ستاره کره ای از گاز است که گرانش اجزای آن را کنار هم نگه داشته
است. نیروی گرانش پیوسته سعی می کند که ستاره را فروبریزد. اما
فشار گاز و یا تابش در درون ستاره اثر آن را خنثی می کند. درقسمت
اعظم عمر یک ستاره، گرما و تابش درونی از طریق واکنش های هسته ای
در نزدیکی مرکز ستاره تامین می شود. این مرحله از زندگی ستاره،
رشته اصلی نام دارد. قبل و بعد از رشته اصلی، منابع گرمایی اندکی
متفاوت هستند: قبل از رشته اصلی ستاره در حال انقباض است و هنوز در
درون به حد کافی داغ و متراکم نیست که واکنش های هسته ای شروع
شوند. در طی این مرحله،فشار لازم از طریق گرمایی که در طول انقباض
ایجاد می شود تامین می گردد. بعد از رشته اصلی، بیشتر سوخت هسته ای
در مرکز مصرف شده است. در این حالت ستاره برای تامین گرمای درونی
خود وابسته به تعدادی واکنش هسته ای با بازدهی کمتر است.
سرانجام وقتی دیگر این واکنش ها گرمای کافی برای حفاظت از ستاره در
مقابل گرانش خودش تولید نمی کنند،ستاره فرو می ریزد.
ویژگی های یک ستاره رشته اصلی را می توان با در نظر گرفتن فرآیند
های فیزیکی که در داخل آن به انجام می رسند دریافت. اول تعادل
هیدروستاتیکی است که مطابق آن گرادیان فشار داخل ستاره باید با
نیروی گرانش خنثی شود، و به این ترتیب تعیین کننده ساختار ستاره از
نظر چگالی است. طور دیگری هم می توان این مسئله را در نظر گرفت: به
این ترتیب که ستاره را به صورت مجموعه ای از تعداد زیادی پوسته
کروی نازک ( تقریبا مثل یک پیاز) تصور کنیم. نیروهای رو به درونی
که بر هر پوسته وارد می شوند عبارتند از نیروی گرانش از طرف تمام
پوسته های داخل آن و فشار گاز و تابش وارد بر خارج پوسته. تنها
نیروی رو به خارجی که بر هر پوسته وارد می آید، فشار گاز و تابش
وارد بر داخل پوسته است، هیچ نیروی گرانشی از ماده خارج از پوسته
وارد نمی شود( این مساله به قضیه گاوس معروف است).در تعادل
هیدروستاتیکی، نیروهای رو به داخل و رو به خارج باید برابر باشند
تا یکدیگر را خنثی کنند. اگر این کار را نکنند، پوسته یا فرو می
ریزد ویا منبسط می شود.مدت زمان چنین رویدادی "زمان سقوط آزاد" نام
دارد و برای ستاره ای مانند خورشید حدود 2000 ثانیه است. از آنجا
که ما می دانیم خورشید در مدت زمانی برابر سن زمین (چندین میلیارد
سال) کمابیش پایدار بوده است، تعادل هیدروستاتیکی باید با دقت خیلی
بالایی حفظ شده باشد. یک پیامد تعادل هیدروستاتیکی آن است که فشار
وارد بر هر پوسته از طرف ماده خارج از آن باید کمتر از فشار ناشی
از ماده داخل آن باشد. علت آن است که گرانش فقط در جهت رو به داخل
عمل می کند،بنابراین فشار ستاره باید با کاهش فاصله از مرکز افزایش
یابد. این نتیجه ای است که از نظر شهودی واضح است، فشار در مرکز
ستاره بیشتر از سطح آن است.
دومین فرآیند فیزیکی که به آن می پردازیم انتقال انرژی از قسمت های
داخلی ستاره به سطح آن است. داخل ستاره (یعنی نزدیک مرکز) از طریق
واکنش های هسته ای گرم می شود، در حالیکه در سطح ستاره تابش
الکترومغناطیسی میتواند آزادانه به فضا بگریزد. این وضعیت شبیه به
قابلمه پر از آب روی اجاق است، شعله اجاق گرما را به ته ظرف می دهد
و گرما از میان آب به طرف بالا تا سطح انتقال می یابد،یعنی جایی که
می تواند از آن بگریزد. سرعت انتقال گرما از طریق آب روی اجاق معرف
دمای آن است. قرار دادن دری بر روی قابلمه باعث می شود دمای آب
نسبت به حالتی که دری وجود نداشته باشد بالاتر رود، زیرا از گریز
گرما از قابلمه جلوگیری می شود. در مورد یک ستاره، دمای گاز از
طریق شرط تعادل هیدروستاتیکی ساختار ستاره را از نظر چگالی تعیین
می کند، بنابراین درک شیوه انتقال گرما اهمیت دارد. انتقال گرما از
طریق دو سازوکار صورت می گیرد: یا انرژی به شیوه تابش منتقل می شود
یا همرفت. تابش سازوکاری است که کره زمین از طریق آن گرما را از
خورشید دریافت می کند و کاملا وابسته به میزان کدری ماده ای است که
تابش باید از آن بگذرد. کدری گاز به شکل پیچیده ای بستگی به دما،
چگالی و ترکیب عناصر گاز دارد. همرفت مشابه حرکت متلاطم آّب داخل
یک فابلمه هنگام جوشیدن آن است و شامل حرکت سیال در ظرف (یا داخل
ستاره) است که گرما را انتقال می دهد. عملکرد همرفت بستگی به این
دارد که حرکت گاز تا چه حد بتواند به آسانی صورت بگیرد، به عبارت
دیگر به ویسکوزیته و هر نیرویی (مثل گرانش) که می خواهد در مقابل
حرکت همرفت مقاومت کند وابسته است. به علاوه، همرفت فقط زمانی صورت
می گیرد که گرما را بیشتر از فرآیند تابش منتقل کند. اهمیت این
مسئله در آن است که وقتی میزان کدری بالا باشد( و تابش، ناکارآمد)،
همرفت غالب می شود. جزئیات مربوط به میزان بازدهی همرفت به خوبی
معلوم نشده است و این جزئیات منشا اصلی ابهاماتی است که در بررسی
ساختار و تکامل ستاره ها وجود دارد. سازوکار سوم انتقال انرژی،
رسانش، در درون ستارگان اهمیت چندانی ندارد.
ستارگان رشته اصلی ناحیه ای دارند( یک محدوده شعاعی ستاره) که
انتقال گرما به شیوه همرفتی است (منطقه همرفت) و نیز ناحیه ای که
انتقال، تابشی است (منطقه تابش) و محل این نواحی بستگی به وضعیت
کدری و نیز سایر ویژگی های ستاره دارد. ستاره های پرجرم (یعنی با
جرم بیشتر از چندین برابر خورشید) در عمق زیاد، منطقه همرفت دارند
و در لایه های بیرونی، منطقه تابش. ستاره های کم جرم( یعنی با جرمی
قابل مقایسه با خورشید یا کمتر) در لایه های بیرونی خود همرفتی
دارند و در اعماقشان تابش. ستارگانی با جرم متوسط (رده طیفی
A
(ممکن است در تمام قسمت ها تابش داشته باشند.ممکن است همرفت در
تعیین دیگر ویژگی های ستاره اهمیت داشته باشد. داشتن تاجی داغ ممکن
است با وجود یک منطقه فعال همرفتی در لایه های بیرونی ارتباط داشته
باشد. همین طور عمق لایه همرفتی تعیین کننده آن است که ماده مربوط
به اعماق ستاره تا چه حد با لایه های بیرونی در آمیخته است. از
آنجا که احتمال دارد ماده درونی دستخوش واکنش های هسته ای شده باشد
که فراوانی های عناصر را تغییر می دهد، این آمیخته شدن، فراوانی ها
را در جو ستاره تغییر می دهد که با بررسی طیف ستاره قابل مشاهده
است. این مواد همچنین ممکن است به شکل باد ستاره ای از ستاره به
بیرون رانده شوند و بر ترکیبات گاز میان ستاره ای تاثیر بگذارند.
آخرین عامل تعیین کننده ساختار یک ستاره رشته اصلی، منشا گرما در
داخل آن است: واکنش های هسته ای. تعداد زیادی از این واکنش ها وجود
دارد، جزئیات آنها پیچیده است و هنوز در مورد آهنگ دقیق وقوع این
واکنش ها اطمینان کامل وجود ندارد( مثلا مسئله نوترینوهای
خورشیدی). واکنش های اساسی که در یک ستاره رشته اصلی به انجام
میرسند، واکنش های همجوشی هستند که هسته های هیدروژن (پروتون ها)را
به هسته های هلیوم تبدیل می کنند. این واکنش ها به دماهای خیلی
بالا ( بیشتر از ده میلیون درجه) و نیز چگالی های خیلی زیاد (بیشتر
از ده هزار گرم در هر سانتیمتر مکعب) نیاز دارند و آهنگ وقوع این
واکنش ها تابع حساسی از دما و چگالی است. این عاملی است که نهایتا
عمر یگ ستاره رشته اصلی را تعیین می کند. ستارگان پرجرم تر چگالی و
دمای مرکزی بیشتری دارند و بنابراین سوخت هسته ای خود را سریعتر از
ستاره های کم جرم تر به پایان می رسانند (با وجود اینکه در ابتدا
مقدار بیشتری سوخت داشته اند). عمر رشته اصلی تابع حساسی از جرم
است. برای ستاره ای مثل خورشید،مرحله رشته اصلی فقط ده میلیارد سال
طول می کشد، در حالیکه ستاره ای با ده برابر جرم خورشید هزار تا ده
هزار برابر درخشانتر خواهد بود ولی فقط 20 میلیون سال دوام خواهد
آورد. ستاره ای با یک دهم جرم خورشید ممکن است فقط یک هزارم تا یک
ده هزارم درخشندگی آن را داشته باشد، ولی یک تریلیون سال دوام
خواهد آورد.
جالب است ببینیم اگر واکنش های هسته ای یک ستاره ناگهان متوقف شوند
چه رخ می دهد. برای خورشید زمان لازم برای اینکه انرژی مربوط به یک
فوتون که در مرکز ستاره آزاد شده است خود را به سطح برساند، تقریبا
یک میلیون سال است. در طول مسیر، فوتون پرتو گامای اولیه با گاز
درون خورشید بر هم کنش می کند و انرژی از دست می دهد. این انرژی از
طریق چندین بر هم کنش مثل این، خود را با حرکات کاتوره ای به بیرون
خورشید می رساند و سرانجام به صورت تعداد زیادی فوتون فرابنفش و
مرئی از سطح تابش می شود. بنابراین اگر واکنش های هسته ای امروز
متوقف می شدند، درخشندگی خورشید مطابق استاندارد های بشری برای
مدتی طولانی ثابت می ماند. ما شواهد تاریخی داریم که نشان می دهد
تابش خورشید در طی تاریخ مکتوب بشر تقریبا ثابت بوده است. بنابراین
تقریبا اطمینان داریم که واکنش های هسته ای هنوز در حال انجام
هستند. با این حال، این احتمال وجود دارد که تولید انرژی هسته ای
در مرکز خورشید کاملا در طول زمان ثابت نباشد.
سه فرآیند فیزیکی که تا اینجا در موردشان صحبت کردیم، تعادل
هیدروستاتیکی ، انتقال انرژی و تولید انرژی هسته ای، برای تعیین
ساختار ستارگان به کار می روند. اما در اینجا هم مثل خیلی موارد
دیگر، قسمت دشوار کار مربوط به جزئیات آن است و حوزه هایی که
بیشترین ابهامات در موردشان وجود دارد همرفت و کدری ها هستند که
حوزه های فعالی در تحقیقات علمی به شمار می روند.
یک روش مناسب برای توصیف یک ستاره از روی مشاهدات انجام شده، مشخص
کردن آن به وسیله درخشندگی و رنگ(یا دمای) آن است. مرسوم است که
این دو کمیت را در یک نمودار
x-y
رسم می کنند که به نمودار هرتسپرونگ-راسل معروف است (از روی نام
ابداع کنندگان آن). وقتی این کار برای ستاره های رشته اصلی با جرم
های مختلف انجام می شود، معلوم می شود که نقاط، گرایش به قرار
گرفتن بر نوار باریکی در نمودار دارند. محل یک ستاره رشته اصلی در
نمودار فقط به جرم آن بستگی دارد.
جرم ستاره تعیین کننده آن است که بعد از رشته اصلی چه اتفاقی برای
آن رخ می دهد. ستارگانی که جرمشان مشابه خورشید است، در طی مرحله
رشته اصلی با همجوشی هسته ای در مرکزشان هیدروژن را به هلیوم تبدیل
می کنند، اما سرانجام هیدروژن کافی در مرکز نخواهد ماند که فشار
تابشی لازم برای خنثی کردن اثر گرانش را تامین کند. بنابراین مرکز
ستاره انقباض می یابد تا اینکه آن قدر داغ شود تا هلیوم بتواند به
کربن تبدیل شود. هیدروژن در پوسته ای به واکنش همجوشی و تبدیل شدن
به هلیوم ادامه می دهد، اما برای حفظ و بقای انرژی لایه های بیرونی
ستاره باید منبسط شوند. این باعث می شود ستاره درخشانتر و سردتر به
نظر برسد و تبدیل به یک غول سرخ شود. ستاره در مرحله غول سرخی
غالبا مقدار زیادی از لایه های بیرونی خود را از دست می دهد، به
این شکل که تابشی که از زیر می آید آنها را به بیرون می راند. در
ستارگان پرجرم تر، ممکن است کربن از طریق همجوشی عناصر سنگین تری
را تولید کند، اما در نهایت تولید انرژی متوقف می شود و ستاره با
فروریزش به کوتوله سفید تبدیل می شود. اخترشناسان تصور می کنند که
کوتوله های سفید در نهایت سرد می شوند و به کوتوله های سیاه تبدیل
می شوند.
ستارگانی که جرمی بین 0.08 تا 0.4 برابر خورشید داشته باشند، می
توانند در رشته اصلی طول عمری بیش از سن کنونی عالم داشته باشند.
این اجرام کوتوله سرخ نام دارند و در عالم فراوان اند.
ستارگان معدودی وجود دارند که جرمشان بیش از 5 برابر خورشید باشد،
اما تکامل آنها به صورت خارق العاده ای به پایان خود می رسد. این
ستارگان، رشته اصلی را به گونه ای شبیه به ستارگان کم جرم به پایان
می رسانند، اما در مورد آنها قسمت بیرونی ستاره سردتر و درخشان تر
است و ستاره ابرغول سرخ نام دارد. "سوختن" کربن می تواند در مرکز
ستاره انجام بگیرد و در نزدیکی زمان مرگ ستاره مجموعه لایه لایه ای
از پوسته ها ، مربوط به سوختن عناصر مختلف، تشکیل می شود. در طی
این مرحله، بسیاری از عناصر شیمیایی مختلف در ستاره ایجاد می شوند
و دمای مرکز به مقداری بین 100 میلیون کلوین تا حدود 600 میلیون
کلوین می رسد. در طول این مرحله، ساختار ستاره می تواند شبیه به
پوست پیاز باشد: شامل لایه هایی پشت سرهم که هرچه به طرف داخل پیش
می رویم در آنها عناصری با جرم اتمی بیشتر در حال واگنش های همجوشی
هستند. این فرآیند وقتی که هسته بیشتر متشکل از آهن شده باشد به
پایان می رسد. در مورد تمام عناصر تا آهن، اضافه شدن نوکلئون های
بیشتر به هسته انرژی تولید می کند و بنابراین سهمی کوچک در ایجاد
تعادل میان گرانش و تابش در داخل ستاره دارد. اما اضافه کردن
نوکلئون بیشتر به هسته آهن نیاز به مصرف انرژی دارد. بنابراین،
وقتی مرکز ستاره متشکل از آهن شد، دیگر هیچ انرژی ای آزاد نمی شود.
در این زمان هسته ستاره مقاومتی در برابر نیروی گرانش نخواهد داشت
و وقتی شروع به انقباض می کند فروریزشی سریع اتفاق می افتد. پروتون
ها و الکترون ها ترکیب می شوند و هسته ای متشکل از نوترون ها ایجاد
می کنند و مقادیر عظیمی از انرژی گرانشی آزاد می شود. این انرژی
کافی است تا تمام قسمت های بیرونی ستاره در انفجاری شدید به بیرون
رانده شوند و ستاره تبدیل به ابرنواختر شود. این تک ستاره در حالت
ماکزیمم درخشندگی خود در طی انفجار تقریبا به اندازه همه 100
میلیارد ستاره دیگر کهکشان میزبان درخشان خواهد بود. در طی این
مرحله انفجاری، همه عناصری که وزن اتمی بیشتر از آهن دارند شکل می
گیرند و همراه با بقیه قسمت های بیرونی ستاره، به فضای میان ستاره
ای رانده می شوند. هسته مرکزی که شامل نوترون هاست به صورت یک
ستاره نوترونی باقی می ماند که می تواند یک تپ اختر باشد. این
فرآیند فوق العاده با اهمیت است زیرا در ابتدای عالم هیچ عنصری
سنگین تر از هلیوم وجود نداشت و اکسیژن، نیتروژن، آهن یا عناصر
دیگری که برای حیات ضروری هستند وجود نداشتند. همه این عناصر در
داخل ستارگان پرجرم تولید شده اند و به وسیله چنین ابرنواخترهایی
در سرتاسر فضا پخش شده اند. ما از ماده ای تشکیل شده ایم که دست کم
یک بار در داخل ستاره ها پرورانده شده است.