تطور النجوم: الفرق بين النسختين

تم إضافة 487 بايت ، ‏ قبل سنتين
ط
clean up، استبدل: {{نجم}} ← {{نجوم}} باستخدام أوب
ط (بوت:تدقيق إملائي (تجريبي))
ط (clean up، استبدل: {{نجم}} ← {{نجوم}} باستخدام أوب)
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.
 
يكون النجم النشأ غارقا في الغبار ولكن يمكن رؤياه في نطاق [[الأشعة تحت الحمراء]]. ومع الوقت يزيح الريح النجمي الناتج عن الإشعاع ذلك الغبار بعيدا عنه فيبدو النجم أبيضا متألقا. وقد تمكن مرصد وايز للأشعة تحت الحمراء WISE من اكتشاف العديد من المجرات التي تتكون فيها نجوم جديدة .<ref name=wright>{{مرجع ويب|urlالمسار=http://wise.ssl.berkeley.edu/ |titleالعنوان=Wide-field Infrared Survey Explorer Mission |publisherالناشر=NASA}}</ref><ref name=ma2013>Majaess, D. (2013). [http://adsabs.harvard.edu/abs/2013Ap&SS.344..175M ''Discovering protostars and their host clusters via WISE''], ApSS, 344, 1 ([http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=J/other/ApSS/344.175 ''VizieR catalog''])</ref>
 
=== الاقزام البنية والأجرام الأصغر من الشمس ===
[[ملف:Sagittarius Star Cloud.jpg|thumb|left|حقل نجوم كثيف في كوكبة [[الرامي (كوكبة)|الرامي]] Sagittarius]]
 
النجوم الناشئة المحتوية على نحو 08و0 [[كتلة شمسية]] لا تصل درجة حرارتها إلى درجة عالية بحيث يبدأ [[اندماج الهيدروجين]] فيها . فهي لا تصبح نجوما ولكنها تعرف [[قزم بني|بالأقزام البنية]]. ويعرف [[الاتحاد الفلكي الدولي]] الأقزام البنية بأنها نجوم صغيرة تحوي على كتلة تكفي لاندماج [[الديوتيريوم]] (الهيدروجين الثقيل) خلال فترة في عمرها (ذات 13 [[كتلة مشتري]] ، أي ما يعادل 2.5&nbsp;&times;&nbsp;10<sup>28</sup>&nbsp;kg, أو ما يعادل 0.0125 [[كتلة شمسية]])، فهم يعتبرون أقزاما بنية ( ولكن لو كان أحدهم يدور حول نجم فهو يعتبر في تلك الحالة [[كوكب]]ا).<ref>{{مرجع ويب|titleالعنوان=Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet" |workالعمل=IAU position statement |dateالتاريخ=2003-02-28 |urlالمسار=http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html |accessdateتاريخ الوصول=2012-05-30 |deadurlوصلة مكسورة=yes |archiveurlمسار الأرشيف=https://web.archive.org/20120204173630/http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html |archivedateتاريخ الأرشيف=February 4, 2012}}</ref> كلا الأقزام البنية سواء كان يحرق الديوتيريوم أم لا فإن كل منهما يكون باهتا الضوء ويبردان ويموتان عبر عدة مئات من السنين .
 
=== اندماج الهيدروجين ===
 
[[ملف:Star types.svg|350px|left|thumb|البنية الداخلية لنجم من نجوم [[النسق الأساسي]] ، مناطق حمل حراري في دوارانية ومناطق إشعاعية حمراء متوهجه . إلى اليسار [[قزم أحمر]] صغير الكتلة (أصغر من الشمس) , وفي الوسط "قزم أصفر " متوسط الكتلة (مثل الشمس) ، وإلى اليمين نجم ذو كتلة كبيرة "أزرق-أبيض " ويتبع النسق الأساسي.]]
النظريات الفلكية الحديثة تفكر في أن نجوما صغيرة مثل [[قزم أحمر]] (ذو كتلة نحو 1و0 [[كتلة شمسية]] ) ربما بقي في النسق الأساسي لمدة بين 6 - 12 ألف مليار سنة ، حيث تزداد خلالها درجة حرارته و [[ضياء|لمعانه]] ويحتاج إلى عدة مئات الملايين من السنين لكي ينهار رويدا رويدا ويصبح [[قزم أبيض|قزما أبيضا]].<ref name="S&T 22">{{cite journal| titleالعنوان=Why the Smallest Stars Stay Small| journal=Sky & Telescope|dateالتاريخ=November 1997| issue=22| ref=harv}}</ref><ref>{{cite journal| journal=Astronomische Nachrichten| volume= 326| issue=10| pagesالصفحات= 913–919| dateالتاريخ= 2005| titleالعنوان=M dwarfs: planet formation and long term evolution| firstالأول=F. C.|lastالأخير= Adams| author2المؤلف2= P. Bodenheimer| author3المؤلف3=G. Laughlin|bibcode=2005AN....326..913A|doi=10.1002/asna.200510440| ref=harv}}</ref>
تلك النجوم لا تمر بمرحلة العملاق الأحمر ويسير فيها الحمل الحراري بأكملها ولا يمكنها تكوين قلب من الهيليوم تظهر فيه ظاهرة [[مادة متحللة (فيزياء)|المادة المتحللة]] ذات غلاف من الهيدروجين يجري الاندماج . وإنما يستمر اندماج الهيدروجين في داخل النجم حتى يتحول كل هيدروجين النجم إلى الهيليوم.
 
[[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>{{Cite journal| authorالمؤلف=D. Vanbeveren | titleالعنوان=Massive stars | journal=The Astronomy and Astrophysics Review | dateالتاريخ=1998 | volume=9 | issue=1–2 | pagesالصفحات=63–152 | doi=10.1007/s001590050015 | last2الأخير2=De Loore | first2الأول2=C. | last3الأخير3=Van Rensbergen | first3الأول3=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 أثقل 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>{{Cite journal| authorالمؤلف=Ken'ichi Nomoto | titleالعنوان=Evolution of 8–10 {{Solar mass}} stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core | series=322 | journal=Astrophysical Journal | dateالتاريخ=1987 | volume=Part 1 | pagesالصفحات=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>{{Cite journal| authorالمؤلف=Claudio Ritossa | author2المؤلف2=Enrique García-Berro | author3المؤلف3=Icko Iben, Jr.| titleالعنوان=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 | dateالتاريخ=1999 | volume=515 | issue=1 | pagesالصفحات=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">{{Cite journal|last1الأخير1=Sobral |first1الأول1=David |last2الأخير2=Matthee |first2الأول2=Jorryt |last3الأخير3=Darvish |first3الأول3=Behnam |last4الأخير4=Schaerer |first4الأول4=Daniel |last5الأخير5=Mobasher |first5الأول5=Bahram |last6=Röttgering |first6=Huub J. A. |last7=Santos |first7=Sérgio |last8=Hemmati |first8=Shoubaneh |titleالعنوان=Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation |dateالتاريخ=4 June 2015 |journal=[[المجلة الفيزيائية الفلكية]] |volume=808 |issue=2 |pagesالصفحات=139 | doi = 10.1088/0004-637x/808/2/139|arxiv = 1504.01734 |bibcode = 2015ApJ...808..139S}}</ref><ref name="NYT-20150617">{{استشهاد بخبر|lastالأخير=Overbye|firstالأول=Dennis|authorlinkوصلة المؤلف=Dennis Overbye|titleالعنوان=Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos|urlالمسار=http://www.nytimes.com/2015/06/18/science/space/astronomers-report-finding-earliest-stars-that-enriched-cosmos.html|dateالتاريخ=17 June 2015|workالعمل=[[نيويورك تايمز]]|accessdateتاريخ الوصول=17 يونيو 2015}}</ref>
 
== انظر أيضاً ==
* [http://astro.df.unipi.it/stellar-models/ نماذج نجمية] - [[جامعة بيزا]] {{en}}
{{علم الفلك}}
{{نجمنجوم}}
{{فروع علم الفلك}}
{{ثقوب سوداء}}