دورة حياة النجوم

النجوم

دورة حياة النجوم:

 تتحرّك الكُتَل الغازية في النجم نحو مراكزها بفعل تأثير قوّة الجاذبيّة، حيث ترتفع درجة حرارة هذه الغازات، حينها تبدأ نوى ذرات الهيدروجين بالاتحاد مع بعضها البعض من خلال عمليّة الاندماج النوويّ أو الانصهار النوويّ، ممّا يؤدّي إلى إنتاج كميّات هائلة من الطاقة التي تكون على شكل إشعاعات كهرومغناطيسيّة، يُعدّ كلّ من الضوء والحرارة من أهمّها.[١] يؤدّي الاندماج النووي المتسلسل إلى تكوين عناصر ذات وزن ذريّ أعلى من الوزن الذريّ لغاز الهيدروجين، وبمرور الزمن تنخفض سرعة إنتاج الطاقة بفعل انخفاض سرعة عمليّات الاندماج النووي الحاصلة في قلب النجم، نتيجةً لذلك تصبح المادّة الموجودة فيه غير قادرة على مقاومة قوة الجاذبيّة، ممّا يؤدّي إلى تقلص حجم قلب النجم وزيادة درجة حرارته وكثافته، فتبدأ حينها عمليات اندماج نوويّ إلا أنّها تحتاج إلى درجات حرارة أعلى وذلك لتكوين عناصر أثقل، وفي الوقت نفسه تبتعد الطبقات الخارجية للنجم عن قلبه؛ بسبب انخفاض درجة الحرارة فيها، فيمرّ النجم بعدها بأطوار متتالية تُسمّى بدورة حياة النجم، وتستمرّ هذه الأطوار المُتتالية حتّى نهاية حياة النّجم.[١] أقدار النجوم وشدة لمعانها يمكن التعبير عن درجة لمعان النجوم بمقاييس عدديّة، حيث تُقاس شدّة الإضاءة الظاهرية لنجم ما بكميّة الضوء الواصل منه إلى نقطة معينة في وحدة من وحدات الزمن، كما أن القدر الظاهري للنجم هو قيمة عددية لوغاريتمية تعبّر عن شدة إضاءته الظاهرية بالنسبة إلى غيره من النجوم؛ أي أنّ القيم الأقل تعبر عن درجة لمعان أعلى، ويعتمد القدر الظاهري للنجم على بعد النجم عنا وكمية الطاقة المنطلقة منه في الثانية الواحدة (القدر المطلق)، كما يُمكن معرفة القدر المطلق لنجم ما عن طريق معرفة بُعده عن كوكب الأرض؛ حيث يتراوح مدى القدر النجمي بين -9 في أشدها لمعاناً و18 في أخفَتِها، وتبلغ شدة إضاءة النجوم العملاقة أكثر من مئة ألف ضعف إضاءة الشمس، في حين تتدنّى شدة الإضاءة إلى واحد من ألف من شدة إضاءة الشمس في النجوم المنكدرة، مثل: الأقزام البيض، والنجوم النيوترونية، وقد يصل النجم إلى حالة من الظلام التامّ مثلما في نجوم الثقوب السوداء.[١] المجموعات النجمية توجد النجوم في الفضاء على شكل مجموعات تختلف حسب شكلها وطريقة تكوينها، وهي: المجموعات الكروية: عُرِفت أكثر من 150 مجموعة كروية في مجرة ​​درب التبانة في السنوات الأولى من القرن الواحد والعشرين، ويتركز معظمها في منطقة خطوط العرض المجرية، في حين يتركّز الباقي حول مركز المجرّة، وقد تصل كتلة هذه المجموعات إلى مليون ضعف كتلة الشمس، وأقطارها الخطية يمكن أن تكون عدة مئات من السنين الضوئية. المجموعات المفتوحة: تتركز المجموعات مفتوحة بشكل أساسي في مجرة درب التبانة، ويبلغ قطرها حوالي 30.000 سنة ضوئية. اتحادات (OB, T): تتميز هذه المجموعات أن الغالبية العظمى من النجوم المكونة لها تملك خصائص فيزيائية مماثلة، وتتكون مجموعة OB من العديد من النجوم العملاقة الزرقاء، والفئات الطيفية (O, B)، وتتألف مجموعة T من نجوم قزمة أكثر برودة، كما يُظهر العديد منها اختلافات غير منتظمة في السطوع.[٢] المسافة بيننا وبين النجوم تعد المسافة الفاصلة بيننا وبين النجوم مسافة شاسعة جداً؛ فعلى سبيل المثال، يُعدّ نجم قنطورس المقدم أقرب النجوم إلى كوكب الأرض، حيث يقع على مسافة تقرب من 38 تريليون كيلومتر، ونحتاج إلى ما يُقارب 60 ألف سنة للوصول إليه، ويمكن تخيل مقدار المسافة بيننا وبين النجوم البعيدة التي تعد أضعاف أضعاف هذه المسافة، ولكن السؤال الذي يتبادر إلى الذهن: كيف تمكّن علماء الفلك من تحديد هذه المسافات بيننا وبين النجوم؟ فيما يأتي شرح طريقتين استطاع العلماء من خلالهما معرفة المسافات بيننا وبين النجوم:[٣] الطريقة الأولى: لنفترض أن هناك نجماً قريبًا من كوكب الأرض ونريد أن نعرف المسافة بيننا وبينه، وكان الاقتراح الأول أن نلتقط صورة من مكانين مختلفين على كوكب الأرض، ورصد التغير في موقع النجم بالنسبة للنجوم الأخرى التي تقع في خلفيته، لكن في الواقع النجوم في خلفيته تقع على مسافات شاسعة منه وتجعل من الصعب قياس اختلاف موقعها بالتحرك على الأرض، ومن هنا ظهرت الحاجة إلى اقتراح أسلوب آخر يتم من خلاله قياس المسافة بيننا وبين النجوم، حيث اعتمد العلماء على مقدار المسافة التي يقطعها كوكب الأرض أثناء دورانه، وكما نعلم أن الأرض تدور حول الشمس مرة كل 365 يوماً، في دائرة قطرها حوالي 300 مليون كيلومتر، حيث رصد العلماء النجوم من الأرض مرّة في شهر ديسمبر/كانون الأول مثلاً، وأخرى في شهر يونيو/حزيران، وبقياس اختلاف مكان النجم في السماء بالنسبة لهذه الأوقات وبمعرفة المسافة التي يقطعها كوكب الأرض خلال السنة وهي 300 مليون كيلومتر، يمكن تحديد المسافة بيننا وبين نجم ما بقدر تحركه في السماء، حيث يُقاس بوحدة الثواني القوسية، لكن في الواقع، لا تُستخدَم هذه الطريقة لقياس المسافة بين الأرض والنجوم البعيدة جداً؛ لأنّ في حال كانت المسافة بعيدةً، تكون حركة تنقل النجم بالنسبة للخلفية قليلة جداً بحيث لا يسهل قياسها. الطريقة الثانية: تعتمد هذه الطريقة بشكل أساسي على شدة إضاءة النجم ولونه، وذلك بمعرفة شدة الإضاءة الأصلية للنجم وقياس انخفاض شدة الإضاءة كما يُرى من كوكب الأرض، حيث كلّما ابتعد النجم أصبح خافتاً أكثر، لكن في الواقع لا نعرف مقدار شدة الإضاءة للنجوم؛ لذا ظهر ما يسمى الشمعات المعيارية التي يتم من خلالها معرفة شدة إضاءة النجوم، ويتم ذلك عن طريق إنشاء علاقة وقانون يربط بين شدة إضاءة النجوم وأي عامل آخر؛ على سبيل المثال، بالاعتماد على لون النجم وتثبيت المعايير الأخرى يمكن تحديد أماكن النجوم في التجمعات النجمية العنقودية التي تبتعد مسافات قد تصل إلى 40 ألف سنة ضوئية.