تطور النجوم: الفرق بين النسختين

تم إضافة 99 بايت ، ‏ قبل 3 سنوات
ط
ط (بوت:إضافة قالب تصفح {{قزم أبيض}}+عنوان+تنظيف (8.6); تغييرات تجميلية)
ط (بوت: تعريب V2.0)
=== النجم النشأ ===
 
يبدأ تتطور النجوم بانكماش سحابة جزيئية عظيمة الضخامة تحت قوى الثقالة . تلك السحابة قد تصل مقاييسها نحو 100 [[سنة ضوئية]] وتحتوي على كتلة من الجزيئات (أهمها الهيدروجين بنسبة نحو 75 % وهيليوم نحو 23 % والباقي غبار كوني مكون عناصر ثقيلة) تكفي لنحو 6 مليون [[كتلة شمسية]] . وعندما تنكمش تلك السحابة الجزيئية فهي تنقسم إلى عدة أجزاء تتكور كل منها تحت تأثير [[قوة الثقالة]] ، انكماش الغاز يحرر [[طاقة الوضع]] الثقالية وتتحول تلك الطاقة إلى طاقة حرارية. فترتفع درجة حرارة الكرة الغازية المتكونة كما يرتفع الضغط فيها ، وتبدأ في الدوران حول نفسها وتصبح كرة غازية دوارة ، وهذا هو النجم النشأ protostar.<ref>{{harvtxtHarvard citation text|Prialnik|2000|loc=Chapter 10}}</ref> وهكذا نشأت شمسنا قبل نحو 5و4 مليار سنة.
 
ويستمر النجم المتكون في الانكماش ويكون قد اتخذ شكله الكروي ، وهو يحتوي على الغاز والغبار الذي حصل عليهما من السحابة الجزيئية ، ويحدد حجمه [[كتلة]] الغاز والغبار التي تجمعت فيه وكونته. تقاس كتلة نجم في العادة بالمقارنة بكتلة الشمس : فالشمس مثلا تمثل 1 [[كتلة شمسية]] ، وتوجد في الكون نجوما أصغر من الشمس ونجوما أكبر منها كثيرا.
في نجوم اكبر من [[كتلة]] الشمس تحدث فيها اندماج الكربون C والنتروجين N والأكسجين O (فيما يسمى ([[دورة CNO]]) وينتج من تلك التفاعلات طاقة كبيرة تماثل تقريبا ما ينشأ من اندماح الهيروجين. وبدء تلك الاندماجات النووية يعمل سريعا على إيجاد توازن بين ضغط الإشعاع من الداخل إلى الخارج موازنا ثقالة مادة النجم وتمنع النجم من الاستمرار في الانكماش الثقالي (قوة الجاذبية). ويصبح النجم بسرعة في حالة توازن ، وتسمى تلك المرحلة للنجم مرحلة [[النسق الأساسي]] لتطوره.
 
{{Annotatedصورة imageمشروحة|image-width=500|image-height=435|width=500|height=435
|caption=النسق الأساسي يبين تطور النجوم حسب كتلتها الابتدائية . ترى الشمس وكتلتها 1 [[كتلة شمسية]] صفراء وتتبع الفرع الأصفر عند قرب انتهاء الاندماجات النووية فيها حتى تصبح [[عملاق أحمر]] RG . كما نجد نجما بكتلة 2 كتلة شمسية يتبع الفرع الأخضر قرب انتهاء الاندماجات النووية فيه وهو فرع [[عملاق مقارب]] AGB. أما نجم ذو 60 كتلة شمسية فهو يقع أعلى النسق الرئيسي ، ويتتبع فرع الخط البنفسجي في تطوره حتي يصل إلى [[متغير أزرق شديد الضياء]] LBV.<ref name=""مولد تلقائيا"1">{{harvtxtHarvard citation text|Prialnik|2000|loc=Fig. 8.19, p. 174}}</ref><br />
|imagemap=
<imagemap>
Image:Zams and tracks.png|500px
poly 380 230 780 530 750 560 350 260 [[Mainالنسق Sequenceالأساسي]]
desc none
</imagemap>
|annotations=
{{Annotationحاشية|100|70|[[Wolfنجم وولف-Rayet star|WRرايت]]}}
{{Annotationحاشية|260|55|[[متغير أزرق شديد الضياء]]}}
{{Annotationحاشية|350|55|[[Yellowعملاق hypergiant|YHGفائق أصفر]]}}
{{Annotationحاشية|200|70|[[Blueعملاق supergiant|BSGأزرق ضخم]]}}
{{Annotationحاشية|420|100|[[Redعملاق supergiant|RSGأحمر ضخم]]}}
{{Annotationحاشية|450|150|[[Asymptoticعملاق giant branch|AGBمقارب]]}}
{{Annotationحاشية|420|200|[[Redعملاق giant|RGأحمر]]}}
}}
 
تكون العمالقة الحمر منزاحة إلى اليمين بالنسبة [[رسم هرتزبرونغ-راسل|لرسم هرتزشبرونج-راسل]] نظراً للونها الأحمر ولمعانها الشديد. مثال عليها [[الدبران (نجم)|الدبران]] في [[كوكبة]] [[الثور (كوكبة)|الثور]]، ونجم [[السماك الرامح]] في كوكبة [[العواء (كوكبة)|العواء]]. العمالقة الحمر لها قلب خامل ويحدث فيها اندماج الهيدروجين في طبقات داخل بعضها البعض، فوق قلب النجم و يحدث فيها اندماج الهيدروجين.
 
النجوم متوسطة الكتلة تصل إلى مرحلة العمالقة الحمر عن طريق طورين من بعد مغادرتهم النسق الأساسي: فرع العمالقة الحمر التي يتكون قلبها من [[الهيليوم]] ، ونجوم تفرع النجوم الضخمة التي يتكون قلبها من [[الكربون]]. تلك النجوم التي تتبع التفرع النجوم العمالقة فيها طبقات يندمج فيها الهيليوم ويعلو عليها طبقة يندمج فيها الهيدروجين ؛ بينما فرع العمالقة الحمر تحتوي عل طبقة يندمج فيها الهيدروجين فقط.<ref>{{harvtxtHarvard citation text|Hansen|Kawaler|Trimble|2004|pages=55–56}}</ref>
 
وفي كلتا الحالتين يتسبب تسارع عملية اندماج الهيدروجين في طبقاته فوق القلب إلى تمدد النجم. وهذا يعمل على رفع الطبقات الخارجية بعيدا عن القلب ، مما يخفض من قوى الجذب عليهم ، وتكون النتيجة هو أن تمدد طبقات اندماج الهيدروجين بطريقة اسرع من التمدد الناتج عن زيادة معدل تفاعلات الاندماج. بذلك تتأثر الطبقات العليا للنجم وتبرد شيئا ما، وهذا يزيد من درجة اللون الأحمر للنجم بالنسبة لاحمراره أثناء تواجده في النسق الأساسي.
[[ملف:Crab Nebula.jpg|thumb|270px|left| [[سديم السرطان]], هو بقايا نجما تقدر كتلته في الأصل بنحو 6و4 [[كتلة شمسية]] وانفجر ك[[مستعر أعظم]] ووصل ضوؤه الأرض في عام 1054 ميلادية.]]
 
أكبر النجوم كبيرة الكتلة يصل كتلتها بين 100 إلى 150 [[كتلة شمسية]] وتتناثر منها المادة رويدا رويدا من على سطحها بسبب ضغط الإشعاع الشديد الآتي من داخلها. وعلى الرغم من أن النجوم متوسطة الكتلة لا تحرق طبقاتها الخارجية سريعا ، إلا انها قد لا تصل إلى مرحلة [[عملاق أحمر]] أو عملاق أحمر فائق إذا كانوا في أنظمة ازدواجية ، بمعني أن يتكون النظام من نجمين يدوران حول بعضهما البعض. في تلك الأنظمة المزدوجة وعندما تكون المسافة بين النجمين صغيرة يحدث أن قد يفقد أحدهما طبقته الخارجية ويجتذبها الآخر .<ref>{{citeCite journal | author=D. Vanbeveren | title=Massive stars | journal=The Astronomy and Astrophysics Review | date=1998 | volume=9 | issue=1–2 | pages=63–152 | doi=10.1007/s001590050015 | last2=De Loore | first2=C. | last3=Van Rensbergen | first3=W. | bibcode = 1998A&ARv...9...63V | ref=harv}}</ref>
 
منذ بداية النجم كبير الكتلة تتزايد درجة حرارة قلب النجم وتتزايد كثافتها حيث يتحول اندماج الهيدروجين إلى هيليوم وعناصر أخرى . ولا ينشأ ضغط تحلل الإلكترونات فيها إلى درجة كافية لإيقاف انكماشها وبذلك تستهلك العناصر في قلبها ، وتنشأ عن الاندماج المتتالي عناصر أثقل من الهيليوم والكربون والأكسجين وجميع تلك العاصر توالي اندماجها مع بعضها كلما ارتفعت درجة الحرارة في قلبها ، فتبقى في حالة توازن بين ضغط الإشعاع الداخلي وقوة الثقالة التي تحاول جمع كل مادة النجم نحو مركزه.
فوق كتلة معينة تبلغ نحو 5و2 [[كتلة شمسية]] تزداد درجة حرارة باطن النجم أعلى من درجة حرارة قلب نجم متوسط . وعلي سبيل المثال إذا كانت كتلة النجم الابتدائية 10 كتلة شمسية فإن درجة حرارة قلبه تصل إلى نحو 1و1 مليار [[كلفن]] ، وهي درجة حرارة يمكن أن تحدث عندها [[عملية احتراق النيون|انقسام النيون]] بحيث يتكون منه أكسجين وهيليوم . في تلك الحالة يندمج الهيليوم مع بعض النيون مكونا [[مغنسيوم]] ؛ وتبدأ [[عملية احتراق الأكسجين|عملية إندماج الأكسجين]] ويتكون [[الكبريت]] و [[السيليكون]] وبعض العناصر الأخف منهما أيضا. وفي النهاية تصبح درجة الحرارة عالية بشدة يمكن عندها أن تنقسم أي نوايا ذرية وتنتج مها أنوية الهيليوم ([[جسيمات ألفا]]) ، وعند ذلك يمكن لبعض أنوية الهيليوم أن تتحد مع بعضها ومع عناصر اثقل خلال تفاعلات اندماج نووي .
 
عندما يكون قلب النجم كبيرا عن حد تحوله إلى [[قزم أبيض]] ومع ذلك غير كافيا لمداومة تحول النيون إلى اكسجين ومغنسيوم ينكمش قلب النجم بسبب [[اصطياد إلكترون|اصطياد الإلكترونات]] من قبل الوصول إلى اندماج العناصر الثقيلة.<ref>{{citeCite journal | author=Ken'ichi Nomoto | title=Evolution of 8–10 {{Solar mass}} stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core | series=322 | journal=Astrophysical Journal | date=1987 | volume=Part 1 | pages=206–214 | bibcode=1987ApJ...322..206N | doi=10.1086/165716 | ref=harv}}</ref> يؤدي اصتياد الإلكترونات في أنوية متوسطة الثقل تكوّن عناصر متوسطة مثل الألمونيوم والصوديوم ، وهذا قد يؤدي إلى زيادة في النكماش من قبل حدوث الانهيار النهائي. <ref>{{citeCite journal | author=Claudio Ritossa | author2=Enrique García-Berro | author3=Icko Iben, Jr.| title=On the Evolution of Stars that Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. V. Shell Convection Sustained by Helium Burning, Transient Neon Burning, Dredge-out, URCA Cooling, and Other Properties of an 11 M_solar Population I Model Star | journal=The Astrophysical Journal | date=1999 | volume=515 | issue=1 | pages=381–397 | bibcode=1999ApJ...515..381R | doi=10.1086/307017 | ref=harv | displayauthors=1}}</ref> ومع حدوث الانهيار فهذا يؤثر على نسب العناصر المتولدة خلال الإنهيار والمتشتتة في [[مستعر أعظم|المستعر الأعظم]].
 
== اكتشاف المجرة سي أر 7 ==
 
في شهر يونيو 2015 اعلن علماء فلك عن اكتشافهم لتجمع نجمي من الجيل الثالث Population III stars
في مجرة بعيدة عنا تسمى [[مجرة سي أر 7]] Cosmos Redshift 7 galaxy حيث وصل [[انزياح أحمر|إنزياحها الأحمر]] إلى {{math|''z'' {{=}} 6.60}}. ويبدو أن تلك النجوم قد كانت موجودة في الكون خلال مرحلة مبكرة من نشأة الكون (بسبب ما يميزها من انزياح أحمر كبير) . وهذا يعني أن تلك النجوم كانت قد بدأت في تخليق عناصر أثقل من [[الهيدروجين]] في فترة مبكرة من عمر الكون ؛ وهي العناصر الثقيلة التي تكونت منها في أوقات لاحقة [[كواكب]] [[وحياة]] مثلما نعرفه عن تطور النجوم .<ref name="AJ-20150604">{{citeCite journal |last1=Sobral |first1=David |last2=Matthee |first2=Jorryt |last3=Darvish |first3=Behnam |last4=Schaerer |first4=Daniel |last5=Mobasher |first5=Bahram |last6=Röttgering |first6=Huub J. A. |last7=Santos |first7=Sérgio |last8=Hemmati |first8=Shoubaneh |title=Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation |date=4 June 2015 |journal=[[المجلة الفيزيائية الفلكية]] |volume=808 |issue=2 |pages=139 | doi = 10.1088/0004-637x/808/2/139|arxiv = 1504.01734 |bibcode = 2015ApJ...808..139S}}</ref><ref name="NYT-20150617">{{citeاستشهاد newsبخبر|last=Overbye|first=Dennis|authorlink=Dennis Overbye|title=Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos|url=http://www.nytimes.com/2015/06/18/science/space/astronomers-report-finding-earliest-stars-that-enriched-cosmos.html|date=17 June 2015|work=[[نيويورك تايمز]]|accessdate=17 يونيو 2015}}</ref>
 
== انظر أيضاً ==