تطور النجوم: الفرق بين النسختين

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.

{{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 />

poly 380 230 780 530 750 560 350 260 [[Mainالنسق Sequenceالأساسي]]

{{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]]}}

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>

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>

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]].

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>