خوشه های ستاره ای

می 24, 2019 اخترزیست

 

 

از آنجا که محاسبات الگو های تکامل ستاره ای بی اندازه مشکل است و در آنها تعداد زیادی عامل هایی تقریبی وارد میشوند که گرچه تقریب خوبی دارند اما کاملا معین نیستند اختر شناسان این محاسبات را با مشاهداتی که از خوشه های ستاره ای به عمل می آورند مقایسه و کنترل می کنند . معلوم شده است که تمام ستارگان یک خوشه ستاره ای به طور همزمان از متراکم شدن مواد میان ستاره ای به وجود می آیند و از این رو سن تمام ستارگان آن تقریبا یکسان است . این امر مطالعه ی الگو های تکاملی ستاره ای را از روی بررسی دما و درخشندگی تمام ستارگان موجود در یک خوشه ی ستاره ای امکان پذیر می سازد. خوشه ی ستاره ای ستارگانی با جرم های مختلف را در بر می گیرد که عمری تقریبا یکسان دارند و بنابر این ستارگانی با فاز های تکاملی مختلف را به نمایش می گذارد ( به شرط آنکه ستارگان کافی در آن وجود داشته باشند)

خوشه های ستاره ای در کهکشان محلی ما تشخیص داده شده اند که دو نوع عمده دارند :جوانترین آنها خوشه های باز یا کهکشانی نامیده می شوند و خوشه های پیر تر بزرگتر و پر جمعیت تر خوشه های کروی خوانده می شوند .

خوشه های کهکشانی اصولا به صفحه ی پهن کهکشان محلی ما محدود می شوند. در حدود یک هزار عدد از آنها در کهکشان ما شناخته شده اند ولی تخمین زده می شود که احتمالا هزاران عدد دیگر نیز وجود دارند که به سبب تیره گی ناشی از غبار دیده نمی شوند. گستره ی جمعیت خوشه های کهکشانی از حدود چند دو جین تا چندین صد ستاره است گستره ی سن ستارگان این خوشه ها نیز در روی رشته ی اصلی آنها از کمتر از یک میلیون تا پنج میلیارد سال ( یا بیشتر ) است.

پروین

نمونه ای از یک خوشه ی کهکشانی که به آسانی می توان مشاهده کرد . گروه کوچکی از ستارگان ددر صورت فلکی ثور است که خوشه ی پروین نامیده می شود . آن را هفت خواهران یا ثریا نیز نامیده اند. بدون استفاده از تلسکوپ معمولا شش ستاره ی ظر نور این خوشه قابل مشاهده است اما با استفاده از عدسی میدان یا تلسکوپ ده ها ستاره را می توان در آن دید. مطالعه ی حرکت های فردی ستارگان در این ناحیه  نشانگر آنست که بیش از صد ستاره عضو خوشه ی پروین هستند . نمودار رنگ قدر برای خوشه ی پروین نشان می دهد که رشته ی اصلی در این خوشه تا قدر مطلق تقریبا 2 می رسد. ستارگان نورانی تر از این قدر در بالای رشته ی اصلی قرار دارند و در حال آغاز حرکت به سوی مرحله ی غول سرخی هستند . اما خوشه ی پروین چندان غنی نیست که اکنون ستاره ای در مرحله ی غولی دیده شود. ستارگانی که جرمشان بسیار بیشتر از جرم آنهایی است که رشته دی اصلی خوشه ی پروین را ترک می گویند چنان سریع تکامل می یابند که تقریبا تنها در مدت چند میلیون سال مراحل تکاملی را پشت سر می گذارند و ما باید امید وار باشیم که بتوانیم این خوشه را به هنگامی که یکی از ستارگان آن وارد این تکامل سریع می شوند ببینیم.

قلایس

قلایس خوشه ی کهکشانی دیگری است که در آسمان فاصله ی بسیار زیادی از خوشه ی پروین ندارد اما بسیار نزدیک تر به خورشید است و از این رو توزیع ستارگان آن چنان دیده می شود که ظاهرا بصورت یک خوشه در نظر نمی آید و این خوشه مهم است زیرا ویژگی های آن اندازه گیری مقیاس فاصله ی ستاره ای را به روشی مستقل برای ما امکان پذیر می سازد . این خوشه چنان نزدیک است که فاصله اش را می توان از روی حرکت های ستارگان منفرد درون آن که همگی با هم در فضا حرکت می کنند تعیین کرد. و بنابراین به اندازه گیری حرکتی فضایی موفق شد که در موارد دیگر دست یافتنی نیست.

قلایس همچنین از این رو جالب توجه است که ستار های اندکی در ناحیه ی غولی دارد و محاسبه ی تکامل ستاره ای را تا جایی که می توان در مورد چنین نمونه گیری کوچک انجام داد میسر می سازد.

خوشه های پر جمعیت

به منظور انجام دادن یک مقایسه ی واقعا معتبر میان یک خوشه ی ستاره ای و الگو های تکاملی محاسبه شده برای ستارگان لازم است خوشه ی ستاره ای نسبت به خوشه های باز نمونه در نزدیکی خورشیدستاره های زیادی در فاز غولی داشته باشد . به همین دلیل اختر شناسان از این کشف خشنودند که یکی از نزدیک ترین کهکشان ها یعنی ابر بزرگ ماژلانی ( با فاصله ای در حدود 50000 پارسک از کهکشان محلی ما ) دارای تعداد بسیار زیادی از چنین خوشه های ستاره ای است. این کهکشان از نظر داشتن ستارگان جوان گاز و غبار غنی است و از این رو میدان خوبی است برای یافتن کلید های شکل گیری و تکامل ستارگان پر جرم . در میان خوشه های ستاره ای مطالعه شده در این کهکشان تقریبا 35 خوشه  وجود دارند که بطور غیر عادی پر جمعیت هستند و ستارگان آنها از تمام  خوشه های جوان نزدیک به خورشید که تا به حال در کهکشان ما مطالعه شده اند بسیار بیشتر اند .

یکی از پر جمعیت ترین و نورانی ترین خوشه ها در ابر بزرگ ماژلان NGC 1866 است تعداد ستارگان این خوشه از 10000 تا 20000 ستاره برآورد شده است و بطور متناسبی تعدادزیادی از آنها ( در حدود 50 عدد ) در مرحله ی غول سرخی تکامل هستند . به علاوه در این خوشه چندین متغیر قیفاووسی وجود دارد زیرا واقعیت این است که انحراف مجدد به رشته ی اصلی در نمودار رنگ قدر به نوار نا پایداری بر می گردد.

خوشه های ستاره ای پیر

هنگامی که سن خوشه های ستاره ای نزدیک به خورشید در کهکشان ما اندازه گیری شد نتیجه ی شگفت انگیزی بدست آمد . اگرچه در این حجم از فضا تعدادی خوشه با سن چندین میلیارد سال وجود دارد اما تعداد خوشه های بسیار پیر بطور حیرت آوری بسیار اندک است . به نظر می رسد خوشه های ما در نزدیکی خودمان مشاهده می کنیم اجرام بسیار جوان با سنی کمتر از یک میلیارد سال هستند که در میان آنها خوشه هایی که تنها چند میلیون سال از عمرشان می گذرد اکثریت را دارند . همچنین نگاهی گذرا به توزیع این سن ها حاکی از آن است که خوشه ها پدیده های جدیدی در کهکشان ما هستند و در زمان های قدیم پیشتر از حدود یک میلیارد سال پیش از میلاد تعدادشان بسیار کم بوده است. در مقابل توزیع ستارگانی با جرم ها و درخشندگی های گوناگون نشانگر آن است که در آن دوران های قدیم می باید تعداد بسیار زیادی از ستاره شکل گرفته باشد . حتی از روی آمار محتمل به نظر می رسد که از زمان تشکیل کهکشان ما (در 10 میلیارد سال پیش ) آهنگ شکل گیری ستارگان بطور پایداری کاهش یافته است.

اگر آهنگ شکل گیری ستارگان از آغاز تشکیل کهکشان کاهش یافته پس چرا آهنگ تشکیل خوشه های ستاره ای افزایش یافته است ؟ پاسخ آن است که احتمالا چنین نیست بلکه بدلدل ناپایداری خوشه های کوچک چنین به نظر می رسد . اگر خوشه ی ستاره ای بسیار پر جرم نباشد نیروهای گرانشی قدرتمند بیرون از آن در خلال عمر کهکشان بر آن اثر میگذارند و به تدریج آن را از هم می پاشند. مشاهدات چنین نیروهایی بر روی خوشه هایی مانند پروین یا قلایس نشان می دهد که انها فقط به مدت چند صد میلیون سال یا بیشتر می توانند به عنوان خوشه دوام بیاورند و ظس از آن کاملا از هم گسسته می شوند و به صورت ستاره های منفرد در می  آیند که که هر کدام به راه خود می رود .بنابراین محتمل است که در تاریخ کهکشان ما شکل گیری خوشه ها سریع تر از شکل گیری ستاره ها روی داده است ولی خوشه های منفرد با چند استثنا عمر مورد انتظار نسبتا کوتاهی بعنوان خوشه داشته اند .

خوشه های کهکشانی پیر

در نزدیکی خورشید چند خوشه ی بسیار پیر وجود دارد و بیشتر انها دست کم چندین هزار ستاره دارند. نمونه ای از آنها M67 که در صورت فلکی سرطان قرار دارد جسم کم رنگ و نامشخصی است . بدون تلسکوپ دیده نمی شود و از درون تلسکوپ نیز چندان پر نور و برجسته نیست. ظاهر نامشخص آن بدلیل زیاد بودن سن این خوشه است. در پنج میلیارد سالگی تمام ستارگان درخشان ان تکامل یافته و از نظر محو شده اند و تنها ستاره های کم نور باقی مانده اند . نورانیت ستاره های M67 در رشته ی اصلی ان فقط اندکی درخشان تر از خورشید هستند .

خوشه های ستاره ای کروی

پیر ترین اجرام کهکشان ما خوشه های بسیار پر جمعیت درخشان و گسترده ای هستند که خوشه های کروی ستارگان نامیده می شوند . در حدود 120 عدد از آنها فهرست شده است که بیشترشان در یک هاله ی تقریبا کروی هم مرکز با کهکشان ما توزیع شده اند . بر خلاف خوشه های کهکشانی خوشه های کروی به صفحه ی پهن کهکشان مربوط نمی شوندبلکه تا فاصله های زیادی در بالای این صفحه گسترده شده اند. همچنین آنها تراکم زیادی در محدوده ی مرکز کهکشان دارند.

از انجا که خوشه های کروی بسیار پر جمعیت اند اعضای زیادی از آنها را می توان یافت که در فاز های غولی تراکم ستاره ای هستند. از این رو این خوشه ها اجرام به غایت سود مندی برای مطالعه ی الگوهای تکاملی ستارگان پیر به شمار می روند . با مطالعه ی آنها می توانیم اطلاعاتی در باره ی فاز غول سرخی ستارگانی که جرم نسبتا کوچکی دارند بدست آوریم. باید به این نکته اشاره کرد که برای تعیین الگوی تکاملی ستارگانی با جرم بسیار کمتر از خورشید هیچ راه مشاهده ای وجود ندارد زیرا واقعیت آن است که زمانی طولانی تر از عمر برآورد شده برای جهان طول می کشد تا چنین ستاره ای تکامل یابد و از رشته ی اصلی خارج شود .

نمودار رنگ قدر برای خوشه ی ستاره ای کروی M3 نشان می دهد که یک رشته ی اصلی بسیار پر جمعیت وجود دارد که در بالای این رشته ستاره هایی با نورانیت بالا و دمای کاهش یافته به چشم می خورد . این ستارگان از خطی مشابه آنچه که در محاسبات نظری حاصل شده است پیروی می کند منطقه ای با جمعیت بسیار زیاد و دما های پایین شاخه ی غولی نمودار رنگ قدر خوشه ی ستاره ای کروی نامیده می شود و نشان دهنده ی فاز غول سرخی اولیه ی تکامل است.

ترازی که در آن ستارگانی با قدر مطلق تقریبا صفر تجمع یافته اند شاخه ی افقی نمودار رنگ قدر نام دارد . این شاخه نمایشگر مسیر ستارگانی است که پیشتر از شاخه ی غولی گذشته اند متحمل یک درخش هلیومی شده اند و اکنون در مغزی خود هلیوم و در پوسته ای در پیرامون آن هیدروژن می سوزانند . در برخی از خوشه های کروی شاخه ی افقی نوار ناپایداری را قطع می کند و تپشهایی در شکل متغیر های RR شلیاقی حاصل می شود . برای مثال M3 حاوی 201 متغیر RR شلیاقی است و به همین دلیل هم خوشه ای غیر عادی است زیرا بیشتر خوشه های کروی تنها تعدادکمی از این متغیر ها را در بر می گیرند .

مرتضی نادری فرد

منبع : کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها

این دیگ جوشان که نامندش سپهر

خورشید جان است و هم آیین مهر

 

دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *