هناك علوم نجوم ليس منهيا عنها

هناك علوم نجوم ليس منهيا عنها

النجوم هي أكثر الأجسام الفلكية شهرة ، وتمثل اللبنات الأساسية للمجرات. يتتبع عمر النجوم وتوزيعها وتكوينها في المجرة تاريخ وديناميكيات وتطور تلك المجرة. علاوة على ذلك ، النجوم مسؤولة عن تصنيع وتوزيع العناصر الثقيلة مثل الكربون والنيتروجين والأكسجين ، وترتبط خصائصها ارتباطًا وثيقًا بخصائص أنظمة الكواكب التي قد تتحد حولها. وبالتالي ، فإن دراسة ولادة النجوم وحياتها وموتها هي أمر أساسي في مجال علم الفلك.

تشكيل النجوم

تولد النجوم داخل سحب الغبار وتنتشر في معظم المجرات. مثال مألوف لسحابة الغبار هو سديم الجبار Orion Nebula. تؤدي الاضطرابات العميقة داخل هذه السحب إلى ظهور عقدة ذات كتلة كافية يمكن أن يبدأ الغاز والغبار في الانهيار تحت تأثير جاذبيتهما. مع انهيار السحابة ، تبدأ المادة الموجودة في المركز في التسخين. يُعرف باسم النجم الأولي ، هذا اللب الساخن الموجود في قلب السحابة المنهارة هو الذي سيصبح يومًا ما نجماً. تتنبأ النماذج الحاسوبية ثلاثية الأبعاد لتشكيل النجوم أن السحب الدوارة للغاز والغبار المنهار قد تنفصل إلى نقطتين أو ثلاث نقاط. هذا من شأنه أن يفسر سبب اقتران غالبية النجوم في مجرة ​​درب التبانة أو في مجموعات من نجوم متعددة.

عندما تنهار السحابة ، تتشكل نواة كثيفة وساخنة وتبدأ في تجميع الغبار والغاز. لا تنتهي كل هذه المواد كجزء من نجم – يمكن أن يتحول الغبار المتبقي إلى كواكب أو كويكبات أو مذنبات أو قد يظل غبارًا.

في بعض الحالات ، قد لا تنهار السحابة بوتيرة ثابتة. في يناير 2004 ، اكتشف عالم الفلك الهواة ، جيمس ماكنيل ، سديمًا صغيرًا ظهر بشكل غير متوقع بالقرب من السديم ميسييه 78 ، في كوكبة الجبار. عندما وجه المراقبون حول العالم أدواتهم إلى سديم ماكنيل ، وجدوا شيئًا مثيرًا للاهتمام – يبدو أن سطوعه يختلف. قدمت الملاحظات مع مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا تفسيراً محتملاً: التفاعل بين المجال المغناطيسي للنجم الشاب والغاز المحيط يسبب زيادات عرضية في السطوع.

نجوم التسلسل الرئيسي

يحتاج نجم بحجم شمسنا إلى حوالي 50 مليون سنة لينضج من بداية الانهيار إلى مرحلة البلوغ. ستبقى شمسنا في هذه المرحلة الناضجة (في التسلسل الرئيسي كما هو موضح في مخطط Hertzsprung-Russell Diagram) لما يقرب من 10 مليارات سنة.

النجوم تغذيها الاندماج النووي للهيدروجين لتكوين الهيليوم في أعماقها. يوفر تدفق الطاقة من المناطق المركزية للنجم الضغط اللازم لمنع النجم من الانهيار تحت ثقله ، والطاقة التي يضيء بواسطتها.

كما هو موضح في مخطط Hertzsprung-Russell ، تمتد نجوم التسلسل الرئيسي على نطاق واسع من اللمعان والألوان ، ويمكن تصنيفها وفقًا لتلك الخصائص. أصغر النجوم ، والمعروفة باسم الأقزام الحمراء ، قد تحتوي على ما لا يقل عن 10٪ من كتلة الشمس وتنبعث منها فقط 0.01٪ من الطاقة ، وتتوهج بشكل ضعيف عند درجات حرارة تتراوح بين 3000-4000 كلفن. على الرغم من طبيعتها الضئيلة ، فإن الأقزام الحمراء هي إلى حد بعيد أكثر النجوم عددًا في الكون ولديها عمر يصل إلى عشرات المليارات من السنين.

من ناحية أخرى ، فإن النجوم الأكثر ضخامة ، والمعروفة باسم hypergiants ، قد تكون أكبر بمقدار 100 مرة أو أكثر من كتلة الشمس ، ودرجات حرارة سطحها تزيد عن 30 ألف كلفن ، وتصدر هذه النجوم طاقة أكبر بمئات الآلاف من المرات من الشمس ، ولكن لها عمر لا يتجاوز بضعة ملايين من السنين. على الرغم من الاعتقاد بأن النجوم المتطرفة مثل هذه كانت شائعة في بدايات الكون ، إلا أنها اليوم نادرة للغاية – تحتوي مجرة ​​درب التبانة بأكملها على عدد قليل من الكائنات العملاقة.

النجوم ومصائرهم

بشكل عام ، كلما كان النجم أكبر ، كان عمره أقصر ، على الرغم من أن جميع النجوم ماعدا أضخم النجوم تعيش لمليارات السنين. عندما يدمج النجم كل الهيدروجين الموجود في قلبه ، تتوقف التفاعلات النووية. بعد حرمانه من إنتاج الطاقة اللازمة لدعمه ، يبدأ اللب في الانهيار على نفسه ويصبح أكثر سخونة. لا يزال الهيدروجين متاحًا خارج اللب ، لذلك يستمر اندماج الهيدروجين في غلاف يحيط باللب. تدفع النواة الساخنة بشكل متزايد الطبقات الخارجية للنجم إلى الخارج ، مما يتسبب في تمددها وتبريدها ، وتحويل النجم إلى عملاق أحمر.

إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فقد يصبح اللب المنهار ساخنًا بدرجة كافية لدعم التفاعلات النووية الأكثر غرابة التي تستهلك الهيليوم وتنتج مجموعة متنوعة من العناصر الأثقل حتى الحديد. ومع ذلك ، فإن ردود الفعل هذه تقدم فقط مهلة مؤقتة. تدريجيًا ، تصبح الحرائق النووية الداخلية للنجم غير مستقرة بشكل متزايد – أحيانًا تشتعل بشدة ، وفي أحيان أخرى تتلاشى. هذه الاختلافات تجعل النجم ينبض ويتخلص من طبقاته الخارجية ، محاطًا بنفسه في شرنقة من الغاز والغبار. ما سيحدث بعد ذلك يعتمد على حجم اللب.