ما چگونه از غبار ستارگان پدید آمده‌‌ایم؟

ما چگونه از غبار ستارگان پدید آمده‌‌ایم؟

دفعه‌‌ی بعد که احساس ناامیدی بر شما چیره شد، فقط به‌خاطر بیاورید از چه ساخته شده‌‌اید: غبار ستارگان.

شاید بگویید باکتری‌‌ها و قاتل‌های زنجیره‌‌ای نیز از همین غبار ساخته شده‌‌اند و شاید لازم به یادآوری نباشد که سموم و عفونت و حتی نفرت‌‌انگیزترین چیزهای دنیا نیز از جنس همین غبار ستارگان‌‌اند. با‌این‌حال، هیچ شکی نیست که هنوزهم دانستن این موضوع بسیار حیرت‌انگیز است که تک‌‌تک سلول‌‌های ما از جایی در آسمان‌‌ها آمده‌‌اند.

حال، این پرسش مطرح می‌شود: این مکان دقیقا کجا بوده است؟ در پژوهش‌‌های جدید، لکه‌هایی از گاز و غبار کشف شده ‌که در آن‌‌ها فراوانی ایزوتوپ‌های برخی از عناصر از آنچه باید باشد، بیشتر بوده است. این کشف، اطلاعات قبلی ما درباره‌ی منشأ پیدایش این مواد را دچار شک و شبهه می‌کند. پژوهشگران دانشگاه آریزونا براساس آرایش سحابی سیاره‌ای نسبتا جوان با نام K4-47، سازوکار دیگری برای پیدایش اتم‌ها پیشنهاد کرده‌اند؛ ذراتی که زمانی تصور می‌شد شاید منشأ نامتعارفی داشته باشند.

بیشتر عناصری که عامل پیچیدگی شیمیایی حیات و زمین‌شناسی محسوب می‌‌شوند، خود محصول واکنش‌های مختلف ستاره‌ای هستند. کافی است مقادیر لازم از هیدروژن را در مکانی گِرد آورید. در این صورت، جاذبه به‌‌ناچار آن را به هلیوم تبدیل می‌کند و به‌همین‌ترتیب، تراکم هلیوم به تولید عناصر کمی بزرگ‌تر مانند لیتیوم منجر خواهد شد.

گفتنی است برای رسیدن به عناصر بزرگ‌تری مانند کربن و اکسیژن، به مقدار زیادی انرژی نیاز دارید. این حجم از انرژی فقط در هسته‌ی ستاره‌های عظیمی با جرمی معادل هشت جرم خورشیدی (حدود ۱۰^۳۰*۱۶ کیلوگرم) در هنگام تولد دیده می‌‌شود.

حتی در چنین وضعیتی نیز ساخته‌‌شدن بعضی از ایزوتوپ‌های این عناصر غول‌‌پیکر سخت‌‌تر از بقیه به‌نظر می‌‌رسد. برای مثال، ایزوتوپ‌هایی نظیر کربن ۱۳ و اکسیژن ۱۷ و نیتروژن ۱۵ در هسته‌‌ی خود یک نوترون اضافی دارند. ممکن است تفاوت چندانی به‌نظر نرسد؛ اما افزودن همین نوترون ناقابل به انرژی فوق‌العاده‌ای احتیاج دارد. این انرژی را فقط می‌‌توان در پایان خشن عمر یک ستاره ‌ببینید؛ یعنی لحظه‌‌ای که ستاره در فروپاشی عظیمی به ابرنواختر تبدیل می‌‌شود.

البته، این موضوعی بود که حداقل دانشمندان تاکنون می‌‌پنداشتند؛ اما بالاخره معلوم شد ایرادی کوچک در این فرضیه وجود دارد. لوسی زیوریس، پژوهشگر ارشد این مطالعه می‌‌گوید:

مدل‌های مبنی بر نواختر و ابرنواختر هرگز نمی‌توانند مقادیر بالای N-15 و O-17 موجود در نمونه‌های شهاب‌سنگی را توجیه کنند.

باتوجه‌به فراوانی بیش‌‌ازحد ایزوتوپ‌های سنگین موجود در سنگ‌های آسمانی‌‌ سقوط‌کرده به زمین، دانشمندان بیان توضیحات دیگری درباره‌ی توجیه نحوه‌‌ی پیدایش این عناصر را شروع کرده‌اند؛ توضیحاتی که مستلزم وقوع چنین رویدادها‌ی اخترفیزیکی نادری نباشند.

این جایی است که نقش سحابی سیاره‌‌ای K4-47 روشن می‌‌شود. این ابر گاز و غبار که پانزده‌هزار سال نوری با ما فاصله دارد، سرشار از مولکول‌های حاوی کربن هستند که بسیاری از آن‌ها از نوترون‌‌های اضافی نیز برخوردارند. زیوریس می‌گوید:

این حقیقت که چنین ایزوتوپ‌های سنگینی در K4-47 پیدا می‌کنیم، نشان می‌دهد برای توضیح منشأ پیدایش آن‌ها به وجود ستاره‌های نامتعارف و عجیب نیازی نداریم. افزون‌براین، معلوم شد ستاره‌های معمولی که در بالای سرتان می‌‌بینید، این ایزوتوپ‌‌ها را می‌توانند تولید کنند.

زندگی ستارگانی، مانند خورشید، با انفجاری عظیم از گاز داغ و متراکم پایان نمی‌‌یابد. درحقیقت، مانند ۹۰درصد از کل ستارگان دیگر، خورشید همزمان با کاهش جرمش، به‌‌آرامی منبسط می‌‌شود. گرمای آن به‌آرامی اتمسفرش را مانند توپ قرمز و بزرگی باد می‌‌کند. سپس، پوسته‌‌ی داغ گازی به‌مرورزمان از ستاره فاصله می‌‌گیرد تا اینکه هسته‌‌ای‌‌ از «کوتوله‌‌ی سفید» باقی بماند.

این فرایند ممکن است آرام به‌نظر برسد؛ اما قسمتی از فرایند مرگ این ستاره‌های معمولی به‌‌اندازه‌‌ی کافی باید قوی باشد تا یک نوترون اضافی را به اتم‌های سنگین بتواند بیفزاید. وقتی گرانش در سطح خارجی اتمسفر ستاره ازبین می‌‌رود، هلیوم همچنان روی سطح هسته فرومی‌ریزد و تراکم و دمای آن را افزایش می‌دهد. میلیون‌ها سال طول می‌کشد تا این توده انباشته شود؛ اما درنهایت، لحظه‌‌ی بحرانی فرامی‌‌رسد.

دما به نقطه‌‌ی بحرانی حدود صدمیلیون درجه‌‌ی سانتی‌‌گراد می‌رسد و به ذرات سه‌‌گانه‌‌ی هلیوم این امکان را می‌دهد تا اتم‌های منفرد کربن را تشکیل دهد؛ فرایندی که طی آن مقادیر بسیار زیادی از انرژی جذب می‌‌شود. این ذرات هلیوم‌‌ که الکترون ازدست داده‌‌اند، مثل اقیانوسی از مایع به یکدیگر می‌چسبند و گرمای رو‌به‌ازدیاد ستاره را به‌دام می‌اندازند. نتیجه‌‌ی این فرایند پدیده‌‌ای است که با نام دِرَخش هلیوم در پوسته شهرت یافته است. زیوریس می‌‌گوید:

درخش هلیوم مانند ابرنواختر، ستاره را متلاشی نمی‌‌کند؛ بلکه این پدیده بیشتر شبیه به فوران ستاره‌ای است.

درپایان، حدود ۶درصد از هلیوم به کربن ساده تبدیل می‌شود. در درخش هلیوم که درواقع نسخه‌‌ی سبک‌‌تری از ابرنواختر است، برای تولید اتم‌‌هایی نظیر C-13، اتم‌ها به‌‌سرعت باید با دورشدن از محیط خنک شوند تا در واکنش‌‌های بعدی شرکت نکنند.

به‌نظر می‌رسد اعداد و ارقام در مدل فعلی باهم مطابقت دارند؛ اما همچنان ارائه‌‌ی نمونه‌های بیشتر به تقویت مدل کمک خواهد کرد. فراوانی این ایزوتوپ‌ها در K4-47 نیز درصورتی توجیه کردنی است که نتیجه‌‌ی سیستم ستاره‌‌ی دوتایی باشد که پوششی از گاز را با یکدیگر به‌اشتراک گذاشته‌‌اند. احتمالا ستاره‌ای با انداز‌‌ه‌‌ی مناسب توانسته قبل از ادغام‌‌شدن مقادیری کربن تولید کند و پس‌ازآن، طی برخورد رخ‌‌داده سحابی شکل گرفته است.

تصور می‌شود سحابی دیگری با نام CK VUL نیز نتیجه‌‌ی ادغام سیستم کوتوله‌‌ی سفید دوتایی باشد. این سحابی نیز سناریو مشابهی در تولید کربن و ایزوتوپ‌های کربن را داشته است.

نسبت‌‌دادن منشأ این ایزوتوپ‌ها به پدیده‌‌ی درخش هلیوم در پوسته ستاره‌‌شناسان را با روش جدیدی برای تفسیر تاریخ ماده در منظومه‌‌ی شمسی آشنا می‌کند. تام زیگا، همکار زیوریس می‌‌گوید:

می‌توانید به ذرات موجود در شهاب‌سنگ‌ها به‌‌عنوان خاکستر ستاره‌‌ها بنگرید؛ ذراتی که از مرگ ستارگانی به‌جای مانده که مدت‌‌ها پیش از شکل‌‌گیری منظومه‌‌ی شمسی ما وجود داشته‌‌اند. انتظار داریم در سیارک بنو(Bennu) نیز این ذرات متعلق به دوران قبل از پیدایش منظومه‌‌ی شمسی را بیابیم. آن‌ها بخشی از پازل تاریخ مربوط به این سیارک‌‌ها هستند و این پژوهش به ما کمک خواهد کرد تا بفهمیم مواد روی سیارک بنو از کجا آمده‌‌اند.

این پدیده نیز ممکن است به‌‌همان اندازه نادر باشد که قبلا فکر می‌‌کردیم. حداقل این است که ایزوتوپ‌هایی نظیر کربن ۱۳ به‌‌همان اندازه منحصربه‌‌فرد هستند که درباره‌ی ایزوتوپ‌‌های دیگر تصور می‌‌شد.

ما همچنان برخاسته از خاکستر ستارگانیم. این، شاید واضح‌‌ترین نجوایی باشد که از دل آسمان‌‌ بی‌‌کران می‌توان شنید.