بالصور - أنواع وأشكال النجوم في الكون

أنواع النجوم في الكون

يبلغ قطر الكون المرئي حسب علماء الفلك حوالي 93.016 مليار سنة ضوئية أي ما يقارب 8,8 × 10^²⁴

 كيلومتر, ويحتوي على عدد هائل من المجرات, فقد قدّر بعض العلماء ان عدد المجرات يبلغ 2000 مليار مجرة ذات أحجام وأشكال مختلفة. 

كل مجرة من هؤلاء تضم عددا كبيرا من النجوم, فمجرة درب التبانة مثلا تحوي من 100 الى 200 مليار نجم.

هل تساءلت يوما ماهي أشكال و أحجام هذه النجوم؟ هل هي أكبر من شمسنا أم هي أصغر؟
 

في هذا المقال سنتطرق ‏إلى أنواع النجوم الموجودة في الكون.

ما هي النجوم؟ وكيف تنشأ؟

النجوم هي أجرام سماوية ذات شكل كروي (غالبا), وتتكون من البلازما التي تنشأ عبر تكاثف وانضغاط الغاز و الغبار الكوني بفعل الجاذبية.

تتميز النجوم عن الكواكب بقطرها الكبير و كثافتها العالية بحيث يصل مركزها إلى درجة الحرارة اللازمة لبدء تفاعلات الاندماج النووي ، أي في حدود عدة ملايين من الدرجات. وتطلق هذه التفاعلات  طاقة كبيرة في شكل ضوء مما يمنع النجم من الانضغاط الى ما لا نهاية و الانهيار بفعل جاذبيته الخاصة وهذا ما يجعل النجم مستقرا عدة ملايين او مليارات من السنين.

تمثل الشمس أقرب نجم الى الأرض و هي مركز النظام الشمسي و تبلغ كتلتها 10^³⁰  كيلوغرام و يبلغ قطرها مليون ونصف المليون كيلومتر وتحتوي على غاز الهيدروجين و الهيليوم.

أقرب النجوم للنظام الشمسي هو نجم القنطور الأقرب (Proxima Centauri) و هو نجم صغير بالمقارنة مع الشمس و يبعد عن الأرض حوالى 4.22 سنة ضوئية*

* السنة الضوئية هي وحدة يستعملها الفلكيون لقياس المسافات في الفضاء وهي المسافة التي يقطعها الضوء خلال سنة (مع العلم ان سرعة الضوء في الفراغ تبلغ 299,792,458 متر لكل ثانية اي حوالى 300000 كيلومتر لكل ثانية). تبلغ السنة الضوئية 9461 مليار كيلومتر.

كل النجوم تقريبا تبدأ حياتها باستهلاك غاز الهيدروجين و تحويله الى هيليوم عبر تفاعلات الاندماج النووي. لكن بالطبع لن تتوقف هذه التفاعلات عند هذا الحد، فعند نفاد كمية الهيدروجين يبدأ النجم في استهلاك الهيليوم و تحويله الى كربون و نيتروجين و أكسيجين. 

و تتواصل عمليات الإندماج النووي وتحويل هذه الغازات الى عناصر أكثر ثقلا. فحوالى 2% من كتلة الشمس مثلا تتمثل في عناصر أثقل من الهيليوم.

ما هي أنواع النجوم؟

يحتوي كوننا على عدد كبير من النجوم المتفاوتة في الحجم و اللون والخصائص الكيميائية و درجة السطوع وشدة الإضاءة.

يمكن تصنيف النجوم باستعمال الكثير من الطرق أهمها طريقة سيكي (Secchi) وطريقة هارفارد.

يصنَف العلماء النجوم حسب طريقة سيكي باستعمال التحليل الطيفي للضوء الصادر منها. هذا التصنيف يصنف النجوم إلى خمسة اقسام  1 (I) الى 5 (V) والتي تسمى بالأقسام الطيفية. فالشمس مثلا تنتمي الى القسم 2 (II).

أما تصنيف هارفارد فيعتمد درجة حرارة سطح النجوم كمقياس. و يمكن حسب هذه الطريقة تصنيف النجوم الى 7 أصناف رئيسية و أساسية.

• الاصناف الأساسية: من الأسخن الى الأكثر برودة : O ثم B ثم A ثم F ثم G ثم K ثم M
• الأصناف الفرعية : كل صنف أساسي يضم 10 اصناف فرعية (من 0 الى 9) ف A0 هو الأسخن من القسم A  و A9 هو الأبرد في القسم A. الشمس مثلا تنتمي للصنف G2
• الأصناف الغير اساسية والتي تصنّف الأجرام دون النجمية : مثل الصنف L  وT  وY وR وN وC وS

يمكن تصنيف النجوم إلى :

الأقزام البنّية : Brown Dwarfs

هي ليست نجوما بالمعنى الحرفي للكلمة. تتمثل في مجموعة أجرام سماوية غازية  كتلتها أكبر من كتلة الكواكب العملاقة الغازية (ككوكب المشتري) بعشرات المرات لكنها لم تصل الى الكتلة التي تمكنها من دمج الغازات عبر تفاعلات الإندماج النووي.

حسب التعريف الذي اعتمده الاتحاد الدولي للفلك (سنة 2003) : "القزم البنّي هو جسم شبه نجمي كتلته أصغر من الحد الأدنى للكتلة اللازمة للاندماج النووي للهيدروجين، ولكنها أكبر من تلك اللازمة للإندماج النووي للديتيريوم (أحد نظائر* الهيدروجين) أي أن كتلته تتجاوز كتلة كوكب المشتري من 13 الى 75 مرة."

*نظائر عنصر كيميائي هي ذرات لنفس العنصر الكيميائي لها نفس العدد الذري Z، ولكنها تختلف في الكتلة الذرية بسبب اختلاف عدد النيوترونات

يمثل القزم البني Teide 1 أول قزم بنّي تم اكتشافه وذلك في سنة 1995 في كوكبة البروج ببرج الثور و يبعد عن الأرض حوالى 400 سنة ضوئية.

الأقزام الصفراء: Yellow Dwarfs

تعرف الأقزام الصفراء أيضا بالنجوم ذات النوع G. ومن أشهر هذه النجوم هي شمسنا.

تحوّل هذه النجوم غاز الهيدروجين الى هيليوم عبر تفاعلات الإندماج النووي في مركزها وتتراوح درجة حرارة سطحها بين 5000 و 6000 درجة مئوية. 

وبما أن حجم و كتلة هذه النجوم ليسا كبيرين جدا بالمقارنة مع بعض النجوم فإنها تستهلك وقودها ببطء مما يجعل عمرها يصل الى 10 مليارات من السنين.

عند استهلاك وقودها (الهيدروجين) بالكامل، تبدأ الأقزام الصفراء في الإنتفاخ و النمو لتصبح عملاقا أحمر و تبدأ في استهلاك الهيليوم مكوّنة عناصر أثقل داخل نواتها. 

حينما تصل الشمس الى هذه المرحلة فإنها ستبتلع عطارد والزهرة والأرض، وبعد استهلاك كل الهيليوم داخل نواتها، ستنهار على نفسها تاركة وراءها جزءا كبيرا من الغازات المكونة لها، لتشكل قزما أبيض محاطا بسديم كوكبي.

الأقزام الحمراء: Red Dwarfs

تعتبر الأقزام الحمراء أصغر النجوم التي تستهلك وقودا نوويا من حيث الحجم وأقلها كثافة وحرارة فهي تنتمي الى القسم M الأكثر برودة بين النجوم.

تتراوح كتلة هذا النوع من النجوم بين 8% و 80% من كتلة الشمس ودرجة حرارتها بين 2300 و4800 درجة مئوية مما يعطيها لونا أحمر. 

تستهلك هذه النجوم وقودها ببطء شديد  فتبقى بذلك مشتعلة لمدة طويلة وهذا ما جعلها النجوم الأكثر وفرة في الكون. ف 80% على الاقل من النجوم المكونة لمجرة درب التبانة هي أقزام حمراء. من بين الأقزام الحمراء القريبة للشمس هو نجم القنطور الأقرب (Proxima Centauri).

اقرا ايضاالذكاء الاصطناعي | كل ما تحتاج معرفته

اقرا ايضاأغرب 10 حيوانات في العالم

اقرا ايضاماذا يحدث للزمن داخل الثقب الأسود - مفاهيم جديدة لم تسمع بها

اقرا ايضافرضية ريمان | مسألة بمليون دولار

الأقزام البيضاء: White Dwarfs

تعتبرالأقزام البيضاء بقايا النجوم المتوسطة و صغيرة الحجم التي كانت مشتعلة في يوم ما ثم انهارت مخلفة وراءها سديما. 

فالنجوم القزمة البيضاء تعتبرإذا نجوما ميتة بما أنها لا تستهلك أي وقود للبقاء مشتعلة عكس الأقزام الصفراء أو الحمراء.

رغم انه لا يستهلك اي وقود إلا أن هذا النوع من النجوم يبقى مشتعلا لمدة طويلة ويصدر ضوءا أبيض ثم يبدأ بالبرود شيئا فشيئا.

تتميز الأقزام البيضاء، مثل النجوم النيوترونية، بكثافتها العالية جدا إذ أن ملعقة من مادة هذا النجم يمكن أن تصل كتلتها الى كتلة فيل. ورغم كثافتها العالية إلا أن حجمها صغير جدا مقارنة بغيرها من النجوم.

هنا يتساءل المرء، اذا كانت هذه النجوم لا تستهلك أي وقود فلماذا لا تنهار على نفسها؟ من أين تأتي القوة التي تعادل قوة الجاذبية و تبقي هذه النجوم مستقرة؟

تحوي هذه النجوم في داخلها حالة فريدة من حالات المادة تسمى المادة المنحلّة (degenerate matter) وتحصل عندما تصل المادة لحد الانضغاط و لن يصبح بالامكان تقليصها وزيادة كثافتها اكثرمهما أضفت لها من القوة. 

هذه القوة التي تمنع المادة من التقلص تسمى بضغط الإنحلال. هذا الضغط هو الذي يمنع القزم الأبيض من الانسحاق أكثر تحت وطأة جاذبيته. 

لكن اذا تجاوزت كتلة النجم الأوّلي كتلة شمسنا ب 1.44 مرة (ما يسمى بحد تشاندراسيخار) فإنه لن يتحول الى قزم أبيض، بل ستتغلب قوة الجاذبية على ضغط الإنحلال و ينسحق الجسم على نفسه مكونا نجما نيوترونيا أو ثقبا أسود.
من أشهر الأقزام البيضاء هو نجم Sirius B.

الأقزام السوداء: Black Dwarfs

الأقزام السوداء هي نجوم ميتة تنتج عندما يفقد القزم الأبيض كل طاقته الضوئية و حرارته و ينطفئ. فكل قزم ابيض لابد ان يتحول في النهاية الى نجم منطفئ يسمى القزم الأسود.

العملاق الأحمر: Red Giant

كما يدل اسمها، تتميز هذه النجوم بحجمها الهائل، لكن حرارتها على السطح منخفضة نسبيا.

يصل النجم الى مرحلة العملاق الأحمر حينما يستهلك كامل مخزونه من الهيدروجين و يحوله الى هيليوم، حينها يبدأ في تحويل الهيليوم الى كربون و أكسيجين عبر تفاعلات اندماج الهيليوم. 

حينما يصل النجم الى هذه المرحلة يبدأ مركزه في الإنكماش تحت وطأة جاذبيته الداخلية، لكن طبقاته الخارجية تبدأ في البرودة والإحمرارالمصاحب للتضخم بفعل الطاقة الناتجة عن اندماج الهيليوم. تتواصل عملية الإندماج داخل النجم الى ان ينفد كل مخزون الهيليوم فيتحول الى قزم أبيض.

من أشهر العمالقة الحمراء نجم الدبران (أو نجم عين الثور) الدي ينتمي الى كوكبة الثور (65 سنة ضوئية).

يحتوي الكون أيضا على نجوم حمراء أكبر من العملاق الأحمر بكثيرمثل العملاق الأحمر الضخم (Red Supergiant) أو العملاق الأحمر الفائق (Red Hypergiant) لكنها جميعا تستهلك الهيليوم مثل العملاق الأحمر.

العملاق الأزرق:Blue Giant

هي نجوم فائقة الكتلة و الحرارة إذ تنتمي إلى القسم الطيفي O أو B وتتجاوز كتلتها كتلة الشمس ب 18 ضعف.

تبدأ هذه النجوم حياتها بدمج الهيدروجين لكن تستهلكه بسرعة ثم تبدأ في دمج الهيليوم (هنا تبدأ في التضخم و تتحول حسب كتلتها الى عملاق أحمر أو عملاق ضخم أحمر Red Supergiant) وتنتقل بعد ذلك الى دمج الكربون ثم الأكسيجين الى أن تصل الى مرحلة صنع ذرات الحديد، و تنتهي حياة النجوم العمالقة الزرقاء بانفجار كبير يعرف بالسوبرنوفا مخلّفة نواة شديدة الكثافة تتحول حسب كتلتها إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود.

تتجاوز حرارة هذه النجوم 20000K و بفعل كتلتها الكبيرة فإنها تستهلك وقودها بسرعة إذ يتراوح متوسط عمر هذه النجوم من 10 إلى 100 مليون سنه وهذا يعتبر عمرا قصيرا جدا بالمقارنة مع عمر النجوم.

من أشهر النجوم العمالقة الزرقاء هو نجم رجل الجبار(أو β Orionis) في كوكبة الجبار (860 سنة ضوئية).

 

النجوم النيوترونية: Neutron Stars

مثل الأقزام البيضاء والأقزام السوداء، لا يمكن اعتبار النجوم النيوترونية نجوما بالمعنى الحرفي للكلمة، اذ لا توجد داخل النجوم النيوترونية تفاعلات نووية مثل بقية النجوم.

النجم النيوتروني هو جرم ذو كثافة عالية جدا و حجم صغير إذ أن معظم النجوم النيوترونية المكتشفة لا يتجاوز قطرها 40 كيلومترا. 

وكما ذكرنا سابقا، تمثل النجوم النيوترونية بقايا نجم عملاق انفجرت طبقاته الخارجية الى سوبرنوفا بعد ان استهلك كل وقوده.

كثافة هذا النجم عالية لدرجة لا تصدق، فقد تصل كثافته الى نحو 1000 مليار طن لكل لتر من مادته.

يتكون النجم النيوتروني في معظمه من النيوترونات المتجمعة مع بعضها بفعل قوة الجاذبية و الموجودة في حالة الميوعة الفائقة (Superconductivity) لكن مركز النجوم النيوترونية لازال غير مفهوم حاليا نظرا لكثافته العالية جدا.

توجد العديد من أنواع النجوم النيوترونية فمعظمها تدور حول نفسها بسرعة تصل الى عشرات المرات في الثانية الواحدة وهذا الدوران ينتج حقلا مغناطيسيا قويا جدا ويسمى النجم نجما مغناطيسيا (Magnetar). 

أغلب النجوم النيوترونية تبعث من اقطابها المغناطيسية ضوءا مرئيا او أشعة X او غاما. وإذا كانت الأرض في ناحية قطب من هذه الاقطاب فسنرى نجوما تنطفئ و تضيء في شكل نبضات و هذا ما نسميه نجما نابضا أو Pulsar.

الثقوب السوداء: Black holes

الثقب الأسود هو جسم فضائي ذو كثافة لا نهائية بحيث لا يمكن لأي جسم أو ضوء ان يهرب منه.

لا يمكن للثقب الأسود ان يصدر أو يشتت الضوء و بالتالي لا يمكن رؤيته مباشرة، لكن توجد عدة طرق لرصده أو بالأحرى رصد تأثيره، مثل تأثير عدسة الجاذبية أو رصد حركة النجوم القريبة منه.

يمكن ايضا رصد الثقب الأسود عبر تطوير مراصد فلكية تلتقط الأشعة الغير مرئية مثل الأشعة X، إذ أن الأجرام السماوية والمادة القريبة من الثقب الأسود تتعرض لدرجة حرارة كبيرة مما يجعلها تصدر الأشعة السينية و بالتالي يتم رصدها.

توجد عدة انواع من الثقوب السوداء:

• الثقوب السوداء النجمية : تنتج بعد انفجار نجم عملاق الى سوبرنوفا وقطرها لا يتجاوز 6 كيلومترات
• الثقوب السوداء هائلة الحجم : توجد في وسط المجرات و كتلتها تتراوح من عدة ملايين الى عدة مليارات كتلة شمسية
• الثقوب السوداء المتوسطة : هذة الثقوب السوداء نادرة الوجود و يتراوح وزنها بين 100 و 10000 شمس.
• الثقوب السوداء البدائية : ثقوب سوداء مجهرية الحجم تكونت بعد الانفجار العظيم ولم يتم اثبات وجودها فعليا الى حد اليوم.

النجوم المتغيّرة : Variable stars

رغم ان معظم النجوم تمتلك سطوعا ثابتا تقريبا، فإن بعض النجوم يتغير سطوعها على مدى فترات زمنية قصيرة. هذه النجوم غير ثابتة و يتغير حجمها فتنتفخ و تتقلص بشكل دوري.

من هذه النجوم نذكر:

• نجم Delta Scuti من كوكبة Scutum الذي يتغير سطوعه من 3 الى 5 ساعات 
• نجم ميرا أ Mira A من كوكبة الحوت الذي يتغير ضياؤه في فترة تمتد بين 80 و 1000 يوم

المصادر:

• Weidner, Carsten; Vink, Jorick S. (December 2010). "The masses, and the mass discrepancy of O-type stars". Astronomy and Astrophysics. 524. A98.
• Kenneth R. Lang A Companion to Astronomy and Astrophysics Springer, 2006 p. 303
• Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9
• Bombaci, I. (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomy and Astrophysics 305 : 871- 877
  
• Carr, B. J. (2005). "Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?". In Suzuki, H.; Yokoyama, J.; Suto, Y.; Sato, K. (eds.). Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology. Universal Academy Press. pp. astro–ph/0511743
• Rees, M. J.; Volonteri, M. (2007). Karas, V.; Matt, G. (eds.). Massive black holes: Formation and evolution. Proceedings of the International Astronomical Union. 238. pp. 51–58
• Vesperini, E.; McMillan, S. L. W.; d'Ercole, A.; et al. (2010). "Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters". The Astrophysical Journal Letters. 713 (1): L41–L44.