چگونه ستارگان تاریک می‌توانند جهان اولیه را روشن کنند

دانشمندانی که با تلسکوپ فضایی جیمز وب کار می‌کنند، در اوایل سال ۲۰۲۵ سه جرم نجومی غیرمعمول را کشف کردند که ممکن است نمونه‌هایی از «ستارگان تاریک» باشند. مفهوم ستارگان تاریک از مدتی پیش در اخترفیزیک مطرح بوده و می‌تواند درک دانشمندان از چگونگی شکل‌گیری ستارگان معمولی را دگرگون کند. با این حال، نام آن‌ها تا حدی گمراه‌کننده است.

اصطلاح «ستاره تاریک» از آن دسته نام‌هایی است که در نگاه اول، توصیف دقیقی از ماهیت واقعی این اجرام ارائه نمی‌دهد. ستارگان تاریک نه دقیقاً ستاره‌اند و نه واقعاً تاریک. با این وجود، این نام تا حدی جوهره‌ی این پدیده را منتقل می‌کند. واژه‌ی «تاریک» در این‌جا به میزان روشنایی این اجرام اشاره ندارد، بلکه به فرایندی مربوط می‌شود که باعث درخشش آن‌ها می‌شود؛ فرایندی که توسط ماده‌ای اسرارآمیز به نام «ماده تاریک» هدایت می‌شود. همچنین اندازه‌ی بسیار بزرگ این اجرام باعث می‌شود طبقه‌بندی آن‌ها به‌عنوان ستاره‌های معمولی دشوار باشد.

من به‌عنوان یک فیزیک‌دان، سال‌هاست که شیفته‌ی ماده‌ی تاریک هستم و تلاش کرده‌ام ردپای آن را با استفاده از شتاب‌دهنده‌های ذرات پیدا کنم. از همین رو، این پرسش برایم جذاب است که آیا ستارگان تاریک می‌توانند راهی جایگزین برای شناسایی ماده‌ی تاریک در اختیار ما بگذارند یا نه.

چه چیزی ماده‌ی تاریک را «تاریک» می‌کند؟

ماده‌ی تاریک که حدود ۲۷ درصد کل محتوای جهان را تشکیل می‌دهد، به‌طور مستقیم قابل مشاهده نیست و نقش محوری در مفهوم ستارگان تاریک دارد. اخترفیزیک‌دانان نزدیک به یک قرن است که این ماده‌ی مرموز را مطالعه می‌کنند، اما تاکنون هیچ شواهد مستقیمی از آن، جز اثرات گرانشی‌اش، مشاهده نشده است. پس چه چیزی باعث می‌شود ماده‌ی تاریک «تاریک» باشد؟

انسان‌ها عمدتاً جهان را از طریق آشکارسازی امواج الکترومغناطیسی مشاهده می‌کنند؛ امواجی که از اجرام مختلف ساطع می‌شوند یا از آن‌ها بازتاب می‌یابند. برای مثال، ماه با چشم غیرمسلح دیده می‌شود چون نور خورشید را بازتاب می‌دهد. اتم‌های موجود در سطح ماه فوتون‌ها—ذرات نور—را که از خورشید می‌آیند جذب می‌کنند. این فوتون‌ها باعث جابه‌جایی الکترون‌ها در اتم‌ها می‌شوند و بخشی از این نور دوباره به سمت ما فرستاده می‌شود.

تلسکوپ‌های پیشرفته‌تر قادرند امواج الکترومغناطیسی خارج از محدوده‌ی نور مرئی، مانند فرابنفش، فروسرخ یا امواج رادیویی را آشکارسازی کنند. اصل کار همه‌ی آن‌ها یکسان است: اجزای باردار الکتریکی درون اتم‌ها به این امواج واکنش نشان می‌دهند. اما چگونه می‌توان ماده‌ای را آشکار کرد که نه‌تنها بار الکتریکی ندارد، بلکه هیچ جزء باردار الکتریکی هم در ساختار خود ندارد؟

اگرچه ماهیت دقیق ماده‌ی تاریک هنوز ناشناخته است، بسیاری از مدل‌ها پیشنهاد می‌کنند که این ماده از ذراتی با بار الکتریکی خنثی تشکیل شده است؛ ذراتی که هیچ بار الکتریکی ندارند. همین ویژگی باعث می‌شود مشاهده‌ی ماده‌ی تاریک به روشی مشابه ماده‌ی معمولی غیرممکن باشد.

بر اساس برخی نظریه‌ها، ذرات ماده‌ی تاریک، پادذره‌ی خودشان هستند. پادذره‌ها نسخه‌های «آینه‌ای» ذرات معمولی‌اند: جرمی برابر دارند، اما بار الکتریکی و برخی ویژگی‌های دیگرشان معکوس است. وقتی یک ذره با پادذره‌ی خود برخورد می‌کند، هر دو نابود می‌شوند و مقدار زیادی انرژی آزاد می‌شود.

اگر ذرات ماده‌ی تاریک واقعاً پادذره‌ی خودشان باشند، در هنگام برخورد با یکدیگر نابود می‌شوند و انرژی قابل‌توجهی آزاد می‌کنند. دانشمندان پیش‌بینی می‌کنند که این فرایند نقش کلیدی در شکل‌گیری ستارگان تاریک ایفا می‌کند، البته به شرطی که چگالی ماده‌ی تاریک درون این اجرام به اندازه‌ی کافی بالا باشد. هرچه چگالی ماده‌ی تاریک بیشتر باشد، احتمال برخورد و نابودی ذرات آن نیز بیشتر خواهد بود.

چه چیزی باعث درخشش ستاره‌ی تاریک می‌شود؟

ایده‌ی ستارگان تاریک از یک پرسش بنیادی و حل‌نشده در اخترفیزیک سرچشمه می‌گیرد: ستارگان چگونه شکل می‌گیرند؟ در دیدگاه رایج، ابرهایی از هیدروژن و هلیوم اولیه—عناصری که در دقایق نخست پس از مهبانگ، حدود ۱۳٫۸ میلیارد سال پیش، شکل گرفتند—بر اثر گرانش فرو می‌ریزند. این ابرها گرم می‌شوند و همجوشی هسته‌ای را آغاز می‌کنند؛ فرایندی که در آن از هیدروژن و هلیوم، عناصر سنگین‌تر ساخته می‌شود. این روند به تولد نخستین نسل از ستارگان منجر می‌شود.

در مدل استاندارد شکل‌گیری ستارگان، ماده‌ی تاریک تنها عنصری منفعل در نظر گرفته می‌شود که صرفاً نیروی گرانشی بر محیط اطراف خود—از جمله هیدروژن و هلیوم اولیه—اعمال می‌کند. اما اگر ماده‌ی تاریک نقش فعال‌تری در این فرایند داشته باشد چه؟ این دقیقاً همان پرسشی است که گروهی از اخترفیزیک‌دانان در سال ۲۰۰۸ مطرح کردند.

در محیط بسیار متراکم جهان اولیه، ذرات ماده‌ی تاریک می‌توانستند با یکدیگر برخورد کرده و نابود شوند و در این میان انرژی آزاد کنند. این انرژی قادر بود گاز هیدروژن و هلیوم را گرم کند و از فروپاشی بیشتر آن جلوگیری نماید. در نتیجه، آغاز همجوشی هسته‌ای معمولی به تأخیر می‌افتاد یا حتی به‌کلی متوقف می‌شد.

حاصل این فرایند، جرمی شبیه ستاره بود، اما نه ستاره‌ای که انرژی‌اش را از همجوشی هسته‌ای بگیرد؛ بلکه جرمی که با «گرمایش ناشی از ماده‌ی تاریک» می‌درخشید. برخلاف ستارگان معمولی، این ستارگان تاریک می‌توانستند عمر بسیار طولانی‌تری داشته باشند، زیرا تا زمانی که ماده‌ی تاریک را به سوی خود جذب می‌کردند، به درخشش ادامه می‌دادند. دمای سطحی پایین‌تر آن‌ها باعث می‌شد گسیل بسیاری از ذرات و تابش‌ها کمتر باشد، ویژگی‌ای که آن‌ها را از ستارگان عادی متمایز می‌کند.

آیا می‌توان ستارگان تاریک را مشاهده کرد؟

چند ویژگی منحصربه‌فرد به اخترشناسان کمک می‌کند تا نامزدهای احتمالی ستارگان تاریک را شناسایی کنند. نخست این‌که این اجرام باید بسیار کهن باشند. با انبساط جهان، بسامد نوری که از اجرام بسیار دور به ما می‌رسد کاهش می‌یابد و به سمت بخش فروسرخ طیف الکترومغناطیسی جابه‌جا می‌شود؛ پدیده‌ای که به آن «انتقال به سرخ» می‌گویند. هرچه جرم قدیمی‌تر و دورتر باشد، انتقال به سرخ آن بیشتر است.

از آن‌جا که ستارگان تاریک از هیدروژن و هلیوم اولیه شکل می‌گیرند، انتظار می‌رود که مقدار بسیار کمی از عناصر سنگین‌تر، مانند اکسیژن، در آن‌ها وجود داشته باشد. آن‌ها باید بسیار بزرگ و در سطح خود نسبتاً خنک باشند، اما به دلیل اندازه‌ی عظیم‌شان—و سطح گسترده‌ای که نور گسیل می‌کند—در مجموع بسیار درخشان به نظر برسند.

پیش‌بینی می‌شود این اجرام فوق‌العاده بزرگ باشند و شعاعی در حد ده‌ها واحد نجومی داشته باشند؛ واحد نجومی فاصله‌ی متوسط زمین تا خورشید است. برخی نظریه‌ها حتی از «ستارگان تاریک فوق‌پرجرم» سخن می‌گویند که جرم آن‌ها می‌تواند بین ده هزار تا ده میلیون برابر جرم خورشید باشد، بسته به این‌که در طول رشد خود چه مقدار ماده‌ی تاریک و گاز هیدروژن یا هلیوم جذب کرده‌اند.

پس آیا تاکنون ستاره‌ی تاریکی مشاهده شده است؟ شاید. داده‌های تلسکوپ فضایی جیمز وب چند جرم با انتقال به سرخ بسیار بالا را آشکار کرده‌اند که به‌نظر می‌رسد از آنچه برای کهکشان‌ها یا ستارگان اولیه‌ی معمولی انتظار می‌رود، درخشان‌تر و احتمالاً پرجرم‌تر باشند. همین موضوع باعث شده برخی پژوهشگران پیشنهاد دهند که این اجرام می‌توانند ستارگان تاریک باشند.

ستارگان تاریک و منشأ سیاه‌چاله‌های اولیه

اگر یک ستاره‌ی تاریک ماده‌ی تاریک خود را از دست بدهد چه اتفاقی می‌افتد؟ پاسخ به این پرسش به اندازه‌ی ستاره‌ی تاریک بستگی دارد. در مورد سبک‌ترین ستارگان تاریک، پایان ماده‌ی تاریک باعث می‌شود گرانش، هیدروژن باقی‌مانده را فشرده کند و همجوشی هسته‌ای آغاز شود. در این حالت، ستاره‌ی تاریک به‌تدریج به یک ستاره‌ی معمولی تبدیل می‌شود. بنابراین ممکن است برخی از ستارگانی که امروز می‌شناسیم، در آغاز عمر خود ستاره‌ی تاریک بوده باشند.

اما ستارگان تاریک فوق‌پرجرم حتی جذاب‌ترند. در پایان عمر، چنین جرمی می‌تواند مستقیماً به یک سیاه‌چاله فروبریزد. این سیاه‌چاله می‌تواند هسته‌ی اولیه‌ی شکل‌گیری یک سیاه‌چاله‌ی فوق‌پرجرم باشد؛ همان نوع سیاه‌چاله‌هایی که اخترشناسان امروزه در مرکز کهکشان‌ها، از جمله کهکشان راه شیری، مشاهده می‌کنند.

ستارگان تاریک شاید بتوانند توضیحی برای شکل‌گیری بسیار سریع سیاه‌چاله‌های فوق‌پرجرم در جهان اولیه ارائه دهند. آن‌ها همچنین می‌توانند به درک بهتر برخی سیاه‌چاله‌های خاص که اخترشناسان رصد کرده‌اند کمک کنند. برای مثال، سیاه‌چاله‌ای در کهکشان UHZ-1 جرمی نزدیک به ده میلیون برابر خورشید دارد و بسیار قدیمی است؛ به‌طوری‌که تنها ۵۰۰ میلیون سال پس از مهبانگ شکل گرفته است. مدل‌های کلاسیک به‌سختی می‌توانند توضیح دهند که چنین سیاه‌چاله‌ی عظیمی چگونه در این بازه‌ی زمانی کوتاه به وجود آمده است.

البته ایده‌ی ستارگان تاریک هنوز مورد پذیرش همگانی قرار نگرفته است. ممکن است این نامزدهای ستاره‌ی تاریک در نهایت چیزی جز کهکشان‌هایی غیرعادی نباشند. برخی اخترفیزیک‌دانان استدلال می‌کنند که فرایند «برافزایش ماده»—که در آن اجرام پرجرم، ماده‌ی اطراف خود را جذب می‌کنند—به‌تنهایی می‌تواند ستارگان بسیار پرجرم ایجاد کند. از دید آن‌ها، داده‌های تلسکوپ جیمز وب هنوز قادر نیستند به‌طور قطعی میان ستارگان معمولیِ بسیار پرجرم و ستارگان تاریکِ کم‌چگال‌تر و خنک‌تر تمایز قائل شوند.

پژوهشگران تأکید می‌کنند که برای حل این معما به داده‌های رصدی بیشتر و پیشرفت‌های نظری عمیق‌تر نیاز است. با این حال، چه ستارگان تاریک در نهایت تأیید شوند و چه نه، آن‌ها پنجره‌ای تازه به فهم ما از جهان اولیه، ماده‌ی تاریک و چگونگی تولد نخستین اجرام درخشان کیهان می‌گشایند.