تطور النجوم: الفرق بين النسختين

تم إضافة 48 بايت ، ‏ قبل شهر واحد
ط
بوت:إصلاح رابط (1)
ط (بوت:إصلاح تحويلات القوالب)
ط (بوت:إصلاح رابط (1))
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>{{استشهاد ويب|مسار=http://wise.ssl.berkeley.edu/ |عنوان=Wide-field Infrared Survey Explorer Mission |ناشر=NASA| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190514234149/http://wise.ssl.berkeley.edu// | تاريخ أرشيف = 14 مايو 2019 }}</ref><ref name=ma2013>Majaess, D. (2013). [httphttps://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013Ap&SS.344..175M/abstract ''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'']) {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20180107061908/http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=J/other/ApSS/344.175 |date=07 يناير 2018}}</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 نووي|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 [[ديوتيريوم|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>{{استشهاد ويب|عنوان=Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet" |عمل=IAU position statement |تاريخ=2003-02-28 |مسار=http://www.dtm.ciwcarnegiescience.edu/boss/definition.html |تاريخ الوصول=2012-05-30 |وصلة مكسورة=yes |مسار أرشيف=https://web.archive.org/20120204173630/http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html |تاريخ أرشيف=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 ===
فوق كتلة معينة تبلغ نحو 5و2 [[كتلة شمسية]] تزداد درجة حرارة باطن النجم أعلى من درجة حرارة قلب نجم متوسط . وعلى 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 [[كبريت|الكبريت]] و [[سيليكون (توضيح)|السيليكون]] وبعض العناصر الأخف منهما أيضا. وفي النهاية تصبح درجة الحرارة عالية بشدة يمكن عندها أن تنقسم أي نوايا ذرية وتنتج مها أنوية الهيليوم ([[جسيم ألفا|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 [[التقاط إلكترون|اصطياد الإلكترونات]] من قبل الوصول إلى اندماج العناصر الثقيلة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة| مؤلف=Ken'ichi Nomoto | عنوان=Evolution of 8–10 {{Solarكتلة massشمسية}} stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core | series=322 | صحيفة=Astrophysical Journal | تاريخ=1987 | المجلد=Part 1 | صفحات=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>{{استشهاد بدورية محكمة| مؤلف=Claudio Ritossa | مؤلف2=Enrique García-Berro | مؤلف3=Icko Iben, Jr.| عنوان=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 | صحيفة=The Astrophysical Journal | تاريخ=1999 | المجلد=515 | العدد=1 | صفحات=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 الانهيار 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 {{mathتعبير رياضي|''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 [[هيدروجين|الهيدروجين]] في فترة مبكرة من عمر الكون ؛ وهي العناصر الثقيلة التي تكونت منها في أوقات لاحقة [[كوكب|كواكب]] [[وحياة]] مثلما نعرفه عن تطور النجوم .<ref name="AJ-20150604">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Sobral |الأول1=David |الأخير2=Matthee |الأول2=Jorryt |الأخير3=Darvish |الأول3=Behnam |الأخير4=Schaerer |الأول4=Daniel |الأخير5=Mobasher |الأول5=Bahram |last6=Röttgering |first6=Huub J. A. |last7=Santos |first7=Sérgio |last8=Hemmati |first8=Shoubaneh |عنوان=Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation |تاريخ=4 June 2015 |صحيفة=[[المجلة الفيزيائية الفلكية]] |المجلد=808 |العدد=2 |صفحات=139 | doi = 10.1088/0004-637x/808/2/139|arxiv = 1504.01734 |bibcode = 2015ApJ...808..139S}}</ref><ref name="NYT-20150617">{{استشهاد بخبر|الأخير=Overbye|الأول=Dennis|وصلة مؤلف=Dennis Overbye|عنوان=Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos|مسار=httphttps://www.nytimes.com/2015/06/18/science/space/astronomers-report-finding-earliest-stars-that-enriched-cosmos.html|تاريخ=17 June 2015|عمل=[[نيويورك تايمز]]|تاريخ الوصول=17 يونيو 2015| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180612153632/https://www.nytimes.com/2015/06/18/science/space/astronomers-report-finding-earliest-stars-that-enriched-cosmos.html | تاريخ أرشيف = 12 يونيو 2018 }}</ref>
 
== انظر أيضاً ==