النجوم هي أشهر الأجسام الفلكية ولبنات بناء المجرات. يتتبع عمر وتوزيع وتكوين النجوم في المجرة تاريخ وديناميكيات وتطور تلك المجرة. بالإضافة إلى ذلك، النجوم مسؤولة عن إنتاج وتوزيع العناصر الثقيلة مثل الكربون والنيتروجين والأكسجين، وترتبط خصائصها ارتباطًا وثيقًا بخصائص أنظمة الكواكب التي يمكن أن تندمج حولها. ومن ثم، فإن دراسة ولادة النجوم وحياتها وموتها أمر أساسي في مجال علم الفلك.
جدول المحتويات
تشكيل النجوم
تولد النجوم في سحب من الغبار وتنتشر عبر معظم المجرات. من الأمثلة المعروفة على سحابة الغبار سديم الجبار Orion Nebula. يؤدي الاضطراب العميق داخل هذه السحب إلى ظهور عُقد ذات كتلة كافية يمكن أن يبدأ الغاز والغبار في الانهيار تحت تأثير جاذبيتهما. عندما تنهار السحابة، تبدأ المادة الموجودة في المركز في التسخين. يُعرف باسم النجم الأولي، هذا النواة الساخنة الموجودة في قلب سحابة منهارة ستصبح يومًا ما نجماً. تتنبأ نماذج الكمبيوتر ثلاثية الأبعاد لتشكيل النجوم أن السحب الدوارة للغاز والغبار المنهار يمكن أن تنقسم إلى نقطتين أو ثلاث نقاط. هذا من شأنه أن يفسر سبب اتحاد معظم النجوم في مجرة درب التبانة أو في مجموعات من النجوم المتعددة.
عندما تنهار السحابة، تتشكل نواة كثيفة وساخنة وتبدأ في تراكم الغبار والغاز. ليست كل هذه المواد في نهاية المطاف جزءًا من نجم – يمكن أن يتحول الغبار المتبقي إلى كواكب أو كويكبات أو مذنبات أو يبقى غبارًا.
في بعض الحالات، قد لا تنهار السحابة بوتيرة ثابتة. في يناير 2004، اكتشف عالم الفلك الهواة جيمس ماكنيل سديمًا صغيرًا ظهر بشكل غير متوقع بالقرب من ميسييه 78 في كوكبة الجبار. عندما قام المراقبون في جميع أنحاء العالم بتحويل أدواتهم إلى سديم ماكنيل، وجدوا شيئًا رائعًا – بدا أن سطوعه متفاوتًا. قدمت الملاحظات مع مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا تفسيراً محتملاً: التفاعل بين المجال المغناطيسي للنجم الشاب والغاز المحيط يسبب زيادات عرضية في السطوع.
نجوم التسلسل الرئيسي
يستغرق نجم بحجم شمسنا حوالي 50 مليون سنة لينضج من بداية الانهيار إلى مرحلة البلوغ. ستبقى شمسنا في هذه المرحلة من النضج (بالترتيب الرئيسي كما هو موضح في مخطط Hertzsprung-Russell) لما يقرب من 10 مليارات سنة.
النجوم تعمل بالطاقة عن طريق الاندماج النووي للهيدروجين لتكوين الهيليوم في أعماقها. يوفر تدفق الطاقة من المناطق المركزية للنجم الضغط اللازم لمنع النجم من الانهيار تحت ثقله والطاقة التي يضيء بها.
كما يوضح مخطط Hertzsprung-Russell، تغطي نجوم التسلسل الرئيسي نطاقًا واسعًا من اللمعان والألوان ويمكن تصنيفها وفقًا لهذه الخصائص. يمكن لأصغر النجوم المعروفة باسم الأقزام الحمراء أن تحتوي على 10٪ على الأقل من الكتلة الشمسية وتصدر فقط 0.01٪ من الطاقة، وتتوهج بشكل خافت عند درجات حرارة تتراوح بين 3000-4000 كلفن. على الرغم من طبيعتها الصغيرة، فإن الأقزام الحمراء هي إلى حد بعيد أكثر النجوم عددًا في الكون ويبلغ عمرها عشرات المليارات من السنين.
على الجانب الآخر، يمكن أن تزيد كتلة النجوم الضخمة المعروفة باسم hypergiants عن كتلة الشمس بمقدار 100 مرة أو أكثر، كما أن درجات حرارة سطحها تزيد عن 30000 كلفن. تبعث هذه النجوم طاقة أكثر من الشمس بمئات الآلاف من المرات. لكن لها عمر يتجاوز بضعة ملايين من السنين. على الرغم من أنه كان يعتقد أن النجوم المتطرفة مثل هذه كانت شائعة في الكون المبكر، إلا أنها نادرة للغاية اليوم – مجرة درب التبانة بأكملها تحتوي على عدد قليل من الأجسام الضخمة.
النجوم ومصائرها
بشكل عام، كلما كان النجم أقدم، كان عمره أقصر، على الرغم من أن جميع النجوم، باستثناء أضخمها، تعيش بلايين السنين. عندما يدمج النجم كل الهيدروجين في قلبه، تتوقف التفاعلات النووية. بعد سحب الطاقة لدعمها، يبدأ اللب في الانهيار ويصبح أكثر سخونة. لا يزال الهيدروجين متاحًا خارج اللب، لذلك يستمر اندماج الهيدروجين في غلاف يحيط باللب. تدفع النواة الساخنة بشكل متزايد الطبقات الخارجية للنجم إلى الخارج، مما يتسبب في تمددها وتبريدها، وتحويل النجم إلى عملاق أحمر.
إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية، فقد يصبح اللب المنهار ساخنًا بدرجة كافية لدعم التفاعلات النووية الأكثر غرابة التي تستهلك الهيليوم وتنتج مجموعة متنوعة من العناصر الأثقل، حتى الحديد. ومع ذلك، فإن ردود الفعل هذه لا تقدم سوى فترة راحة مؤقتة. تدريجيًا، تصبح الحرائق النووية الداخلية للنجم غير مستقرة أكثر فأكثر – في بعض الأحيان تشتعل بشدة، وأحيانًا تتلاشى. هذه الاختلافات تجعل النجم ينبض ويصد طبقاته الخارجية، ويغلف نفسه في شرنقة من الغاز والغبار. ما يحدث بعد ذلك يعتمد على حجم اللب.