رد مع اقتباسالأقزام البيضاء White Dwarfs:
وتقع هذه النجوم في الجهة اليسرى السفلى من المخطط الذي تحدثنا عنه ، وهي نجوم بيضاء اللون أو زرقاء وصغيرة الحجم ، ويصل معدل اقطارها إلى (0.01) من قطر الشمس فقط ، أي أكبر قليلا من الأرض ، وتتميز هذه النجوم بكثافتها العالية التي تصل إلى أكثر من مليون مرة من كثافة الماء ، وهذه النجوم خافتة جدا ولا ترى حتى بأكبر المراقب الفلكية ، ويمكن رؤية قزم أبيض واحد فقط هو (المرافق للشعرى اليمانية) ويبلغ قدره (8.7) فقط ، أي في حدود رؤية المراقب الفلكية الصغيرة ، لكن شدة لمعان الشعرى اليمانية يغطي على هذا القزم الأبيض وبالتالي يمكن رؤيته بالمراصد الفلكية الكبيرة .
::: دورة حياة النجوم :::
عندما يتأمل الفلكيون في نجوم السماء ، فإنهم يشعرون وكأنهم ينظرون إلى البشر تماما ، فالنجوم تمر بمراحل عمرية مختلفة تشبه تماما المراحل العمرية التي يمر فيها الإنسان ، حيث توجد نجوم في مرحلة الولادة ، ونجوم في مرحلة الشباب ونجوم في مراحل الشيخوخة وأخرى في مرحلة الإحتضار وبعضها ميتة .
ولكل نجم من نجوم هذه المراحل طبعه الخاص الذي يتفرد به عن غيره من حيث درجة الحرارة واللمعان وكمية الوقود الذي يستهلكه خلال فترة معينة .
ولادة النجوم Star Formation :
يوجد بين النجوم كميات كبيرة من ذرات الغبار والغاز المنتشرة في الفضاء ، وهذه الذرات الغبارية والغازية تتجمع مع بعضها البعض نتيجة قوة الجاذبية بينها ، مع أن مقدار الجاذبية بين ذرات الغبار والغاز قليلة للغاية ، إلا أنها تأخذ فاعليتها على الأقل خلال فترات زمنية طويلة جدا تقدر بملايين السنين .
كما ان ذرات الغبار والغاز تتجمع " تتكاثف " مع بعضها البعض فتصبح كتلتها أعلى وبالتالي تزداد الجاذبية بينها ، وبعد ملايين السنسن تتشكل سحابة ضخمة من الغاز والغبار ذات كثافة خفيفة جدا ، وتأخذ هذه السحابة بالدوران حول نفسها ، وهذا الدوران يؤدي إلى تجمع أو تمركز كمية كبيرة من مادة السحابة في وسطها وهذا يؤدي إلى زيادة كثافة مركز السديم وبالتالي ازدياد الجاذبية بين الجزيئات ، ونتيجة ضغط الجاذبية على المركز تسخن مادة السديم في المركز فيشع بالحرارة المنخفضة نسبيا وعلى شكل أشعة تحت حمراء ، ويسمى في هذه المرحلة " النجم الأولي " أو " النجم البدائي proto star.
ثم تواصل مادة السديم تكاثفها في المركز حتى تصل الحرارة في النواة إلى أكثر من مليون درجة مئوية ، وعندئذ يبدأ التفاعل النووي ، أي اندماج أربعة ذرات من الهيدروجين مع بعضهاالبعض ليتشكل الهيليوم والذي يسمى كذلك " رماد الهيدروجين " .
ونتيجة لتفاعل ذرات الهيدروجين تنتج طاقة هائلة جدا ، ويبدأ النجم بالإشعاع الضوئي " الكهرومغناطيسي " ، وبذلك يسجل الكون ولادة نجم جديد .
وفي النجم قوتان تحافظان على اتزانه وتماسكه واستقراره وهي قوة الجاذبية الثقالية التي تعمل على جذب الجزيئات لبعضها البعض وانكماش النجم على نفسه ، وقوة أخرى وهي القوة الحرارية التي تعمل على دفع جزيئات النجم إلى الخارج وتمدد النجم ،أي تعمل حركة معاكسة تماما لحركة الجاذبية في مادة النجم ، وبالتالي نحصل على قوتين متكافئتين ومعاكستين .
وفي المراحل الأولى من عمر النجم تكون القوى في حالة اضطراب دائم ، ويصبح عملاقا أحمر ويظل كذلك في المراحل الاولى للنجم ، ثم يبدأ بالإنكماش بعد ذلك عبر فترات غير منتظمة حتى يصل مرحلة مستقرة نوعا ما ،وبالتالي يبدأ النجم بالسير على تخوم التتابع الرئيسي في مخطط H.R ، أي يحتل الزاوية اليسرى العلوية من المخطط .
قبل أن يتحول النجم إلى نجوم التتابع الرئيسي ، ويكون عندئذ في مراحلةغير مستمرة ، حيث تسيطر قوة الدفع الحراري الناتجة من الباطن على قوة الجاذبية ، لذلك قد يحدث أن تندفع كتلة كبيرة من النجم نحو الفضاء فيتحول إلى نجمين يدوران حول مركز جاذبي مشترك بينهما ، أي يصبح نجما ثنائيا أو ثلاثيا أو أكثر . وهذايفسر كيفية نشوء هذه النجوم.
مرحلة الإستقرار " الشباب " :
في هذه المرحلة تتوازن قوةالجاذبية في النجم مع القوة الدفع الحراري الباطني ،أي أنالنجم يصل لحالة الثبات ، وفي هذه المرحلة يقضي النجم معظم حياته ، أي يسير على خطالتتابع الرئيسي في مخطط H.R ، ومثال على ذلك هو نجمنا المتألق " الشمس ".
يبقى النجم محافظا على سيره على خط التتابع الرئيسي مارا بالمراتب الطيفية المختلفة ، والسبب الرئيسي الذي يؤدي إلى اختلاف المرتبة للنجوم خلال حياتها هو نسبة غحتراق الهيدروجين ؛ فكلما كانت نسبة الهيدروجين عالية ونسبة الإحتراق عالية أيضا ، يكونالنجم من المرتبة الطيفية O أو B ، ويكون لونه أبيض أو أزرق ، وبعد أن تقل نسبة الهيدروجين في النجم نتيجة تحوله إلى هيليوم ، فإن درجة حرارته تقل نسبيا حتى يصل النجم لعمر الشباب أو مرحلة الإستقرار ، وفي هذه المرحلة يكونالنجم قد صرف نصف وقوده الهيدروجيني على شكل طاقة وحرارة ، ويصبح النجم بالمرتبةالطيفية G او F ، ويصبح لون النجم اصفر أو برتقالي ، ويكون موقع النجم في منتصف خط التتابع الرئيسي في مخطط H.R .
العمالقة الحمر ( شيخوخة النجوم ) Red Giants:
بعد أن تحترق كمية كبيرة من الهيدروجين في النجم ، ويتحول بالتالي إلى هيليوم ، فإن الهيليوم في هذه الحالة سوف يتكدس في باطن النجم نظرا لأنه أثقل من الهيدروجين ، اما الهيدروجين المتبقي فإنه يشكل القشرة الخارجية للنجم ، وبعد مرور فترة من الزمن تقدر بحوالي مليار سنة ، يكون الهيليوم قد تجمع بكمية كبيرة في النواة ، وبعد ذلك تبدأ نواة الهيليوم نفسها بالانكماش على نفسها تحت تأثير قوة الجاذبية فيها ، ولان الهيليوم أثقل من الهيدروجين ، فإن الإنكماش يكون كبيرا بحيث ترتفع درجة الحرارة في النواة الهيليومية ويبدأ الهيليوم بالتفاعل والتحول إلى كربون ، وتفاعل الهيليوم يعطي فرق طاقة هائل أعلى بكثير من الطاقة الناتجة عن تفاعل الهيدروجين ، ولذلك ترتفع درجة الحرارة نواة النجم لتصل إلى حوالي 80مليون درجة مئوية ، وهذه الحرارة القوية تعمل على دفع قشرة النجم الخارجية فيتمدد النجم وتقل حرارة سطحه ويزداد لمعانه بسبب ازدياد حجمه ، أي يصبح عملاقا أحمر ، وتصل درجة حرارة سطح العلاق الأحمر حوالي 2500 درجة مئوية فقط .
صورة توضح تشكل عملاق أحمر
وسبب انخفاض درجة حرارة سطح العملاق الأحمر رغم ارتفاع حرارة الباطن يعود إلى توزع الحرارة على مساحة سطح النجم الكبيرة فتقل حرارته ، ويصبح من النجوم الحمراء .
صورة لانفجار عملاق أحمر
وتأخذ النجوم العملاقة مكانا في الزواية اليمنى العلوية من مخطط H.R .
المفضلات