دورة حياة النجوم فضاء

تقسم دورة حياة النجوم الى عدة مراحل​ لكن سوف يتم تقسيمها الى مرحلتين رئيسيتين و المراحل التي بعدها تعتمد على حجم النجم

 Stellar Cloud | سديم نجمي

عبارة عن سحب ضخمة من الهيدروجين و الغازات والغبار ، متوزعين بشكل عشوائي في السحابة (قد تكون مناطق بيها غازات اكثر من مناطق ثانية)

هنالك 3 اسباب لتكوين هذه السدم : 

A) انفجار عظيم لنجم "SuperNova"

B) مناطق في الفضاء فيها جسميات منتشره بشكل عشوائي ( مصدرها غير معروف لحد الآن) 

C) تكون ناتجه من طرد النجم لطبقاته الخارجية 

يعتبر السديم اهم مرحلة في تكوين النجوم لكن قبل أن نعرف الآليه وتفاصيل هذه المرحلة يجب معرفة على أحد قوانين نيوتن الذي هو "قانون الجذب العام"

ينص هذا القانون على انه لكل جسمين لهما كتله توجد قوة جاذبية بين هذين الجسمين تجذب بعضهما البعض وكلما زادت كتلة الجسمين أو احدهما تزداد قوة الجذب بينهما بمعنى

زيادة الكتلة = زيادة الجاذبية بينهم

بفعل هذا القانون تبدي الجسيمات تندمج مع بعضها عن طريق القوه الجاذبية ف تبدي تتكون كتلة في السحابة وهذا الكتلة بدورها تجذب الجسيمات التي تحيطها وتستمر هاي العملية التي تسمى "التراكم Accretion" الى أن تكون كرة ضخمة من الغازات 

الآن تكونت عندنا كتلة الضخمة نسبة كبيرة منها تحتوي على الهيدروجين تعتبر بمركز السديم ، تبدأ هذا الكتلة بالضغط على نفسها و تنكمش بفعل جاذبيتها القوية وهذا الانكماش سيولد حرارة عالية وضغط غالي يكون كافي لكي تندمج نوى الهيدروجين مع بعضها البعض 

* الهيدروجين يحتوي على بروتون واحد وألكترون واحد 

ماذا ينتج عن اندماج الهيروجين؟

الهيليوم ثاني ابسط عنصر في الطبيعة

H¹ + H¹ + H¹ + H¹ ------> He⁴

هذا الاندماج يحصل بقلب هذا الكتلة ، وفور أن تبدأ هذه العملية نستطيع القول انه تكون لدينا نجم

في هذه المرحلة يبدأ النجم بإستهلاك الوقود الخاص به وهو الهيدروجين ويبدأ بتكوين العناصر مثل الهيليوم ، الكربون ، الاوكسجين وغيرهم

تقضي النجوم 90% من عمرها بهذه المرحلة والشمس الخاصة بِنا حاليًا بهذه المرحلة ، تقوم بأستهلاك هيدروجين وتستمر لمدة 10 مليار سنة و شمسنا عمرها 4.6 مليار سنة أي يتبقى لها 5.4 مليار سنة الى ان تموت 

* يعتمد عمر النجم على كتلته وكمية الهيدروجين بداخلها ف الارقام ليست ثابتة من نجم لآخر

بعد نفاذ الهيدروجين سيتوقف الاندماج النووي والجاذبية ستضغط على نواة النجم وتزيد من حرارتها والذي يسبب اندماج الهيدروجين للطبقات القريبة من النواة التي تحتوي على هيدروجين للنجم بالتالي رح يمتد النجم ويكبر حجمه ويتحول

أما لعملاق أحمر 

أو عملاق أزرق

وتحوله  يعتمد على كتلته هي الي تحدد مصيره . 

وللمعلومة تُتعبر شمسنا متوسطة الكتلة مقارنة بباقي النجوم

RED GIANT | النجم الأحمر 

هذه المرحله يوصلها الها النجم بعدما يخلص الهيدروجين القريب عن نواته ف يبدي يندمج الهيدروجين الي قريب عن النواة

* قبل كان الاندماج داخل النواة بينما الآن الاندماج خارج النواة (بأقرب طبقة للنواة)

هذا يسبب نمو للنجم ممكن يصل الى 400 ضعف حجمه الأصلي ومع التمدد يبرد النجم ايضًا ويسبب توهج احمرًا ساطع

اختلاف التوهج للنجم قبل وبعد

توهج النجم يعتمد على الحرارة بمعنى كلما زادت درجة الحرارة يزداد توهجة

فلماذا العملاق الأحمر درجة حرارته أبرد من قبل لكن النجم متوهج اكثر؟

قانون ستيفان-بولتزمان

 الذي ينص انه كلما زادت حرارة الجسم يزداد إشعاعه (توهجه)

وايضًا كلما إزداد حجمه يزداد إشعاعه 

بعدما ينفذ الهيدروجين من النواة تتقلص النواة وتبدي ترتفع حرارتها الى أن تصل ل 100 مليون كلفن والتي هيَ الحرارة الكافية لعمل سلسلة تفاعل اندماج الهيليوم 

He⁴ + He⁴ + He⁴ ------> C¹²

إذًا نواة العملاق الأحمر تصبح كافية لدمج الهيليوم، بس بشرط ان تكون حراراتها عالية وقد يتحول لون النجم الى اللون الازرق بسبب ارتفاع درجة الحرارة ولكن لفترة قصيره جدًا 

بعدما ينفذ الهيليوم تنكمش النواة مره أخرى وكذلك تبدأ الطبقات الي تحتوي على الهيليوم القريبة عن النواة بعمل اندماج نووي خارج النواة 

تتمدد الطبقات الخارجية للنجم وتنخفض درجة حرارتها ويصبح النجم في مرحلة العملاق الأحمر مره ثانيه

وبمرحلة التمدد ممكن النجم يبتلع الكواكب الي تعترضه وممكن شمسنا من تمر بهذه المرحلة تبتلع كوكب الأرض​

تشمل النجوم المنخفضة والمتوسطة الكتلة وتعتبر المرحلة الأخيرة "بداية النهاية" 

في هذه المرحلة يتخلص النجم من الطبقات الخارجية والسديم ليس بالضرورة يكون اسمه مرتبط بأسم نجمه الذي تكون من طبقاته

وهذه السُدم ستعود وتكون نجم آخر وتمر بنفس المراحل الي مَر بها النجم الذي تكونت منهُ

بالنسبة للنجم بعدما يزيل الطبقات الخارجية منهُ تظهر النواة صغيرة وساخنة والتي تسمى ب "القزم الأبيض"

حوالي 6% من النجوم الموجودة بمجرتنا "درب التبانة" اقزام بيضاء

القزم الأبيض هو نواة النجم ساخنة و مضغوطة حجمها قريب من حجم الأرض ولكن كتلته تقارب كتله الشمس ، صح حرارته عالية جدًا ولكن توهجه منخفض بسبب حجمه الصغير وهذا يسبب صعوبة برصده بواسطة التلسكوب البصري ، والمثير للدهشة انه الملعقة الصغيرة من مادة القزم الابيض قد تزن 100 طن 

القزم الأبيض بالغالب يكون مستقر بسبب كتلته التي لا تتجاوز حد شاندراسيخار

وهوه الحد الأقصى من الكتلة (1.4 ضعف كتلة الشمس) الي يمتلكها القزم لكي يكون مستقر وعندما يمتلك كتله اكبر من هذا الحد يصبح القزم غير مستقر ويحدث انفجار نووي يسمى SuperNova Type la 

وينتهي ب ثقب اسود 

هاي في حال كان القزم الأبيض كتلته اكبر من 1.4 كتله شمسية ولكن في الوضع المستقر يبقى على حاله الى أن تنخفض حرارته ببطئ شديد ويتحول الى "قزم اسود"

وهو نفس القزم الأبيض ولكن بعدما انخفضت حرارته ل 10000 كلفن وهذا التحول يستغرق مليارات السنين والى الأن لا يوجد قزم اسود ويعتبر فرضية بسبب المدة الي يستغرقها القزم الابيض ليتحول الى قزم اسود تستغرق وقت اكثر من عمر الكون نفسه ( عمر الكون 13.8 مليار سنة)

وهذا كل ما يخص دورة حياة النجوم ذات 

الكُتل المنخفضة 0.5 كتلة شمسية

والكتل المتوسطة (شمسنا) 0.5 - 8 كتل شمسية

هذا النوع من النجوم يتميز بضخامة و جاذبية عالية جدًا لهذا يقدر أن يستمر بإتمام تفاعلات تحتاج طاقة عالية مثل

He⁴ + He⁴ + He⁴ -----> C¹² + y + y (كاربون + فوتونين)

ثم

C¹² + He⁴ ------> O¹⁶ + Energy 

ويستمر بعده تفاعلات لأنتاج عناصر جديده مثل : النيون Na ، المغنيسيوم Mg ، السيليكون Si و الكبريت S

هذه التفاعلات تكون بقلب النجم ( بداخل النواة)

وتستمر الى أن يصل الى عنصر الحديد Fe ويعتبر الحديد عنصر نواته مستقره ومن اصعب العناصر الي ممكن تدمجها مع عناصر ثانيه لانه يحتاج طاقة عالية لكي يندمج مع عنصر آخر وجاذبية النجم لا تملك الطاقة الكافية لإتمام هذا التفاعل

يبقى الحديد يتراكم في نواة النجم ويضغط على نفسه بفعل الجاذبية و يؤدي إلى ارتفاع كبير في حرارة وكثافة النواة حتى تصل كتلة نواة الحديد إلى حد يقارب 1.4 من كتلة الشمس (حد شاندراسيخار ) وعندما تعبر هذا الحد تنهار النواة فجأة وتحدث ال SuperNova

وبعد ثواني من الانفجار تبدأ جاذبية النواة بضغط حجم النجم الذي كتلته مليارات من الكيلوات لكره نصف قطرها 11 كيلو 

والمرحلة التي بعدها تعتمد على كتلة النواة الباقية

اذا كانت كتلتها 1.4-2.5 كتلة شمسية يتحول الى نجم نيوتروني

واذا كانت كتلتها اكبر من 2.5 كتلة شمسية يتحول النجم الى ثقب اسود

الثقوب السوداء أجسام غريبة جدًا تتكون أثناء انفجارات المستعرات العظمى

تصير هذه الانفجارات عندما تصل النجوم الضخمة جدًا إلى نهاية عمرها

بعد انفجار المستعر الأعظم، يُسحق ويُضغط كل ما تبقى من النجم ليُشكل جسمًا صغيرًا وكثيفًا للغاية. هذا هو الثقب الأسود. بمجرد تشكله، يكبر الثقب الأسود عن طريق جذب الغاز والغبار والنجوم، وحتى الثقوب السوداء الأخرى المحيطة به

في عام 2015 رصد العلماء لأول مرة موجات للجاذيية . نتجت هذه التموجات في الزمكان عن اصطدام ثقبين أسودين واهتزازهما للكون

بعد ال SuperNova وبعد انت انكمشت النواة ذات الكثافة العالية اصبحت المسافة بين الجسيمات ( البروتونات والنيوترونات والالكترونات) صغيره جدًا ف يحصل اندماج بين البروتونات والألكترونات لانهم جسيمات مشحونة لينتجوا نيوترونات و نيوترينو 

وتصبح النيوترونات نسبتها عالية في النجم النيوتروني

العجيب في هذا النجم انه يدور حول نفسه بسرعة عالية جدًا لدرجة تصل الى 700 لفة بالثانية الواحدة 

وايضًا يمتلك مجال مغناطيسي مَهول واقوه من مجال المغناطيسي للأرض ب 100 مليون مرة

مجاله المغناطيسي يقوم بجذب وبتسريع الجسيمات المشحونة الموجودة بالفضاء مما يجعلها تُطلق اشعاع كهرومغناطيسي والذي عن طريق هذا الاشعاع تم اكتشاف النجوم النيوترونية لان حجمها صغير ، صعب رصدها بالفضاء وبسبب حجب ال Supernova عن رؤية النجم النيوتروني لان توهج الانفجار السوبرنوفا اكبر من توهج هذا النجم

وقد يندمج النجم النيوتروني مع نجم نيوتروني آخر واذا اندمجوا واصبحت كتلتهم اكبر من 2.5 كتل شمسية رح يتحولون الى ثقب اسود