«جیمز وب» به شکار نخستین ستارگان کیهان می‌رود

این مقاله که پیش‌روی خوانندگان گرامی صفحه‌ علم روزنامه «شرق» قرار دارد، به مناسبت هفته نجوم است. هفته‌ای که من از آن با نام «هفته اخترشناسی یا ستاره‌شناسی» یاد می‌کنم تا یادمان نرود که باید فارسی را در زبان دانشی هم پاس بداریم. این مقاله درباره دسته‌ای از ستارگان کیهان است که در زبان انگلیسی به آن «First Stars» می‌گویند. در فارسی بسیاری آن را «ستارگان اولیه» ترجمه کرده‌اند؛ اما به‌ نظر می‌رسد این ترجمه چندان درست و دلنشین نباشد. زنده‌یاد استاد حیدری‌ملایری، اخترفیزیک‌دان نام‌بردار ایرانی که چندی پیش چشم از جهان فروبست، ترجمه‌ «نخستین ستارگان» را استفاده کرده و من نیز مانند ایشان، از این ترجمه بهره می‌برم. نخستین آشنایی من با نخستین ستارگان به سال‌های دور، به دوره‌ای که دلار هنوز هزار تومان نشده بود، بازمی‌گردد. برای شرکت در یک دوره آموزشی سه‌هفته‌ای که به آن در ادبیات دانشگاهی «مدرسه» می‌گویند، رهسپار کشور همسایه، ترکیه شده بودم. نام آن دوره یا مدرسه «فیزیک ستارگان» بود و استادانی درجه‌یک برای تدریس دعوت شده بودند. این دوره سه‌هفته‌ای در یک ناحیه‌ بسیار خوش‌آب‌و‌هوا با نام تورونچ، برگرفته از واژه ترنج، برگزار می‌شد. دانشگاه فنی استانبول در آنجا یک مرکز فیزیک ساخته بود و پژوهشگران ترکیه‌ای و خارجی برای کارهای آموزشی و پژوهشی به آنجا می‌آمدند. یکی از استادان بلندآوازه‌ای که آمده بود، فیلیپ آرمیتیج نام داشت. استاد دانشگاه کلرادو در آمریکا. او برای من از فراروند سیاره‌سازی در سامانه‌های ستاره‌ای گفت. در میان درس‌گفتارش یکی از مواردی را که یک ساعت درباره‌اش حرف زد، نخستین ستارگان کیهان بود. برای من بی‌نهایت شگفت‌انگیز می‌نمود و از آن روز تاکنون نخستین ستارگان با من هستند. پس از آن چند باری درباره نخستین ستارگان در فراهمایی‌های بین‌المللی که شرکت کردم، پوستر ارائه دادم و این ذوق کماکان در من زنده است. پس از اینکه دوره طلایی جیمز وب آغازید، بسیاری از اخترشناسان بار دیگر یادآوری کردند که زمان درخشش نخستین ستارگان بار دیگر فرارسیده است. به‌همین‌دلیل من هم تصمیم گرفتم با نوشتن این مقاله، خوانندگان خوب ایرانی را با این رده از ستارگان کیهان آشنا کنم.

ستارگان چه هستند

نخستین و ساده‌ترین پرسشی که به ذهن ما می‌رسد و پاسخ به آن به فهم ستارگان در تمام جمعیت‌های ستاره‌ای کمک خواهد کرد، چیستی ستاره است. ستاره‌ای سامانه‌ای دیسیده یا شکل‌گرفته از تعداد بسیار زیادی ذره است که به شکل گوی‌وار تشکیل یک جسمی را داده‌اند که نام آن را ستاره می‌نهیم. برای اینکه درکی از تعداد ذره‌های سازنده ستارگان داشته باشید، خورشید را نمونه می‌آورم که ستاره‌ای بسیار میان‌حال است. نه‌چندان بزرگ و نه‌چندان کوچک. در خورشید از مرتبه 10 به توان 57 ذره داریم. دریافتیم که یک ستاره سامانه‌ای از تعداد زیادی ذره است که به‌ واسطه نیروی گرانشی خود ستاره، در پایدارترین حالت ممکن که گوی‌وار یا کروی است، کنار هم قرار دارند. ستارگانی که امروزه می‌بینیم و نیز نخستین ستارگان از یک قانون بسیار مهم پیروی می‌کنند که به آن هم‌ترازی یا تعادل هیدروستاتیک می‌گویند. این قانون راز پایدای چند‌صد‌میلیون تا چند میلیارد‌ساله ستارگان است. هر ستاره در بیشترین بازه زندگی‌اش، یک بخشی با نام مرکز دارد که در آن دما از مرتبه 10 میلیون درجه کلوین و بالاتر است. در این مرکز واکنش‌های گداخت هسته‌ای رخ می‌دهد. این واکنش‌های گداختی می‌توانند به‌هم‌پیوستن عنصرهای سبک مانند هیدروژن باشند که هلیوم را می‌سازند یا گداخت عنصرهای سنگین‌تر مانند کربن و نیتروژن واکسیژن باشد. نتیجه این واکنش‌ها، تولید انرژی است. انرژی برآمده از گداخت هسته‌ای مرکز، نیرویی رو به‌ بیرون تولید می‌کند و نیروی گرانش لایه‌های ستاره که هرچه به مرکز نزدیک‌تر شویم، چگال‌تر و داغ‌تر هم می‌شوند، نیروی رو به‌ درون تولید می‌کند. در بازه‌ای از زندگی ستاره که خورشید ما هم در آن قرار دارد و به آن «رشته اصلی» می‌گویند، این دو نیرو با هم هم‌سنگ و هم‌تراز و هم‌توان هستند؛ آن‌چنان‌که سبب پایداری ستاره می‌شوند. ستارگان بسته به جرم‌شان از لایه‌های گوناگونی ساخته شده‌اند. ستارگان امروزی مانند خورشید و دیگر ستارگانی که بالای سرمان می‌بینیم، چهار بخش کلی دارند. مرکز ستاره که رآکتور تولید انرژی است، لایه‌های همرفتی و تابشی و جوّ یا اتمسفر یا هواکره. اینها اصول بسیار کلی ستارگان هستند؛ اما بسته به ترکیب شیمیایی، جرم، دمای رویه ستاره، هر ستاره یا هر دسته‌ای از ستارگان ویژگی‌های خودشان را دارند. آسان‌ترین راه جداسازی ستارگان دو چیز است. نخست جمعیتی که به آن تعلق دارند و به سه دسته جمعیتی بخش می‌شوند. دیگری پراکندگی و جای‌گیری‌شان در نمودار ایچ-آر. نکته دیگری که باید به آن توجه کنیم، روند دگرگشتی ستارگان است. ستارگان بسته به جرمی که دارند، روندهای دگرگشتی گوناگونی را طی می‌کنند.

یک، دو، سه، تا به امروز

حالا که آموختیم ستارگان چه هستند، نیاز داریم بدانیم گیتی چه روندی را سپری کرده و به آنچه امروز هست، رسیده است. پیش از آغاز این نکته را بگویم که زیرعنوان «یک، دو، سه تا به امروز» را با کمی دست‌کاری از نام کتاب اخترفیزیک‌دان نامور اوکراینی‌، جورج گاموف، که بعدها به آمریکا رفت و از بنیان‌گذاران نظریه مهبانگ شد، وام گرفته‌ام. او کتابی دارد که در ایران با نام «یک، دو، سه بی‌نهایت» ترجمه شده است. جورج گاموف یکی از کسانی بود که در پا‌گرفتن نظریه مهبانگ نقشی مهم ایفا کرد. حال نگاهی بیندازیم به فراروند گیتی. کمی کمتر از چهارده میلیارد سال پیش، از یک نقطه داغ و تکین، که به آن مهبانگ می‌گوییم، گیتی و به زبانی پرسون‌تر یا دقیق‌تر، فضا-زمان پدید آمد. اینکه پیش از مهبانگ چه بوده، پرسشی است که فیزیک برایش پاسخی موشکافانه ندارد و در حد فرضیه‌ها و نظریه‌ها باقی مانده است؛ اما باید دقت کنیم که به دام شبه‌علم و خرافه هم گرفتار نشویم. مهبانگ رخ داد. نخست چهار نیروی بنیادی سازنده گیتی یکپارچه بودند. گرانش خیلی زود جدا شد و در زمانی بسیار کوتاه، گیتی فرایندی را تجربه کرد که به آن «تورم کیهانی» می‌گوییم. در بازه زمانی بسیار کوتاه، گیتی از اندازه‌هایی ریزمقیاس به اندازه‌های توپی کوچک رسید. در ثانیه‌های بعدی عنصرها یا بن‌پارهای سبک مانند هیدروژن و هلیوم و لیتیوم ساخته شدند. 380 هزار سال پس از مهبانگ رویدادی با نام بازترکیب یا بازمیازش رخ داد که به زبان ساده آزاد‌شدن تابش ریزموج پس‌زمینه‌ای کیهانی است. پس از آن دوره‌ای را داریم که به آن دوره تاریک می‌گویند. چیزی در حدود 200 میلیون سال پس از مهبانگ ساخته‌شدن نخستین ستارگان که تا 400 میلیون سال پس از مهبانگ هم ادامه داشت، کلید خورد. پس‌از‌آن هم نخستین کهکشان‌های گیتی شکل گرفتند. از 200 میلیون سال تا یک میلیارد سال پس از مهبانگ را دوره «بازیونش» می‌نامند که با آغاز شکل‌گیری نخستین ستارگان آغاز شده و با دگرگشت نخستین کهکشان‌ها پایان یافته است. پس از این دوره یک‌میلیارد‌ساله که نخستین ستارگان و کهکشان‌ها شکل گرفتند، گیتی کماکان به انبساط خود ادامه داده، ستارگان و کهکشان‌ها شکل گرفتند. چیزی در حدود 9 میلیارد سال پس از مهبانگ بود که از یک ابر آغازین، خورشید ما زاده شد. در پی شکل‌گیری خورشید، سیاره‌ها هم پدید آمدند و روی سیاره زمین زیست جان گرفت. آنچه خواندید روندی بسیار کوتاه و چکیده از روند پیدایی گیتی بود. حالا می‌خواهیم به آن بخش از گیتی بپردازیم که نخستین ستارگان شکل گرفتند.

نخستین ستارگان از چه ساخته شده بودند؟

یکی از اخترفیزیک‌دانان سازمان ناسا می‌گوید: اگر بخواهیم پاسخی بسیار سرراست به این پرسش بدهیم، هیچ پاسخی درست‌تر از این نیست که بگوییم درواقع نمی‌دانیم. البته این ندانستن از جنس ندانستن‌های روزمره نیست. ندانستن نزد اخترشناسان یعنی در دست نداشتن پاسخ‌های بسیار موشکافانه. 400 هزار سال پس از مهبانگ گیتی سرد بود، با ترکیبی ابرگون از هیدروژن و هلیوم. اما خیلی زودتر از آن نخستین ستارگان شکل‌گیری را آغاز کرده بودند و می‌درخشیدند. اینکه ترکیب شیمیایی این ستارگان به چه نسبتی بوده، اینکه چگونه و چرا این‌چنین بزرگ و درخشان بودند، اینکه طول عمرشان چقدر بوده و پایان کارشان چه فرجامی بوده، پرسش‌هایی هستند که پاسخی شفاف ندارند. تلسکوپ‌هایی همچون هابل، اسپیتزر، چاندرا و نیز تلسکوپ‌های پرقدرت زمین‌پایه همچون کِک و آلما، هیچ‌یک نتوانسته‌اند این رده از ستارگان را شکار کنند. اما اخترشناسان با داشته‌های مستقیم و نامستقیم درباره‌شان انگاره‌هایی دارند. بدیهی‌ترین چیزی که به ذهن‌ می‌رسد، چنین است که ابرهایی از گاز هیدروژن و اندکی هلیوم در اثر رمبش گرانشی فرارند ستاره‌سازی را کلید زده و در پی بالا‌رفتن دما و فشار در مرکز، نخستین ستارگان با همجوشی هیدروژن زاده شده‌اند. این فرایند که در پی آن ستارگان زاده می‌شوند، به نظر می‌رسد در کلیت آن برای ستارگان هر سه رده‌ جمعیتی شبیه باشد، اما با مقداری تفاوت که برگرفته از شرایط و حالت کیهان بزرگ‌مقیاس است. اما نکته مهم در ترکیب شیمیایی ستارگان، هر رده جمعیتی است. این نکته را هم یادآور شوم که بخشی از عنصرها در مهبانگ پدید آمدند و بخشی دیگر در دل کوره‌های ستارگان. برای نمونه در انفجار ابرنواختری رده‌ای از عنصرهای سنگین، از‌جمله تا آهن و نیکل و نیز در دیگر فراروندها، عنصرهای سنگین‌تر از آهن تا اورانیوم ساخته می‌شوند. به نخستین ستارگان بازگردیم. این ستارگان از 75 درصد هیدروژن، کمی کمتر از 25 درصد هلیوم و مقدار بسیار ناچیزی لیتیوم ساخته شده بودند. برای اینکه درک شفاف‌تری داشته باشید، بیایید تا این ترکیب را با ترکیب شیمیایی خورشید مقایسه کنیم. خورشید ما از 71 درصد هیدروژن، 27 درصد هلیوم و 2 درصد عنصرهایی همچون کربن، اکسیژن، آهن و دیگر بُن‌پارها ساخته شده است. این ترکیب در ستارگان پرجرم کنونی کیهان متفاوت است. همچنین در ستارگانی که در آستانه انفجار ابرنواختری‌اند و نیز در شرایط برخوردهای سترگ دو ستاره‌ نوترونی. بد نیست بدانید فضای میان‌ستاره‌ای یا فضای اندر‌اختری هم سرشار از انواع گوناگونی از مولکول‌های پیچیده است. اخترشناسان این را می‌دانند که نخستین ستارگان که به آنها «جمعیت- 3» می‌گویند از هیدروژن و هلیومی ساخته شده‌اند که در مهبانگ تولید شده. در نخستین ستارگان هیچ ردی از عنصرهایی همچون کربن و نیتروژن و اکسیژن و آهن دیده نمی‌شود. از آنجایی که اخترشناسان به عنصرهای بالای هلیوم، فلز می‌گویند، بنابراین برای نخستین ستارگان واژه «تهی از فلز» یا «بی‌فلز» را به کار می‌برند. از آنجایی که اخترشناسان تاکنون هیچ ستاره بی‌فلز را ندیده‌اند، بنابراین این جمله جسورانه به نظر می‌رسد. اما چنین نیست؛ زیرا مدرک دست اولی که داریم ترکیب عنصری مهبانگ است که فقط هیدروژن و هلیوم و اندکی لیتیوم داشت که می‌توانست در کارخانه ساخت نخستین ستارگان به کار آید. مابقی عنصرها در کوره مرکزی ستارگان که به آن هسته یا مغزه هم می‌گویند، ساخته شده است. به زبان اخترشناسی، فلزات در ستارگان نسل دوم و سوم ساخته می‌شوند. پس جان کلام اینکه نخستین ستارگان بی‌فلز بودند و این بر شگفتی آنها می‌افزاید. نکته‌ای را هم باید بیفزایم. ستارگان باستانی، الزاما نخستین ستارگان نیستند. در همین کهکشان راه شیری خودمان ستارگانی را یافته‌ایم که عمری چند‌میلیارد‌ساله دارند و حتی گاهی چنین به نظر می‌رسد که به اندازه خود گیتی کهنسال‌اند. اما این ستارگان از دسته نخستین ستارگان نیستند، چون بیناب‌سنجی از آنها نشان داده که در ترکیب‌شان فلز، به معنایی که اخترشناسان به کار می‌برند، دیده شده است.

جرم نخستین ستارگان چقدر بوده است؟

جرم ستارگان یکی از شاخص‌های مهم آنان است. درواقع زیروزبر رندگی ستارگان به جرم آنها بستگی مستقیم دارد. جرم ستارگان تعیین‌کننده آهنگ تولید انرژی، طول عمر و روند دگرگشتی‌شان است. جرم ستارگان به سه دسته کلی بخش می‌شود. ستارگان کم‌جرم، ستارگان میان‌جرم و ستارگان پرجرم. البته زیربخش‌هایی هم وجود دارد. برای نمونه در ستارگان سنگین، چند زیربخش همچون پرجرم، بسیار پرجرم، بسیار بسیار پرجرم و ابرپرجرم و بسیار ابرپرجرم هم داریم. خوب است بار دیگر از استاد حیدری‌ملایری یاد کنیم که یکی از کارهای پژوهشی درخشانش تعیین حد بیشینه جرمی برای رده‌ای از ستارگان پرجرم بود. جرم نخستین ستارگان پرابهام است. دلیل این ابهام در دو چیز است؛ نخست اینکه تاکنون هیچ «نخستین ستاره»ای را ندیده‌ایم و دیگر اینکه حدهای بالا و پایین جرمی برایشان که برگرفته از شاخص‌هایی همچون آهنگ مصرف سوخت است را به خوبی نمی‌دانیم. ستارگان پرجرم سوخت خود را خیلی زود می‌سوزانند. برای نمونه، ستاره‌ای که 60 برابر جرم خورشیدی است، تمام سوخت خود را در کمتر از یک میلیون سال می‌سوزاند. اگر این ستارگان جملگی پرجرم بودند، بنابراین حالا دگر نباید هیچ ردی از آنها باقی مانده باشد. اما بازه‌های جرمی متفاوت‌اند. در یک بازه جرمیِ کلی می‌توان گفت نخستین ستارگان دست‌کم 10 تا هزار برابر خورشید می‌توانستند جرم داشته باشند! اما اگر بخواهیم کمی محدودیت‌های فیزیکی بیشتری را اعمال کنیم، دست‌کم به بازه 20 تا 300 برابری جرم خورشید می‌رسیم که کماکان عددی بزرگ است. اجازه دهید به این نکته اشاره کنم که بخش مهمی از حد کمینه و بیشینه جرم نخستین ستارگان از دل مدل‌سازی‌‌های رایانه‌ای بیرون می‌آید. مدل‌سازی‌ها نشان می‌دهند که چگونه ابرهای بسیار بزرگ هیدروژن و هلیوم و ماده تاریک می‌توانند سرد شده، دچار رمبش شوند و در کیهان آغازین، نخستین ستارگان را بسازند. شبیه‌سازی‌ها نشان می‌دهند که برای ساختن ستارگان بی‌فلز، در قیاس با ستارگانی که حتی اندکی فلز دارند، مقدار ماده بسیار بیشتری نیاز است؛ به همین دلیل هم اخترشناسان به این نتیجه می‌رسند که اساسا نخستین ستارگان کیهان پرجرم بوده‌اند.

نخستین ستارگان چه اندازه داغ و تابان بودند؟

پاسخ کوتاه به این پرسش که نخستین ستارگان کیهان تا چه اندازه داغ و تابان بودند، این است: به‌مراتب تابنده‌تر و داغ‌تر از خورشید. برای اینکه درکی از دمای خورشید داشته باشید، باید بدانید که دمای رویه خورشید چیزی در حدود پنج‌هزارو 700 درجه کلوین است و دمای هسته یا مرکز یا مغزه آن که هیدروژن را به هلیوم می‌گدازد، 15 میلیون درجه کلوین. دما و درخشندگی ستاره با جرم آن نسبت مستقیم دارد. هرچه ستاره پرجرم‌تر باشد، داغ‌تر و درخشان‌تر است. پس هرچه نخستین ستارگان کیهانی پرجرم‌تر بوده باشد، همان‌قدر داغ‌تر و تابان‌تر بوده‌اند. برای نمونه، ستاره‌ای که صد برابر جرم خورشیدی است، باید دمای سطح آن صد هزار درجه کلوین باشد؛ یعنی چیزی در حدود 17 تا 18 برابر دمای سطح خورشید. باید بدانیم که اگر دمای رویه خورشید تا چنین اندازه‌ای داغ بود، روی زمین هرگز زیست پا نمی‌گرفت. حال به این نکته توجه کنید که ستاره‌ای با چنین جرمی و چنان دمای سطحی، گویی با انرژی یک میلیون خورشید می‌درخشد و عمرش هم در مقایسه با عمر خورشید، چشم برهم‌زدنی است. دما، درخشندگی و رنگ در ستارگان به هم بسته است. در نخستین ستارگان هم چنین است. گفتیم که دمای سطحی ستارگان جمعیت- 3 از مرتبه صد هزار است؛ یعنی 94 هزار درجه بیش از خورشید. هرچه ستاره داغ‌تر باشد، تابش الکترومغناطیسی هم که گسیل می‌کند، مستقل از اینکه شدتش بیشتر است، پرانرژی‌تر است؛ یعنی نخستین ستارگان تابش پرانرژی فرابنفش دارند در مقایسه با خورشید که بیشترین امواج گسیلی‌اش در نور مرئی است. دقت کنید که ستارگان همچون جسم سیاه هستند که در بخش‌های گوناگون طیف الکترومغناطیسی تابش دارند، اما در یک طول موج ویژه بیشینه تابش را دارند. اگر می‌توانستیم نخستین ستارگان را ببینیم، آنها را سفید-آبی می‌دیدیم‌ اما چشمان ما هیچ حسی نسبت به تابش فرابنفش که بیشینه‌شان بود، نداشت. کمااینکه درباره خورشید خودمان هم چنین است. اخترشناسان بر این باورند که تابش فرابنفش نخستین ستارگان، یونیزه‌کردن کیهان را بر عهده داشتند.

سرگذشت نخستین ستارگان

بالاتر اشاره کردیم که سرنوشت و سرگذشت (به تمایز این دو واژه دقت کنید) ستارگان به جرم‌شان بسته است. جرم ستاره شاخصی بسیار مهم است، اما پارامترها یا شاخص‌های دیگری هم نقش خود را ایفا می‌کنند. از اخترفیزیک ستاره‌ای می‌دانیم که اگر هریک از نخستین ستارگان هشت‌دهم تا نه‌دهم جرم خورشید را داشتند، باید امروزه ردی از آنها را پیدا می‌کردیم. اما اگر براساس شبیه‌سازی‌ها و داده‌ها، نخستین ستارگان پرجرم بودند؛ بنابراین عمری کوتاه داشته‌اند و سوخت خود را با آهنگی بالا تمام کرده‌اند. اینکه پس از این مرحله چه اتفاقی بریشان افتاده، به جرم‌شان بستگی داشته است. اجازه دهید پیش از آنکه درباره سرنوشت نخستین ستارگان بگویم، کمی از زایش و مرگ ستارگان شرح دهم. گفتم که ستارگان از ابری آغازین زاده می‌شوند. آنها پیش از آنکه وارد رشته اصلی شوند، یعنی وارد جایی که برای بازه‌ای طولانی پایدارند و ترازمندی هیدروستاتیک دارند (این را هم بدانید که به هیدروستاتیک، هیدر-ایستا هم می‌گویند) از زمان رمبش ابر آغازین تا ورود به رشته اصلی را در مسیری که به فاز هایاشی و خط هایاشی مرسوم است، سپری می‌کنند. سپس هر ستاره بنا به جرم خود وارد جایی از رشته اصلی می‌شود. سپس، بسته به جرمش با گذشت زمان، از رشته اصلی خارج شده و مسیر را طی می‌کند. پایان کار ستارگان می‌تواند به ابرواره سیاره‌نما، ابرنواختر، سیاهچاله‌، ستاره نوترونی یا کوتوله‌ها منتهی شود. برای نخستین ستارگان هم چنین است. شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای نشان داده‌اند که این دسته از ستارگان جملگی جرم‌هایی بیش از 10 برابر جرم خورشید دارند. از سوی دیگر می‌دانیم که ستارگانی با جرم بیش از 10 برابر و کمتر از حدود 140 برابر خورشید، به انفجارهای ابرنواختری ختم می‌شوند. در انفجارهای ابرنواختری ستارگان فلزدار، بقایا یا پسماند ستاره‌ای می‌تواند ستاره‌ای نوترونی با حتی یک سیاهچاله باشد. همچنین مابقی مادّه ستاره‌ای در فضای میانِ ستارگان پراکنده می‌شوند و به باروری کیهان کمک می‌کنند. اما نخستین ستارگان با جرم در حدود 300 برابر خورشید، ممکن است نوع شگفت‌انگیزی از انفجار ابرنواختری را تجربه کنند. چنین انفجاری می‌توانست تک‌تک اجزای سازنده این ستارگان را در تمام جهت‌ها پراکنده سازد، بی‌آنکه پشت سر آن چیزی باقی بماند، نه سیاهچاله‌ای و نه ستاره نوترونی. تا اینجا تنها نشانه‌ای که این ستارگان را می‌توان ردیابی کرد، در ترکیب ستارگان نسل بعدی است که از بقایا یا پسماند نخستین ستارگان ساخته شده باشند. باید به نکته دیگری هم توجه کنیم. ممکن است برخی از نخستین ستارگان به یک سیاهچاله برُمبند و بنابراین ردی از خود بر جای نگذارند؛ اما اینها جور دیگری بر ساختار کیهان و ساختار کهکشان‌ها اثر می‌گذارند. این سیاهچاله‌های برآمده از نخستین ستارگان ممکن است بذر سیاهچاله‌های ابرپرجرم مرکز کهکشان‌ها باشند. موضوعی که پژوهش‌های پیش‌رو با کمک داده‌های جیمز وب آشکار خواهد کرد.

آیا خواهیم توانست نخستین ستارگان را سرراست مشاهده کنیم؟

پاسخ کوتاه این پرسش چنین است: با وجود تلسکوپ فضایی جیمز وب و کمی خوش‌شانسی، بله. تا پیش از جیمز وب، تنها نشانه‌های ما برای یافتن نخستین ستارگان ردپاهایی بود که بر جای گذاشته‌اند. ترکیب شیمیایی‌شان در دیگر ساختارهای کیهانی، اثر تابش یوننده آنها بر گاز آغازین گیتی و حتی بقایای سیاهچاله‌ای‌شان. حتی اگر نخستین ستارگان دیگر وجود هم نداشته باشند، امکان دیدن‌شان با وجود جیمز وب شدنی است. تلسکوپی همچون هابل به ما این امکان را داد تا میلیاردها سال نوری پیش کیهان را ببینیم، یعنی در زمان سفر کنیم و اجرامی را که شاید امروز وجود ندارند، ببینیم. حالا جیمز وب این برتری را دارد که می‌تواند تابش فروسرخ بسیار نزار و کم‌توان را ردیابی کند. بالاتر گفتم که بیشترین تابش نخستین ستارگان در بخش فرابنفش بوده است، اما انبساط جهان آن را به سمت فروسرخ سوق داده، جایی که چشمان تیزبین جیمز وب می‌بیند. اما این نکته را از یاد نبریم که مشاهده نخستین ستارگان کاری بسیار دشوار است. یعنی دیدن یک کهکشان کم‌فروغ باستانی و دوردست به‌مراتب از دیدن یک ستاره باستانی آسان‌تر است؛ بنابراین داده‌های جیمز وب باید با فنون رایانشی آمیخته شوند و از دل جیمز وب و شبیه‌سازی بتوانیم به پرتره‌ای زیبا از نخستین ستارگان کیهان دست‌ یابیم. اجازه دهید به مشکل دیگری هم اشاره کنم که جیمز وب و اخترشناسان با آن روبه‌رو هستند. بی‌شک حالا با داشتن جیمز وب و نیز تلسکوپ‌های نسل بعدی، دیدن کهکشان‌های باستانی که دربردارنده ستارگان نسل اول هستند، کار شدنی است و تاکنون هم پرتره‌های زیبایی ثبت شده است‌ اما مسئله اینجاست که ما نور کلی یک کهکشان را می‌بینیم و سپس از آن درباره ستارگانش نتیجه‌گیری می‌کنیم. ستارگان در کهکشان هم هریک در مرحله‌ای از چرخه زندگی‌شان هستند. حتی اگر در آن کهکشان‌ها ستارگان بی‌فلز هم باشند، ممکن است غبار ستاره‌ای فلزی پراکنده در کهکشان باشد. یک دشواری دیگر هم داریم. در کیهان در بسیاری از وقت‌ها، امواج و پرتوها جذب می‌شوند. برای نمونه فضای اندر-اختری یا گازهای موجود در پیرامون یک ستاره، می‌توانند فراخور نوع گاز، بخش‌هایی از تابش را جذب کنند. در مشاهده نخستین ستارگان هم چنین است. مه یا پرسون‌تر بگوییم، مه‌گاز ساخته‌شده از هیدروژن خنثی که در زمان شکل‌گیری نخستین ستارگان، کیهان را پر کرده بود، تابش فرابنفش این ستارگان را جذب می‌کند و مسئله اینجاست که تا وقتی این تابش تعداد اتم‌های کافی را یونیده نکند، امکان دیدن این ستارگان دشوار خواهد بود. با تمام این گفته‌ها، با داشتن جیمز وب، با داشتن توان رایانشی و نیز فنون جدید مشاهده‌ای می‌توانیم نخستین ستارگان را ببینیم. یکی از روش‌های خوبی که در اختیار داریم، روش «عدسی گرانشی» است. عدسی گرانشی یکی از پیش‌بینی‌های نسبیت اینشتین است که می‌گوید یک اجرام آسمانی همچون خوشه‌ها یا کهکشان‌ها که پرجرم‌اند، می‌توانند برای اجرام کم‌فروغ و دوردست پشت سرشان همچون عدسی عمل کنند و سبب شوند تا روی زمین یا در تلسکوپ‌های فضا-پایه، تصویرشان را ببینیم. چه‌بسا خوش‌اقبال باشیم و جیمز وب بتواند عدسی گرانشی‌ای را شکار کند که پشت سر آن نور باستانی نخستین ستارگان باشد. ممکن است جیمز وب بتواند انفجار درخشان یک ستاره از جمعیت-3 را در پایان عمرش ببیند. یا ممکن است مشاهده‌هایی به دست آوریم که نشان دهد جرم کمینه نخستین ستارگان می‌تواند کمتر باشد، به این معنا که شاید نخستین ستاره‌ای باشد که در مراحل پایانی عمرش در کهکشانی باشد. نکته پایانی اینکه، جیمز وب هم به لحاظ نظری و هم از دریچه مشاهده‌ای افق جدیدی را درباره نخستین ستارگان خواهد گشود. نخستین ستارگان گیتی برای ما پاسخ پرسش‌هایی را درباره گیتی، دگرگشت ستارگان، ستاره‌سازی و ستاره‌زایی، همچنین دستاوردهایی در اخترفیزیک هسته‌ای را به ارمغان خواهد آورد. با امید اینکه اخترشناسان ایرانی هم بتوانند در این پژوهش‌های جهانی همکاری نزدیک داشته باشند.