).
ستارگان بزرگ سوختشان را به تندی می‌سوزانند و
زندگی کوتاهی دارند. ستارگان کوچک، سوختشان را به آهستگی
می‌سوزانند و چند
صد میلیارد سال عمر می‌پایند. در پایان زندگیشان تاریک و تاریک‌تر می‌شوند و
در پایان به کوتوله سیاه
بی‌فروغی تبدیل می‌شوند.
به هر روی، اکنون از
آنجا که طول عمر چنین ستارگانی بزرگتر از عمر جهان است (۱۳٫۷ میلیارد سال)
انتظار وجود چنین
ستاره‌هایی را نداریم.گذشته از جرم، سهم عنصرهای سنگین‌تر از هلیم می‌تواند نقش زیادی در تکامل ستارگان داشته باشد.
نمودار هرتسپرونگ راسل
نمودار هرتسپرونگ راسل یا نمودار H-R نموداری است که رابطه‌ای بین قدر مطلق, درخشندگی, رده‌بندی, و دمای
موثر ستارگان را به دست می‌دهد. این نمودار در سال ۱۹۱۰ و توسط اینار هرتس‌اشپرونگ و هنری نوریس راسل ایجاد
شده است.
مرگ ستارگان
مرگ ستارگان با جرم کمتر از خورشید (ستارگان با جرم حداقل ۸۰ برابرجرم سیاره مشتری)
یک ستاره با جرم قابل مقایسه با خورشید، بعد از طی نمودن مراحل قبلی،
زمانی که دمای هسته هلیومی
به ۱۰۰ میلیون درجه
رسید، واکنشهای هلیم‌سوز
آغاز شده و عناصر کربن و اکسیژن تولید می‌شوند. این مرحله بسیار کوتاه‌مدت و
ناگهانی رخ می‌دهد
(این مرحله با نام جرقه هلیومی شناخته می‌شود). بعد از
این مرحله دوباره برون‌داد انرژی ستاره کم شده و
لایه‌های بیرونی شروع
به انقباض به سمت هسته می‌کنند. ستاره کوچکتر، داغتر و تیره‌تر شده و از رشته اصلی فاصله می‌گیرد.
مرگ ستارگان با جرم کمتر از ۱٫۴ جرم خورشید
اما ستارگانی مانند خورشید ما (یا هر ستاره دیگر با جرمی تقریبا برابر
خورشید) پس از جرقه هلیومی و بنا
به دلایل دیگر، لایه‌های
بالایی خود را منبسط می‌کنند و ستاره وارد فاز غول سرخی می‌شود. خورشید خودمان حدود ۵ میلیارد سال دیگر
زمانی که غولی
سرخ می‌شود چنان بزرگ می‌شود که سیاره تیر
و شاید سیاره ناهید را در بر می‌گیرد! و از این روی زمین از خطر
خواهد جست.
اما زمین تهی از اقیانوس‌ها و جو خواهد شد چرا که درخشندگی و حرارت خورشید چندین هزار برابر افزایش یافته
است.
بعد از مدتی حجم لایه‌های پف کرده زیاد شده، از ستاره فرار کرده و خود
عامل بازتابش نور ستاره می‌شوند. چیزی
که در این مرحله بوجود آمده سحابی سیاره‌ای نام دارد (در حدود ۲۰ درصد جرم ستاره می‌تواند در این مرحله از ستاره
فرار کند). این سحابیِ ایجاد شده حول ستاره، با سرعت زیادی گسترش
می‌یابد و دارای عمری در حدود ۱۰۰ هزار سال
خواهد بود. با گذشت زمان اجزاء
تشکیل‌دهنده سحابی در میان ابرهای متفرقه آسمان محو می‌شود. اما درون هسته
دیگر دما به حد مناسب برای
واکنشهای کربن‌سوز واکسیژن‌سوز نمی‌رسد وستاره منبع اصلی انرژی خود را ازدست می‌دهد..
سحابی حلقه M57 ملقب به “چشم خدا (EYE OF GOD)”. این نمونه ای از یک سحابی سیاره ای (یا همان سحابی سیاره نما)
است.
در صورتی که جرم هسته باقیمانده کمتر از ۱٫۴ جرم خورشید باشد، با افزایش
فشار درون هسته (فشار تبهگنی الکترونی)
هسته به یک ستاره از نوع کوتوله سفید تبدیل خواهد شد. کوتوله‌های سفید، سرانجام، پس از گذشت زمانی طولانی به ”کوتوله‌های
سیاه“بی‌نور وکم فروغی تبدیل می‌شوند.
مرگ ستارگان با جرمی بیشتر از ۱٫۴ جرم خورشید
در هنگام مرحله هلیوم‌سوزی، ستارگان بسیار پرجرم با جرمی بیشتر از ۹
برابر جرم خورشیدی، به شکل ابَرغول‌های سرخ ظاهر
می‌شوند. یک بار که این
سوخت در هسته به پایان رسید، آنها می‌توانند به گداختن عنصرهای سنگین‌تر از
هلیوم بپردازند. تا
زمانی که فشار و دما برای گداخت کربن کافی باشد، هسته
منقبض می‌شود. این روند با سوزاندن اکسیژن، نئون، سیلیکون، و
سولفور و….. ادامه می‌یابد. نزدیک به پایان زندگی ستاره، گداخت می‌تواند در طی یک
دنباله از پوسته‌های اطراف هسته درون ستاره
رخ دهد.
هر پوسته عنصری متفاوت
را می‌گدازد، به این ترتیب که در پوسته‌ی بیرونی ”هیدروژن“، در پوسته ی
درونی‌تر ”هلیوم“ و در
پوسته‌های درونی‌تر از آن عنصرهای دیگر در واکنشهای هسته‌ای شرکت کرده وانرژی تولید می‌کنند.
گام پایانی واکنشهای هسته‌ای زمانی فرا می‌رسد که ستاره تولید آهن را
آغاز می‌کند. از آنجا که اتم‌های آهن بسیار
مقیدتر از اتم‌های هر عنصر
سنگین‌تر دیگر هستند، اگر همجوشی کنند هیچ انرژی‌ای را آزاد نخواهند کرد و
این روند، به
طور وارون، مصرف‌کننده انرژی خواهد بود. همچنین از آنجا که
آنها بسیار مقیدتر از همه‌ی اتم‌های سبک‌تر هستند، نمی‌توانند
توسط شکافت هسته‌ای انرژی آزاد کنند. ستارگان بسیار پر جرم و به نسبت پیر، هسته‌ای از
آهن راکد را در مرکزشان انباشته
می‌کنند. عنصرهای سنگین‌تر
در این ستاره‌ها می‌توانند راهشان را تا سطح فراهم آورند و چنان باد ستاره ای متراکمی دارند که جو بیرونی را می‌افشاند.
در این ستاره‌های بزرگ، تا زمانی که هسته آهنی بسیار بزرگ شود (بیش از
۱٫۴ جرم خورشیدی) و نتواند جرم بیشتری را
نگهداری کند،
همجوشی ادامه
می‌یابد. در این زمان ناگهان هسته فرو می‌ریزد، به گونه ای که الکترون‌های
آن با پروتون‌ها ترکیب شده و
نوترون‌ها و نوترینوها شکل می‌گیرند. ضربه موج
به وجود آمده از این رُمبش ناگهانی، موجب انبساط بقیه ستاره به شکل یک
انفجار ابَرنواختری می‌شود.
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 می‌داده است مشاهده‌گرها نام ”ستارگان نو“ را به آنها می‌دادند، چرا که پیش از آن در این نقاط نبودند.
بیشتر ماده درون ستاره با انبساط ابرنواختری به بیرون پرتاب می‌شود (و
سحابی‌هایی مانند سحابی خرچنگ را شکل می‌دهد)
و آنچه می‌ماند یک ستاره نوترونی است.
سحابی خرچنگ باقیمانده یک واقعه ابر نو اختری است. برای مشاهده تصویر در ابعاد بزرگتر، بر روی آن کلیک کنید.
مرگ ستارگان بسیار سنگین (بیشتز از ۴۰ برابر جرم خورشید)
در مورد بزرگترین ستاره‌ها اگر بعد از انفجار ابرنواختری جرم ستاره
باقیمانده، بیشتر از ۴۰ برابر جرم خورشید باشد،
حتی فشار تبهگنی نوترونی هم
نمی‌تواند موجب توقف انقباض گرانشی شده، ستاره در هم فرو می‌ریزد و یک
سیاهچاله بوجود خواهد آمد.
تفسیر سیاهچاله‌ها در فیزیک نیوتنی امکان‌پذیر نیست بلکه باید از روابط فیزیک کوانتومی به همراه قوانین نسبیت استفاده
کرد.
لایه‌های بیرونی پرتاب شده ستاره‌های در حال مرگ، دربردارنده عنصرهای
سنگینی هستند که می‌توانند در طی تشکیل
ستارگان نو بازیابی شوند. این
عنصرهای سنگین اجازه تشکیل سیاره‌های سنگی را می‌دهند. برون‌ریزی مواد از
ابرنواخترها
و بادهای خورشیدی ناشی از ستاره‌های بزرگ، نقشی بنیادین در شکل‌دهی محیط میان ستاره‌ای و ایجاد منظومه‌های
سیاره‌ای بازی می‌کنند.
گفتنی است عناصر سنگین‌تر از آهنی که در زمین و اطراف خود می‌بینیم تنها به
دنبال انفجارهای
پرانرژی ابرنواختری شکل گرفته‌اند.
