المراحل اللحقة لتطور النجوم في الفضاء

ما المقصود بولادة النجوم وتطورها إلى التسلسل الرئيسي؟

تكشف الخرائط الراديوية المفصلة للسحب الجزيئية القريبة أنها متكتلة مع مناطق تحتوي على نطاق واسع من الكثافات، أي من بضع عشرات من الجزيئات (معظمها هيدروجين) لكل سنتيمتر مكعب إلى أكثر من مليون، تتكون النجوم فقط من المناطق الأكثر كثافة، والتي يطلق عليها نوى السحابة على الرغم من أنها لا تحتاج إلى أن تقع في المركز الهندسي للسحابة، وفيما يلي أهم المعلومات عن النجوم تكوينها وحجومها:

• يبدو أن النوى الكبيرة (التي تحتوي على الأرجح على تكاثف فرعي) يصل حجمها إلى بضع سنوات ضوئية تؤدي إلى ارتباطات غير منضمة لنجوم ضخمة جداً (تسمى ارتباطات OB بعد النوع الطيفي لأبرز أعضائها نجوم O وB) أو مرتبطة مجموعات من النجوم الأقل كتلة.

يبدو أن ما إذا كانت المجموعة النجمية تتجسد كاتحاد أم عنقود يعتمد على كفاءة تشكل النجوم، إذا ذهب جزء صغير فقط من المادة إلى صنع النجوم والباقي ينفجر بعيداً في الرياح أو تتوسع مناطق (H II)، فإن النجوم المتبقية ينتهي بها الأمر في رابطة غير مرتبطة بالجاذبية منتشرة في وقت عبور واحد (القطر مقسوماً على السرعة) بواسطة الحركات العشوائية للنجوم المتكونة، من ناحية أخرى إذا تم استخدام 30 في المائة أو أكثر من كتلة قلب السحابة في صنع النجوم فستظل النجوم المشكلة مرتبطة ببعضها البعض وسيستغرق طرد النجوم من خلال مواجهات الجاذبية العشوائية بين أعضاء الكتلة عدة مرات عبور .

• تتشكل النجوم منخفضة الكتلة أيضاً في اتحادات تسمى ارتباطات (T) بعد النجوم النموذجية الموجودة في مثل هذه المجموعات نجوم (Tauri)، تتكون نجوم رابطة (T) من تكتلات فضفاضة من نوى سحب جزيئية صغيرة بحجم بضعة أعشار من سنة ضوئية يتم توزيعها عشوائياً عبر منطقة أكبر ذات كثافة متوسطة منخفضة، النتيجة الأكثر شيوعاً هي تكوين النجوم في اتحادات تمثل العناقيد المقيدة حوالي 1 إلى 10 بالمائة فقط من جميع مواليد النجوم.

• الكفاءة الكلية لتشكيل النجوم في الجمعيات صغيرة جداً، عادةً ما يصبح أقل من 1٪ من كتلة السحابة الجزيئية نجوماً في وقت عبور واحد للسحابة الجزيئية (حوالي 5106 سنوات)، يُفترض أن الكفاءة المنخفضة لتكوين النجوم تفسر سبب بقاء أي غاز بين نجمي في المجرة بعد 1010 سنوات من التطور، يجب أن يكون تشكيل النجوم في الوقت الحاضر مجرد قطرة من السيل الذي حدث عندما كانت المجرة صغيرة.

• يدور قلب السحابة النموذجي ببطء إلى حد ما ويتركز توزيع كتلته بقوة نحو المركز، ربما يُعزى معدل الدوران البطيء إلى عمل الكبح للمجالات المغناطيسية التي تمر عبر القلب ومغلفه، هذا الكبح المغناطيسي يجبر القلب على الدوران بنفس السرعة الزاوية تقريباً مثل الغلاف طالما أن النواة لا تدخل في انهيار ديناميكي.

تعتبر هذه العملية (الكبح) عملية مهمة؛ لأنها تضمن مصدراً للمادة ذات زخم زاوي منخفض نسبياً (وفقاً لمعايير الوسط النجمي) لتشكيل النجوم وأنظمة الكواكب، كما تم اقتراح أن تلعب المجالات المغناطيسية دوراً مهماً في فصل النوى عن مغلفاتها، يتضمن الاقتراح انزلاق المكون المحايد لغاز متأين طفيفاً تحت تأثير الجاذبية الذاتية للمادة بعد الجسيمات المشحونة المعلقة في مجال مغناطيسي خلفي، سيوفر هذا الانزلاق البطيء التفسير النظري للكفاءة الإجمالية المنخفضة الملحوظة لتشكيل النجوم في السحب الجزيئية

• في مرحلة ما من مسار تطور السحابة الجزيئية يصبح واحد أو أكثر من نواتها غير مستقر وعرضة لانهيار الجاذبية، توجد حجج جيدة مفادها أن المناطق المركزية يجب أن تنهار أولاً، مما ينتج عنه نجم أولي مكثف يتوقف تقلصه بسبب التراكم الكبير للضغط الحراري عندما لا يعود بإمكان الإشعاع الهروب من الداخل للحفاظ على الجسم (المعتم الآن) بارداً نسبياً.

• يستمر النجم الأولي (الذي لا تزيد كتلته عن كوكب المشتري كثيراً) في النمو عن طريق التراكم مع سقوط المزيد والمزيد من المواد التي تعلوه فوقه.

• صدمة التدفق على أسطح النجم الأولي والقرص السديم الذي يحيط به يوقف التدفق مما يخلق مجالاً إشعاعياً شديداً يحاول شق طريقه للخروج من غلاف الغاز والغبار، الفوتونات ذات الأطوال الموجية الضوئية تتحلل إلى أطوال موجية أطول عن طريق امتصاص الغبار وإعادة الانبعاث بحيث يكون النجم الأولي مرئياً لمراقب بعيد فقط كجسم يعمل بالأشعة تحت الحمراء، بشرط أن تؤخذ في الاعتبار تأثيرات الدوران والمجال المغناطيسي ترتبط هذه الصورة النظرية بالأطياف الإشعاعية المنبعثة من العديد من النجوم الأولية المرشحة المكتشفة بالقرب من مراكز نوى السحب الجزيئية.

التطور اللاحق على التسلسل الرئيسي للنجوم:

مع استمرار ارتفاع درجة الحرارة المركزية والكثافة تصبح دورات البروتون والكربون نشطة ويستقر تطور النجم (الأصلي الآن)، ثم يصل النجم إلى التسلسل الرئيسي، حيث يبقى معظم حياته النشطة، يعتمد الوقت اللازم لمرحلة الانكماش على كتلة النجم، يتطلب نجم كتلة الشمس عموماً عشرات الملايين من السنين للوصول إلى التسلسل الرئيسي في حين أن النجم الأكبر بكثير قد يستغرق بضع مئات الآلاف من السنين.

بحلول الوقت الذي يصل فيه النجم إلى التسلسل الرئيسي فإنه لا يزال متجانساً كيميائياً، مع مرور الوقت الإضافي يتحول وقود الهيدروجين في القلب إلى الهيليوم وترتفع درجة الحرارة ببطء، إذا كان النجم ضخماً بما يكفي ليكون له نواة حمل فإن المادة في هذه المنطقة لديها فرصة للخلط تماماً، لكن المنطقة الخارجية لا تختلط مع اللب، على النقيض من ذلك لا تحتوي الشمس على نواة حمل وتكون نسبة الهيليوم إلى الهيدروجين قصوى في المركز وتنخفض إلى الخارج.

طوال حياة الشمس كان هناك استنفاد مطرد للهيدروجين؛ لذلك من المحتمل أن يكون تركيز الهيدروجين في المركز اليوم حوالي ثلث الكمية الأصلية فقط، وتم تحويل الباقي إلى الهيليوم، مثل معدل تكوين النجم فإن معدل التطور اللاحق في التسلسل الرئيسي يتناسب مع كتلة النجم أي كلما زادت الكتلة زادت سرعة التطور.

مراحل لاحقة من التطور:

يُفهم أيضاً أن الانتشار الكبير في لمعان وألوان النجوم العملاقة والعملاقة وشبه العملاقة ناتج عن أحداث تطورية، عندما يترك نجم التسلسل الرئيسي يتم تحديد تطوره المستقبلي بدقة من خلال كتلته ومعدل دورانه (أو الزخم الزاوي) والتركيب الكيميائي، وما إذا كان عضواً في نظام ثنائي قريب، ربما تكون العمالقة والعملاقون من نفس نصف القطر ودرجة حرارة السطح تقريبًا قد تطورت من نجوم التسلسل الرئيسي من مختلف الأعمار والكتل.

• تطور النجوم ذات الكتلة المنخفضة: تشير الحسابات النظرية إلى أنه مع تطور النجم من التسلسل الرئيسي يزداد نواة الهيدروجين والهيليوم تدريجياً في الكتلة، ولكنها تتقلص في الحجم مع تغذية المزيد والمزيد من رماد الهيليوم من خلال الغلاف الخارجي لاحتراق الهيدروجين، يتم نقل الطاقة إلى الخارج من الغلاف بواسطة التيارات الحرارية السريعة فترتفع درجة حرارة القشرة.

• أصل العناصر الكيميائية: توفر الوفرة النسبية للعناصر الكيميائية أدلة مهمة فيما يتعلق بأصلها، تأثرت قشرة الأرض بشدة بالتعرية والتجزئة والأحداث الجيولوجية الأخرى لذا فإن تركيبها المتنوع الحالي لا يقدم سوى القليل من القرائن على مراحلها المبكرة، يتم استنتاج تكوين المادة التي تشكل منها النظام الشمسي من النيازك الحجرية المسماة (chondrites) ومن تكوين الغلاف الجوي للشمس.

• تطور النجوم عالية الكتلة: إذا استمرت درجة حرارة وكثافة اللب في الارتفاع فإن نواة مجموعة الحديد تميل إلى الانهيار إلى نوى الهيليوم، ولكن يتم استهلاك كمية كبيرة من الطاقة فجأة في هذه العملية، ثم يتعرض النجم لانهيار أو انهيار عنيف وسرعان ما ينفجر على شكل مستعر أعظم، في الأحداث الكارثية التي أدت إلى انفجار مستعر أعظم ولمدة 1000 ثانية تقريباً بعد ذلك يمكن أن تحدث مجموعة كبيرة ومتنوعة من التفاعلات النووية.