چرا بعضی از ستاره‌ها تکی شکل می‌گیرند و بعضی دوتایی یا چندتایی؟

[parisa]

جالب است که ستاره‌ها، نه به صورت منفرد؛ که بیشتر به صورت دوتایی و حتی گروهی‌اند، آن هم گاه گروه‌هایی بسیار پرجمعیت. این تمایل به تولّد جمعی و زندگی گروهی آن‌ها چنان مشهود است که مشاهده‌ی ستاره‌ای تنها مثل خورشید، برای مدت‌ها عده‌ای را بر آن داشت که به دنبال همدم ناپیدای نزدیک‌ترین ستاره به زمین باشند. حتی نامی هم برایش برگزیدند: نمسیس. هرچند که هنوز هیچ نشانی از چنین ستاره‌ی کم سویی پیدا نشده است و خورشید هنوز هم تنهاست. پس چرا بیش‌تر ستاره‌ها به صورت دوتایی و یا گروهی‌اند؟ نخست ببینیم اساس فرایند شکل‌گیری ساختار‌ها در اخترفیزیک چیست.
بستر شکل‌گیری ستاره‌ها، محیط بین ستاره‌هاست که اگرچه چگالی بسیار کمی در مقایسه با مثلاً چگالی هوا دارد؛ به علت ابعاد بسیار گسترده و وسیع بین ستاره‌‌ها، جرم قابل ملاحظه‌ای در خود جای می‌دهند. محیط میان‌ستاره‌ای دارای ساختار و ترکیبات شیمیایی بسیار متنوعی است. برای آن که توده‌ای متراکم در چنین محیطی شکل گیرد باید نحوه‌ی توزیع ماده به گونه‌ای تغییر کند که تعادل نیرو‌های وارد بر هر بخش از ماده‌ی میان‌ستاره‌ای، بر هم بخورد. حال پرسش این است آیا این عدم تعادل با گذشت زمان تشدید می‌شود یا این که نه؟ اگر با سپری شدن زمان، این عدم تعادل دینامیکی باز هم بیش‌تر شود، اصطلاحاً گفته ‌می‌شود که سامانه‌ از نظر دینامیکی ناپایدار است.

برای درک بهتر بخشی از محیط را در نظر می‌گیریم که ناپایدار شده است و عمدتاً تحت تاثیر دو نیرو است: یکی نیروی ناشی از فشار گرمایی گاز که می‌‌خواهد توده‌ی ماده را در فضا پخش کند؛ و دیگر نیروی ناشی از گرانش ماده است که می‌خواهد توده را متراکم‌تر کند. اگ
ر

​

چگالی یا جرم توده‌ی نوزاد از یک مقدار بحرانی بیشتر باشد، این نیروی گرانش است که پیروز می‌شود و در نهایت به تراکم بیشتر توده یعنی همان رُمبش می‌انجامد. در اثر این رُمبش گرانشی، توده متراکم می‌شود تا جایی که دما و چگالی مرکزی‌اش به حدی می‌رسد که فرایند گداخت هسته‌ای آغاز می‌شود. این همان لحظه‌ی تولد ستاره است. اما واقعیت این است که محیط میان‌ستاره‌ای دارای ساختار یکدست و یکنواخت نیست و بعلاوه حتی یک محیط ایستا هم نیست، بلکه یک محیط کاملاً دینامیک است که تلاطم نقش بسیار کلیدی دارد. بنابراین، توزیع چگالی هم یکنواخت نیست و ممکن است در چندین ناحیه از محیط میان‌ستاره‌ای –که البته ممکن است از هم دور نباشند- مقدار چگالی از مقدار بحرانی بیشتر شود و در نتیجه، هریک از این ناحیه‌ها به طور مجزا از یکدیگر تحت تاثیر جاذبه‌ی گرانشی‌شان برُمبند. این توده‌های در حالِ رُمبش البته به یکدیگر نیروی گرانشی وارد می‌کنند و به همین دلیل، حتی پس از شکل‌گیری کامل یک ستاره از هر کدام از این توده‌ها، همچنان از نظر گرانشی به یکدیگر مقید خواهند بود. این یعنی این که یک سامانه‌ی دوتایی و یا چند‌تایی خواهند داشت.

سناریویی که در اینجا ترسیم شد بسیار کلی است و اگر چه شناخت خیلی خوبی از هریک از این مراحل طی سال‌های اخیر حاصل شده است، هنوز هم ناشناخته‌های بسیاری وجود دارد. جالب اینجاست که حتی یک توده‌ی در حالِ تراکم هم می‌تواند هر ناحیه‌اش به طور موضعی از نظر گرانشی ناپایدار شود و خود به ستاره‌ای دیگر تبدیل شود. این به دلیل ماهیت متلاطم چنین سامانه‌هایی است. حال اگر توده‌ی اولیه دارای چرخش هم بوده باشد، به دنبال تراکم و ناپایداری گرانشی دو توده‌ی متراکم کوچک‌تر شکل گیرد و امکان شکل‌گیری یک دوتایی فراهم می‌شود که دوره‌ی تناوب مداری دوتایی و جرم هریک از مولفه‌ها به خصوصیات فیزیکی توده‌ی اولیه بستگی دارد.

منبع/کانو.ت

/
​