رده بندی ستارگان — به زبان ساده

پیشتر در مجله فرادرس، در مطلب «چرخه حیات ستارگان — به زبان ساده» با اصطلاحاتی مثل کوتوله سفید و غول سرخ آشنا شدیم. در این نوشته، قصد داریم با جزئیات بیشتری به این نامگذاریهای ستارگان و ویژگیهای آنها بپردازیم. برای این منظور، لازم است با نظام رده بندی ستارگان آشنا شویم.

رده بندی ستارگان

«رده بندی ستارگان» (Stellar Classification) نوعی تقسیمبندی است که ستارگان را بر اساس مشخصههای طیفی آنها ردهبندی میکند. رده بندی ستارگان انواع متفاوتی دارد و معمولاً بر اساس درخشندگی یا دمای سطحی ستارگان انجام میشود. دو ردهبندی معروف برای رده بندی ستارگان وجود دارد که امروزه نیز از آنها استفاده میشود: «ردهبندی هاروارد» و «ردهبندی مورگان-کینان».

ردهبندی هاروارد، ردهبندی طیفی یکبعدی است که در آن، رده بندی ستارگان بر اساس دمای آنها انجام میشود. نسخه امروزی ردهبندی هاروارد که برای نخستین بار در دهه نخست قرن نوزدهم و توسط اخترشناسان رصدخانه دانشگاه هاروارد توسعه داده شد، در سال 1924 و توسط «آنی جامپ کَنون» (Aie Jump Caon) اصلاح شده است. در این نظام از رده بندی ستارگان به هر ستاره یک نوعِ طیفی (Spectral Type) اختصاص داده میشود و هر رده نیز بر اساس خطوط جذبی موجود در طیف ستاره، به 10 زیررده تقسیم میشود. از منظر فیزیکی، این ردهها نشانگر دمای جو ستاره هستند و معمولاً از داغترین به سردترین مرتب میشوند. مثلاً در ردهبندیهاروارد، خورشید ما که ستارهای با دمای حدود 5,800 درجه کلوین است، تحت عنوان ستاره G2 ردهبندی میشود.

اما ردهبندی هاروارد نمیتواند کاملاً ستاره را توصیف کند، زیرا قادر به تمایز گذاشتن میان ستارگانی با دمای یکسان اما درخشندگی متفاوت نیست؛ به عبارت دیگر، این نوع از رده بندی ستارگان نمیتواند بین ستارگان رشته اصلی، ستارگان غول و ستارگان ابرغول تمایز بگذارد. به همین دلیل، در سال 1943، «ویلیام مورگان» (William Morgan)، «فیلیپ کینان» (Philip Keenan) و «ادیث کلمان» (Edith Kellman) از رصدخانه «یِرکِس» (Yerkes)، نظام ردهبندی دوبعدی یرکس را پایهگذاری کردند. این نظام ردهبندی نیز رویکردی طیفی دارد که بر مبنای خطوط طیفی حساس به دمای ستاره و گرانش سطحی آن (که با درخشندگی ستاره مرتبط است) پایهگذاری شده است.

بعدها و در سال 1953، پس از انجام اصلاحاتی در فهرست ستارگان استاندارد و ضوابط ردهبندی، این رویکرد به نام ردهبندی مورگان-کینان (MK) نامگذاری شد که امروزه نیز از آن استفاده میشود. ردهبندی MK در ابتدا شامل حروف رومی بین I (معرف ستارگان ابرغول) و V (معرف ستارگان رشته اصلی) بود؛ اما امروزه ستارگان رده I خود به سه زیر رده تقسیم میشوند و ردههای VI (معرف ستارگان زیرکوتوله) و D (معرف ستارگان کوتوله سفید) نیز به این نوع از رده بندی ستارگان افزوده شده است.

اخترشناسان امروزه عموماً از ترکیبی از این دو روش برای رده بندی ستارگان استفاده میکنند؛ به این ترتیب که برای توصیف کامل ستاره، رده درخشندگی MK به ردهبندی اولیه هاروارد افزوده میشود. برای مثال، ردهبندی کامل خورشید ما که یک ستاره رشته اصلی است، به صورت G2V بیان میشود.

اگر دقت کرده باشید، در نظام ردهبندی MK با اصطلاحاتی مثل فراغول، ابرغول، غول معمولی، کوتوله و کوتوله سفید روبهرو میشوید؛ اما هر کدام از این اصطلاحات به چه معناست؟ پیش از آنکه بخواهیم این واژگان را توضیح دهیم، لازم است با مفهوم ستارگان رشته اصلی و نمودار هرتسپرونگ-راسل آشنا شویم.

نمودار هرتسپرونگ-راسل

«نمودار هرتسپرونگ-راسل» (Hertzsprung–Russell Diagram) یا به اختصار «HR Diagram» یکی از مهمترین ابزارهای اخترشناسان در مطالعه تکامل ستارگان است. این نمودار که در آغاز قرن بیستم و به طور مستقل توسط «اینار هرتسپرونگ» (Ejnar Hertzsprung) و «هنری نوریس راسل» (Henry Norris Russell) توسعه داده شد، دمای ستارگان را در مقابل درخشندگی آنها (در نسخه نظری نمودار HR)، یا رنگ ستارگان (نوع طیف ستاره) را در مقابل قدر مطلق آنها (در نسخه رصدی نمودار HR) ترسیم میکند.

این دو دانشمند با تعیین یک محور به عنوان دما و محور دیگر به عنوان قدر مطلق دریافتند ستارگان در گروههای گوناگونی جای میگیرند که نمایانگر مراحل چرخه حیاتشان است. بخش اعظم ستارگان در این نمودار در یک نوار باریک جای میگیرند که «رشته اصلی» (Main Sequence) خوانده میشود. این نمودار به اخترشناسان کمک میکند نحوه تکامل ستارگان و ایجاد رابطه میان خواص آنها را درک کنند.

در نمودارهای امروزی HR، هر چهار پارامتر درخشندگی، قدر مطلق، دما و رنگ (ردهبندی) ستارگان همزمان نمایش داده میشود؛ در نتیجه میتوان هر دو نظام رده بندی ستارگان هاروارد و MK را روی این نمودار پیادهسازی و مشاهده کرد.

با توجه به استفاده از قدر مطلق ستارگان که عامل فاصله را از درخشندگی ستاره حذف میکند، نمودار HR به وضوح نشان میدهد عمدتاً ستارگان نورانیتر، داغتر و ستارگان کمنورتر، سردتر هستند. همچنین برخی از ستارگان در مقایسه با ستارگان همدمای خود روی رشته اصلی نورانیتر هستند. این ستارگان استثنایی را غول مینامند و ستارگان باز هم نورانیتر از آنها به ابرغول مشهورند. برخی از ستارگان نیز هستند که از ستارگان همدمای خود روی رشته اصلی کمنورتر هستند. این ستارگان را کوتولههای سفید مینامند. حال نوبت آن شده است که این ستارگان را با جزئیات بیشتری معرفی کنیم.

ستارگان رشته اصلی

ستارگان رشته اصلی، ستارههایی هستند که بین درخشندگی، اندازه و دمای آنها رابطه پایداری وجود دارد. تمام ستارگان تازه متولد شده روی رشته اصلی نمودار قرار هرتسپرونگ-راسل میگیرند؛ اما بسته به جرم اولیه ستاره طیفهای متفاوتی را تشکیل میدهند.

ستارههای رشته اصلی را گاه «ستارههای کوتوله» (Dwarf Star) هم مینامند؛ ستارگانی که سایز نسبتاً کوچک و درخشندگی کمی دارند. واژه کوتوله نخستین بار در سال 1906 و توسط خود هرتسپرونگ استفاده شد. او متوجه شد سرخترین ستارگان (که در نظام ردهبندی هاروارد در رده K و M قرار میگرفتند) را میتوان به دو گروه کاملاً متمایز تقسیم کرد. این ستارگان یا به مراتب از خورشید درخشانتر بودند، یا اینکه به مراتب از آن کمنورتر بودند. برای تمایز بین این دو گروه، هرتسپرونگ آنها را «غول» و «کوتوله» نامید؛ کوتولهها ستارگان کمنورتر و غولها ستارگان درخشانتر بودند.

کوتولهها که از نظر درخشندگی در رده V ردهبندی MK جای میگیرند، سه زیررده دارند:

• «کوتوله سرخ»؛ کوچکترین و سردترین ستارگان رشته اصلی هستند. کوتولههای سرخ با اختلاف زیاد، فراوانترین نوع ستارگان در راه شیری هستند. بر اساس برخی تخمینها، این ستارگان 70 درصد کل ستارگان کهکشان ما را شامل میشود. کوتولههای سرخ ستارگان بسیار کمجرمی هستند و در نتیجه فشار نسبتاً پایین، نرخ همجوشی هستهای آهسته و بنابراین دمای پایینی دارند. این ستارگان هیدروژن را بهکندی میسوزانند و صدها میلیارد سال یا بیشتر روی رشته اصلی باقی میمانند.
• «کوتوله زرد»؛ ستارگانی با جرم 84/0 تا 15/1 جرم خورشید هستند که در ردهبندی هاروارد، جزو رده G قرار میگیرند. البته بر خلاف اسمشان، رنگ اغلب این ستارگان سفید است و درصد کمی نیز به رنگ زرد کمرنگ دیده میشوند. این ستارگان خورشیدآسا حدود 10 میلیارد سال روی رشته اصلی باقی میمانند.
• «کوتوله نارنجی»؛ ستارگان رده K در ردهبندی هاروارد که با اندازه متوسط خود، بین کوتولههای سرخ و کوتولههای زرد جای میگیرند. در مقایسه با ستارگانی مثل خورشید که حدود 10 میلیارد سال روی رشته اصلی باقی میمانند، کوتولههای نارنجی مدت بسیار طولانیتری (بین 20 تا 70 میلیارد سال) روی این رشته پایدار میمانند و از همین رو، در جستوجوی حیات فرازمینی مورد توجه ویژهای قرار دارند.

علاوه بر این سه دسته، زیررده فرضی دیگری از ستارگان فوق کمجرم وجود دارد که «کوتوله آبی» نامیده میشود. کوتولههای قرمزی که کمتر از 0/25 خورشید جرم دارند، در انتهای عمرشان به کوتوله آبی تکامل پیدا میکنند. از آنجاییکه سرعت سوختن هیدروژن کوتولههای سرخ بسیار آهسته است، عالم هنوز به سنی نرسیده است که شاهد شکلگیری کوتولههای آبی باشد؛ هر چند مدلهای نظری کیهانشناسی وجود آنها را پیشبینی میکنند.

به طور کلی، هر چه ستاره پرجرمتر باشد، دوره حیاتش روی رشته اصلی کوتاهتر است. در این دوران ستاره به آرامی از هیدروژن خود تغذیه میکند و از طریق همجوشی هستهای، هلیُم میسازد. وقتی سوخت هیدروژن در هسته ستاره رو به پایان میگذارد، ستاره از رشته اصلی تکامل مییابد و بسته به ویژگیهایش به کوتوله سفید، غول سرخ یا ابرغول تبدیل میشود.

ستارگان زیرکوتوله

قبل از اینکه به کوتولههای سفید بپردازیم، اجازه دهید تکلیف ستارگان زیرکوتوله را مشخص کنیم. «زیرکوتولهها» (Subdwarfs)، ستارگانی هستند که نسبت به ستارگان رشته اصلی همطیف خود، به اندازه ۱/۵ تا 2 برابر، درخشندگی کمتری دارند. اصطلاح زیرکوتوله را اخترشناس مشهور، «جرارد کوییپر» (Gerard Kuiper) در سال 1939 روی آنها گذاشت که به گروهی از ستارگان با طیف نابهنجار و غیرعادی اشاره داشت که پیشتر «کوتولههای سفید میانی» خوانده میشدند.

در نمودار HR، این ستارگان، زیرِ ستارگان رشته اصلی قرار میگیرند و به دو دسته زیرکوتولههای سرد و زیرکوتولههای داغ تقسیم میشوند. زیرکوتولههای سرد درخشندگی کمتری نسبت به همتایان کوتولهشان روی رشته اصلی دارند که به دلیل فلزینگی (Metallicity) کمتر آنهاست. این ستارگان از نظر عناصر سنگینتر از هلیم فقیر هستند که باعث کاهش کدری (معیاری برای سنجش نفوذناپذیری در برابر تابشهای الکترومغناطیسی و دیگر تابشها، به ویژه نور مرئی) لایه خارجی آنها و کاهش فشار تابشی ستاره میشود که در نتیجه به کوچکی و داغتر بودن ستاره نسبت به ستارگان همجرمش میانجامد.

زیرکوتولههای داغ زیررده کاملاً متفاوتی با همتایان سرد خود را شکل میدهند و در کمال شگفتی، مرحله آخر تکامل برخی ستارگان محسوب میشوند. این زیرکوتولهها هنگامی شکل میگیرند که ستاره غول سرخ لایههای خارجی هیدروژن خودش را از دست میدهد، پیش از آنکه هستهاش سوزاندن هلیم را آغاز کند.

کوتولههای سفید

«کوتوله سفید» (White Dwarf)، آخرین مرحله در چرخه عمر ستارگان کمجرم (ستارگانی با جرم کمتر از 8 برابر جرم خورشید) است که در واقع، هسته لُخت کوچک و بسیار داغ باقیمانده از آنهاست. کوتولههای سفید، حجمی در اندازههای زمین دارند؛ اما بسیار چگال هستند و جرم آنها حدود جرم خورشید (حداکثر ۱/4 برابر جرم خورشید) است. با وجود این و در مقایسه با ستارگان بزرگتر، کوتوله سفید به دلیل نداشتن انرژی، ستارهای سرد و کمنور محسوب میشود. با تبدیل شدن ستاره به کوتوله سفید، پایان زندگی ستاره فرا میرسد. کوتوله سفید، سرنوشت محتوم 97 درصد ستارگان کهکشان راه شیری خواهد بود.

ستارگان زیرغول

«زیرغول» (Subgiant) ستارهای است که از ستاره همطیف خود در رشته اصلی درخشانتر است، اما به درخشندگی ستارگان غول نیست. ستاره زیرغول هم به رده درخشندگی خاصی از ستارگان و هم به مرحلهای در تکامل ستارگان اشاره دارد. اینها ستارگانی هستند که با تمام شدن سوخت هیدروژنشان، در مسیر تحول از ستارههای رشته اصلی به ستارگان غول هستند.

واژه زیرغول نخستین بار در سال 1930 و برای رده ستارگان G و ستارگان ابتدای رده K با قدر مطلق بین ۲/۵ و 4 استفاده شد. این رده، زنجیرهای از ستارگان را شامل میشود که بین ستارگان شاخص رشته اصلی مثل خورشید و ستارگان شاخص غول مثل ستاره «چشم گاو» (الدبران) جای میگیرند؛ هر چند نسبت به هر دو رده ستارگان، فراوانی کمتری دارند. «بتا کژدم» و «بتا ارابهران» جزو این رده از ستارگان هستند.

غولهای معمولی

«ستاره غول» (Giant Star) ستارهای است که شعاع و درخشندگی آن از ستاره همدمایش در رشته اصلی به میزان چشمگیری بیشتر است. ستارگان غول شعاعی تا چند صد برابر شعاع خورشید دارند و درخشندگی آنها بین 10 تا چند هزار برابر درخشندگی خورشید است.

غولها که از نظر درخشندگی در رده III ردهبندی MK جای میگیرند، سه زیررده دارند:

1. «غول سرخ»: که پس از مراحل پیشستاره و ستاره رشته اصلی، سومین مرحله حیات ستارگان کمجرم است. پس از ستارگان رشته اصلی، غولهای سرخ به دلیل درخشندگی بالایشان، مشهودترین گروه ستارگان آسمان هستند؛ هر چند تعدادشان در مقایسه با کوتولههای سفید به مراتب کمتر است.
   • دلیل نامگذاری این ستارگان این است که در این مرحله، ستاره نسبت به دوران رشته اصلی بسیار سردتر (و در نتیجه قرمزتر) است و همچنین اندازهاش به میزان چشمگیری بزرگتر است. در این مرحله، هسته ستاره به اندازه کافی داغ شده است که سوزاندن هلیم را آغاز میکند؛ نوعی فرآیند همجوشی هستهای که طی آن هستههای سنگینتر هلیم به هم پیوند خورده و هستههای بزرگتر مثل کربن و سپس اکسیژن را شکل میدهد.
2. «غول زرد»: ستاره غول درخشانی با جرم کم یا متوسط که در فاز آخر تکامل خود قرار دارد. تنها حدود 10 درصد ستارگان غول جزو این زیررده هستند. بخشی از دلیل کمیاب بودنشان این است که آنها فقط از ستارگانی یا جرمهای نسبتاً بالا شکل میگیرند و بخشی نیز به دلیل زمان اندکی است که این ستارگان در این مرحله زندگی میگذرانند. با وجود این، برخی از مهمترین ستارگان متغیر مثل متغیرهای دلتا سپری، متغیرهای دلتا قیفاووسی و متغیرهای آرآر شلیاقی جزو غولهای زرد هستند.
3. «غول آبی»: به دستهای از ستارگان در مراحل مختلف زندگی اطلاق میشود که جز اینکه از ستارگان رشته اصلی تکامل پیدا کردهاند، چندان ویژگی مشترکی ندارند و از ستارگان بسیار پرجرم درخشان تا ستارگان کمجرم را در بر میگیرد. به همین دلیل بیش از آنکه نوع خاصی از ستارگان باشند، نشانگر ستارگانی هستند که در ناحیه خاصی از نمودار HR قرار دارند. در مقایسه با غولهای سرخ که شعاعشان تا چند صد برابر خورشید است، غولهای آبی تنها شعاعی بین 5 تا 10 برابر شعاع خورشید دارند.

غولهای درخشان

«غولهای درخشان» (Bright Giants) که نخستین بار در سال 1943 معرفی شدند، ستارگانی با درخشندگی رده II در نظام MK هستند که به دلیل ویژگیهای طیفی خود، بین غولهای معمولی و ابرغولها قرار میگیرند. از جمله معروفترین این ستارگان میتوان «راسالجاثی» (Alpha Herculis) و «عَذارا» (Epsilon Canis Majoris) را نام برد.

ستارگان ابرغول

«ابرغولها» (Supergiants) در زمره پرجرمترین و درخشانترین ستارگان عالم هستند. این ستارگان کمیاب که با قدر مطلق 3- تا 8- بخش بالایی نمودار HR را اشغال میکنند، میتوانند دهها برابر روشنتر از خورشید بوده و شعاعی تا هزار برابر آن داشته باشند. گستره دمای سطحی ابرغولها از 3,400 تا 20,000 درجه کلوین است.

ابرغولها را میتوان مرحله مشخصی در تکامل گروه خاصی از ستارگان به شمار آورد. ستارگانی با جرم اولیه بیش از 10 برابر جرم خورشید، پس از اتمام سوخت هیدروژن به سرعت هسته هلیمی خود را هم مصرف میکنند و فرآیند همجوشی هستهای را تا شکلگیری هستهای آهنی ادامه میدهند تا سرانجام با انفجار ابرنواختری نوع II به زندگیشان پایان بدهند. جو خارجی این ستارگان به محض ترک رشته اصلی متورم میشود و ستاره ابرغول را شکل میدهد.

از میان ستارگان ابرغول، ابرغولهای سرخ پرحجمترین ستارگان عالم به شمار میروند، هر چند درخشانترین یا پرجرمترین ستارگان محسوب نمیشوند. «ابطالجوزا» (Betelgeuse) و «قلبالعقرب» (Antares) دو ستاره شناخته شده این رده از ستارگان هستند.

فراغولها

«ستارگان فراغول» (Hypergiant)، پرجرمترین و درخشانترین نوع ستارگان کهکشان هستند. این ستارگان بسیار ناپایدارند و جرم عظیم خود را که دهها تا صدها برابر جرم خورشید است، تنها طی یک میلیون سال یا کمتر مصرف میکنند. در نهایت، این ستارگان به شکل انفجار ابرنواختری منفجر شده و بر اساس فرضیهها، در قامت سیاهچاله به حیات خود ادامه میدهند.

واژه فراغول در واقع به روشنایی ستاره و نه اندازه فیزیکی آن اشاره دارد؛ بنابراین فراغولهای آبی با وجود درخشندگی بسیار زیاد، ممکن است در واقع کوچکتر از غولهای سرخ استانداردی باشند که در انتهای عمر ستارههای عادی خورشیدآسا شکل میگیرند.

فراغولها بیشتر عمر کوتاهشان را به شکل ستارههای آبیِ درخشان (با دمای تا حدود 50 هزار درجه کلوین) میگذرانند؛ اما برخی از آنها در نهایت تحول پیدا میکنند و با انتقال به منتهیالیه خنک بازه رنگ ستارهها، به یک فراغول زرد-نارنجی یا قرمز با دمای سطحی حدود 3,000 درجه کلوین تبدیل میشود.

فراغولها که بالاترین موقعیت را در نمودار HR اشغال میکنند، گاه به سه زیررده تقسیم میشوند:

• «فراغول آبی»: درخشانترین ستارگان شناخته شده عالم هستند. برای مثال، «ستاره تپانچه» (Pistol Star) در صورت فلکی قوس تا 10 میلیون بار درخشانتر از خورشید است. برخی از فراغولهای آبی ممکن است لایههای خارجیشان را به بیرون پرتاب کنند و به ستارههای «ولف-رایه» (Wolf-Rayet) و سرانجام هم به «متغیرهای آبی درخشان» (LBV) تبدیل شوند.
• «فراغول زرد»: یکی از نادرترین انواع ستاره در کهکشان ما هستند که گمان میرود از تحول ابرغولهای سرخ شکل میگیرند. دمای این ستارگان ممکن است به طور چشمگیری بین 4,000 تا 8,000 درجه کلوین در نوسان باشد.
• «فراغول سرخ»: که نسبت به همردههای خود مسیر تکاملی مرسومتری را طی میکند، درخشان و منبسط میشود و در نهایت به بزرگترین ستارههای عالم تبدیل میشود.

کوتوله قهوهای

در نهایت و در انتهای نمودار HR، «کوتولههای قهوهای» (Brown Dwarfs) جای دارند؛ گروهی از اجرام «زیرستارهای» (Substellar) که جرمشان بین سنگینترین سیارات گازی و سبکترین ستارگان قرار میگیرد. از آنجاییکه این اجسام اسرارآمیز از ستارههای رشته اصلی کوچکترند، هسته آنها هرگز به دمای کافی برای آغاز واکنش همجوشی هیدروژن به هلیم نمیرسد؛ هر چند ممکن است همجوشی دوتریم و لیتیم در آن رخ دهد. کوتولههای قهوهای، ستارگان محو و روبهزوالی هستند که چون نوری از خود نمیتابانند، به سختی قابل شناسایی هستند.

این مطلب توسط نویسنده مهمان، «محمود حاج زمان»، نوشته شده است.

اگر این مطلب برای شما مفید بوده است، آموزشها و مطالب زیر نیز به شما پیشنهاد میشوند:

• مجموعه آموزشهای فیزیک
• مجموعه آموزشهای ریاضیات
• آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی
• از کجا می دانیم جهان از مه بانگ زاده شده است؟
• نوترون چیست؟ — به زبان ساده