تولد داغ ترین مناطق از  دل سرد ترین نقاط کیهان

یکی از اهداف تلسکوپ های مادون قرمز، رصد اجرام مرتبط با مراحل تشکیل ستاره ها است. ستاره ها از درون مناطق نسبتا متراکم در فضای میان ستاره ای و گرد و غبار ابر مولکولی بوجود می آیند. این ابر ها بسیار سرد هستند و دمایی در حدود ۱۰ تا ۲۰ کلوین دارند (کمی بالا تر از صفر مطلق یا -۲۷۳ درجه سانتی گراد) در این دما گاز ها به صورت مولکولی حضور دارند؛ به این معنی که اتم ها به یکدیگر مقید می شوند. CO و H2 مولکول مشترک در ابر های میان ستاره ای است. به علاوه در این ابر های سرد، توده های بسیار چگال و متراکم بوجود می آید. با افزایش چگالی و رسیدن به نقطه معین، ستاره متولد می شود.

این مناطق چگال در نور مریی کدر هستند و در میان ابر ها پنهان شده اند. در این مرحله تنها با تلسکوپ های فروسرخ و رادیویی می توان مناطق ستاره زایی را بررسی کرد.

هنگامی که هسته ابر های متراکم، به واسطه وزن یا گرانش خودشان فرو می ریزند، تشکیل ستاره جدید آغاز می شود. در این زمان چگالی و دمای ابر افزایش میابد و در مرکز به بیشترین مقدار خود می رسد. جرم این هسته ها معمولا حدود ۱۰۰۰۰ برابر جرم خورشید است. هسته ها متراکم تر از ابر بیرونی هستند، بنابراین ابتدا آنها فرو می ریزند. هنگامی که هسته در خودش سقوط می کند، به توده هایی به اندازه ۰.۱ درصد خورشید و جرم ۱۰ تا ۱۵ برابر خورشید متلاشی می شوند. همه این فرایند ها ۱۰ میلیون سال طول می کشد.

اگر فرایند تشکیل پیش ستارهمدت بسیار زیادی طول می کشد و در دل ابر ها از دید ما پنهان است، پس چگونه از آن خبر داریم؟

هسته ابرها منابع نور مادون قرمز هستند و این نشان دهنده انرژی زیاد ناشی از فروپاشی در پیش ستاره است (تبدیل انرژی پتانسیل به جنبشی). همچنین در مکان هایی که ستاره های جوان کشف شده اند، ابر گازی باقیمانده از ابر مولکولی، آنها را احاطه کرده است.

پیش ستاره  (HOPS 383 (2015

تا زمانی که پیش ستاره توسط ابر گاز و گرد و غبار احاطه شده، در نور مریی به سختی رصد می شود. هر تابش نور مریی توسط پیش ستاره را مواد اطراف آن جذب می کند. در مرحله بعدی، پیش ستاره به اندازه ای داغ می شود که تشعشعات آن مواد اطراف را کنار می زند و امکان رصد آنها در نور مریی هم بوجود می آید. اما قبل از این مرحله، ستاره تنها در نور مادون قرمز قابل مشاهده است.

با جدا شدن یکی از توده ها از سایر بخش های هسته ابر، توده ای که به عنوان پیش ستاره شناخته می شود، گرانش خاص خود را خواهد داشت. هنگامی که پیش ستاره تشکیل می شود، گاز ها به سمت مرکز سقوط می کند. سقوط گاز ها با آزاد شدن انرژی جنبشی به صورت گرما همراه است و همچنین دما و فشار در مرکز پیش ستاره افزایش میابد. به این ترتیب دما در مرکز به نزدیک هزاران درجه سانتی گراد می رسد و یک منبع نور مادون قرمز بوجود می آید. نور منتشر شده از پیش ستاره توسط گرد و غبار اطراف آن جذب می شود. با گرم شدن گاز ها، تابش در طول موج مادون قرمز آغاز می شود.

به این ترتیب مناطق ستاره زایی در نور مادون قرمز اطلاعات مهمی درباره نحوه تولد ستاره ها و چگونگی تشکیل خورشید و منظومه شمسی را به همراه دارد. تعداد زیادی از نامزد های پیش ستاره ها در سحابی جبار توسط تلسکوپ فضایی هابل کشف شده است.

در زمان فروپاشی اولیه، تشعشع توده شفاف و قابل مشاهده است و فرایند فروریختن مواد به سرعت انجام می شود. اما با افزایش چگالی توده، کدر و مات می شود. این فرایند باعث افزایش دما و فشار می شود. گاهی افزایش فشار باعث توقف در فروریختن گاز به سمت مرکز می شود و جرم به عنوان پیش ستاره پایدار می شود.

پیش ستاره در ابتدا تنها یک درصد از جرم نهایی خود را دارد. اما با سقوط مواد، ستاره بزرگتر می شود. پس از چند میلیون سال همجوشی گرمایی در هسته آغاز می شود و سپس باد قوی ستاره ای بوجود می آید و از فرو ریختن مواد بیشتر به سمت هسته جلوگیری می کند. حال پیش ستاره به عنوان یک ستاره جدید شناخته می شود؛ سپس جرم آن ثابت شده و سیر تکاملی آن در آینده مشخص می شود.

با تبدیل یک پیش ستاره به ستاره ای با گداخت هسته ای هیدروژن سوزی، باد ستاره ای قوی معمولا در جهت محور چرخش بوجود می آید. در نتیجه در بسیاری از ستاره ها جریانی از گاز در قطب های ستاره وجود دارد. این مرحله اولیه از زندگی ستاره، «فاز تی-ثوری» نام دارد.

ستاره ای در فاز تی-ثوری با دیسک برافزایشی

یکی از نتایج فروپاشی، ستاره جوان تی-ثوری است که معمولا با دیسک کدر و پر جرم احاطه می شود. این دیسک به تدریج روی سطح ستاره سقوط می کند، بنابراین تشعشع انرژی هم از دیسک (طول موج مادون قرمز) و هم از محلی که مواد روی سطح سقوط می کند (طول موج اپتیکی و ماورای بنفش) ساطع می شود. دیسک اطراف ستاره احتمالا با تشکیل سیارات پراکنده می گردد. روی سطح ستاره های جوان هم، لکه های تیره وجود دارد که قابل مقایسه با لکه های خورشیدی است.

فاز تی-ثوری زمانی آغاز می شود که:

• فعالیت قوی سطحی اتفاق بیوفتد (مانند شراره ها با انفجار های سطحی).
• باد ستاره ای قوی بوجود بیاید.
• خطوط منحنی نامنظم و بی ثبات نوری بوجود بیاید.

یک ستاره در مرحله تی-ثوری تا قبل از ورود به رشته اصلی ستارگان (ستاره هایی که بین درخشندگی، اندازه و دمای آنها رابطه پایداری وجود دارد) ۵۰ درصد از جرم خود را از دست می دهد.

در تکامل ستاره تی-ثوری به سمت رشته اصلی، ابتدا ستاره سرد است، سپس با توجه به جرمش گرمتر و آبی تر می شود. ستاره های بسیار سنگین جوان به سرعت متولد می شوند و ناگهان در رشته اصلی ظاهر می شوند؛ به این ترتیب مرحله تی-ثوری کوتاه این ستاره ها هرگز دیده نمی شود.

ستاره تی-ثوری همیشه در ابر گازی که از آن بوجود آمده است پیدا می شود. یک مثال خوشه ستاره ای ذوزنقه وار (Traoezium)در سحابی جبار است.

تکامل یک ستاره جوان از خوشه ای از پیش ستاره ها در اعماق ابرهای مولکولی آغاز می شود و با خوشه ستاره های تی-ثوری که سطحی داغ دارند ادامه میابد و بادهای ستاره ای گرم از گاز اطراف آن یک منطقه HII (هیدروژن یونیزه شده) می سازد. سپس گاز به بیرون رانده می شود و سیر تکاملی ستاره در رشته اصلی آغاز می شود.

اغلب در کهکشان ها، خوشه های ستاره ای جوان، در نزدیکی ستاره های جوان دیده می شود. با انفجار ستارگان بسیار عظیم که در ابتدا شکل گرفته اند، ابرنواختر بوجود می آید. این انفجار باعث بوجود آمدن امواج شوک در ابر مولکولی می شود؛ به این ترتیب در یک منطقه گاز فشرده شده و ستاره های بیشتر شکل می گیرد. به این ترتیب یک نوع وابستگی بین ستاره ها بوجود می آید (ستاره های جوان در نزدیکی دیگر ستاره های جوان).

جرم پیش ستاره ها و هسته ابر مولکولی در تشکیل ستاره اهمیت زیادی دارد. اگر جرم پیش ستاره کمتر از ۰.۰۸ برابر جرم خورشید باشد، دمای درونی آن هیچگاه به مقدار مورد نیاز برای آغاز گداخت هسته ای و تولید انرژی نمی رسد. این ستاره های شکست خورده، کوتوله قهوه ای نام دارند؛ اجرامی در میان راه سیاره (مشتری مانند) و ستاره. ستاره ها به علت فرایند گداخت هسته ای در مرکزشان می درخشند. در این فرایند، مقدار بسیار زیادی انرژی با گداخت هیدوژن به هلیوم آزاد می شود. آغاز این فرایند در هسته ستاره نیازمند رسیدن به حداقل دمای سه میلیون کلوین است. از آنجا که دما در هسته با افزایش فشار گرانشی زیاد می شود، ستاره باید حداقل جرم لازم را داشته باشد: حدود ۷۵ برابر جرم مشتری و یا هشت درصد از جرم ستاره خورشید. یک کوتوله قهوه ای سنگین تر از سیاره غول گازی است، اما برای تبدیل شدن به ستاره به اندازه کافی جرم ندارد.

کوتوله قهوه ای

برای چند دهه، کوتوله قهوه ای یک «حلقه مفقوده» از اجرام آسمانی بود. ستاره شناسان در دهه ۱۹۶۰ حدس می زدند در تشکیل ستاره از ابر گاز و گرد و غبار متراکم، اجرام کوچکتر و تیره ای نیز بوجود می آیند. در دهه ۱۹۸۰ ستاره شناسان به طور متمرکز جستجو برای کوتوله های قهوه ای را آغاز کردند؛ اما در ابتدا تلاش آنها ناموفق بود. در ۱۹۹۵ اولین شواهد قطعی از این اجرام پیدا شد. این کشف دروازه ها را برای رصد های بیشتر گشود؛ بعد از آن محققان ده ها کوتوله قهوه ای را رصد کردند. در حال حاضر رصد گران و نظریه پردازان در جستجو برای این پرسش هستند که چند کوتوله قهوه ای وجود دارد؟ و دامنه جرم آنها چقدر است؟

کوتوله های قهوه ای هم در طول موج مادون قرمز انرژی ساطع می کنند، زیرا انرژی پتانسیل فروپاشی به انرژی جنبشی تبدیل می شود. به این ترتیب انرژی کافی از فروپاشی به اندازه ای وجود دارد که باعث شود کوتوله قهوه ای برای ۱۵ میلیون سال بدرخشد. کوتوله قهوه ای در نهایت کم نور و سرد شده و به کوتوله سیاه تبدیل می شود.