ما المقصود بدراسة النجوم وتطورها؟
إن نطاق الكتل المسموح بها جسدياً للنجوم ضيق جداً، فإذا كانت كتلة النجم صغيرة جداً فستكون درجة الحرارة المركزية منخفضة جداً لتحمل تفاعلات الاندماج، والحد الأدنى النظري للكتلة النجمية هو حوالي 0.08 كتلة شمسية، تم اقتراح حد نظري أعلى يسمى حد إدينجتون من عدة مئات من الكتل الشمسية، ولكن هذه القيمة غير محددة بدقة، فإن النجوم الضخمة مثل هذا سيكون لها لمعان أكبر بمليون مرة من لمعان الشمس.
تم تطوير نموذج عام لتشكيل النجوم وتطورها ويبدو أن السمات الرئيسية قد نشأت، ويمكن أن تنكمش سحابة كبيرة من الغاز والغبار تحت تأثير جاذبيتها إذا كانت درجة حرارتها منخفضة بدرجة كافية، وعندما يتم إطلاق طاقة الجاذبية ترتفع درجة حرارة المادة المركزية المتقلصة حتى يتم الوصول إلى النقطة التي يوازن فيها ضغط الإشعاع الخارجي ضغط الجاذبية الداخلي ويتوقف الانكماش.
تستحوذ تفاعلات الاندماج على مصدر الطاقة الأساسي للنجم، ثم يكون النجم في التسلسل الرئيسي، الوقت اللازم للمرور عبر هذه المراحل التكوينية إلى التسلسل الرئيسي هو أقل من 100 مليون سنة بالنسبة لنجم بكتلة تساوي كتلة الشمس، ويستغرق الأمر وقتاً أطول للنجوم الأقل كتلة ووقتاً أقصر بكثير بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة، وبمجرد أن يصل النجم إلى مرحلة التسلسل الرئيسي فإنه يتطور ببطء نسبياً، حيث يدمج نوى الهيدروجين في نواته لتكوين نوى الهيليوم، ولا يطلق الاندماج المستمر الطاقة المشعة فحسب بل يؤدي أيضاً إلى تخليق النواة وهو إنتاج نوى أثقل.
من الضروري اتباع التطور النجمي من خلال النمذجة الحاسوبية؛ لأن النطاقات الزمنية لمعظم المراحل تكون بشكل عام ممتدة للغاية بحيث لا يمكن ملاحظة التغييرات القابلة للقياس حتى على مدى سنوات عديدة، واستثناء واحد هو المستعر الأعظم الخاتمة المتفجرة العنيفة لبعض النجوم، ويمكن تمييز الأنواع المختلفة من المستعرات الأعظمية بخطوطها الطيفية وبتغيرات اللمعان أثناء الانفجار وبعده.
في النوع (Ia) يجذب النجم القزم الأبيض المادة من رفيق قريب؛ لذلك عندما تتجاوز كتلة القزم الأبيض 1.4 كتلة شمسية ينفجر النجم ويتحطم تماماً، والمستعرات العظمى من النوع الثاني ليست مضيئة مثل النوع (Ia) وهي المرحلة التطورية النهائية للنجوم الأكبر حجماً من حوالي ثمانية كتل شمسية، والمستعرات الأعظمية من النوع (Ib وIc) تشبه النوع الثاني من حيث أنها ناتجة عن انهيار نجم ضخم، لكنها لا تحتفظ بغلاف الهيدروجين الخاص بها.
تعتمد طبيعة النواتج النهائية للتطور النجمي على الكتلة النجمية، وتمر بعض النجوم بمرحلة غير مستقرة تتغير فيها أبعادها ودرجة حرارتها ولمعانها دورياً على مدار ساعات أو أيام، وهذه المتغيرات المسماة (Cepheid) بمثابة شموع قياسية لقياسات المسافة، وتقوم بعض النجوم بتفجير طبقاتها الخارجية لإنتاج سديم كوكبي.
يمكن رؤية المادة المتوسعة متوهجة في قشرة رقيقة، حيث تتشتت في الوسط بين النجمين، بينما يبرد اللب المتبقي مع درجة حرارة سطح تصل إلى 100000 كلفن (180،000 درجة فهرنهايت)، ليصبح قزماً أبيض، الكتلة النجمية القصوى التي يمكن أن توجد كقزم أبيض هي حوالي 1.4 كتلة شمسية وتُعرف باسم حد شاندراسيخار، قد ينتهي الأمر بالنجوم الأكثر ضخامة إما كنجوم نيوترونيه أو ثقوب سوداء.
إن متوسط كثافة القزم الأبيض يزيد عن مليون جرام لكل سم مكعب، يتم تقييد المزيد من الضغط بسبب حالة خاصة تسمى الانحلال، حيث يُسمح فقط بطاقات معينة للإلكترونات في داخل النجم، وتحت ضغط كبير بما فيه الكفاية تُجبر الإلكترونات على الاندماج مع البروتونات لتشكيل نيوترونات.
النجم النيوتروني الناتج سيكون له كثافة في المدى من 1014 إلى 1015 جرام لكل سم مكعب مقارنة بالكثافة داخل النوى الذرية، لم يُفهم بعد سلوك الكتل الكبيرة ذات الكثافة النووية بشكل كافٍ لتكون قادرة على وضع حد للحجم الأقصى للنجم النيوتروني، ولكن يُعتقد أنه أقل من ثلاث كتل شمسية.
لا تزال البقايا الضخمة من التطور النجمي لها أبعاد أصغر وستكون أكثر كثافة من النجوم النيوترونية، يُنظر إلى هذه البقايا على أنها ثقوب سوداء وهي أجسام مضغوطة جداً، بحيث لا يمكن لأي إشعاع الهروب من مسافة مميزة تسمى نصف قطر شوارزشيلد، أما بالنسبة لجسم من ثلاث كتل شمسية سيكون نصف قطر (Schwarzschild) حوالي ثلاثة كيلو متر، الإشعاع المنبعث من خارج نصف قطر (Schwarzschild) لا يزال من الممكن الهروب واكتشافه.
وعلى الرغم من عدم إمكانية اكتشاف ضوء قادم من داخل الثقب الأسود إلا أن وجود الثقب الأسود قد يتجلى من خلال تأثيرات مجال الجاذبية الخاص به، فعلى سبيل المثال في نظام النجوم الثنائي، وإذا تم إقران ثقب أسود بنجم مرئي عادي فقد يسحب المادة من رفيقه نحو نفسه.
تتسارع هذه المادة مع اقترابها من الثقب الأسود وتصبح شديدة الحرارة لدرجة أنها تشع كميات كبيرة من الأشعة السينية من محيط الثقب الأسود قبل أن تصل إلى نصف قطر شوارزشيلد، وتم العثور على بعض المرشحين للثقوب السوداء النجمية، على سبيل المثال مصدر الأشعة السينية (Cygnus X-1)، وكل واحد منهم لديه كتلة مقدرة تتجاوز بوضوح المسموح به للنجم النيوتروني وهو عامل حاسم في تحديد الثقوب السوداء المحتملة.
الثقوب السوداء الهائلة التي لا تنشأ كنجوم فردية موجودة في مركز المجرات النشطة، وأحد هذه الثقب الأسود الذي يقع في مركز المجرة (M87) تبلغ كتلته 6.5 مليار مرة كتلة الشمس وقد تمت ملاحظته بشكل مباشر، في حين تم الإشارة بقوة إلى وجود الثقوب السوداء النجمية، حيث تم تأكيد وجود النجوم النيوترونية في عام 1968 عندما تم تحديدها مع النجوم النابضة المكتشفة حديثاً، وهي أجسام تتميز بانبعاث الإشعاع على فترات قصيرة ومنتظمة للغاية، حيث تعتبر النجوم النابضة من النجوم النيوترونية الدوارة، وهي بقايا بعض المستعرات الأعظمية.
كيف تم دراسة مجرة درب التبانة؟
لا يتم توزيع النجوم بشكل عشوائي في جميع أنحاء الفضاء، وتوجد العديد من النجوم في أنظمة تتكون من عضوين أو ثلاثة أعضاء يفصل بينهم أقل من 1000 وحدة فلكية، وعلى نطاق أوسع قد تحتوي مجموعات النجوم على عدة آلاف من النجوم، والمجرات هي أنظمة نجوم أكبر بكثير، وعادة ما تحتوي على سحب من الغاز والغبار.
يقع النظام الشمسي داخل مجرة درب التبانة بالقرب من مستواها الاستوائي، وحوالي 8 كيلو فرسخ من مركز المجرة، ويبلغ قطر المجرة حوالي 30 كيلو فرسخ كما يتضح من المادة المضيئة، ومع ذلك هناك دليل على وجود مادة غير مضيئة (ما يسمى بالمادة المظلمة) تمتد إلى ما يقرب من ضعف هذه المسافة.
يدور النظام بأكمله بحيث تكون السرعة المدارية عند موقع الشمس حوالي 220 كم في الثانية (حوالي 500000 ميل في الساعة) وتستغرق الدائرة الكاملة حوالي 240 مليون سنة، ويؤدي تطبيق قانون كبلر الثالث إلى تقدير كتلة المجرة بحوالي 100 مليار كتلة شمسية، كما يمكن قياس سرعة الدوران من تحولات دوبلر التي لوحظت في خط انبعاث 21 سانتي متر للهيدروجين المحايد وخطوط الأطوال الموجية الملي مترية من جزيئات مختلفة وخاصة أول أكسيد الكربون.
وعلى مسافات كبيرة من مركز المجرة لا تنخفض سرعة الدوران، كما هو متوقع بل تزيد قليلاً، ويبدو أن هذا السلوك يتطلب كتلة مجرية أكبر بكثير مما يمكن تفسيره بواسطة المادة (المضيئة) المعروفة، يأتي الدليل الإضافي على وجود المادة المظلمة من مجموعة متنوعة من الملاحظات الأخرى، وتشكل طبيعة ومدى المادة المظلمة (أو الكتلة المفقودة) أحد الألغاز الفلكية الرئيسية اليوم.
يوجد حوالي 100 مليار نجم في مجرة درب التبانة، وتنقسم تركيزات النجوم داخل المجرة إلى ثلاثة أنواع وهي: العناقيد المفتوحة والعناقيد الكروية والجمعيات، تقع العناقيد المفتوحة بشكل أساسي في قرص المجرة، وتحتوي معظمها على ما بين 50 إلى 1000 نجم داخل منطقة لا يزيد قطرها عن 10 فرسخ فلكي، تميل الجمعيات النجمية إلى امتلاك عدد أقل من النجوم إلى حد ما، علاوة على ذلك فإن النجوم المكونة لم يتم تجميعها بشكل وثيق مثل تلك الموجودة في العناقيد وهي في معظمها أكثر سخونة.
قد تمتد العناقيد الكروية المنتشرة على نطاق واسع حول المجرة إلى حوالي 100 فرسخ فلكي في القطر وقد تحتوي على ما يصل إلى مليون نجم، وتكمن أهمية العناقيد الكروية بالنسبة لعلماء الفلك في استخدامها كمؤشرات على عمر المجرة؛ نظراً لأن النجوم الضخمة تتطور بسرعة أكبر من النجوم الصغيرة يمكن تقدير عمر العنقود من مخطط جيولوجي يرمز له بـ (HR).
وفي التجمع الشبابي سيكون التسلسل الرئيسي مأهولاً بشكل جيد، ولكن في الكتلة القديمة تكون النجوم الأثقل قد تطورت بعيداً عن التسلسل الرئيسي، كما يوفر مدى هجرة التسلسل الرئيسي مؤشراً للعمر، وبهذه الطريقة تم العثور على أقدم العناقيد الكروية بحوالي 12.5 مليار سنة وهو بالتالي الحد الأدنى لعمر المجرة.
