اريد مساعدة منكم قبل نهاية العطلة

[ريحآنة الوفآء]

(●̮̮̃•̃)۶ ٩(-̮̮̃-̃)۶ ۶السلام عليكم ٩(͡๏̯͡๏)۶ ٩(-̮̮̃•̃)
انا محتاجتكم (-̮̮̃-̃)
✿◕‿◕✿ ❀◕‿◕❀ ❁◕‿◕❁ ✾◕‿◕✾
الي يحب طبعا
انا حابة بحث في الفيزياء بحث و لقيت مجموعة كبيرة من المعلومات بصح مالقيتش واش طلبت الاستاذة
لانها طلبت علينا العناصر الكيميائية الموجودة في النجوم و نسبها المئوية و الموجودة في المجموعة الشمسية
●▂● .. ●︿● .. ●ω● .. ●﹏● ..
اريد مساعدة منكم قبل نهاية العطلة
انا نقول فهمتوني ولا ======

ⓇⒶⓎⒶⓃ اختكم في الله ⓇⒶⓎⒶⓃ

[djalal boumachouene]

حياة النجوم، كيف تُولد؟ وكيف تموت؟

ميلاد النجوم

بعد الانفجار العظيم (Big Bang) بحوالي 300 ألف سنة تشكلت ذرات الهيدروجين والهليوم المستقرة، وبشكل تدريجي بدأت هذه الذرات في التجمع على شكل سُحب غبارية تُدعى السُدُم، وعلى مدى 300 مليون سنة نمت هذه السدم أكثر وبدأت تجذب الذرات أكثر وأكثر ما أدى تكثفها أكثر وزيادة حرارتها.
في نهاية المطاف أصبح مركز هذه الغيوم السديمية ساخنا جدا وكثيفا لدرجة أنه انفجر على شكل تفاعل نووي هائل، وبدأت ذرات الهيدروجين بالاندماج مع بعضها البعض متحولة إلى هيدروجين ومنتجة معها كمية كبيرة من الحرارة، والغيوم السديمية تحولت إلى كرات مشتعلة من النار، وتلك كانت ميلاد أولى النجوم.

حياة النجوم

بعد الانفجار الكبير، فقط العناصر الكيميائية البسيطة مثل الهيدروجين والهليوم كانت موجودة، هذا يجعلنا نطرح سؤالا ألا وهو: من أين أتت العناصر الكيميائية الأخرى مثل الكربون والأكسجين...؟

الجوب يكمن داخل النجوم، حيث أن النجوم طوال حياتها تعمل كمصانع للذرات في عملية تُدعى "التأليف النووي" "Nucleosynthesis"، حيث يتم في البدأ تحول الهيدروجين إلى هليوم وبعد أن ينفذ الهيدروجين يبدأ الهليوم بالتحول إلى كربون وهكذا... ويتم ذلك عبر الاندماج النووي وليس الانشطار النووي كما يحدث في المفاعلات النووية على الأرض.

الانشطار النووي هو تشظية ذرات ثقيلة مثل ذرة اليورانيوم عبر قذفها بنترون في أغلب الأحيان، ويكون الناتج ذرتان أخف + نوترونين أو ثلاثة. وكمثال فإنه عند قذف ذرة يورانيوم 235 بنوترون يُمكن أني ينتج التالي: الكر يبتون 91 والباريوم 142 + ثلاثة نوترونات، وكذلك يُمكن أن ينتج سترونتيوم 94 إكزينيون 140 + نوترونين.
الاندماج النووي هو التحام ذرتين خفيفتين ويكون الناتج ذرة أثقل، فمثلا ينتج الهليوم وهو ذرة أثقل من الهيدروجين، عبر اندماج الهيدروجين 2 (أو ما يُعرف بالدوتريوم) مع الهيدروجين 3 (أو ما يعرف بالثريتيوم) وكذلك ينتج نوترون واحد عن هذا الاندماج هنا. وفي حالات أخرى تنتج فوتونات ذات موجات قصيرة وطاقة عالية...

ملحوظة: الذرة الخفيفة أو البسيطة هي التي تحتوي على عدد بروتونات أقل والثقيلة هي التي تحتوي على عدد بروتونات أكثر (ما يُعرف بالعدد الذري)، فمثلا: عدد بروتونات اليورانيوم هو 92 بينما عدد بروتونات الهيدروجين هو 1 والهليوم هو 2 والكربون هو 6.

إن النجوم الحديثة الولادة (نسبيا) يبدأ فيها (كما ذكرت أعلاه) اندماج الهيدروجين إلى هليوم وبعد ذلك تندمج ذرات الهليوم مكونة ذرات الكربون وبعد أن ينفذ الهليوم يبدأ الكربون في الاندماج وينتج الأوكسجين، ويستمر هذا التطور الاندماجي من الأخف إلى الأثقل ثم الأثقل... حتى يموت النجم، وشمسنا ستتوقف عند حد اندماج الكربون وتكوين الأوكسجين عندها ستموت، بينما نجوم أخرى أكبر ستستمر في إنتاج عناصر أثقل إلى حد إنتاج الحديد والذي عدده الذري 26، وهذا هو أقصى حد يُمكن للاندماج النووي بلوغه داخل النجوم.

إذا كان الحديد هو أقصى حد يُمكن بلوغه في النجوم فكيف تتكون العناصر الأثقل من الحديد مثل الكوبلت وعدده الذري 27، وذرات الذهب وعددها الذري 79...؟ الجواب هو أنها تنتج خلال انفجارات "المستعرات العظمى" وهذه الانفجارات هي موت النجوم الهائلة.

موت النجوم
موت النجوم يتوقف على كمية المادة الموجودة فيها فكلما كانت أكبر كلما ماتت أسرع، نعم لم تخطؤوا القراءة ولم أخطئ أنا في الكتابة، كلما كان النجم أكبر كلما مات أسرع وسبب ذلك هو أن وجود مادة أكثر يعني حرارة أكبر وإذا كانت الحرارة كبيرة فذلك يعني زيادة استهلاك مادة النجم.

أقرب نجم إلينا هو الشمس (شمسنا)، سينفذ الهيدروجين منها خلال 4 مليار سنة، عند ذلك سينهار قلب الشمس تحت قوة جاذبيته، وفي نفس الوقت الغلاف الجوي للشمس سيصبح غير مستقر وعندها سيبدأ في التوسع لتتحول الشمس إلى نجم عملاق أحمر هائل. وهذا ليس بالأمر الجيد بالنسبة للأرض وللكواكب القريبة من الشمس مثل عطارد والزهرة، فهذان الأخيران سيبتلعهما توسع الشمس، بينما ستتبخر الأرض بالكامل وكل الحياة الموجود عليها ستنتهي. لكن الجيد في الأمر هو أن لدى البشر بضعة مليارات سنة لإيجاد كواكب أخرى صالحة للحياة البشرية والانتقال للعيش فيها. طبعا هنا لا أتحدث عنا نحن ولا الجيل القادم ولا الذي بعده... إنها أربع مليارات من السنين.

كنجم متوسط الحجم فإن الشمس خلال مليارات السنين بعد نفاذ الهيدروجين ستبدأ ذرات الهليوم بالاندماج منتجا ذرات الكربون وعندما ينفذ الهليوم سينهار قلب الشمس مرة أخرى على نفس بفعل جاذبيته وسينتفخ غلافها الجوي أكثر. وبما أن الشمس ليست بالكبر الكافي لتعيد تشغيل قلبها من جديد فإنها ستستمر في التوسع مشتتة بذلك غلافها الجوي في سلسلة من الانفجارات. سيتحول بعد ذلك قلب الشمس إلى "قزم أبيض" وذلك يعني أنه سيُصبح كرة ماسية في حجم الأرض، تكون مكونة من الكربون والأوكسجين، وابتدءاً من هذه النقطة ستبهت الشمس، وتبدأ تدريجيا بالخفوت أكثر وأكثر إلى أن يزول ضياؤها بالكامل.

شعرت بالأسى على الشمس في هذه اللحظة، ماذا عنكم يا ترى؟

كان هذا في ما يخص شمسنا والتي كما سبق وذكرت في الأعلى نجمة متوسطة الحجم نسبيا، لكن فيما يخص نجوما أكبر ببضع مرات من الشمس، فإنها تُسرع أكثر نحو إنهاء مخزونها من المادة، وعندما يحدث ذلك ستنتج موجة اهتزاز هائلة جدا من كل أنحاء النجم، الأمر الذي سيرفع درجة الحرارة حوالي مليار درجة مئوية، وعندها تنفجر كانفجار هائل "Supernova"، ويظهر وميض هذا الانفجار كوميض مجرة بأكملها، ويترك النجم خلفه نجما "نوترونيا" (تعرف على النجم النوتروني في الفصل الآتي من هذه المقالة).

ماذا عن نجوم هي أكبر من الشمس بعشرين مرة من الشمس؟
هذه النجوم العملاقة لا تتوقف عن الانهيار على نفسها بفعل جاذبيتها وحتى بعد أن تصل إلى مرحلة "القزم الأبيض" فإنها تستمر في الانخساف، ولا توجد قوة في الكون تستطيع أن توقفها عن ذلك، وتستمر في ذلك حتى تنفجر، وعندما يحدث ذلك فإنها تحني أو تثقب نسيج الفضاء والزمن معلنة بذلك ميلاد نقاط رعب هذا الكون، ميلاد الثقوب السوداء.

ولادة النجوم وموتها مازال يجري إلى يومنا هذا، وفي هذه اللحظة التي تقرؤون فيها هذه الأسطر، تتكون نجوم وتموت أُخَر في كل أنحاء هذا الكون.

أنواع النجوم
إن أي شخص يرى النجوم ليلا في السماء يعتقد أنها متشابه، لكن ذلك غير صحيح فهي الكثير من الأنواع المختلفة، وهنا سأذكر بعضا من أنواعها فحسب:

النجوم الثنائية:
معظم النجوم التي ترونها في السماء هي ليست نجوم منفردة كشمسنا، ولو استعملت منظرا فلكيا للاحظت أنها تكون عبارة عن نجمتين أو ثلاثة أو أكثر تحيا قرب بعضها البعض، وعلى عكس شمسنا فإن معظم النجوم هي ثنائية أو متعددة، وفي الواقع لو أن المشتري وهو أكبر كواكب نظامنا الشمسي كان أكثر كتلة بثمانية مرات لكان تحول إلى نجم وصار نظامنا الشمسي ذو نجمين وليس واحد فقط.

النجوم الأولية:

وهي نجوم في مرحلة "الرضيع"، فرغم أنها متكونة من المواد الداخلية للنجوم إلا أنها لم تصبح بالحرارة الكافية بعد لكي تبدأ التفاعلات النووية في قلبها.

الأقزام:

تمر النجوم بعدة مراحل من التوسع خلال حياتها، وعندما يكون حجمها عاديا بالنسبة لوزنها تُسم بالأقزام. والمقصود بالقزم هنا هو تحول نواة النجم إلى حجم صغير مقارنة بحجم الأصلي وذلك بعد أن تفقد معظم وقودها، وهناك ثلاثة أنواع من الأقزام:
- الأقزام البنية: وهي نجوم لم تسخن بالقدر الكافي لتصبح نجما عاديا.
- الأقزام البيضاء: هي نجوم خلال فترة "الاحتضار"، حيث تبدأ بفقد آخر ما تبقى من وقودها، ووصفها باللون الأبيض غير دقيق فعليا، كونها تتراوح في الألوان من الأبيض الساطع إلى الأحمر الخفيف.
- الأقزام السوداء: كلا النوعين، الأول والثاني يتحول في نهاية المطاف إلى قزم أسود وهي نجوم ميتة غير مضيئة.

وتجدر الإشارة هنا إلى أن الأقزام البنية والسوداء تُعتبر من المادة المظلمة في الكون.

قزم أبيض وسط مستعر عظيم

المستعرات:

النجوم العملاقة التقليدية تكون أكثر لمعانا من الشمس ب1000 مرة على الأقل، و200 مرة أكبر حجما، ويُمكن أن تكون بكل الألوان طبقا لحرارتها. لكن النجوم الأكبر من ذلك بكثير ندعوها المستعرات أي "النجوم العظيمة" وهي أكبر النجوم التي وجدت على الإطلاق حتى الآن، إنها أكثر إشعاعا من الشمس بعشرة مليارات مرة.

النجوم المتفجرة:

عندما يفقد نجم عظيم كامل وقوده فإنه ينكمش على نفسه ثم ينفجر انفجارا كارثيا، وهذا الانفجار هو ما ندعوه "النجم المتفجر" أو "المستعر الأعظم"، ويُشع هذا الانفجار مقدارا من الضوء يُمكن أن يُغطي الإشعاع المنبعث من مجرة بكاملها. ويترك هذا الانفجار خلفه غيوما ملونة مشعة من الغازات والتي تُعرف ب"السُدم"، وفي بعض الحالات ينتج أيضا عن هذا الانفجار نجم نوتروني.

مستعر عظيم

النجوم النوترونية:

بعد انفجار "المستعر الأعظم"، وتركه لسحابة سديمية فإنه في بعض الحالات يتبقى من النجم المتفجر مقدار مرتين من الشمس، وهذا المقدار يتحول إلى نجم نوتروني، حيث يبدأ ذلك المقدار من المادة بالانكماش إلى الحد الذي تتحطم فيه ذراته، وتنسحق البروتونات والإلكترونات مع بعضها إلى أن تندمج وتبقى النوترونات فقط. ويُصبح النجم بكثافة عالية جدا، حتى أنه لو أمكننا إحضار مقدار ملعقة شاي من مادة النجم النوتروني إلى الأرض فإن وزنها سيكون بقدر جبل.

النجوم النابضة:

النجوم النابضة هي نوع خاص من النجوم النوترونية، وهي نجوم بنفس بكتلة الشمس، لكن قطرها يكون حوالي 10 كيلومترات فقط، وتمتاز هذه النجوم بدورانها السريع حول نفسها والذي قد يصل إلى 1000 دورة في الثانية، وكذلك بكونها تبعث نبضات قصيرة من الضوضاء الموجيَّة لفترة محددة ثابتة بالنسبة لكل نجم.

وهناك العديد من الأنواع الأخرى مما لا يسعني الإلمام به جميعه.

ملحوظة: بسبب الضعف اللغوي في عالمنا العربي فإنكم ستجدون بعض تسميات أنواع النجوم مختلفة، حيث يميل من قاموسهم اللغوي ضعيف إلى ترك التسميات الأجنبية كما هي دون محاولة ترجمتها أو حتى البحث عن التسميات المتوافقة معها والموجودة أصلا في لغتنا العربية، وكأمثلة ستجدون تسميات مثل: "بولزار" "Pulsar" وهو "النجم النابض"، و"سوبرنوفا" "Supernova" وهي "المستعرات العظمى"...

مقدمة:
منذ أن وجد الإنسان على هذه الأرض وهو يتساءل عن اصل الأشياء وأسباب تكونها وكيفية تكونها، ومن التساؤلات المهمة والقديمة والتي شغلت الأذهان هو السؤال المتعلق بأصل الكون. وقد ظهرت العديد من الأفكار والآراء بعضها يعد أساطير وبعضها الآخر أصبح أفكار غير واقعية وبعضها نظريات عفا عليها الزمن. والنظرية الحديثة التي تفسر اصل الكون والتي لاقت رواجاً بين العلماء هي (نظرية الانفجار العظيم). أما النظرية التي تفسر أصل المجموعة الشمسية فهي (النظرية السديمية)، وهي تعد جزءاً من نظرية الانفجار العظيم ولكننا فضلنا دراستها على حدة لتسهيل عملية الفهم لدى القارئ. أما فيما يتعلق بنشوء القمر، والذي يعد مهماً بالنسبة لنا لأنه التابع الوحيد للأرض، فأن هناك العديد من النظريات التي حاولت أن تفسر نشأته، ولكن أبرزها وأكثرها حداثة وقبولاً في الأوساط العلمية هي (نظرية التصادم). وسوف نتطرق إلى كل من هذه النظريات الثلاث (نظرية الانفجار العظيم، والنظرية السديمية، ونظرية التصادم) بشيء من التفصيل فيما يلي:
أولاً: نظرية الانفجار العظيم (Big Bang Theory):
تمهيد: الانفجار العظيم حادث كوني وقع قبل (15 بليون) سنة عندما كان الكون كله مضغوطاً في جزيء ذري واحد بشكل نقطة واحدة أطلق عليها العلماء اسم (الذرة البدائية) أو (الحساء الكوني). وأن حجم هذه النقطة كان يساوي الصفر وكتلتها لا نهائية. أي أن الكون كان عبارة عن طاقة خالصة. وأن الصيغة النهائية التي يمكن اختصار النظرية بها هي: أنه قبل (15) بليون سنة وقع انفجاراً هائلاً في ذرة بدائية كانت تحتوي على مجموع المادة والطاقة. وفي اللحظات الأولى من الانفجار الهائل ارتفعت درجة الحرارة إلى عدة تريليونات، حيث خلقت فيها أجزاء الذرات، ومن هذه الأجزاء خلقت الذرات، وهي ذرات الهيدروجين والهليوم، ومن هذه الذرات تألف الغبار الكوني الذي نشأت منه المجرات فيما بعد، ثم تكونت النجوم والكواكب ـ وما زالت تتكون ـ وفي غضون ذلك كان الكون وما زال في حالة تمدد وتوسع، وبذلك فان الانفجار العظيم أدى ليس فقط إلى ظهور جزيئات ذرية جديدة بل إلى وجود مفهومي الزمان والمكان اللذين كان يستحيل الحديث عنهما قبل المادة.
العلماء الذين أسسوا لنظرية الانفجار العظيم عديدين، ولكن أبرزهم: القس البلجيكي جورج لو ميتير
(George Le Maitre) الذي اقترح سنة (1927) صورة جديدة لنشأة الكون وتطوره، وقد وافقه على ذلك جورج كاموف (George Gamov).
أدلة حدوث الانفجار العظيم: هناك عدد من الظواهر التي تشير إلى حدوث الانفجار العظيم:
(1) الاتساع المستمر للكون (Continuously Expanding of Universe): لاحظ العلماء بأنه في كل مكان من الكون هناك مجرات (Galaxies) تتباعد إحداها عن الأخرى بسرعات هائلة جداً. فمنذ بداية القرن التاسع عشر لاحظ علماء الفضاء وجود خطوط داكنة بين ألوان الطيف الشمسي لدى تحليلهم لضوء الشمس. ومع تطور معدات رصد الفضاء والنجوم ظلت هذه الخطوط ماثلة، وتبين فيما بعد أن هذه الخطوط تشير إلى انبعاث الهيدروجين من النجوم، وأثبت الفيزيائي الفرنسي (أرمان فيزو) أن الأجسام السماوية تترك عند تحليل طيفها لوناً أكثر احمراراً في حال كانت تقترب من مركز المراقبة، ولكنه يميل إلى الأزرق عندما تبتعد.
وعمل أدوين هابل (Edwin Hubble) في النصف الأول من القرن العشرين على تطوير هذه الاكتشافات. وقد توصل هابل باستخدام تلسكوبه الشهير (تلسكوب هابل) من التوصل إلى فكرة توسع الكون إذ أكد أن النجوم والمجرات تبتعد عن مركز الرصد والذي هو الأرض، وكذلك تبتعد عن بعضها البعض. وبعد مجموعة من المقارنات وصل إلى وضع قانون عرف باسمه مفاده (إن سرعة النجم تتناسب تناسباً طردياً مع مربع المسافة التي تفصلنا عنه، أي أن النجم كلما كان بعيداً كلما ازدادت سرعة ابتعاده عنا). كما أن المجرات تبتعد عن بعضها البعض أيضاً. وقد حاول العلماء تشبيه هذه الظاهرة بانفجار قنبلة، فشظاياها تبدأ بطيئة ثم تتسارع ومن ثم تتباطأ، وكل شظية سوف تبتعد عن البقية بنفس الطريقة.
ولكي نفهم الفكرة أكثر، احضر بالون وارسم عليه مجموعة من النقاط. اعتبر البالون هو الكون والنقاط هي المجرات، أبدأ بنفخ البالون، سترى أن النقاط كلها تبتعد عن بعضها، وكلما ازداد اتساع البالون كلما ازداد بعد النقاط أكثر. وهذا ما يحدث في الكون بالضبط.
وقد كان انشتاين في البدء من مؤيدي فكرة الكون الساكن (غير المتوسع) الذي تتوزع المادة فيه بصورة متساوية، لذلك اضطر إلى أن يضيف إلى أحد معادلاته الرياضية رقماً يدعى بالثابت الكوني
(Cosmological Constant) لتكون معادلته منسجمة مع ما هو معتقد في ذلك الوقت من سكون الكون، لكن حساباته برهنت له ما يناقض فكرته الأصلية تماماً وانتهى به المطاف إلى تأكيد أن الكون قابل للتوسع والانكماش مما دفعه إلى تعديل نظريته الأولى وتبنى تصور عن كون كروي من أربعة أبعاد. وقد قال انشتاين عن الثابت الكوني انه (اكبر خطأ في حياتي).
(2) الخلفية الإشعاعية (Background Radiation): في عام (1948) توصل العالم (جورج كاموف) (George Gamov)، وهو فيزيائي أمريكي من اصل روسي، إلى فكرة جديدة تتعلق بالانفجار الكبير، مفادها أنه إذا كان الكون قد تشكل فجأة فأن الانفجار كان عظيماً ويفترض أن تكون هناك كمية قليلة محددة من الإشعاع تخلفت عن هذا الانفجار والأكثر من ذلك يجب أن تكون متجانسة عبر الكون كله.
وبعد عقدين من الزمن كان هناك برهان رصدي قريب لحدس كاموف، ففي عام (1964) قام باحثان يعملان في مختبرات شركة بل للتليفونات بمدينة نيوجرسي هما (آرنو بنزياس) (Arno Penziaz) و (روبرت ويلسون) (Robert Wilson) بإجراء تجربة تتعلق بالاتصال اللاسلكي وبالصدفة عثرا على إشارات راديوية منتظمة الخواص، قادمة من كافة الاتجاهات في السماء وفي كل الأوقات وبصورة مستمرة. وفُسرت هذه الإشارات الراديوية على أنها بقية الإشعاع الذي نتج عن عملية الانفجار الكوني العظيم. وقد قدرت درجة حرارة تلك البقية الإشعاعية بحوالي ثلاث درجات مئوية، ومنح بنزياس و ويلسون جائزة نوبل لاكتشافهم هذا.
وقد تحققت وكالة ناسا (NASA) الأمريكية عام (1989) من النتائج التي توصل أليها كل من ينزياس وويلسن عن الخلفية الإشعاعية للكون بواسطة إرسال قمر صناعي إلى الفضاء أسموه (COBE) وهو مختصر لعبارة
(Cosmic Background Explorer) والتي تعني (مستكشف الخلفية الإشعاعية) كان الغرض من إرساله التحري عن الموجات الكونية الدقيقة (Cosmic Microwave) وزودته بأحدث الأجهزة الحساسة، واحتاج هذا القمر إلى ثماني دقائق فقط للعثور على هذا الإشعاع وقياسه، بلغ ارتفاع هذا القمر (600 كم) حول الأرض، وقد وجد أن درجة حرارة الخلفية الإشعاعية للكون بأقل من ثلاث درجات مئوية (تحديداً 2.735 مئوية). وقد أثبتت هذه الدراسة تجانس مادة الكون وتساويه التام في الخواص قبل الانفجار وبعده، أي من اللحظة الأولى لعملية الانفجار الكوني العظيم وانتشار الإشعاع في كل من المكان والزمان مع احتمال وجود أماكن تركزت فيها المادة الخفية التي تعرف باسم المادة الداكنة (Dark Matter). كذلك قام هذا القمر الصناعي بتصوير بقايا الدخان الكوني الناتج عن عملية الانفجار العظيم على أطراف الجزء المدرك من الكون (على بعد عشرة مليارات من السنين الضوئية) وأثبتت أنها حالة دخانية معتمة سادت الكون قبل تكون المجرات.
(3) كمية غازيّ الهيدروجين والهليوم في الكون: تشير الدراسات الحديثة عن توزيع العناصر المعروفة في الجزء المدرك من الكون إلى أن غاز الهيدروجين يكون أكثر قليلاً من (74%) من مادة الكون، ويليه في النسبة غاز الهليوم الذي يكون حوالي (24%) من تلك المادة. ومعنى ذلك أن أخف عنصرين يكونان معاً أكثر من (98%) من مادة الكون المنظور، أما بقية العناصر مجتمعة (عدد العناصر المكتشفة هو 105 عنصر) فتكون أقل من (2%) من مادة الكون. وهذه الأرقام تدعم نظرية الانفجار العظيم، إذ أن جورج كاموف استطاع بطرق حسابية أن يتوصل إلى هذه النسب من قبل أن يتم حسابها بالطرق التجريبية بعشرات السنين. فضلاً عن ذلك، فان هذه النسب تؤكد أن للكون بداية، لأنه لو كان الكون بلا بداية فمعنى ذلك أن كل غاز الهيدروجين يجب أن يكون قد احترق وتحول إلى غاز الهليوم.
مراحل نشأة الكون: يمكن تقسيم نشوء الكون وتطوره وفق نظرية الانفجار العظيم إلى خمسة مراحل رئيسة هي:
المرحلة الأولى: وهي المرحلة التي تسبق الزمن (10^-43). يطلق على هذه المرحلة بمرحلة التفرد (Singularity) ففي هذه المرحلة لا وجود للذرات والجسيمات الأولية، فكلها مندمجة لتشكل شيئاً ما غامضاً لا يمكن معرفة كنهه، هذه المرحلة لا تخضع لأي قانون فيزيائي وتبقى مرحلة غامضة لا تفسرها الرياضيات الفيزيائية، فالعلماء عاجزين عن وصف أو تخيل أي شيء عقلاني أو مما يمكن قبوله عقلاً فيما يتعلق بزمن الصفر المطلق، حينما لم يكن هناك شيء قد حدث بعد. وراء الزمن المذكور الذي هو (10^-43) يقع زمن بلانك (Planck Time) الشهير، الذي سمي بهذا الاسم نسبة للعالم الفيزيائي الشهير ماكس بلانك (Max Planck)، هذا الزمن يمثل نقطة من الزمن لا احد يعرف ما حدث قبلها، وهي في نظرية الانفجار العظيم متمثلة بما قبل الزمن (10^-43) ثانية. وهو الأمر الذي دعا العلماء إلى تسمية نقطة الزمن هذه بالحائط. وكان ماكس بلانك أول من أشار إلى استحالة تفسير الذرات في المرحلة التي تكون فيها الجاذبية متطرفة.
المرحلة الثانية: تبدأ من (10^-43) ثانية ولغاية (1) ثانية. في زمن مقداره (10^-43) حدث الانفجار العظيم. وكان قطر الكون (10^-33) سنتيمتر، أي اصغر من قطر نواة الذرة الذي يبلغ (10^-13) سنتيمتر. القوى الأربعة الموجودة الآن في الكون (القوة النووية الشديدة، والقوة النووية الضعيفة، والقوة الكهرومغناطيسية، وقوة الجاذبية) كانت متحدة مع بعضها مكونة نوع واحد من الطاقة، أما الحرارة فكانت تبلغ (10^+32) كالفن أي اكبر من حرارة الشمس التي تبلغ (6000) درجة مئوية عند السطح و(20) مليون درجة مئوية في المركز. ودرجة حرارة الكون هذه تعد حدود الحرارة القصوى التي تنهار وراءها جميع القوانين الفيزيائية التي نعرفها. أما مادة الكون فكانت مكونة من قسيمات بدائية غير موجودة الآن، وهي أسلاف الكاركات (Quarks) التي تعد احد عناصر المادة. وكانت هذه القسيمات البدائية تتفاعل فيما بينها بشكل مستمر، وكان الكون يكبر ويتمدد بشكل دائم.
من (10^-35) ثانية ولغاية (10^-32) ثانية، تضخم الكون بمقدار (10^+50) مرة عن حجمه الأصلي، فمن حجم اقل من نواة الذرة إلى حجم كرة قطرها (10) سنتيمترات. وهذا التوسع الهائل اكبر من التوسع الذي حصل من حينها إلى الآن، فمعدل التضخم الآن صار ضعيفاً نسبياً فهو بمقدار (10^+9)، بعبارة أخرى نقول أن فارق الحجم الموجود بين الجزء الأولي للكون وبين الكرة هو أكبر نسبياً من الفارق بين الكرة وبين حجم الكون الآن.
يستمر توسع الكون وبرودته، ويحصل شيء مهم في الفترة ما بين (10^-11) ثانية إلى (10^-15) ثانية، إذ تختفي جميع القسيمات البدائية تاركة المجال للبارتيكولات (Particules) وهي اصغر الأجزاء المكونة للمادة المعروفة الآن، كما أن القوى الأربعة أخذت بالتفكك والانفصال، وتم ذلك عند درجة حرارة مقدارها (10^+15) كالفن.
نتيجة لاستمرار توسع الكون وانخفاض درجة حرارته، وعند الزمن (10^-10) ثانية وما بعده فان العديد من الدقائق بدأت بالتكون. هذه الدقائق تدعى بـ (Baryons) وتتضمن الفوتونات (Photons) ونيوترينوات (Neutrinos) والاليكترونات (Electrons) والكواركات (Quarks) والتي سوف تصبح المادة التي تبنى منها كتلة المادة والأحياء التي نعرفها اليوم. وكان حجم الكون ألف ضعف حجمه السابق، أي أن حجمه أصبح بحجم مجموعتنا الشمسية.
المرحلة الثالثة: من (1) ثانية إلى (3) دقائق، كانت درجة حرارة الكون أكثر من (10) بليون درجة مئوية. درجة الحرارة هذه يمكن الوصول أليها في انفجارات القنابل النيتروجينية. وفي هذه المرحلة كان الكون مؤلف من فوتونات والكترونات، والجزيئات الذرية الفرعية مثل النيوترون والبروتونات. ومع استمرار الانخفاض في درجة الحرارة فان البروتونات، أصبحت أكثر شيوعاً حتى وصلت نسبتها حوالي سبعة أضعاف النيوترونات. اتحد كل نيوترون مع بروتون ليشكلا زوجاً يدعى بالدوتيريوم (Deuterom) التي تجمعت لتكون نوى عنصر الهليوم، الذي يحتوي على بروتونين ونيوترونين، واستمرت هذه العملية حتى اندمجت كل النيوترونات مع البروتونات لتكوين الهليوم، أي اختفت جميع النيوترونات من الكون. وهذا يعني أن الهليوم يشكل تقريباً ربع مكونات الكون.
المرحلة الرابعة: من (3) دقائق إلى (100 مليون) سنة، لم تتكون الذرات ألا بعد (300 ألف) سنة، وانخفضت درجات الحرارة إلى (3000) كلفن، مما سمح لذرات الهيدروجين بالظهور والبقاء دون فناء. وبعد برودة الكون ظهرت الذرات المتعادلة (Atoms Neutral) بكثرة. وكان الكون أصغر مما هو عليه الآن بكثير جداً وتجمعت الذرات المتعادلة مكونة غيوماً غازية، من هذه الغيوم الغازية ظهرت النجوم الأولية وغدا الكون شفافاً وأصبح الضوء ينطلق لسنوات ضوئية دون مواجهة خطر الامتصاص ولم تكن الرؤية ممكنة قبل ذلك الوقت لأن الضوء كان يُمتص مما يجعل رصده ـ لو قدر أن رصد ـ مستحيلاً. وبعد حوالي (32 مليون سنة) بعد عملية الانفجار العظيم إلى اليوم بدأ خلق أغلب العناصر المعروفة لنا (وهي أكثر من مئة وخمسة عناصر) بعملية الاندماج النووي في داخل النجوم حتى تكون عنصر الحديد في داخل المستعمرات المتوهجة العظمى، وتكونت العناصر الأعلى وزناً من نوى ذرات الحديد باصطيادها اللبنات الأولية للمادة المنتشرة في صفحة السماء.
المرحلة الخامسة: من (100 مليون) سنة إلى (الوقت الحاضر)، عندما بلغ الكون خمس حجمه الحالي تشكلت المجرات الفتية (Galaxies Young) من تجمع النجوم. وعندما بلغ الكون نصف حجمه الحالي تكونت المجاميع الشمسية (Solar Systems) التي تتكون من نجم يدور حوله عدد من الكواكب في مدارات خاصة بكل كوكب، أما منظومتنا الشمسية المسماة بدرب اللبانة (Milky Way) فقد تكونت بعد (10 بليون) سنة من حدوث الانفجار العظيم، عندما كان حجم الكون ثلثي حجمه الحالي. الكيفية التي تكونت بها الأنظمة أو المجاميع الشمسية فسرت وفق النظرية السديمية التي أصبحت اليوم جزءً من نظرية الانفجار العظيم، والتي سوف نتطرق لها بشيء من التفصيل فيما يلي.
ثانياً: النظرية السديمية (Nebular Theory):
تمهيد: عرفنا في الفقرات السابقة كيف تكونت المجرات، وذكرنا أن كل مجرة تتكون من مجموعة من النجوم الساخنة، وتدور حول كل من هذه النجوم مجموعة من الكواكب. والآن نود التعرف على كيفية تكون مجموعتنا الشمسية وموقعها في الكون الواسع.
مجرة درب اللبانة (Milky Way): تقع مجموعتنا الشمسية في مجرة تدعى درب اللبانة، وهي عبارة عن قرص مفلطح من النجوم والغاز والغبار الكوني ولها ذراعين حلزونيين، للمجرة قطر مستعرض يتراوح طوله بين (100 – 200) ألف سنة ضوئية وقطر قطبي يبلغ طوله حوالي (100) ألف سنة ضوئية، وتدور حول محورها مكملة دورة واحدة بفترة تقارب (200) مليون سنة. تحتوي مجرة درب التبانة على (100000) مليون نجمة مختلفة الحجم والبريق، واحدة من هذه النجوم هي الشمس التي هي عبارة عن نجم متوسط الحجم ومعتدلة البريق، وتقع في حافة مجرة درب اللبانة، والشمس تقع في مركز المجموعة الشمسية التي تتكون من الشمس و(10) كواكب (Planets) و(61) قمر (Moons) وأكثر من (1500) كويكب (Planetoid) وعدد لا يحصى من المذنبات (Comets) والنيازك (Meteorites).
نشوء المجموعة الشمسية: الفكرة العامة لنشوء المجموعة الشمسية تتمثل في أن نظامنا الشمسي كان يتكون من غيمة من الغاز والغبار يطلق عليها اسم السديم (Nebula)، تقع في أعماق الذراع الحلزوني لمجرة درب اللبانة التي هي واحدة من المجرات العديدة التي تكونت بسبب الانفجار العظيم. الغيمة الضخمة هذه كانت تتكون من عنصرين خفيفين هما الهيدروجين والهليوم مع قليل من الأوكسجين وحتى كميات صغيرة من العناصر النادرة (Heavy Elements) مثل السليكون والحديد. السديم يدور ببطيء حول مركزه الذي يتكون من كتلة تحتوي على دوامات معقدة (Complicated Eddies) نشأت بسبب ما يعرف بالسقوط أو الانقلاب الجذبي
(Gravitational Collapse). وتحت تأثير قوة الجاذبية اخذ السديم شكل القرص الدوار (Rotating Disk) مع زيادة في حرارة وكثافة الكتلة عند المركز والتي أدت بالنهاية إلى تكون الشمس.
الجزء الخارجي من الغيمة (السديم) كان بالطبع هو الأكبر والأكثر برودة، لذلك فأن مواده ـ مثل الماء والامونيا والميثان ـ تصلبت كالثلج واطئ الكثافة. المواد القريبة من الشمس بقيت بهيئة بخار ولكن السليكون والحديد والألمنيوم والمواد المشابهة استطاعت الاتحاد مع الأوكسجين وتبلورت عند درجات حرارة عالية إلى مواد صلبة مؤدية إلى تكوين مواد صخرية كثيفة. على أية حال، هذه المواد لم تكن تتكاثف (Aboundant) كالمواد الجليدية التشكل، لذلك فان التاريخ المبكر من النظام الشمسي شهد انتشاراً وتفاضلاً في المواد. المواد السيليكاتية التي تكون مستقرة في درجات حرارة عالية تمركزت في الأقاليم الوسطية من الغيمة السديمية، بينما المواد الجليدية الصلبة تكون شائعة بالقرب من حافة الغيمة السديمية.
بعد فترة قصيرة نسبياً، ربما اقل من (100) ألف سنة بعد تكون السديم، فان الدقائق الصغيرة في النظام الشمسي الجنيني أو غير الناضج (Embryonic Solar System) أصبحت اكبر واكبر حتى أصبحت أجساماً بحجم احد الكواكب السيارة الواقعة بين المريخ والمشتري والذي يدعى بالسيير (Asteroid) متكونة من الصخور والجليد تدعى بالكواكب البدائية (Planetesimals). عندما تتحرك هذه الكواكب البدائية في مدارات حول الشمس فأنها تصبح أجساماً أكبر قادرة على النمو بواسطة التعاظم الجذبي (Gravitational Accretion) الذي يجعلها تكنس أو تجمع العديد من المواد الأصغر القريبة من مداراتها، وبذلك فان هذه الكواكب البدائية تصبح كواكب رئيسة.
إن حجم ومكونات الكواكب يعتمد بالدرجة الأساس على بعدها عن الشمس. ففي الأقاليم القريبة من الشمس، ذات الحرارة العالية، فأن الفلزات النادرة والسيليكات يمكن أن تتبلور إلى مواد صلبة تتجمع لتكون الكواكب. أما في الأقاليم البعيدة عن الشمس، ذات الحرارة الواطئة أو الباردة حتى، فأن المواد التي لها القدرة على التبلور في درجات الحرارة الواطئة مثل الماء والميثان والنيتروجين يمكنها أن تصبح صلبة بشكل جليد وتتجمع لتكون الكواكب. ولأن هذه العناصر سريعة التبخر تكون أكثر غزارة من السيليكات فان أجسام جليدية اكبر تتكون في الأقاليم الخارجية البعيدة من النظام الشمسي، لذلك ففي الأقاليم الباردة بصورة كافية في النظام الشمسي تتكون أجسام جليدية كبيرة من تجمع غازي الهيدروجين والهليوم مكونة الكواكب العملاقة (Giant Planets).
كثير من مواد السديم تدور في داخله متوجه نحو مركز النظام الشمسي، نتيجة لهذا التجمع يتولد ضغط شديد يرفع من درجة حرارة مركز النظام الشمسي إلى الحد الذي يصبح فيه هذا المركز عبارة عن فرناً نوويا ضخماً
(Vast Nuclear Furnace) ليكون نجمة جديدة هي الشمس (Sun). في أثناء ذلك، كانت الكواكب الرئيسة وتوابعها تدور في مداراتها حول الشمس كانسةً اغلب القطع المتبقية بالقرب من مداراتها، هذه المرحلة النهائية من الشكل الكوكبي مسجلة بشكل واضح بواسطة مناطق الفوهات (Cratered Terrain) الموجودة على أسطح كل من القمر وعطارد والمريخ والعديد من الأجسام الكوكبية.
جميع الأجسام الكوكبية كانت ترتفع درجة حرارتها بسبب تصادم عدد من الكواكب البدائية التي تكونها مع بعضها، إذا كان هذا الارتفاع في درجة الحرارة كافياً لإذابة الكوكب فان المواد المكونة له سوف تتفاضل (Differentiated)، حيث أن المواد الأكثر كثافة تنزل لتتجمع في مركز الكوكب مكونة اللب (Core) والمواد الأخف تتجمع بالقرب من السطح. هذه العملية تعرف بعملية التفاضل الكوكبي (Planetary Differentiation) وتقود إلى تكوين طبقات في الكواكب المكونة للنظام الشمسي.
أنواع الكواكب في المجموعة الشمسية: تكونت في مجموعتنا الشمسية ثلاثة أنواع من الكواكب، قسمت اعتماداً على بعدها من الشمس إلى مجموعتين هي المجموعة الكواكب الداخلية ومجموعة الكواكب الخارجية:
(1) الكواكب الداخلية (Inner Planets): وهي الكواكب القريبة من الشمس، والتي تكون صغيرة ومكونة غالباً من عنصري السليكا والحديد، أي أنها مكونة من مواد صخرية. تمتاز هذه الكواكب بوجود نشاط حراري داخلي والذي يؤدي بدوره إلى حدوث نشاط تكتوني (حركي) على سطحها يتمثل بتكون الجبال والبراكين والزلازل. وهي متمثلة بعطارد (Mercury) والزهرة (Venus) والمريخ (Mars) والأرض (Earth).
(2) الكواكب الخارجية (Outer Planets): وهي الكواكب البعيدة عن الشمس، والتي تكون أما كبيرة أو صغيرة ومكونة غالباً من غازات الهيدروجين والهليوم والأوكسجين. لذلك فان بعضها يكون مغطى بالماء المتجمد وهي تعرف بالكواكب الجليدية (Icy Planets) وتكون عادة صغيرة الحجم، وبعضها الآخر يتكون من غازات ويكون كبير الحجم جداً لذلك تدعى بالعملاق الغازي (Gas Giant)، تمتاز هذه الكواكب بعدم وجود نشاط حراري داخلي وبالتالي فان سطحها يكون خالياً من النشاطات الحركية. وهي متمثلة بالمشتري (Jupiter) وزحل(Saturn) ويورانوس (Uranus) ونبتون (Neptune) وبلوتو (Pluto).
ثالثاً: نظرية التصادم (Collision Theory):
تمهيد: القمر هو التابع الوحيد للأرض، يبلغ قطره حوالي (3476 كم) أي ما يزيد قليلاً على ربع قطر الأرض. وسكان الأرض يرون دائماً نفس وجه القمر ولا يرون الوجه الآخر له، والسبب في ذلك يعود إلى أن المدة التي يستغرقها ليقوم بدورة كاملة حول نفسه تتساوى مع المدة التي يستغرقها للقيام بدورة فلكية كاملة حول الأرض والتي تبلغ مدتها (27.3 يوم)، تتغير مسافة القمر عن الأرض بين (356410 كم) عندما يكون في اقرب نقطة من الأرض إلى (406697 كم) عندما يكون في ابعد نقطة من الأرض. ويزداد معدل ابتعاد القمر عن الأرض سنوياً.
النظريات القديمة لنشوء القمر: هناك عدة نظريات تحدثت عن نشوء القمر منها:
(1) نظرية الانشطار: بحسب هذه النظرية أدى دوران الأرض السريع حول محورها بعد تكونها بقليل إلى انشطار قطعة كبيرة منها، هذه القطعة الكبيرة تحولت لتكون القمر، يرى البعض أنه لم تنفصل عن الأرض قطعة واحدة بل مجموعة من القطع الصغيرة المتناثرة التي سرعان ما تجمعت مع بعضها نتيجة لدورانها حول الأرض مشكلة القمر. أي أن القمر هو ابن الأرض لأنها هي التي ولدته. إن تحليل العينات الصخرية القمرية التي عاد بها رواد الفضاء الذين كانوا على متن السفينة الفضائية (ابولو) من على سطح القمر قبل ما يزيد على عشرين سنة، أثبتت وجود فروقات أساسية وواضحة بين التركيب الصخري للقمر والتركيب الصخري للأرض، وهكذا فلا بد من طرح هذه النظرية جانباً.
(2) نظرية الاقتناص: ترى هذه النظرية أن القمر تكون في مكان ما خارج مجموعتنا الشمسية، ودخل أليها بالمصادفة فاقتنصته الأرض بواسطة قوة الجاذبية وجعلته تابعاً لها يدور حولها. أي أن القمر هو الابن الضال الذي تبنته الأرض.
(3) نظرية الدقائق: ترى هذه النظرية أن القمر تكون بنفس الطريقة التي تكونت بها الأرض وفي نفس الفترة، وذلك من تجمع الغبار الكوني وبقايا القطع الصخرية التي كانت تشكل السديم الذي تكونت منه الأرض، حيث أن هذا الغبار والقطع الصخرية تجمعت مع بعضها لتكون القمر.
النظرية الحديثة لنشوء القمر: نظرية التصادم، هي أحدث النظريات في هذا الخصوص، ظهرت في التسعينيات من القرن الماضي، ترى أن القمر تكون نتيجة تصادم جسم ضخم يوازي قطره قطر المريخ (6720 كم) بالأرض، فتناثرت عدة قطع نتيجة لهذا التصادم، ثم تجمعت هذه القطع لتشكل القمر. اصطدم هذا الجسم بالأرض بصورة مائلة، وهذا ما أدى إلى تناثر الجزء الخارجي منه ومن الأرض أيضاً، أما نواته فقد اتحدت مع نواة الأرض وذلك بسبب كثافتها العالية، الأجزاء الخارجية من الجسم ومن الأرض تطايرت لتدور حول الأرض، ونتيجة لتصادمها مع بعضها البعض أثناء دورانها هذا، التحمت مع بعضها مكونة القمر، وقد استطاعت هذه النظرية أن تفسر التشابه الكبير في كثافة القمر مع كثافة الجز الخارجي من الأرض، فكلاهما تكونا من نفس المادة، حدث هذا التصادم بعد تكون الأرض بـ (60) مليون سنة أي قبل حوالي (4540) مليون سنة، وقد تم حساب زمن التصادم باستخدام النظائر المشعة (Radioisotope)، وهذه النظرية تعد من أكثر النظريات قبولاً هذه الأيام في الأوساط العلمية.
تطور ونضوج الأرض:
تمهيد: بعد أن تكونت الأرض من السديم الغازي، شهدت العديد من التغيرات التي مهدت لوصولها إلى ما هي عليه الآن. أبرز هذه التغير

كيمياء........

هى فى الأصل كلمة إغريقية تعنى العلم الذى يدرس المادة وتفاعلاتها وعلاقاتها بالطاقة. ونظرا لتعدد وإختلاف حالات المادة ، والتى عادة ما تكون فى شكل ذرات، فإن الكيميائين غالبا ما يعملون على دراسة كيفية تفاعل الذرات لتكوين الجزيئات وكيفية تفاعل الجزيئات مع بعضها البعض.


الكيميـــــــــــاء الكونيــــــــــــــــــة

الكيمياء هو علم يدرس العناصر الكيميائية والمواد الكيميائية (التركيب والخواص والبناء) والتحولات المتبادلة فيما بينها (التفاعلات الكيميائية)


الكيميــــــــاء الكونيـــــــــــــة:

نشأ علم الكيمياء الكونية على أثر ظهور عصر الفضاء، فما هو هذا العلم.......؟
يدرس العلم المذكور كيمياء الأجسام الكونية كافة باستثناء الأرض، وتغطي دراسته العناصر والمركبات الكيميائية والفلزات ومجمل العمليات الكيميائية لا سيما تلك التي تؤدي إلى تشكل الأجسام الكونية المختلفة.

تصنف الكيمياء الكونية في زمرة متوسطة تقع بين علم الكيمياء التقليدي وعلم الكيمياء الجيولوجية، وإن لهذا التصنيف ما يبرره فالكيمياء الكونية تعتمد الكثير من وسائل الكيمياء الجيولوجية وينطبق ذلك بشكل مباشر على العينات التي تجلب من الفضاء بقصد فحصها في المخابر الأرضية حيث تجرى اختبارات كيميائية جيولوجية كاختبارات صور الأشعة السينية لتحديد هوية العينات وطرائق تحديد العمر بسبر شدة النشاط الإشعاعي ، كذلك تفحص السطوح الصقيلة بإطلاق دفقات من الإلكترونات.

تطبق في الكيمياء الكونية أساليب غير مباشرة ، فالضوء القادم من النجوم يوفر معلومات قيمة عن العناصر والمركبات الموجودة فيها، أما الأمواج الراديوية فتكشف النقاب عن العناصر والمركبات الموجودة في الفضاء بين النجوم.

تفيدنا الكيمياء الكونية بأن الشمس تتركب من 77% هيدروجين و21% هيليوم و2% من العناصر الأخرى، أما كواكب المجموعة الشمسية فإضافة للعناصر الكيميائية المعروفة نجد فيها مركبات مختلفة كالماء والنشادر وغاز الفحم والميثان بنسب متفاوتة. تدرج في فصول علم الكيمياء الكونية الأبحاث الخاصة بالتركيب الكيميائي للحياة خارج الأرض.

تستخدم الحياة على الأرض عشرين حمضاً أمينياً وقد اكتشف العلماء حتى الآن أكثر من مئة حمض أميني طبيعي . فهل توجد ياترى حياة خارج الأرض تستخدم حموضاً أمينية مختلفة.....؟

قام فريق من العلماء بتنمية أحد أنواع البكتريا التي لم يكن بمقدورها أن تصنع الحمض الأميني الضروري المعروف باسم تريبتوفان، وزود العلماء البكتريا بالحمض الأميني المذكور كمادة مغذية وأضافوا إليه الحمض الأميني المصنع فلور تريبتوفان ، يسبب هذا الحمض التسمم لأشكال الحياة الأرضية لكن ليس من المستبعد أن يكون قاعدة للحياة في مجرة بعيدة.

لدى استبدال كامل الحمض الأميني الأول بالحمض الأميني السام ماتت كل البكتيريا في سياق ثلاثة أجيال متتالية .........!


والسؤال الآن هو ..... كيف استمرت التجربة بعد ذلك؟

خفض العلماء نسبة الحمض الأميني السام إلى 95% وأبقوا من الحمض الأول نسبة 5%، نمت البكتيريا أثر ذلك وتكاثرت، لكن معدل النمو والتكاثر كان منخفضاً ، وبعد فترة طويلة اجتازت البكتيريا أثناءها عدداً كبيراً من أجيال متتالية عادت تدريجياً إلى معدل نموها المعتاد وكأنما قد حدثت طفرة أصبحت البكتيريا بموجبها قادرة على التلاؤم مع الحمض الأميني السام.

عزل العلماء الأجيال المتأخرة من البكتيريا وغذوها بنسبة 100% من الحمض الأميني السام........ كانت المفاجأة مذهلة فقد استطاعت البكتيريا أن تغير تركيبها وأن تتظاهر كنمط حي غريب كل الغرابة يدخل في تركيبه حمض أميني تنبذه كل أشكال الحياة على الأرض.

خلص العلماء من هذه التجربة المثيرة إلى نتيجتين


تذهب النتيجة الأولى إلى احتمال أن تكون الحياة خارج الأرض قد تبنت حموضأ أمينية مغايرة وأن تماس كائنين حيين أحدهما من الأرض والآخر من الحياة الكونية البعيدة يؤدي إلى موت الكائنين بسبب السمّية الكيميائية، يعني ذلك أن رواد الفضاء الذين سينطلقون من الأرض لسبر البقاع البعيدة من المجموعة الشمسية والكون عليهم أن يكونوا على حذر تام فيما يتعلق بأنواع الحياة التي قد يصادفونها على كوكب بعيد أو قد تكون تلك الأنواع سامة للأسباب المبينة .

إن عدداً لا يستهان به من أدبيات الخيال العلمي تهمل هذه الحقيقة وتصور رواد الفضاء وقد أخذوا يلتهمون النباتات التي يقعون عليها أثناء رحلاتهم الكونية البعيدة. يتوجب على هؤلاء الرواد أن يأخذوا معهم مخابر بيولوجية كيميائية لاختبار أية مادة غير أرضية والتأكد من سلامتها الكاملة قبل استخدامها كغذاء أو حتى ملامستها بالأصابع.

أما النتيجة الثانية والأهم فتختزل بإمكانية تخليق سلالات جديدة من كائنات كونية غريبة انطلاقاً من كائنات أرضية مألوفة ، وفق هذا التصور تطلق البكتيريا الأرضية إلى أهداف كونية متعددة وتبرمج لإمكانية استيعاب حموض أمينية غريبة وتوليد أجيال جديدة مغايرة والتطور في غضون ملايين ومئات الملايين من السنوات إلى كائنات متقدمة مغايرة بدورها , بكلمات أخرى يمكن توسيع التجربة إلى المقياس الكوني, ليس من المستبعد أن تسعى الكائنات الكونية المتقدمة في حال وجودها إلى ملا قحة الأنماط الحياتية الأرضية للحصول على بنى حياتية مستحدثة تستوعب المزيد من المعارف الكونية

السلام عليكم
نتمنى نكون عاونتك ولو قليلا الاخت ⓇⒶⓎⒶⓃ

سلاممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممم مممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممممم مممممم

[biba_g]

https://www.google.fr/url?sa=t&rct=j&...eHklKBaDgاطلعي عليه ان شاء الله يفيدك

[سآجدْ للهْ]

|||ردد معي|||~~~|||~~~|||الله|||~~~|||أكبر|||
|||~~~|||~~~|||~~~اللهم ارزقنا الجــــــــــــــنه امين
|||ردد معي|||سبحان|||~~~|||الله|||~~~|||وبحمده|||

البحث الاول :

بحث عن النجوم ,بحث عن النجوم جاهز,بحث عن النجوم كامل ,بحث عن النجوم

النجم هو جسم هائل من البلازما، وهو الجسم الذي في جزء من حياته يولد ضوئه وحرارته بالتفاعلات النووية، وبشكل محدد بإنشطار الهيدروجين إلى الهليوم تحت شروط درجة الحرارة والكثافة الهائلتين، عندما تندمج ذرات الهيدروجين لخلق العنصر الأثقل وهو "الهليوم" تفقد حينئذ الكتلة، فننحول الكتلة إلى الطاقة، والمثال الاقرب لنا على النجوم هو شمسنا وهو أقرب نجم إلينا يبعد عن الارض مسافة متوسطة تقدر بـ 94 مليون ميل.

طاقة الشمس مثل العديد من النجوم تستمد من إنشطار الهيدروجين وهذا الإنشطار لا يحدث في كل أنحاء النجم، لكنه يحدث فقط داخل النجم، وبالتحدبد في مركزه، حيث أنه ساخن جدا بما فيه الكفاية، ودرجة الحرارة في مركز الشمس تبلغ 15 مليون درجة كيلفن (K = الدرجة المئوية فوق الصفر المطلق، - 273 مئوية).

لا تتشابه النجوم ولكن هناك إختلاف بين بعضهم البعض يعود ذلك إلى عوامل عدة مثل كتلتهم الكلية، تركيبهم، وأعمارهم، فمثلا الكتلة الكلية للنجم هي التي تحدد تطور نجم معين بالإضافة إلى مصيره النهائي.

المكون الاساسي للنجوم هو الهيدروجين مع بعض الهليوم وعناصر اخرى أثقل والتي تحدد معدنية نجم معين، وخلال تطور النجم يتحول جزء من الهيدروجين إلى عناصر أثقل خلال عملية الإنشطار النووي، جزء من المواد يحدث له ما يسمى إعادة تدوير، حيث تتحول بدورها داخل البيئة المحيطة بها لتشكيل جيل جديد من نجوم غنية بالمعادن.

في القرن الثاني قبل الميلاد، قسم الفلكي اليوناني Hipparchus النجوم إلى ست مجموعات طبقا لدرجة سطوعها وسميت بمقدار الاضاءة، الأول في المقدار هو الألمع، والسادس هو الأضعف، ومازال هذا النظام مستخدم الى اليوم مع تعريف رياضي ( النجم ذا المقدار واحد 2.5 مرة ألمع من التالي الأضعف) ذلك يأخذ النجوم والكواكب ذوات اللمعان الشديد من خلال المقدار صفر وإلى الأعداد السلبية.

يمكن للعين المجردة ان تري أكثر قليلا من 1,000 سنة ضوئية بعد، ولكن من خلال المنظار نستطيع أن نرى الأضعف بكثير، تقريبا قرب مقدار الثلاثون سطوعا (4 بليون مرة أضعف مما تراه العين البشرية بدون مساعدة). والنجوم تحمل بعض الشبه للشمس، تظهر كنقاط في السماء وذلك لبعدهم جدا عنا، وأقرب نجم الينا هو ألفا سينتريون يبعد مسافة أربع سنوات ضوئية عنا تقريبا، وبما إن السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها شعاع الضوء في سنة، وسرعة الضوء حوالي 300,000 كيلومتر بالثانية، لذا فإن سنة الضوء حوالي 10 تريليون كيلومتر (63,000 مرة الذي المسافة بين الأرض والشمس)، اذن قس المسافة بالكيلومتر بيننا وبين اقرب نجم.

كتل النجوم

لخلق شروط الإنشطار النووي الحراري داخل النجم، يجب ان تكون تلك النجوم هائلة، فشمسنا لها كتلة تساوي 333,000 أرض، والنجوم يمكن أن تتراوح إلى حوالي 100 مرة من كتلة الشمس وإلى حوالي 8 % من الشمس، النجوم التي كتلتها تحت 8 % تسمى الأقزام السمر او الاقزام البنية، وهذا النوع غير موجود بكثرة، وأقل من ذلك إلى حولي 1/80 من الكتلة الشمسية (13 كتلة المشتري) يمكن أن تصهر الهيدروجين الثقيل.

إحدى أكبر النجوم المعروفة هي Eta Carinae الذي يبلغ من 100 إلى 150 كتلة شمسية؛ وفترة حياة مثل هذا النجم الضخم تكون قصيرة جدا، تبلغ على الأغلب عدة ملايين السنين فقط. والدراسات الاخيرة تشير بأن الحد الأعلى لكتل النجوم في العصر الحالي للكون لايتعدى 150 كتلة شمسية، ولكن سبب ذلك غير معروف بالتحديد، لكنه قد يكون جزئيا بسبب لمعان ادنجتون Eddington (الذي يحدد الكمية القصوى للمعان التي يمكن أن تمر من الغلاف الجوي للنجم بدون طرد الغازات إلى الفضاء الخارجي).

من المعتقد أن تكون النجوم الأولى التي تشكلت بعد الإنفجار الكبير كانت أكبر وبحدود 300 كتلة شمسية أو يزيد، بسبب الغياب الكامل للعناصر الثقيلة (الأثقل من الليثيوم) في تركيبهم. وهذا الجيل من النجوم الهائلة جدا، هي نجوم منقرضة منذ مدة طويلة وليس لها وجود حاليا، ويقتصر وجودها على النظريات فقط.

وكتلة تساوي حوالي 93 مرة كتلة المشتري، هي أصغر النجوم المعروفة حاليا، ونظريا أدنى كتلة يمكن أن يكون عليها نجم هي حوالي 75 مرة كتلة المشتري، وعمليا وجدت الدراسات الأخيرة نجوم بحولي 8.3 % من كتلة الشمس، أو حوالي 87 مرة كتلة المشتري، وهي ماتسمى الأقزام البنية التي ذكرناها سابقا، وهي تحتل مناطق معينة بين النجوم وبين العمالقة الغازية.

الجمع بين نصف قطر وكتلة نجم يحددان الجاذبية السطحية له، فالنجوم العملاقة لها جاذبية سطحية أقل بكثير من نجوم السلسلة الرئيسية، بينما على العكس للنجوم المضغوطة مثل الأقزام البيض.

تركيب النجوم

النجوم تصنع من نفس العناصر الكيميائية الموجودة في الأرض، التراكيب الكيميائية التي وجدت من أطياف النجوم يتكون أكثرها تقريبا من الهيدروجين (حوالي 90 % من عدد الذرات) وهليوم (حوالي أقل من 10 %)، والباقي عناصر اخرى قليلة، يسيطر عادة الأكسجين يليه الكربون ثم النيون والنتروجين. والمعادن يسيطر عليها الحديد وعلى الرغم من هذا هناك ذرة وحيدة من الأكسجين في الشمس لكل 1,200 ذرة هيدروجين وفقط ذرة حديد لكل 32 ذرة أكسجين، النجوم الأخرى يمكن أن تختلف إلى حد كبير إعتمادا على عمر النجم أو موقعة في المجرة.

ولادة النجوم

إن الفراغ الهائل بين النجوم يمتلئ بالغاز والغبار، وغيوم الغبار السميكة يمكن أن ترى بالعين المجردة داخل مجرتنا درب التبانة التي تمنع ضوء النجوم البعيدة ويزود معظم تراكيب الاجسام داخل المجرة، وتلك الغيوم يمكن أن تتعرض لضغط أكبر خلال الإصطدامات أو بموجات الإنفجار الصادرة من النجوم المنفجرة ذات الكتل الكبيرة، لذا تتشكل كتل المواد داخل الغيوم المتناثرة بين النجوم، وإذا كانت جاذبيتهم هائلة وكافية فإنها سوف تتكثف مكونة نجم أو اكثر. ويساعد الإنكماش الحادث لتكون النجم على رفع درجة الحرارة الداخلية إلى حد إيقاد إنشطار الهيدروجين، بينما تعمل الجاذبية على أن تجعل النجم صغير بقدر الإمكان، لكن ردود أفعال الإنشطار تثبته وتمنعه من التقلص مرة اخرى، من هنا تبدا قصة الحياة الكاملة لنجم صراع بين الجاذبية والتفاعلات النووية، تبدأ الاولى ثم تتبعها الثانية وتكون لها الغلبة ما دام النجم حيا.

نجوم السلسة الرئيسية

تقضي النجوم حوالي 90 % من عمرها في دمج الهيدروجين لإنتاج الهليوم في درجات حرارة وضغط عاليين في قلبها، مثل هذه النجوم يطلق عليها نجوم السلسلة الرئيسية وتسمى النجوم القزمة.

وهناك العديد من أنواع وأصناف النجوم، تلك التي تحول الهيدروجين بشكل نشط إلى الهليوم في مركزها والتي تسمى نجوم "السلسلة الرئيسية" أو نجوم التتابع الرئيسي، (نجوم السلسلة الرئيسية أيضا يطلق عليها "الأقزام" )، والسلسلة الرئيسية هي المرحلة الأولى بعد ولادة النجم.

نجوم السلسلة الرئيسية لها تراكيب كيميائية مشابهة لتركيب الشمس، النجم الأعلى كتلة في السلسلة الرئيسية هو الأكبر في قطره والأعلى في درجة حرارته السطحية وتتراوح الأبعاد من حوالي 5 % من حجم الشمس (التي هي 1.5 مليون كيلومتر - تقريبا 109 أرض) إلى حوالي عشرة مرات من كتلة الشمس، ودرجات حرارة سطحية من حوالي 3,000 درجة كيلفن إلى حوالي 50,000 كيلفن (سطح الشمس 5,800 كيلفن).

في بداية عمر نجوم السلسلة الرئيسية، تزداد نسبة الهليوم في قلب النجم بمعدلات ثابتة، وكنتيجة لذلك ولكي تستمر النسبة المطلوبة للإنشطار النووي في القلب فإن درجة حرارة ولمعان النجم تزداد ببطء، والشمس على سبيل المثال تقدر الدراسات أن لمعانها قد زاد حوالي 40 % منذ أن وصلت إلى نجم في السلسلة الرئيسية قبل 4.6 بليون سنة.

كل نجم يولد رياح نجمية من الجزيئات التي تسبب فيضان مستمر من الغاز إلى الفضاء. في أكثر النجوم كمية الكتلة المفقودة تعتبر تافهة، الشمس تفقد 10−14 كتلة شمسية كل سنة، أي حوالي 0.01 % من كتلتها الكلية خلال كامل فترة حياتها، والنجوم العملاقة يمكن أن تفقد من 10−7 إلى 10−5 كتلة شمسية كل سنة، يؤثر ذلك على تطورهم بشكل ملحوظ، النجوم التي تبدأ بأكثر من 50 كتلة شمسية يمكن أن تفقد نصف كتلتها الكلية بينما مازالت ضمن السلسلة الرئيسية.

المدة التي يقضيها نجم في السلسلة الرئيسية تعتمد أساسا على كمية الوقود التي يجب أن تحرقها والنسبة التي يتم بها حرق هذا الوقود. بمعنى أخر، كتلته الأولية ولمعانها. بالنسبة للشمس فإنها من المحتمل أن تكون حوالي 1010 سنة. تحرق النجوم الكبيرة وقودهم بسرعة كبيرة وهي ذات آجال قصيرة، اما النجوم الصغيرة (المسماه الأقزام الحمر) فإنها تحرق وقودها ببطء شديد وتدوم من عشرات إلى مئات البلايين من السنين. وفي نهاية حياتها تصبح خافتة أكثر فأكثر، متحولة إلى أقزام سود، وعلى كل حال وحيث أن فترة حياة مثل تلك النجوم أكبر من العمر الحالي للكون (13.7 بليون سنة) فمن غير المتوقع إيجاد أقزام سود في الكون حتى الآن.

إضافة إلى الكتلة، جزء من العناصر الأثقل من الهليوم تلعب دور هاما في تطور النجوم، في علم الفلك تعتبر كل العناصر التي هي أثقل من الهليوم تعتبر معدن، والتركيز الكيميائي لهذه العناصر تسمى معدنية ****llicity. والمعدنية يمكن أن تؤثر على المدة التي سيحرق فيها النجم وقوده ويتحكم في تشكيل الحقول المغناطيسية ويؤثر على قوة الرياح النجمية. النجوم الأقدم "الجيل الثاني للنجوم" لها أساس معدني أقل من النجوم الأصغر، الجيل الاول للنجوم وبسبب تركيب الغيوم الجزيئية التي تشكلت منها وبمرور الوقت هذه الغيوم تصبح أغنى على نحو متزايد في العناصر الثقلية عندما تموت النجوم الأقدم ناثرة أجزاء من أغلفتها في الفضاء.

نجوم السلسلة مابعد الرئيسية (العملاقة الحمر)

عندما يتحول الهليوم في مركز النجم إلى الكربون أو الأكسجين، ينكمش المركز ثانية، ويبدأ الهليوم بالتحول إلى الكربون والأكسجين في قشرة حول المركز، هذه القشرة تكون قد أحيطت بالهيدروجين المتحول إلى الهليوم، وينفتح الاثنان ويغلقان في تتابع. تزيد إضاءة النجم ثانية ويتوسع لدرجة أكبر، ويصبح أبرد وأشد إحمرارا بمستوي اكبر من ذي قبل، وبينما يزيد توهج النجم يصبح غير مستقر ويبدأ في الانبضاض " اي يصدر نبضات"، تلك النبضات تتفاوت أو تغير في سطوع النجم ويصبح ضخم جدا ( تقريبا بحجم مدار الأرض حول الشمس او اكثر من ذلك ) تلك النبضات ممكن أن تستغرق مدة سنة أو أكثر ( أول نجم وجد في هذه الحالة هو النجم ميرا في كوكبة قيطس Cetus) والتغييرات في مقدار إضاءة النجم من الدرجة الثانية أو المقدار الثالث يقفز إلى المقدار العاشر ويصبح غير واضح للعين المجردة، مثل هذه النجوم ما يسمى الآن بنجوم "الفترة الطويلة" أو "متغيرات ميرا".

وتتم هذه العملية تبعا لكتلة النجم قبل البدء في التحول ففي حالة النجوم التي كتلتها 0.4 كتلة شمسية على الأقل فإنها تستنزف مخزونها من الهيدروجين في القلب، وتتوسع طبقاتهم الخارجية وتبرد لتشكيل ما يعرف بالعملاق الأحمر (في غضون 5 بليون سنة وعندما تصبح الشمس عملاق أحمر ستكون كبيرة جدا بحيث تلتهم كوكب عطارد ومن المحتمل الزهرة أيضا، وتتنبأ النماذج أن الشمس سوف تتوسع إلى حوالي 99 % من المسافة بينها وبين مدار الأرض الحالي (وحدة فلكية واحدة أي حوالي 150 مليون كيلومتر) وفي ذلك الوقت فإن مدار الأرض سوف يتوسع إلى حوالي 1.7 وحدة فلكية نظرا خسارة الكتلة بتأثير الشمس وهكذا سوف تهرب الأرض من التغلغل داخل الشمس إلا إنها سوف تخلو من محيطاتها وغلافها الجوي بينما يزداد لمعان الشمس الالاف المرات).

وفي حالة العملاق الأحمر الذي هو بحدود 2.25 كتلة شمسية، يستمر إنشطار الهيدروجين في الطبقة التي تحيط بالقلب، وفي النهاية يضغط القلب بما يكفي لبدء إنشطار الهليوم، وينكمش النجم بشكل تدريجي وتزداد درجة حرارته السطحية، واما في النجوم الأكبر تتحول مباشرة منطقة القلب من عملية دمج الهيدروجين إلى عملية دمج الهليوم، وبعد أن يكون النجم قد إستهلك الهليوم في القلب، يستمر الإنشطار في الطبقة التي حول القلب الحار المتكون من الكربون والأكسجين، ثم يتبع النجم مسار أخر من التطور الذي يشابه تطور النجوم الحمراء العملاقة، لكن في درجة حرارة سطحية أعلى.

النجوم العملاقة

النجوم التي هي بحجم اقل او اكبر من الشمس (تلك الكتل من حوالي 0.8 مرة مثل الشمس إلى حوالي 10 مرات الكتلة الشمسية) عندما ينتهي منها الوقود الموجود في قلب ذلك النجم، يتقلص قلبه المكون من الهليوم تحت تأثير الجاذبية ويسخن ومن ثم يتمدد بتأثير إنشطار الهيدروجين ويتحول إلى قشور حول مركزه المحترق، وينتج مزيدا من الطاقة التي تزيد من لمعان النجم بشكل مؤقت ويتضاعف حجم النجم مرات عديدة، ثم يبرد هذا التوسع محولا النجم إلى تصنيف اخر وهو التصنيف M "عملاق أحمر"، وعندما تصل درجة الحرارة حول 100 مليون درجة كيلفن، يكون الهليوم قد أصبح ساخنا جدا بما يكفي لحدوث عملية دمج بينه وبين الكربون. يوقف مصدر الطاقة الجديد إنكماش القلب ويستقر النجم لفترة من الوقت، وتخفت اضائته وتقل حرارته بعض الشيء على السطح، تصنف نجوم دمج الهليوم بالعمالقة تصنيف K. أمثلة لذلك النجم الدبران Al Debaran والنجم اركتوروس Arcturus، مثل تلك النجوم لها أقطار تصل لعشرات قطر شمسنا. المراحل العملاقة واللاحقة للموت الفعلي للنجم (نهاية الإنشطار النووي) يأخذ تقريبا 10 % من عمر النجم.

خلال مرحلة حرق الهليوم، النجوم ذات الكتل الكبيرة جدا أكثر من تسعة كتل شمسية تتوسع لتشكيل عملاق أحمر، وعندما بنتهي هذا الوقود في القلب، يمكن أن تتواصل عملية دمج العناصر الأثقل من الهليوم، يتقلص القلب وينكمش حتى تصل درجة الحرارة والضغط الى الدرجة الكافية لدمج الكربون. هذه العملية تستمر مع تتابع المراحل التي تدعم الأكسجين والنيون والسيليكون والكبريت، وقرب نهاية حياة النجم يمكن أن يحدث الإنشطار على طول سلسلة الطبقات التي تشبه طبقات البصل ضمن النجم، كل طبقة تدمج عنصر مختلف والطبقة الابعد تدمج الهيدروجين والتي تليها في البعد تدمج الهليوم وهكذا.

وفي المرحلة النهائية وهي وصول النجم لإنتاج الحديد، وحيث أن نواة الحديد تكون مرتبطة باحكام أكثر من أي نواة أثقل أخرى، فإذا اندمجت فلا ينتج عنها طاقة بل على العكس يستهلك طاقة. على نفس النمط، ولكونهم مرتبطين بإحكام أكثر من كل النوى الأخف، فإن الطاقة لا يمكن أن تصدر بالإندماج في النجوم القديمة نسبيا والهائلة جدا، وسيتجمع الحديد الخامد في مركز النجم. العناصر الأثقل في هذه النجوم تأخذ طريقها صعودا إلى السطح، منتجة أجسام متطورة والتي تعرف بنجوم وولف رايت Wolf-Rayet التي لديها ريح نجمية كثيفة والتي تتناثر في الفضار الخارجي.

التصنيف النجمي

في بداية القرن العشرون قسم الفلكيون النجوم إلى سبع مجموعات اعطوا الحروف الابجدية رمزا يتعلق بدرجة الحرارة السطحية.


وحديثا تم اضافة تصنفين أخرين لتفسير النجوم الحمراء الضعيفة التي اكتشفت بالتقنيات الجديدة:


المجموعة الكاملة الآن هي OBAFGKMLT، وكل مجموعة من تلك تقسم إلى عشرة تقسيمات فرعية من الأسخن إلى الابرد وتستعمل الارقام من صفر إلى الرقم 9، وعلى سبيل المثال O0 يعتبر أسخن نجم، اما شمسنا فهي تعتبر في التصنيف G. وبإستخدام النظام العشري يجعل الشمس في التصنيف G2، عموما التصنيف يشتق من أطياف النجوم.

الوان النجوم

نظرا لاعتماد اللون على درجة الحرارة، فإن التصنيفات تكون مختلفة بدرجة قد تكون غير ملحوظة، والألوان تتدرج من الحمرة الخفيفة بعض الشئ للتصنيف M إلى البرتقالي للتصنيف K، وتتدرج بين الأبيض المائل للصفرة إلى الازرق للتصنيف B و O. الألوان الامعة يمكن أن تلاحظ بسهولة حتى بالعين المجردة خصوصا عندما يكونون قريبون لبعضهما البعض وملاحظة التدرج في اللون. نجوم التصنيف L و T، لايروا بالعين المجردة، المدى من أحمر الى الأحمر الغامق إلى "الأشعة تحت الحمراء" (هذه النجوم ترى بسهولة بمساعدة تلسكوبات وتحت أية ظروف).

أعمار النجوم

نجوم السلسلة الرئيسية لها كمية معينة من الوقود الداخلي المتوفر داخل مركزهم الحار وعندما يتحول كل وقود الهيدروجين إلى الهليوم، يبدأ النجم بالموت وإنتاج اشكال مختلفة أخرى. وحيث أن النجوم ذوات الكتل الضخمة تستهلك وقود الهيدروجين بسرعة أكثر بكثير من النجوم ذوات الكتل الاقل فإن تلك ذوات الكتلة الأعلى تعيش حياة أقصر من غيرها الاصغر حجما وشمسنا لها عمر يقدر بـ 10 بليون سنة (وهي في نصف عمرها الان)، وتعيش النجوم ذات الكتل الهائلة حوالي مليونين سنة تقريبا، اما الأصغر تظل لتريليونات السنين وهو عمر طويل جدا بحيث انه لايوجد نجم كتلته أقل من 0.8 كتلة الشمس مات في تاريخ المجرة. ونظريا نحسب بأن مثل هذا النجم (الذي له كتلة اقل من 0.8 من كتلة الشمس) يجب أن يعيش لمدة 13 بليون سنة تقريبا، ويجب ان تكون المجرة بعمر اقدم نجومها، مما يعني بعمر 13 بليون سنة تقريبا.

خلق العناصر

غازات النجوم العمالقة الحمر يمكن أن تتوزع صاعدة إلى سطح النجوم حاملة معها النواتج العرضية من الإنشطارات النووية، وعادة ما يكون الأكسجين أكثر وفرة من الكربون، فإذا كانت الشروط صحيحة فإن سطح بعض النجوم يمكن أن تغير من تراكيبهم الكيميائية، البعض منهم سيصبح غني جدا بالكربون والذي قد تكون بفعل إنشطار الهليوم في القلب، ويؤدي ذلك إلى عكس النسبة الطبيعية، لذا فإن متغيرات ميرا والعمالقة الحمر الاكبر عمرا الآخرين تقسم إلى نجوم غنية بالأكسجين ونجوم كربونية، زيادة عناصر مثل الزركونيوم zirconium والعديد من العناصر الآخرى التي تكونت في تشكيلة ضخمة من التفاعلات النووية التي تستمر في نفس الوقت مع إنشطار الهليوم يجعل سطح النجوم الأخرى غنية بالهليوم والنتروجين.

الرياح وخسارة الكتلة

مثل هذه النجوم العملاقة الضخمة لها جاذبية منخفضة وتفقد كتلتها بفعل الرياح القوية التي تنطلق من سطحهم، فيتكثف بعض ذلك الغاز إلى جزيئات وغبار، ومن الممكن ان يقوم النجم بحرقها وتختفي عن الانظار، ويمكن رؤية وهج الغبار الساخن فقط بواسطة أشعته تحت الحمراء (الحرارة) المشعة منه، النجوم العملاقة الغنية بالأكسجين تنتج غبار السيليكات بينما النجوم الكربونية تنتج غبار الكربون الذي يشبه الجرافيت والرماد. أغلب الغبار الذي يسكن الفضاء بين النجوم بدأ من هذا الطريق، لذلك تلعب هذه النجوم دور جيدا في تشكيل نجوم جديدة.

الأقزام البيض

بينما يتفرق السديم الكوكبي إلى غازات في الفضاء بين النجوم فإنه يترك وراءه القلب القديم المستهلك (الذي يتضمن اثار العمليات النووية الميتة). هذه النجوم تكون قد ضغطت تحت تأثير جاذبيتها وإنكمشت إلى حجم يبلغ حوالي حجم الأرض. امثلة لتلك النجوم (كوكب شعرى Procyon B و 40 Eridani B) كانت ساخنة جدا وبيضاء، لذا إكتسبت اسم "قزم أبيض" لتمييزه من السلسلة الرئيسية للنجوم (التي سميت أصلا "أقزام عاديون" لتمييزهم عن العمالقة). مع ذلك فإن الأقزام البيض ما زالت كتلتهم قريبة من كتلة الشمس، مما يعطيهم كثافة متوسطة تقدر بطن متري لكل سنتيمتر مكعب، ويعمل الضغط الخارجي الكبير الواقع تحت تأثير الكثافة العظيمة على منع الجاذبية من تقليصهم. الأقزام البيض، بقايا النجوم التي بدأت حياتهم بين 0.8 الى 10 كتلة شمسية، ليس لها أي مولد لمصدر طاقة وبالتالي يبدأ التبريد، وقت التبريد يكون طويل جدا، وبأية حال فإن كل الأقزام البيض التي خلقها الله ما زالت مرئية، مع مرور الوقت تصبح باردة وتخفت، ويحمر لونها. (ليس هناك مثل هذا الشيء الغير مرئي والبارد "القزم الأسود") ونظريا يحسب عمر المجرة بحسب عمر اقدم الأقزام البيض سنا.

نجوم الكتل الهائلة والسوبرعملاقة

عندما تبدأ النجوم السوبر عملاقة (والتي تبلغ كتلتها اكثر من 10 مرات كتلة الشمس) بالموت، تطور نفس الطريقة التي تتبعها النجوم العمالقة في البداية ثم يصبح التطور مختلف جدا.

فإن في تلك النجوم ذوات الكتل الهائلة الكبيرة واللامعة، يحدث أن يسخن الهليوم الميت لتحويله إلى الكربون والأكسجين، تتوسع النجوم في الحجم بدرجة رهيبة تقترب من حجم مدار الكواكب الخارجية للمجموعة، وتنتفخ تلك العمالقة الحمر. أمثلة لذلك نجم Betelgeuse في برج الجوزاء Orion ونجم Antares في برج العقرب Scorpius.

وبالرغم من خسارة النجوم السوبر عملاقة والهائلة جدا لمقدار هائل من الكتلة خلال الرياح الضخمة التي يطلقها النجم، فإن الإنشطار النووي يمكن أن يستمر على نحو اكبر منه في العمالقة العاديين، وعندما ينتهي الهليوم يصبح خليط الكربون والاكسجين كثيفا وساخنا جدا مما يسبب التحول إلى خليط من النيون والمغنيسيوم والأوكسجين. إنشطار الهليوم والهيدروجين كان قد بدأ بالتحرك الى خارج القلب ويحيط به، وعندما ينتهي إنشطار الكربون في القلب تاركا وراءه مزيج النيون والمغنيسيوم والأكسجين، تبدأ بالتحرك للخارج بإتجاه القشرة، ومازال خليط من الأوكسجين والمغنيسيوم والنيون في القلب، ومن ثم تبدأ بالسخونة ويحدث أندماج محولا المكونات إلى مزيج من السيليكون والكبريت، وكل مرحلة من مراحل الإنشطار تأخذ فترة زمنية أقصر من سابقتها.

وخلال فترات تطور النجوم السوبر عملاقة الحمراء يمكن أن يتقلص بعضها ويسخن ليتحول الى سوبر عملاق أزرق خلال تلك العمليات، أما خسارة الكتلة العظيمة التي عانت منها من قبل يمكن أن يلاحظ بأن نرى سطح ضخم غني بالهليوم والنتروجين والكربون الذي نتج عن الإنشطار النووي.

نجوم السوبر نوفا

أخيرا وفي داخل قلب النجم، يندمج السيليكون والكبريت لتكوين الحديد، العنصر الذي يعجز عن إبداء ردود أفعال الإنشطار الحاصلة لتوليد الطاقة. تربح الجاذبية الحرب الآن والتي استمرت طول عمر النجم، وحيث أن الحديد يرفض أو لا يستطيع أن يدعم نفسه، فإن مركز النجم يبدأ بالإنهيار وتتجزء ذرات الحديد إلى جزيئاته الاولية بروتونات ونيوترونات والكترونات (مكونات الذرة)، وتصبح الكتلة الكاملة مضغوطة في كرة ضيقة من النيوترونات بحجم يبلغ بضعة عشرات الكيلومترات، وينتج عن الإنهيار موجة إنفجار التي تمزق القشرة التي تحيط بعمليات الدمج النووية وبقايا الغلاف الخارجي، ويمزق بقية النجم تمزقا شديدا. من على الأرض يمكننا أن نرى النجم ينفجر في صورة مستعر أعظم "سوبر نوفا" في حدث قوي جدا لدرجة انه يكون مرئيا وملحوظا بسهولة حتى ولو كان في مجرة أخرى تبعد مسافات شاسعة.

السوبر نوفا ما زال حدث نادر في مجرتنا، تتكرر فقط مرتين او ثلاث مرات خلال قرن من الزمان، وأكثرها يختفي عنا بسبب سحب الغبار الواسعة المنتشرة في الفضاء والتي يتولد منها النجوم. من الأرض نلاحظ حوالي خمسة انفجارات عملاقة لكل ألفية، ولم نرى واحدا منذ ما حدث مع النجم Kepler 1604 (من المحتمل انه تكون من إنهيار قزم أبيض) والذي كان لامع جدا بحيث كان مرئيا في وضح النهار.

نحصل على معرفتنا بالانفجارات العملاقة من ملاحظتنا للمجرات الأخرى، أفضل هذه الإنفجارات كان في عام 1987 للسوبرنوفا المسمى (SN 1987A) في مجرة ماجلان الكبرىLargeMagellanicCloud والتي تبعد عن مجرتنا مسافة حوالي 170,000 سنة ضوئية.. لقد كان الإنفجار قويا جدا بحيث انه لو حدث ضمن 30 سنة ضوئية حولنا فإن من المحتمل ان يتسبب ذلك بإنهاء الحياة على الأرض، ولقدرة الله تعالى لا توجد نجوم قربنا مرشحة لتلك النهاية. للمزيد

بقايا السوبر نوفا

عندما ينقشع حطام السوبر نوفا، نرى غلاف غازي واسع حول النجم القديم، بقايا السوبر نوفا هو الحطام الغني بالنواتج العرضية من التفاعلات النووية التي لا تعد ولا تحصى. نعتقد ان كل الحديد في الكون جاء من مثل هذه الاحداث وذو علاقة بالإنفجارات.

في الحقيقة بين العمالقة العاديين والسدم الكوكبية وكذلك إنفجارات النجوم العظيمة فإن كل العناصر ما عدا الهيدروجين والهليوم قد تكونت في النجوم.

بقايا السوبر نوفا الأكثر شهرة هو سديم السرطان Crab Nebula في برج الثور Taurus، وبقايا السوبرنوفا الاعظم 1054 الذي لوحظ جيدا من قبل الفلكيين الصينيين، بعد مرور عشرات آلاف السنوات من الإنفجار ما زال بإمكاننا أن نرى موجات الإنفجار الهائلة تكتسح غازات الفضاء الواسع بين النجوم، يضغطها وربما لتشكيل نجوم جديدة.للمزيد

نجوم النيترون والاشعاعات الكونية

في مركز غيمة متوسعة يوجد نجم نيوتروني وحيد يسرع العديد من المرات خلال الثانية الواحدة، مع كتل أعظم من كتلة الشمس، يكون القطر بحجم بلدة صغيرة وذو كثافة رهيبة تبلغ حوالي 100 مليون طن لكل سنتيمتر مكعب، إن الحقول المغناطيسية لمثل هذه النجوم المنهارة تزداد مع الكثافة إلى ملايين الملايين المرات مثل التي للأرض.

تكون المغناطيسية قوية جدا بحيث ان الإشعاع يشع خارج المحور المغناطيسي، ويميل المحور بالنسبة إلى محور الدوران (مثل الأرض)، والتذبذب الحاصل حوله مثل نجوم صغيرة تسبح والطاقة المشعة تنتشر في الفضاء. من بعيد يبدو النجم مثل فنار، إذا كانت الأرض في الطريق نحصل على إشعاع الإنفجار، ومن هنا نرى النجم النيوتروني مثل إشعاع كوني. الاشعاع الحديث ينبعث على شكل موجات راديوية وأشعة سينية وأشعة غاما. وعندما تتقدم تلك الاشعة في العمر تتباطأ وتبعث فقط بموجات راديوية.

الثقوب السوداء

إنهيار نجم وتحوله الى سوبر نوفا سيحوله إلى نجم نيوتروني فقط إذا كانت كتلته أقل من حوالي مرة او ثلاث مرات مثل كتلة الشمس، اما إذا كانت الكتلة أعظم واكبر فإن كثافة النجم الضخمة لا تستطيع الاحتفاظ بالجاذبية، وبدلا من تكون نجم نيوتروني يكون الانفجار الكبير للنجم لا يمكن أن يدعم شئ ضد الجاذبية، ويتقلص الجسم إلى الأبد في نصف قطر صغير، وتصبح القوة الجذبية عظيمة جدا بحيث ان الضوء لا يستطيع الهروب، ويختفي النجم إلى الأبد في إنهيار ضخم وهائل مكونا حفرة مظلمة التي نشير إليها بالثقب الاسود. للمزيد إضغط هنا

النجوم المزدوجة

مكونات بعض النجوم المزدوجة متساوية تقريبا في الكتلة ودرجة السطوع ويسيطر واحدا منهم على الآخر، بعض النجوم المزدوجة تكون بعيدة جدا عن بعضهما البعض ويستغرقون آلاف السنوات للدوران حول بعضهما البعض، والآخرون قريبون جدا بحيث ان دورتهم حول بعضهم البعض تستغرق أياما قليلة أو حتى ساعات. تسمح النظرية الجذبية لنا بقياس كتل النجوم من تشخيص مداراتها، مثل هذه المقاييس هي الطريق الوحيد لايجاد كتل نجمية.

أمثلة للنجوم المزدوجة المرئية بشكل بصري Alpha Centauri، Acrux، Almach، Albireo، وMizar.

تشكيل النجوم المزدوجة

عندما يتكثف نجم جديد من الغازات يدور بسرعة، وإذا كان تقلص النجم بسرعة بما فيه الكفاية يمكن أن ينفصل أو يتطور إلى زوج من النجوم بدلا من نجم واحد، ومكونات هذا التقلص يمكن أن تنفصل الى الضعف، منتجا نجم ثنائي مضاعف، والأكثر شهرة هو Epsilon Lyrae في برج القيثارة Lyra.

تجمعات النجوم

انتشرت تجمعات النجوم في مجرتنا درب التبانة في الماضي، فقد ظهرت أولا عندما تشكلت مجرتنا، ربما آلاف العناقيد جابت مجرتنا اما اليوم فما تبقى منها في حدود 200 تجمع. العديد من تجمعات النجوم تحطمت على مدار الحقب المتوالية بالمواجهات المتكررة مع بعضهم البعض أو بتأثير مركز المجرة، أما الآثار الباقية على قيد الحياة فهي أقدم من العصور المتحجرة للأرض واقدم من أية تراكيب أخرى في مج


البحث الثاني أفضل :

النجم هو جسم هائل من البلازما، وهو الجسم الذي في جزء من حياته يولد ضوئه وحرارته بالتفاعلات النووية، وبشكل محدد بإنشطار الهيدروجين إلى الهليوم تحت شروط درجة الحرارة والكثافة الهائلتين، عندما تندمج ذرات الهيدروجين لخلق العنصر الأثقل وهو "الهليوم" تفقد حينئذ الكتلة، فننحول الكتلة إلى الطاقة، والمثال الاقرب لنا على النجوم هو شمسنا وهو أقرب نجم إلينا يبعد عن الارض مسافة متوسطة تقدر بـ 94 مليون ميل.

طاقة الشمس مثل العديد من النجوم تستمد من إنشطار الهيدروجين وهذا الإنشطار لا يحدث في كل أنحاء النجم، لكنه يحدث فقط داخل النجم، وبالتحدبد في مركزه، حيث أنه ساخن جدا بما فيه الكفاية، ودرجة الحرارة في مركز الشمس تبلغ 15 مليون درجة كيلفن (K = الدرجة المئوية فوق الصفر المطلق، - 273 مئوية).

لا تتشابه النجوم ولكن هناك إختلاف بين بعضهم البعض يعود ذلك إلى عوامل عدة مثل كتلتهم الكلية، تركيبهم، وأعمارهم، فمثلا الكتلة الكلية للنجم هي التي تحدد تطور نجم معين بالإضافة إلى مصيره النهائي.

المكون الاساسي للنجوم هو الهيدروجين مع بعض الهليوم وعناصر اخرى أثقل والتي تحدد معدنية نجم معين، وخلال تطور النجم يتحول جزء من الهيدروجين إلى عناصر أثقل خلال عملية الإنشطار النووي، جزء من المواد يحدث له ما يسمى إعادة تدوير، حيث تتحول بدورها داخل البيئة المحيطة بها لتشكيل جيل جديد من نجوم غنية بالمعادن.

في القرن الثاني قبل الميلاد، قسم الفلكي اليوناني Hipparchus النجوم إلى ست مجموعات طبقا لدرجة سطوعها وسميت بمقدار الاضاءة، الأول في المقدار هو الألمع، والسادس هو الأضعف، ومازال هذا النظام مستخدم الى اليوم مع تعريف رياضي ( النجم ذا المقدار واحد 2.5 مرة ألمع من التالي الأضعف) ذلك يأخذ النجوم والكواكب ذوات اللمعان الشديد من خلال المقدار صفر وإلى الأعداد السلبية.

خلال المنظار نرى الأضعف بكثير، تقريبا قرب مقدار الثلاثون سطوعا (4 بليون مرة أضعف مما تراه العين البشرية بدون مساعدة)، والنجوم تحمل بعض الشبه للشمس، تظهر كنقاط في السماء حيث أنهم بعيدون جدا عنا، وأقرب نجم الينا هو ألفا سينتريون يبعد مسافة أربع سنوات ضوئية عنا، وبما إن السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها شعاع الضوء في سنة وسرعة الضوء حوالي 300,000 كيلومتر بالثانية، لذا فإن سنة الضوء حوالي 10 تريليون كيلومتر (63,000 مرة الذي المسافة بين الأرض والشمس)، اذن قس المسافة بالكيلومتر بيننا وبين اقرب نجم، ويمكن للعين المجردة ان تري أكثر قليلا من 1000 سنة ضوئية بعدا.

كتل النجوم

لخلق شروط هذا الإنشطار النووي الحراري، يجب ان تكون النجوم هائلة، فشمسنا لها كتلة تساوي 333,000 أرض، والنجوم يمكن أن تتراوح إلى حوالي 100 مرة من كتلة الشمس وإلى حوالي 8 % من الشمس، النجوم التي كتلتها تحت 8 % تسمى الأقزام السمر او الاقزام البنية، وهذا النوع غير موجود بكثرة، وأقل من ذلك إلى حولي 1/80 من الكتلة الشمسية (13 كتلة المشتري) يمكن أن تصهر الهيدروجين الثقيل.

إحدى أكبر النجوم المعروفة هي Eta Carinae الذي يبلغ من 100 إلى 150 كتلة شمسية؛ وفترة حياة مثل هذا النجم تكون قصيرة جدا، تبلغ على الأغلب عدة ملايين السنين فقط . والدراسات الاخيرة تقترح بأن الحد الأعلى لكتل النجوم في العصر الحالي للكون لايتعدى 150 كتلة شمسية، ولكن سبب ذلك غير معروف بالتحديد، لكنه قد يكون جزئيا بسبب لمعان ادنجتون Eddington (الذي يحدد الكمية القصوى للمعان التي يمكن أن تمر من غلاف النجم الجوي للنجم بدون طرد الغازات إلى الفضاء الخارجي).

من المعتقد أن تكون النجوم الأولى التي تشكلت بعد الإنفجار الكبير كانت أكبر وبحدود 300 كتلة شمسية أو يزيد، بسبب الغياب الكامل للعناصر الثقيلة (أثقل من الليثيوم) في تركيبهم. وهذا الجيل من النجوم الهائلة جدا، هي نجوم منقرضة منذ مدة طويلة وليس لها وجود حاليا، ويقتصر وجودها على النظريات فقط.

وكتلة تساوي حوالي 93 مرة كتلة المشتري، هي أصغر النجوم المعروفة حاليا، ونظريا أدنى كتلة يمكن أن يكون عليها نجم هي حوالي 75 مرة كتلة المشتري وعمليا وجدت الدراسات الأخيرة نجوم بحولي 8.3 % من كتلة الشمس، أو حوالي 87 مرة كتلة المشتري، وهي ماتسمى الأقزام البنية التي ذكرناها سابقا، وهي تحتل مناطق معينة بين النجوم وبين العمالقة الغازيين.

الجمع بين نصف قطر وكتلة نجم يحددان الجاذبية السطحية له، فالنجوم العملاقة لها جاذبية سطحية أقل بكثير من نجوم السلسلة الرئيسية، بينما على العكس للنجوم المضغوطة مثل الأقزام البيض.

تركيب النجوم

النجوم تصنع من نفس العناصر الكيميائية الموجودة في الأرض، التراكيب الكيميائية التي وجدت من أطياف النجوم يتكون أكثرها تقريبا من الهيدروجين (حوالي 90 % من عدد الذرات) وهليوم (حوالي أقل من 10 %)، والباقي عناصر اخرى قليلة، يسيطر عادة الأكسجين يليه الكربون ثم النيون والنتروجين. والمعادن يسيطر عليها الحديد وعلى الرغم من هذا هناك ذرة وحيدة من الأكسجين في الشمس لكل 1,200 ذرة هيدروجين وفقط ذرة حديد لكل 32 ذرة أكسجين، النجوم الأخرى يمكن أن تختلف إلى حد كبير إعتمادا على عمر النجم أو موقعة في المجرة.

ولادة النجوم

إن الفراغ الهائل بين النجوم يمتلئ بالغاز والغبار، وغيوم الغبار السميكة يمكن أن ترى بالعين المجردة داخل مجرتنا درب التبانة التي تمنع ضوء النجوم البعيدة ويزود معظم تراكيب الاجسام داخل المجرة، وتلك الغيوم يمكن أن تتعرض لضغط أكبر خلال الإصطدامات أو بموجات الإنفجار الصادرة من النجوم المنفجرة ذات الكتل الكبيرة، لذا تتشكل كتل المواد ضمن الغيوم المتناثر بين النجوم، وإذا كانت جاذبيتهم هائلة وكافية فإنها سوف تتكثف مكونة نجم أو اكثر. ويساعد الإنكماش الحادث لتكون النجم على رفع درجة الحرارة الداخلية إلى حد إيقاد إنشطار الهيدروجين، تعمل الجاذبية على أن تجعل النجم صغير بقدر الإمكان، لكن ردود أفعال الإنشطار تثبته وتمنعه من التقلص مرة اخرى، من هنا تبدا قصة الحياة الكاملة لنجم صراع بين الجاذبية والتفاعلات النووية، تبدأ الاولى ثم تتبعها الثانية وتكون لها الغلبة ما دام النجم حيا.

نجوم السلسة الرئيسية

تقضي النجوم حوالي 90 % من عمرها في دمج الهيدروجين لإنتاج الهليوم في درجات حرارة وضغط عاليين في قلبها، مثل هذه النجوم يطلق عليها نجوم السلسلة الرئيسية وتسمى النجوم القزمة.

وهناك العديد من أنواع وأصناف النجوم، تلك التي تحول الهيدروجين بشكل نشط إلى الهليوم في مركزها والتي تسمى نجوم "السلسلة الرئيسية" أو نجوم التتابع الرئيسي، (نجوم السلسلة الرئيسية أيضا يطلق عليها "الأقزام" )، والسلسلة الرئيسية هي المرحلة الأولى بعد ولادة النجم.

نجوم السلسلة الرئيسية لها تراكيب كيميائية مشابهة لتركيب الشمس، النجم الأعلى كتلة في السلسلة الرئيسية هو الأكبر في قطره والأعلى في درجة حرارته السطحية وتتراوح الأبعاد من حوالي 5 % من حجم الشمس (التي هي 1.5 مليون كيلومتر - تقريبا 109 أرض) إلى حوالي عشرة مرات من كتلة الشمس، ودرجات حرارة سطحية من حوالي 3000 درجة كيلفن إلى حوالي 50,000 كيلفن (سطح الشمس 5800 كيلفن).

في بداية عمر نجوم السلسلة الرئيسية، تزداد نسبة الهليوم في قلب النجم بمعدلات ثابتة، وكنتيجة لذلك ولكي تستمر النسبة المطلوبة للإنشطار النووي في القلب درجة حرارة ولمعان النجم تزداد ببطء، والشمس على سبيل المثال تقدر الدراسات أن لمعانها قد زاد حوالي 40 % منذ أن وصلت إلى نجم في السلسلة الرئيسية قبل 4.6 بليون سنة.

كل نجم يولد رياح نجمية من الجزيئات التي تسبب فيضان مستمر من الغاز إلى الفضاء. في أكثر النجوم كمية الكتلة المفقودة تعتبر تافهة، الشمس تفقد 10−14 كتلة شمسية كل سنة، أي حوالي 0.01 % من كتلتها الكلية خلال كامل فترة حياتها، والنجوم العملاقة يمكن أن تفقد من 10−7 إلى 10−5 كتلة شمسية كل سنة، يؤثر ذلك على تطورهم بشكل ملحوظ ، النجوم التي تبدأ بأكثر من 50 كتلة شمسية يمكن أن تفقد نصف كتلتها الكلية بينما مازالت ضمن السلسلة الرئيسية.

المدة التي يقضيها نجم في السلسلة الرئيسية تعتمد أساسا على كمية الوقود التي يجب أن تحرقها والنسبة التي يتم بها حرق هذا الوقود. بمعنى أخر، كتلته الأولية ولمعانها. بالنسبة للشمس فإنها من المحتمل أن تكون حوالي 1010 سنة. تحرق النجوم الكبيرة وقودهم بسرعة كبيرة وهي ذات آجال قصيرة، اما النجوم الصغيرة (المسماه الأقزام الحمر) فإنها تحرق وقودها ببطء شديد وتدوم من عشرات إلى مئات البلايين من السنين. وفي نهاية حياتها تصبح خافتة أكثر فأكثر، متحولة إلى أقزام سود، وعلى كل حال وحيث أن فترة حياة مثل تلك النجوم أكبر من العمر الحالي للكون (13.7 بليون سنة) فمن غير المتوقع إيجاد أقزام سود في الكون حتى الآن.

إضافة إلى الكتلة، جزء من العناصر الأثقل من الهليوم تلعب دور هاما في تطور النجوم، في علم الفلك تعتبر كل العناصر التي هي أثقل من الهليوم تعتبر معدن، والتركيز الكيميائي لهذه العناصر تسمى معدنية ****llicity. والمعدنية يمكن أن تؤثر على المدة التي سيحرق فيها النجم وقوده ويتحكم في تشكيل الحقول المغناطيسية ويؤثر على قوة الرياح النجمية. النجوم الأقدم "الجيل الثاني للنجوم" لها أساس معدني أقل من النجوم الأصغر، الجيل الاول للنجوم وبسبب تركيب الغيوم الجزيئية التي تشكلت منها وبمرور الوقت هذه الغيوم تصبح أغنى على نحو متزايد في العناصر الثقلية عندما تموت النجوم الأقدم ناثرة أجزاء من أغلفتها في الفضاء.

نجوم السلسلة مابعد الرئيسية (العملاقة الحمر)

عندما يتحول الهليوم في مركز النجم إلى الكربون أو الأكسجين، ينكمش المركز ثانية، ويبدأ الهليوم بالتحول إلى الكربون والأكسجين في قشرة حول المركز، هذه القشرة تكون قد أحيطت بالهيدروجين المتحول إلى الهليوم، وينفتح الاثنان ويغلقان في تتابع. تزيد إضاءة النجم ثانية ويتوسع لدرجة أكبر، ويصبح أبرد وأشد إحمرارا بمستوي اكبر من ذي قبل، وبينما يزيد توهج النجم يصبح غير مستقر ويبدأ في الانبضاض " اي يصدر نبضات"، تلك النبضات تتفاوت أو تغير في سطوع النجم ويصبح ضخم جدا ( تقريبا بحجم مدار الأرض حول الشمس او اكثر من ذلك ) تلك النبضات ممكن أن تستغرق مدة سنة أو أكثر ( أول نجم وجد في هذه الحالة هو ميرا في Cetus) والتغييرات في مقدار إضاءة النجم من الدرجة الثانية أو المقدار الثالث يقفز إلى المقدار العاشر ويصبح غير واضح للعين المجردة، مثل هذه النجوم ما يسمى الآن بنجوم "الفترة الطويلة " أو " متغيرات ميرا".

وتتم هذه العملية تبعا لكتلة النجم قبل البدء في التحول ففي حالة النجوم التي كتلتها 0.4 كتلة شمسية على الأقل فإنها تستنزف مخزونها من الهيدروجين في القلب، وتتوسع طبقاتهم الخارجية وتبرد لتشكيل ما يعرف بالعملاق الأحمر (في غضون 5 بليون سنة وعندما تصبح الشمس عملاق أحمر ستكون كبيرة جدا بحيث تلتهم كوكب عطارد ومن المحتمل الزهرة أيضا، وتتنبأ النماذج أن الشمس سوف تتوسع إلى حوالي 99 % من المسافة بينها وبين مدار الأرض الحالي (وحدة فلكية واحدة أي حوالي 150 مليون كيلومتر) وفي ذلك الوقت فإن مدار الأرض سوف يتوسع إلى حوالي 1.7 وحدة فلكية نظرا خسارة الكتلة بتأثير الشمس وهكذا سوف تهرب الأرض من التغلغل داخل الشمس إلا إنها سوف تخلو من محيطاتها وغلافها الجوي بينما يزداد لمعان الشمس الالاف المرات)

وفي حالة العملاق الأحمر الذي هو بحدود 2.25 كتلة شمسية، يستمر إنشطار الهيدروجين في الطبقة التي تحيط بالقلب، وفي النهاية يضغط القلب بما يكفي لبدء إنشطار الهليوم، وينكمش النجم بشكل تدريجي وتزداد درجة حرارته السطحية، واما في النجوم الأكبر تتحول مباشرة منطقة القلب من عملية دمج الهيدروجين إلى عملية دمج الهليوم، وبعد أن يكون النجم قد إستهلك الهليوم في القلب، يستمر الإنشطار في الطبقة التي حول القلب الحار المتكون من الكربون والأكسجين، ثم يتبع النجم مسار أخر من التطور الذي يشابه تطور النجوم الحمراء العملاقة، لكن في درجة حرارة سطحية أعلى.

النجوم العملاقة

النجوم التي هي بحجم اقل او اكبر من الشمس ( تلك الكتل من حوالي 0.8 مرة مثل الشمس إلى حوالي 10 مرات الكتلة الشمسية ) عندما ينتهي منها الوقود الموجود في قلب لك النجم، يتقلص قلبه المكون من الهليوم تحت تأثير الجاذبية ويسخن ومن ثم يتمدد بتأثير إنشطار الهيدروجين ويتحول إلى قشور حول مركزه المحترق، وينتج مزيدا من الطاقة التي تزيد من لمعان النجم بشكل مؤقت ويتضاعف حجم النجم مرات عديدة، ثم يبرد هذا التوسع محولا النجم إلى تصنيف اخر وهو التصنيف M "عملاق أحمر"، وعندما تصل درجة الحرارة حول 100 مليون درجة كيلفن، يكون الهليوم قد أصبخ ساخنا جدا بما يكفي لحدوث عملية دمج بينة وبين الكربون. يوقف مصدر الطاقة الجديد إنكماش القلب ويستقر النجم لفترة من الوقت، وتخفت اضائته وتقل حرارته بعض الشيء على السطح، تصنف نجوم دمج الهليوم بالعمالقة تصنيف K. أمثلة لذلك النجم الدبران Al Debaran والنجم اركتوروس Arcturus، مثل تلك النجوم لها أقطار تصل لعشرات قطر شمسنا. المراحل العملاقة واللاحقة للموت الفعلي للنجم (نهاية الإنشطار النووي) يأخذ تقريبا 10 % من عمر النجم.

خلال مرحلة حرق الهليوم، النجوم ذات الكتل الكبيرة جدا أكثر من تسعة كتل شمسية تتوسع لتشكيل عملاق أحمر، وعندما بنتهي هذا الوقود في القلب، يمكن أن تتواصل عملية دمج العناصر الأثقل من الهليوم، يتقلص القلب وينكمش حتى تصل درجة الحرارة والضغط الى الدرجة الكافية لدمج الكربون. هذه العملية تستمر مع تتابع المراحل التي تدعم الأكسجين والنيون والسيليكون والكبريت، وقرب نهاية حياة النجم يمكن أن يحدث الإنشطار على طول سلسلة الطبقات التي تشبه طبقات البصل ضمن النجم، كل طبقة تدمج عنصر مختلف والطبقة الابعد تدمج الهيدروجين والتي تليها في البعد تدمج الهليوم وهكذا.

وفي المرحلة النهائية وهي وصول النجم لإنتاج الحديد، وحيث أن نواة الحديد تكون مرتبطة باحكام أكثر من أي نواة أثقل أخرى، فإذا اندمجت فلا ينتج عنها طاقة بل على العكس يستهلك طاقة. على نفس النمط، ولكونوهم مرتبطين بإحكام أكثر من كل النوى الأخف، فإن الطاقة لا يمكن أن تصدر بالإندماج في النجوم القديمة نسبيا والهائلة جدا، وسيتجمع الحديد الخامد في مركز النجم. العناصر الأثقل في هذه النجوم تأخذ طريقها صعودا إلى السطح، منتجة أجسام متطورة والتي تعرف بنجوم وولف رايت Wolf-Rayet التي لديها ريح نجمية كثيفة والتي تتناثر في الفضار الخارجي.

التصنيف النجمي

في بداية القرن العشرون قسم الفلكيون النجوم إلى سبع مجموعات اعطوا الحروف الابجدية رمزا يتعلّق بدرجة الحرارة السطحيّة.

O - ( فوق 31,000 كلفن )
B - ( من 9750 الى 31,000 كلفن )
A - ( من 7100 الى 9750 كلفن )
F - ( من 5950 الى 7100 كلفن )
G - ( من 5250 الى 5950 كلفن )
K - ( من 3950 الى 5250 كلفن )
M - ( من 2000 الى 3950 كلفن )

وحديثا تم اضافة تصنفين أخرين لتفسير النجوم الحمراء الضعيفة التي اكتشفت بالتقنيات الجديدة:

L - ( من 1500 الى 2000 كلفن )
T - ( حول 1000 كلفن )

المجموعة الكاملة الآن هي OBAFGKMLT، وكل مجموعة من تلك تقسم إلى عشرة تقسيمات فرعية من الاحر إلى الابرد وتستعمل الارقام من صفر إلى الرقم 9 ، وعلى سبيل المثال O0 يعتبر أحر نجم، اما شمسنا فهي تعتبر في التصنيف G. وبإستخدام النظام العشري يجعل الشمس في التصنيف G2، عموما التصنيف يشتق من أطياف النجوم.

التصنيف النجمي نصف القطر(شمسي) الكتلة ( شمسية) المعان (لمعان شمسي) درجة الحرارة(كيلفن) جدول التصنيف O2 16 158 2,000,000 54,000 O5 14 58 800,000 46,000 B0 5.7 16 16,000 29,000 B5 3.7 5.4 750 15,200 A0 2.3 2.6 63 9,600 A5 1.8 1.9 24 8,700 F0 1.5 1.6 9.0 7,200 F5 1.2 1.35 4.0 6,400 G0 1.05 1.08 1.45 6,000 G2 1.0 1.0 1.0 5,700 G5 0.98 0.95 0.70 5,500 K0 0.89 0.83 0.36 5,150 K5 0.75 0.62 0.18 4,450 M0 0.64 0.47 0.075 3,850 M5 0.36 0.25 0.013 3,200 M8 0.15 0.10 0.0008 2,500 M9.5 0.10 0.08 0.0001 1,900

الوان النجوم

نظرا لاعتماد اللون على درجة الحرارة، التصنيفات تكون مختلفة، مع ذلك غير ملحوظة، والألوان تتدرج من الحمرة الخفيفة بعض الشئ للتصنيف M إلى البرتقالي للتصنيف K، وتتدرج بين الأبيض المائل للصفرة إلى الازرق للتصنيف B و O. الألوان الامعة يمكن أن تلاحظ بسهولة حتى بالعين المجردة خصوصا عندما يكونون قريبون لبعضهما البعض وملاحظة التدرج في اللون. نجوم التصنيف L و T، لايروا بالعين المجردة، المدى من أحمر الى الأحمر الغامق إلى "الأشعة تحت الحمراء" (هذه النجوم ترى بسهولة بمساعدة تلسكوبات وتحت أية ظروف).

أعمار النجوم

نجوم السلسلة الرئيسية لها كمية معينة من الوقود الداخلي المتوفر داخل مركزهم الحار وعندما يتحول كل وقود الهيدروجين إلى الهليوم، يبدأ النجم بالموت وإنتاج اشكال مختلفة أخرى. وحيث أن النجوم ذوات الكتل الضخمة تستهلك وقود الهيدروجين بسرعة أكثر بكثير من النجوم ذوات الكتل الاقل فإن تلك ذوات الكتلة الأعلى تعيش حياة أقصر من غيرها الاصغر حجما وشمسنا لها عمر يقدر بـ 10 بليون سنة (وهي في نصف عمرها الان)، وتعيش النجوم ذات الكتل الهائلة حوالي مليونين سنة تقريبا، اما الأضغر تظل لتريليونات السنين وهو عمر طويل جدا بحيث انه لايوجد نجم كتلته أقل من 0.8 كتلة الشمس مات في تاريخ المجرة. ونظريا نحسب بأن مثل هذا النجم (الذي له كتلة اقل من 0.8 من كتلة الشمس) يجب أن يعيش لمدة 13 بليون سنة تقريبا، ويجب ان تكون المجرة بعمر اقدم نجومها، مما يعني بعمر 13 بليون سنة تقريبا.

خلق العناصر

غازات النجوم العمالقة الحمر يمكن أن تتوزع صاعدة إلى سطح النجوم تحمل معها النواتج العرضية من الإنشطارات النووية، وعادة ما يكون الأكسجين أكثر وفرة من الكربون، فإذا كانت الشروط صحيحة فإن سطح بعض النجوم يمكن أن تغير تراكيبهم الكيميائية، البعض منهم سيصبح غني جدا بالكربون والذي قد تكون بفعل إنشطار الهليوم في القلب، ويؤدي ذلك إلى عكس النسبة الطبيعية، لذا فإن متغيرات ميرا والعمالقة الحمر الاكبر عمرا الآخرين تقسم إلى نجوم غنية بالأكسجين ونجوم كربونية، زيادة عناصر مثل Zirconium والعديد من العناصر الآخرى التي تكونت في تشكيلة ضخمة من التفاعلات النووية التي تستمر في نفس الوقت مع إنشطار الهليوم يجعل سطح النجوم الأخرى غنية بالهليوم والنتروجين.

الرياح وخسارة الكتلة

مثل هذه النجوم العملاقة الضخمة لها جاذبية منخفضة وتفقد كتلتها بفعل الرياح القوية التي تنطلق من سطحهم، فتتكثف بعض تلك الغاز إلى الجزيئات والغبار ومن الممكن ان يقوم النجم بحرقها وتختفي عن الانظار، ويمكن رؤية وهج الغبار الساخن فقط بواسطة أشعته تحت الحمراء (الحرارة) المشعة منه، النجوم العملاقة الغنية بالأكسجين تنتج غبار السيليكات بينما النجوم الكربونية تنتج غبار الكربون الذي يشبه الجرافيت والرماد. أغلب الغبار الذي يسكن الفضاء البين النجوم بدأ من هذا الطريق، لذلك تلعب هذه النجوم دور جيدا في تشكيل نجوم جديدة.

الأقزام البيض

بينما يتفرق السديم الكوكبي إلى غازات في الفضاء بين النجوم فإنه يترك وراءه القلب القديم المستهلك (الذي يتضمن اثار العمليات النووية الميتة ). هذه النجوم تكون قد ضغطت تحت تأثير جاذبيتها وإنكمشت إلى حجم يبلغ حوالي حجم الأرض. امثلة لتلك النجوم (كوكب شعرى Procyon B و 40 Eridani B) كانت ساخنة جدا وبيضاء، لذا إكتسبت اسم "قزم أبيض" لتمييزه من السلسلة الرئيسية للنجوم (التي سميت أصلا "أقزام عاديون" لتمييزهم عن العمالقة). مع ذلك فإن الأقزام البيض ما زالت كتلتهم قريبة من كتلة الشمس، مما يعطيهم كثافة متوسطة تقدر بطن متري لكل سنتيمتر مكعب، ويعمل الضغط الخارجي الكبير الواقع تحت تأثير الكثافة العظيمة على منع الجاذبية من تقليصهم. الأقزام البيض، بقايا النجوم التي بدأت حياتهم بين 0.8 الى 10 كتلة شمسية، ليس لها أي مولد لمصدر طاقة وبالتالي يبدأ التبريد، وقت التبريد يكون طويل جدا، على أية حال، كل الأقزام البيض التي خلقها الله ما زالت مرئية، مع مرور الوقت تصبح باردة وتخفت، ويحمر لونها. (ليس هناك مثل هذا الشيء الغير مرئي والبارد "القزم الأسود" ) ونظريا يحسب عمر المجرة بحسب عمر اقدم الأقزام البيض سنا.

نجوم الكتل الهائلة والسوبرعملاقة

عندما تبدأ النجوم السوبر عملاقة (والتي تبلغ كتلتها اكثر من 10 مرات كتلة الشمس) بالموت، تطور نفس الطريقة التي تتبعها النجوم العمالقة في البداية ثم يصبح التطور مختلف جدا.

النجوم ذات الكتل الهائلة كبيرة واللامعة، فبينما يسخن الهليوم الميت لتحويل الهليوم إلى الكربون والأكسجين، تتوسع النجوم في الحجم بدرجة رهيبة تقترب من حجم مدار الكواكب الخارجية للمجموعة، وتنتفخ العمالقة الحمر. أمثلة لذلك نجم Betelgeuse في برج الجوزاء Orion ونجم Antares في برج العقرب Scorpius.

السوبر عملاقة الهائلة جدا وبالرغم من خسارتها لمقدار كبير من الكتلة خلال الرياح الضخمة التي يطلقها النجم، والإنشطار النووي يمكن أن يستمر على نحو اكبر منه في العمالقة العاديين، وعندما ينتهي الهليوم يصبح خليط الكربون والاكسجين كثيفا وساخنا جدا مما يسبب التحول إلى خليط من النيون والمغنيسيوم والأوكسجين. إنشطار الهليوم والهيدروجين كان قد بدأ بالتحرك الى خارج القلب ويحيط به، وعندما ينتهي إنشطار الكربون في القلب تاركا وراءه مزيج النيون والمغنيسيوم والأكسجين، تبدأ بالتحرك للخارج بإتجاه القشرة، ومازال خليط من الأوكسجين والمغنيسيوم والنيون في القلب، ومن ثم تبدأ بالسخونة ويحدث أندماج محولا المكونات إلى مزيج من السيليكون والكبريت، وكل مرحلة من مراحل الإنشطار تأخذ فترة زمنية أقصر من سابقتها.

وخلال فترات تطور النجوم السوبر عملاقة الحمراء يمكن أن يتقلص بعضها ويسخن ليتحول الى سوبر عملاق أزرق خلال تلك العمليات، أما خسارة الكتلة العظيمة التي عانت منها من قبل يمكن أن يلاحظ بأن نرى سطح ضخم غني بالهليوم والنتروجين والكربون الذي نتج عن الإنشطار النووي.

نجوم السوبر نوفا

أخيرا وفي داخل قلب النجم، يندمج السيليكون والكبريت لتكوين الحديد، العنصر الذي يعجز عن إبداء ردود أفعال الإنشطار الحاصلة توليد الطاقة. تربح الجاذبية الحرب الآن والتي استمرت طول عمر النجم، وحيث أن الجديد يرفض لا يستطيع أن يدعم نفسه، فإن مركز النجم يبدأ بالإنهيار وتتجزء ذرات الحديد إلى جزيئاته الاولية بروتونات ونيوترونات والكترونات (مكونات الذرة)، وتصبح الكتلة الكاملة مضغوطة في كرة ضيقة من النيوترونات بحجم يبلغ بضعة عشرات الكيلومترات، وينتج عن الإنهيار موجة إنفجار التي تمزق القشرة التي تحيط بعمليات الدمج النووية وبقايا الغلاف الخارجي، ويمزق بقية النجم تمزقا شديدا. من على الأرض يمكننا أن نرى النجم ينفجر في صورة "سوبر نوفا" في حدث قوي جدا لدرجة انه يكون مرئيا وملحوطا بسهولة حتى ولو كان في مجرة أخرى تبعد مسافات شاسعة.

السوبر نوفا ما زال حدث نادر في مجرتنا، تتكرر فقط مرتين او ثلاث مرات خلال قرن من الزمان، وأكثرها يختفي عنا بسبب سحب الغبار الواسعة المنتشرة في الفضاء والتي يتولد منها النجوم. من الأرض نلاحظ حوالي خمسة انفجارات عملاقة لكل ألفية، ولم نرى واحدا منذ ما حدث مع النجم Kepler 1604 (من المحتمل انه تكون من إنهيار قزم أبيض) والذي كان لامع جدا بحيث كان مرئيا في وضح النهار.

نحصل على معرفتنا بالانفجارات العملاقة من ملاحظتنا للمجرات الأخرى، أفضل هذه الإنفجارات كان في عام 1987 للمتفجر المسمى (SN 1987 a) في غيمة Magellanic الكبيرة التي تبعد عن مجرتنا مسافة حوالي 170,000 سنة ضوئية.. لقد مان الإنفجار قويا جدا بحيث انه لو حدث ضمن 30 سنة ضوئية حولنا فإن من المحتمل ان يتسبب ذلك بإتلاف الأرض، ولحسن الحظ، لا توجد نجوم قربنا مرشحة لتلك النهاية. للمزيد

بقايا السوبر نوفا

عندما ينقشع حطام السوبر نوفا، نرى غلاف غازي واسع حول النجم القديم، بقايا السوبر نوفا هو الحطام الغني بالنواتج العرضية من التفاعلات النووية التي لا تعد ولا تحصى. نعتقد ان كل الحديد في الكون جاء من مثل هذه الاحداث وذو علاقة بالإنفجارات.

في الحقيقة بين العمالقة العاديين والسدم الكوكبية وكذلك إنفجارات النجوم العظيمة فإن كل العناصر ما عدا الهيدروجين والهليوم قد تكونت في النجوم.

بقايا السوبر نوفا الأكثر شهرة هو سديم السرطان Crab Nebula في برج الثور Taurus، وبقايا السوبر نوفا الاعظم 1054 الذي لوحظ جيدا من قبل الفلكيين الصينيين، بعد مرور عشرات آلاف السنوات من الإنفجار ما زل بإمكاننا أن نرى موجات الإنفجار الهائلة تكتسح غازات الفضاء البين بين النجوم، يضغطها وربما لتشكيل نجوم جديدة. للمزيد

نجوم النيوترون والاشعاعات الكونية

في مركز غيمة متوسعة يوجد نجم نيوتروني وحيد يسرع العديد من المرات خلال الثّانية الواحدة، مع كتل أعظم من كتلة الشمس، يكون القطر بحجم بلدة صغيرة وذو كثافة رهيبة تبلغ حوالي 100 مليون طن لكل سنتيمتر مكعب، إن الحقول المغناطيسية لمثل هذه النجوم المنهارة تزداد مع الكثافة إلى ملايين الملايين المرات مثل التي للأرض.

تكون المغناطيسية قوية جدا بحيث ان الإشعاع يشع خارج المحور المغناطيسي، ويميل المحور بالنسبة إلى محور الدوران (مثل الأرض)، والتذبذب الحاصل حوله مثل نجوم صغيرة تسبح والطاقة المشعة تنتشر في الفضاء. من بعيد يبدو النجم مثل فنار، إذا كانت الأرض في الطريق نحصل على إشعاع الإنفجار، ومن هنا نرى النجم النيوتروني مثل إشعاع كوني. الاشعاع الحديث ينبعث على شكل موجات راديوية وأشعة سينية وأشعة غاما. وعندما تتقدم تلك الاشعة في العمر تتباطأ وتبعث فقط بموجات راديوية.

الثقوب السوداء

إنهيار نجم وتحوله الى سوبر نوفا سيحوله إلى نجم نيوتروني فقط إذا كانت كتلته أقل من حوالي مرة او ثلاث مرات مثل كتلة الشمس، اما إذا كانت الكتلة أعظم واكبر فإن كثافة النجم الضخمة لا تستطيع الاحتفاظ بالجاذبية، وبدلا من تكون نجم نيوتروني يكون الانفجار الكبير نجم لا يمكن أن يدعم شئ ضد الجاذبية، ويتقلص الجسم إلى الأبد في نصف قطر صغير، وتصبح القوة الجذبية عظيمة جدا بحيث ان الضوء لا يستطيع الهروب، ويختفي النجم إلى الأبد في إنهيار ضخم وهائل مكونا حفرة مظلمة التي نشير إليها بالثقب الاسود. للمزيد إضغط هنا

النجوم المزدوجة

مكونات بعض النجوم المزدوجة متساوية تقريبا في الكتلة ودرجة السطوع ويسيطر واحدا منهم على الآخر، بعض النجوم المزدوجة تكون بعيدة جدا عن بعضهما البعض ويستغرقون آلاف السنوات للدوران حول بعضهما البعض؛ والآخرون قريبون جدا بحيث ان دورتهم حول بعضهم البعض تستغرق أياما قليلة أو حتى ساعات. تسمح النظرية الجذبية لنا بقياس كتل النجوم من تشخيص مداراتها، مثل هذه المقاييس هي الطريق الوحيد لايجاد كتل نجمية.

أمثلة للنجوم المزدوجة المرئية بشكل بصري Alpha Centauri، Acrux، Almach، Albireo، وMizar.

تشكيل النجوم المزدوجة

عندما يتكثف نجم جديد من الغازات يدور بسرعة، وإذا كان تقلص النجم بسرعة بما فيه الكفاية يمكن أن ينفصل أو يتطور إلى زوج من النجوم بدلا من نجم واحد، ومكونات هذا التقلص يمكن أن تنفصل الى الضعف، منتجا نجم ثنائي مضاعف، والأكثر شهرة هو Epsilon Lyrae في برج القيثارة Lyra.

تجمعات النجوم

انتشرت تجمعات النجوم في مجرتنا درب التبانة في الماضي، فقد ظهرت أولا عندما تشكلت مجرتنا، ربما آلاف العناقيد جابت مجرتنا اما اليوم فما تبقى منها في حدود 200 تجمع. العديد من تجمعات النجوم تحطمت على مدار الحقب المتوالية بالمواجهات العنيفة المتكررة مع بعضهم البعض أو بتأثير مركز المجرة، أما الآثار الباقية على قيد الحياة فهي أقدم من العصور المتحجرة للأرض واقدم من أية تراكيب أخرى في مجرتنا.



معلومات اخرى :

انتشرت تجمعات النجوم في مجرتنا درب التبانة في الماضي، ظهرت أولا عندما تشكلت مجرتنا، لربما آلاف العناقيد جابت مجرتنا. اما اليوم فما تبقى منها هو في حدود 200 تجمع فقط ، العديد من تجمعات النجوم تحطمت على مدار الحقب المتوالية بالمواجهات المشؤومة المتكررة مع بعضهم البعض أو تحت تأثير مركز المجرة، أما الآثار الباقية على قيد الحياة فهي أقدم من العصور المتحجرة للأرض واقدم من أية تراكيب أخرى في مجرتنا.

وتنقسم التجمعات الى ثلاثة أنواع:-

تجمعات او عناقيد كروية

العناقيد الكروية ترتبط بفعل الجاذبية المتبادلة ويتراوح اعضائها بين عشرة آلاف إلى مليون نجم وتتركز غالبا في مركز المجرة، ويعتقد ان العناقيد الكروية قد تشكلت قديما جدا من جيل سابق من النجوم (الجيل الثاني)، والتوقعات الحالية تقدر عمرها من 12 إلى 20 بليون سنة؛ وأفضل تقدير لربما من 14 إلى 16 بليون سنة.

مجرتنا درب التبانة تحتوي على حوالي 200 عنقود كروي، أكثرها في مدارات شاذة والتي تأخذهم بعيدا خارج درب التبانة وأكثر المجرات الأخرى لها أنظمة عنقودية كروية أيضا.

ومن أمثلة تلك العناقيد ......

NGC 6994 (M 73) - WNC 4 (M 4) - NGC 1818 - NGC 6205 (M13)

تجمعات او عناقيد مفتوحة

التجمعات المفتوحة أو المجرية هي تجمعات من النجوم التي ترتبط مع بعضها البعض بفعل الجاذبية المتبادلة فيما بينهم ويعتقد بأن منشأها جاء من سحب الغاز والغبار الكوني الكبير المنتشر في درب التبانة.

أكثر العناقيد المفتوحة لها حياة قصيرة كحشود نجمية، بعد ذلك تنفصل بعضها عن بعض على طول مداراتهم، والبعض منهم تنفصل وتهرب خارجة من العنقود، وقد يكون هذا الانفصال بسبب تغيرات السرعة الناتجة عن التقابلات او الاصدامات المتبادلة، وقد يكون بسبب قوة المد في الحقل الجذبي للمجرة او بسبب التصادمات بين حقول النجوم والغيوم التي تمر في طريقها.

اغلب العناقيد المفتوحة نشرت معظم نجوم اعضائها على طول مدارها بعد عدة مئات ملايين السنين فقط وبضعهم يبلغ عمره بلايين السنين.

النجوم الفردية الهاربة تواصل مدارها حول المجرة كنجوم مستقلة ذات حقل مداري مستقل، كل النجوم ذوات الحقل المداري المستقل سواء في مجرتنا او في المجرات الاخرى يعتقد بأن أصلها جاء من تلك العناقيد والتجمعات.

ومن أمثلة تلك العناقيد ......

NGC 6475 (M 7) - NGC 3293 - M 45 - NGC 2632 (M 44)

النجوم المزدوجة والمتعددة

قد يؤدي تشكيل النجوم إلى تشكيل أنظمة نجمية متعددة، على الاقل كما هو غالب في النظام النجمي الفردي، مثل حال نظامنا الشمسي، إذا كانت كتلة كوكب المشتري اكبر بضعة مرات لأصبح نجما.

فعندما يتكثف نجم جديد من الغازات يدور بشكل سريع، وإذا صادف أن كان تقلص النجم سريعا يمكن أن يؤدي الى إنفصاله إلى زوج من النجوم بدلا من نجم واحد، وقد تتكرر هذه العملية وتنفصل الى الضعف، منتجا نجم ثنائي مضاعف، والأكثر شهرة هو Epsilon Lyrae في برج القيثارة Lyra.

ومن أمثلة تلك العناقيد ......
-------------

هذه صور لبعض النجوم :






































































-----------

هداك ما نشتي غير علم الفلك
--------


بالتوفيق لك

|||ردد معي|||~~~|||~~~|||الله|||~~~|||أكبر|||
|||~~~|||~~~|||~~~اللهم ارزقنا الجــــــــــــــنه امين
|||ردد معي|||سبحان|||~~~|||الله|||~~~|||وبحمده|||

[ريحآنة الوفآء]

شكرا جلال راك عاونتني
و شكرا عقبة لكل هذه للمعلومات و انا ثاني نحب علم الفلك و خاصة الكيمياء
و شكرا biba_gموقع مليح
اختكم في الله ⓇⒶⓎⒶⓃ

[نعمة القدوس]

ريان ،،


الأستاذة طلبت النجوم كامل ولا الكواكب تاع المجموعة الشمسية ؟


لكان الكواكب، تقدري تكتبي كل كوكب وتلقااي المكونات تاعوو .. وآآسفة حنا أصلا ما زلنا ماوصلناش لهاد الدرس


بالتووفيق

[ريحآنة الوفآء]

شكرا نعمة هذي فكرة صح تسهلي البحث