پرجرم‌ترین ستاره‌ها چقدر از خورشید سنگین‌تر هستند؟

خورشید نزدیک‌ترین ستاره به ماست. این ستاره، چیزی در حدود ۲ میلیون تریلیون تریلیون کیلوگرم وزن دارد. اگر وزن زمین به اندازه‌ی یک گیره‌ی کاغذ باشد، وزن خورشید چیزی در حد و اندازه‌ی یک موتورسیکلت بزرگ است. خورشید از نظر اندازه و وزن یک ستاره‌ی متوسط به حساب می‌آید. ولی می‌دانید بزرگترین ستاره‌های عالم چند برابر خورشید جرم دارند؟

پرجرم‌ترین ستاره‌ای که تا به حال کشف کرده‌ایم، R136a1 نام دارد. البته این بزرگترین ستاره‌ی عالم نیست، ولی با وزن ۲۶۵ برابر خورشید، سنگین‌ترین آن‌هاست. این ستاره سال ۲۰۱۰ در یکی از کهکشان‌های همدم راه‌شیری به نام ابر ماژلانی بزرگ کشف شد. این کشف به حدی مهم بود که تصورات قبلی دانشمندان درباره‌ی حد و مرز سنگین شدن یک ستاره را تغییر داد. دانشمندان می‌گویند احتمالا بعضی از ستاره‌هایی که تا ۲۰۰ میلیون سال پس از مهبانگ بوجود آمدند، به اندازه‌ی ۱۰۰ هزار برابر خورشید جرم داشتند. دانشمندان فقط به دلیل کنجکاوی در پی فهمیدن وزن ستاره‌ها نیستند. دانستن وزن ستاره‌ها می‌تواند به آن‌ها اطلاعات مفیدی درباره‌ی نحوه‌ی زندگی و مرگ این اجرام بدهد.

ستاره‌ها گوی‌های بزرگی از گاز داغ هستند. آن‌قدر بزرگ و سنگین که گرانش زیادی دارند و این گرانش زیاد،‌ حتی مواد خودشان را به شدت به سمت مرکز ستاره جذب می‌کند. این نیروی زیاد به درون، باعث شده دما و فشار در مرکز ستاره‌ها آن‌قدر زیاد شود که در آن‌جا همجوشی هسته‌ای رخ دهد. بدین معنی که اتم‌های هیدروژن در مرکز ستاره به هم جوش می‌خورند و اتم‌های هلیوم و دیگر عناصر سنگین بوجود می‌آید. بدین ترتیب مرکز ستاره‌ تبدیل به یک رآکتور همجوشی هسته‌ای بزرگ می‌شود که گرما و فشار خیلی زیادی تولید می‌کند. این فشار، عکس فشار گرانشی جرم ستاره عمل می‌کند و نیرویی رو به بیرون است. به دلیل برابر شدن دو نیروی درون و بیرون، وضعیت ستاره پایدار می‌شود.

سرنوشت شوم

با این حال این وضعیت همیشه پایدار نمی‌ماند. زمانی که سوخت ستاره تمام می‌شود و همجوشی هسته‌ای به پایان می‌رسد، نیروی رو به بیرون هم از بین می‌رود و ستاره تحت وزن خودش رمبش می‌کند. بسته به اینکه وزن اولیه‌ی ستاره چقدر بوده، سرنوشت پس از مرگ ستاره رقم می‌خورد.

ستاره‌های بزرگی که چند ده برابر خورشید وزن دارند، معمولا خیلی سریع سوختشان را مصرف می‌کنند. آن‌ها تنها چند صد میلیون سال عمر می‌کنند و سپس با انفجاری خیلی بزرگ نابود می‌شوند. به این انفجار بزرگ، ابرنواختر می‌گوییم. انفجاری که پس از آن بسته به وزن ستاره، اجرامی به نام ستاره‌های نوترونی یا سیاه‌چاله‌ها بر جای می‌مانند. در عوض ستاره‌های کوچکتری مثل خورشید، با سرعت کمتری سوخت خود را مصرف می‌کنند و پس از میلیاردها سال زندگی، از آن‌ها جرم‌هایی به نام کوتوله‌ی سفید برجای می‌ماند.

طبق محاسباتی که دانشمندان انجام داده‌اند، حداقل جرم یک ستاره می‌تواند به اندازه‌ی ۰٫۰۸ جرم خورشید باشد. این حداقل جرم مورد نیاز برای ایجاد همجوشی هسته‌ای است. هر جرمی که سبک‌تر از این باشد، فقط یک توپ گازی است و نمی‌تواند گرما تولید کند. وضعیت سیاره‌ی مشتری به همین ترتیب است و هرچند که یک سیاره‌ی خیلی بزرگ گازی است، ولی آن‌قدر سنگین نیست که در مرکزش همجوشی هسته‌ای رخ دهد.

اگر مشتری چند برابر بزرگتر بود در مرکزش همجوشی هسته‌ای رخ می‌داد و می‌توانست یک ستاره باشد.

هرچند ستاره‌شناسان حداقل جرم مورد نیاز برای تبدیل شدن یک جرم گازی به ستاره را می‌دانند، ولی دقیقا نمی‌دانند که حداکثر جرم یک ستاره چقدر می‌تواند باشد. «ولکر بروم» (Volker Bromm) که اخترفیزیک‌دانی از دانشگاه تگزاس است می‌گوید: «این یکی از پرسش‌های بزرگ حل نشده در اخترفیزیک است.»

تا ۱۰ سال پیش، اخترشناسان فکر می‌کردند حداکثر وزنی که یک ستاره می‌تواند داشته باشد، ۱۵۰ برابر جرم خورشید است. «پال کروثر» (Paul Crowther) از دانشگاه شفیلد انگلستان می‌گوید: «هم از لحاظ نظری و هم رصدی،‌ شواهد زیادی وجود داشت که می‌گفت این حد نهایی بزرگ شدن یک ستاره است.»

برای دیدن یک ستاره‌ی ابرپرجرم باید خیلی خوش‌شانس باشید چرا که طول عمر آن‌ها بسیار کوتاه است. ستاره‌هایی که چند صد برابر خورشید جرم دارند، در عرض چند میلیون سال می‌میرند. این بازه‌ی زمانی در مقیاس عمر کیهان مثل یک چشم به هم زدن است.

یکی از مکان‌هایی که می‌توان این ستاره‌های پرجرم را پیدا کرد، «خوشه‌ی کمان‌ها» (Arches Cluster) نام دارد. این یکی از متراکم‌ترین خوشه‌های ستاره‌ای در کهکشان راه شیری و بسیار جوان است. با این حال دانشمندان در این خوشه هم ستاره‌ای با جرم بیش از ۱۵۰ برابر خورشید پیدا نکردند. به همین دلیل آن‌ها تصور کردند که ستاره‌ها دیگر از این سنگین‌تر نمی‌شوند. اگر ستاره از حدی سنگین‌تر شود، تابش شدید آن، لایه‌های بیرونی‌اش را به خارج پرتاب می‌کند و باعث می‌شود بیشتر رشد نکند. به این مرز، مرز ادینگتون می‌گویند و محاسبات نشان می‌دهد که این حد به ۱۵۰ برابر جرم خورشید نزدیک است.

ولی در سال ۲۰۱۰ کروثر و تعدادی از ستاره‌شناسان، گروه سنگین‌تری از ستاره‌ها به نام خوشه‌ی R136 را مطالعه کردند. آن‌ها توانستند در آن‌جا نه یکی، بلکه چند ستاره با وزن بیش از ۱۵۰ برابر خورشید بیابند. یکی از ستاره‌های این خوشه، R136a1 نام دارد که وزن آن ۲۶۵ برابر جرم خورشید است. جالب‌تر این‌جاست که این ستاره احتمالا در زمان جوانی سنگین‌تر بوده است.

خوشه‌ی ستاره‌ای R136 دارای ستاره‌هایی است که بیش از ۱۵۰ برابر خورشید جرم دارند.

R136a1 ستاره‌ای از نوع «ولف-رایه» (Wolf-Rayet) است. بدین معنی که یک ستاره‌ی پرجرم، روشن و داغ است. این ستاره تابش خیلی زیادی دارد و لایه‌های خارجی خود را به فضا پرتاب می‌کند. دمای این ستاره ۵۳ هزار درجه‌ی سانتی‌گراد و ۱۰ میلیون بار درخشان‌تر از خورشید است. هرچند این ستاره خیلی جوان است و تنها کمی بیشتر از یک میلیون سال عمر دارد، تا به حال به اندازه‌ی ۵۰ برابر جرم خورشید، ماده‌‌اش را از دست داده است. بدین ترتیب می‌توان نتیجه گرفت که ستاره‌ی R136a1 زمانی بیش از ۳۰۰ برابر خورشید وزن داشته است.

ستاره‌شناسان متوجه شده‌اند خوشه‌ی کمان‌ها از آن چیزی که تصور می‌کردند قدیمی‌تر است و بنابراین بسیاری از ستاره‌های پرجرم آن از بین رفته‌اند. با این حال R136 به اندازه‌ی کافی جوان هست که بعضی ستاره‌های آن همچنان زنده باشند. ستاره‌های پرجرمی مثل R136a1 خیلی نادر هستند و احتمالا تعداد آن‌ها در راه شیری خیلی زیاد نیست.

اتفاقات بزرگ

یک ستاره برای اینکه سنگین شود به زمان زیادی احتیاج دارد. ستاره‌هایی به اندازه‌ی خورشید چند میلیارد سال عمر می‌کنند. این ستاره‌ها در حدود ۱۰ میلیون سال زمان نیاز دارند تا تشکیل شوند. ولی ستاره‌های پرجرمی مثل R136a1 فقط چند میلیون سال زندگی می‌کنند و بنابراین باید در عرض چند صد هزار سال بوجود آمده باشند.

کسی دقیقا نمی‌داند چگونه این ستاره‌ها می‌توانند چنین سریع تشکیل شوند. یک نظریه این است که این ستاره‌ها زمانی شکل می‌گیرند که رشته‌های گاز سرد و متراکم به یکدیگر برخورد می‌کنند. در دو سال گذشته رصدخانه‌ی فضایی اروپایی هرشل، توانسته بعضی از این رشته‌ها را ببیند. هرکدام از رشته‌ها چند سال نوری طول دارند.

وقتی این رشته‌ها به یکدیگر برخورد می‌کنند، قسمت‌هایی از گاز چگال تشکیل و ستاره‌ها درست می‌شوند. بدین ترتیب به یکباره یک خوشه‌ی ستاره‌ای بوجود می‌آید. بیشتر ستاره‌ها کوچک هستند و بعضی از آن‌ها می‌توانند پرجرم باشند. برخی از آن‌ها مثل R136a1 هم بسیار عظیم هستند.

ولی درک چگونگی رخ دادن این اتفاق سخت است. کروثر می‌گوید: «جزییاتی که من می‌گویم خیلی دقیق نیست.» این زایشگاه‌های پرجرم ستاره‌ای معمولا توسط غبارهای میان‌ستاره‌ای از دید پنهان شده‌اند. بنابراین حتی قوی‌ترین تلسکوپ‌ها هم مشکل می‌توانند پشت این غبارها را ببینند.

در ضمن وقتی ستاره‌هایی دوتایی که در مدار یکدیگر هستند به هم برخورد می‌کنند، ستاره‌های عظیم شکل می‌گیرند. بیشتر ستاره‌های سنگین‌ به صورت دوتایی وجود دارند. بنابراین جفت ستاره‌هایی که هرکدام چند ده برابر خورشید جرم دارند، در نهایت می‌توانند با برخورد به یکدیگر، به یک ستاره‌ی ابرپرجرم تبدیل شوند.

این که چگونه ستاره‌ای مثل R136a1 این‌قدر بزرگ شده، خیلی عجیب است ولی ستارگان اولیه باز هم عجیب‌تر و پرجرم‌تر بودند. نور تنها ۲۰۰ میلیون سال بعد از مهبانگ بوجود آمد، یعنی زمانی که ابرهای هیدروژن و هلیوم به ستارگان اولیه تبدیل شدند.

برخلاف ستاره‌های جدید، آن‌ها خیلی پرجرم‌تر بودند. بیشتر ستارگان اولیه ده‌ها برابر خورشید جرم داشتند و جرم بعضی از آن‌ها به صد یا دویست برابر خورشید می‌رسید. این ستارگان بزرگ به دلیل شرایط محیطی متفاوت کیهان اولیه امکان شکل گرفتن داشتند؛ آن زمان عناصر سنگین وجود نداشت.

عناصر سنگین مهم هستند چرا که کمک می‌کنند ابرهای گازی سرد شوند. در یک گاز داغ، اتم‌ها به شدت به این سو و آن‌سو می‌روند و به هم برخورد می‌کنند. عناصر سنگین می‌توانند این برخوردها را به نور تبدیل کنند و نور نیز به نوبه‌ی خود به بیرون پخش شود؛ بدین ترتیب گرما از دست می‌رود.

ولی عناصر سنگین همیشه وجود نداشته‌اند. آن‌ها بر اثر همجوشی هسته‌ای در مرکز ستارگان بوجود می‌آیند و با انفجار ستاره‌ها در عالم پخش می‌شوند. نسل‌های مختلفی از ستاره‌ها آمده‌اند و رفته‌اند تا اکنون بتوانیم این تنوع از عناصر سنگین را در کیهان ببینیم. زمانی که ستاره‌ّهای اولیه بوجود آمدند در جهان فقط هیدروژن، هلیوم و اندکی لیتیوم وجود داشت.

بدون عناصر سنگین، ابرهای گازی نمی‌توانستند این‌قدر آسان خنک شوند و بدین ترتیب تبدیل آن‌ها به ستاره‌های بزرگ مشکل بود. برای جبران، هر ابر گازی باید بزرگتر شود تا بتواند گرانش لازم برای رمبش و تبدیل شدن به ستاره را پیدا کند. بدین ترتیب ستاره‌های آن زمان سنگین‌تر از ستاره‌های کنونی بودند.

در واخر دهه‌ی ۱۹۵۰، ستاره‌شناسان اختروش‌ها را یافتند. اختروش‌ها اجرام به شدت پرنوری هستند که بر اثر حضور یک سیاه‌چاله‌ی بسیار بزرگ در دل مقدار زیادی ماده بوجود می‌آیند. سیاه‌چاله از یک دیسک چرخان گاز و غبار تغذیه می‌کند و در نتیجه پرتوی انرژی بسیار قدرتمندی ارسال می‌شود.

راز بزرگ این است که چگونه سیاه‌چاله‌های ابرپرجرم آن‌جا قرار گرفتند. سیاه‌چاله‌ها زمانی بوجود می‌آیند که ستاره‌ها سوختشان را تمام و تحت وزن خود رمبش می‌کنند. برای اینکه یک سیاه‌چاله ابرپرجرم شود، باید مقدار خیلی زیادی گاز و غبار اطراف را ببلعد یا با یک سیاه‌چاله‌ی دیگر ادغام شود.

مشکل این است که این اختروش‌ها در ابتدای تاریخ کیهان وجود داشتند و بنابراین سیاه‌چاله‌های آن زمان باید در زمان خیلی کمی بزرگ می‌شدند. آن زمان باید ستاره‌هایی با جرم ۱۰۰ هزار برابر جرم خورشید وجود می‌داشتند؛ R136a1 پیش این ستاره‌ها کاملا کوچک است. مدل‌های کامپیوتری نشان می‌دهند که ابری از گرد و غبار با وزن یک میلیون برابر جرم خورشید می‌تواند تبدیل به ستاره‌ای به جرم ۱۰۰ هزار جرم خورشید شود. همه‌ی شرایط باید در درست‌ترین حالت ممکن قرار داشته باشند. یعنی هیچ عنصر سنگینی وجود نداشته باشد و تابش فرابنفش آن‌قدر زیاد باشد که از سرد شدن گاز جلوگیری کند. ستاره‌ای به این بزرگی ناپایدار است و در نهایت می‌تواند به یک سیاه‌چاله تبدیل شود. این سیاه‌چاله بعدها می‌تواند با بلعیدن گاز و غبار یا تلفیق شدن با یک سیاه‌چاله‌ی دیگر آن‌قدر  پرجرم شود که بتواند یک اختروش را بوجود آورد.

وقتی دو سیاه‌چاله به هم برخورد می‌کنند. نوسان‌هایی در فضا-زمان به نام امواج گرانشی بوجود می‌آورند. رصدخانه‌ی فضایی امواج گرانشی eLISA وقتی در سال ۲۰۲۸ به فضا پرتاب شود، ممکن است بتواند این امواج گرانشی را دریافت کند. (بهمن ماه ۹۴ رصدخانه‌ی امواج گرانشی لایگو توانست امواج گرانشی حاصل از برخورد دو سیاه‌چاله را ثبت کند.) با دریافت امواج، ستاره‌شناسان می‌توانند متوجه جرم سیاه‌چاله‌های برخورد کننده و اینکه آیا آن‌ها توسط ستاره‌های خیلی پرجرم بوجود آمده‌اند یا خیر بشوند. این یافته‌ها می‌توانند بسیار مهم باشند. با درک اینکه چگونه نخستین ستاره‌ها این‌قدر بزرگ شدند، ستاره‌شناسان می‌توانند بفهمند که نخستین کهکشان‌ها به چه شکل بوده‌اند.