الجزء الأول الجانب الفلكي للمشكلة
4. تطور النجوم يحتوي علم الفلك الحديث على عدد كبير من الحجج المؤيدة لتأكيد أن النجوم تتشكل من خلال تكثيف سحب الغاز والغبار وسط النجوم. تستمر عملية تكوين النجوم من هذا الوسط في الوقت الحاضر. يعد توضيح هذا الظرف أحد أعظم إنجازات علم الفلك الحديث. حتى وقت قريب نسبيًا ، كان يُعتقد أن جميع النجوم تشكلت في وقت واحد تقريبًا منذ عدة بلايين من السنين. تم تسهيل انهيار هذه الأفكار الميتافيزيقية ، أولاً وقبل كل شيء ، من خلال تقدم علم الفلك الرصدي وتطور نظرية بنية النجوم وتطورها. نتيجة لذلك ، أصبح من الواضح أن العديد من النجوم المرصودة هي أجسام صغيرة نسبيًا ، وبعضها نشأ عندما كان هناك بالفعل شخص على الأرض. من الحجج المهمة المؤيدة لاستنتاج أن النجوم تتشكل من الغاز بين النجمي ووسط الغبار هو موقع مجموعات النجوم الفتية بوضوح (ما يسمى ب "الجمعيات") في الفروع الحلزونيةالمجرات. الحقيقة هي أنه وفقًا للملاحظات الفلكية الراديوية ، يتركز الغاز بين النجوم بشكل أساسي في الأذرع الحلزونية للمجرات. على وجه الخصوص ، هذا هو الحال أيضًا في مجرتنا. علاوة على ذلك ، من "الصور الراديوية" التفصيلية لبعض المجرات القريبة منا ، يترتب على ذلك أن أعلى كثافة للغاز بين النجمي لوحظت عند الحواف الداخلية (فيما يتعلق بمركز المجرة المقابلة) للحلقة الحلزونية ، مما يجد تفسيراً طبيعياً. ، تفاصيل لا يمكننا الخوض فيها هنا. ولكن في هذه الأجزاء بالتحديد من الحلزونات ، تُستخدم طرق علم الفلك البصري لمراقبة "مناطق HII" ، أي سحب الغاز بين النجوم المتأين. بوصة. 3 لقد قيل بالفعل أن السبب الوحيد لتأين مثل هذه الغيوم يمكن أن يكون الأشعة فوق البنفسجية للنجوم الساخنة الضخمة - من الواضح أنها أجسام صغيرة (انظر أدناه). محور مشكلة تطور النجوم هو مسألة مصادر طاقتها. في الواقع ، أين ، على سبيل المثال ، لا كمية كبيرةالطاقة اللازمة للحفاظ على إشعاع الشمس عند المستوى المرصود تقريبًا لعدة مليارات من السنين؟ تصدر الشمس كل ثانية 4x10 33 ergs ، ولمدة 3 مليارات سنة تشع 4x10 50 ergs. لا شك أن عمر الشمس حوالي 5 مليارات سنة. يأتي هذا على الأقل من التقديرات الحديثة لعمر الأرض من خلال طرق إشعاعية مختلفة. من غير المحتمل أن تكون الشمس "أصغر سنًا" من الأرض. في القرن الماضي وبداية هذا القرن ، تم اقتراح فرضيات مختلفة حول طبيعة مصادر الطاقة للشمس والنجوم. بعض العلماء ، على سبيل المثال ، يعتقدون أن المصدر طاقة شمسيةهو السقوط المستمر للنيازك على سطحه ، بحث آخرون عن مصدر في الضغط المستمر للشمس. يمكن تحويل الطاقة الكامنة المنبعثة خلال هذه العملية ، في ظل ظروف معينة ، إلى إشعاع. كما سنرى أدناه ، يمكن أن يكون هذا المصدر فعالاً للغاية في مرحلة مبكرة من تطور النجم ، لكنه لا يمكنه توفير الإشعاع الشمسي للوقت المطلوب. أتاح التقدم في الفيزياء النووية حل مشكلة مصادر الطاقة النجمية في وقت مبكر حتى نهاية الثلاثينيات من القرن الحالي. هذه المصادر حرارية التفاعلات النوويةيحدث الاندماج في أعماق النجوم عند درجة حرارة عالية جدًا سائدة هناك (في حدود عشرة ملايين كلفن). نتيجة لهذه التفاعلات ، التي يعتمد معدلها بشدة على درجة الحرارة ، يتم تحويل البروتونات إلى نوى هيليوم ، وتتسرب الطاقة المنبعثة ببطء عبر الأجزاء الداخلية للنجوم ، وأخيراً تتحول بشكل كبير إلى عالم الفضاء. هذا مصدر قوي بشكل استثنائي. إذا افترضنا في البداية أن الشمس تتكون فقط من الهيدروجين ، والذي نتيجة التفاعلات النووية الحرارية تحول تمامًا إلى هيليوم ، فإن كمية الطاقة المنبعثة ستكون حوالي 10 52 erg. وبالتالي ، للحفاظ على الإشعاع عند المستوى المرصود لمليارات السنين ، يكفي للشمس ألا "تستهلك" أكثر من 10٪ من إمداداتها الأولية من الهيدروجين. الآن يمكننا تقديم صورة لتطور بعض النجوم على النحو التالي. لسبب ما (يمكن تحديد العديد منها) ، بدأت سحابة من الغاز بين النجمي ووسط الغبار بالتكثف. قريبًا جدًا (بالطبع ، على نطاق فلكي!) تحت تأثير القوى الجاذبيةتتكون كرة غاز كثيفة ومعتمة نسبيًا من هذه السحابة. بالمعنى الدقيق للكلمة ، لا يمكن حتى الآن تسمية هذه الكرة بنجمة ، لأن درجة الحرارة في مناطقها المركزية غير كافية لبدء التفاعلات النووية الحرارية. ضغط الغاز داخل الكرة غير قادر بعد على موازنة قوى الجذب لأجزائها الفردية ، لذلك سيتم ضغطها باستمرار. اعتاد بعض علماء الفلك على الاعتقاد بأن مثل هذه "النجوم الأولية" تُلاحظ في السدم الفردية في شكل تكوينات مضغوطة داكنة جدًا ، تسمى الكريات (الشكل 12). ومع ذلك ، أجبرنا التقدم في علم الفلك الراديوي على التخلي عن وجهة النظر الساذجة هذه (انظر أدناه). عادة لا يتم تكوين نجم أولي واحد في نفس الوقت ، ولكن هناك مجموعة أكثر أو أقل عددًا منهم. في المستقبل ، تصبح هذه المجموعات روابط وعناقيد نجمية ، معروفة جيدًا لعلماء الفلك. من المحتمل جدًا أنه في هذه المرحلة المبكرة جدًا من تطور النجم ، يتكتل حوله شكل كتلة أصغر ، ثم يتحول تدريجياً إلى كواكب (انظر الفصل 9).أرز. 12. الكريات في سديم الانتشار
عندما يتقلص النجم الأولي ، ترتفع درجة حرارته ويشع جزء كبير من الطاقة الكامنة المنبعثة في الفضاء المحيط. نظرًا لأن أبعاد كرة الغاز المتعاقد كبيرة جدًا ، فإن الإشعاع الصادر عن وحدة من سطحه سيكون ضئيلًا. نظرًا لأن تدفق الإشعاع من سطح الوحدة يتناسب مع القوة الرابعة لدرجة الحرارة (قانون Stefan-Boltzmann) ، فإن درجة حرارة الطبقات السطحية للنجم منخفضة نسبيًا ، في حين أن لمعانه هو نفسه تقريبًا للنجم العادي بنفس الكتلة. لذلك ، في مخطط "الطيف - اللمعان" ، ستقع هذه النجوم على يمين التسلسل الرئيسي ، أي أنها ستقع في منطقة العمالقة الحمراء أو الأقزام الحمراء ، اعتمادًا على قيم كتلها الأولية. في المستقبل ، يستمر النجم الأولي في الانكماش. تصبح أبعاده أصغر ، وتزداد درجة حرارة السطح ، ونتيجة لذلك يصبح الطيف "مبكرًا" أكثر فأكثر. وهكذا ، تتحرك على طول مخطط "الطيف - اللمعان" ، فإن النجم الأولي "يجلس" بسرعة إلى حد ما على التسلسل الرئيسي. خلال هذه الفترة ، تكون درجة حرارة باطن النجم كافية بالفعل لبدء التفاعلات النووية الحرارية هناك. في نفس الوقت ضغط الغاز بالداخل نجم المستقبليوازن الجاذبية وتتوقف كرة الغاز عن الانكماش. يصبح النجم الأولي نجمًا. يستغرق الأمر وقتًا قصيرًا نسبيًا حتى يمر النجوم الأوليون بهذه المرحلة المبكرة جدًا من تطورهم. إذا كانت كتلة النجم الأولي ، على سبيل المثال ، أكبر من الكتلة الشمسية ، فستكون هناك حاجة لبضعة ملايين من السنين فقط ؛ وإذا كانت أقل ، فستكون عدة مئات من ملايين السنين. نظرًا لأن وقت تطور النجوم الأولية قصير نسبيًا ، فمن الصعب اكتشاف هذه المرحلة المبكرة من تطور النجم. ومع ذلك ، من الواضح أن النجوم في هذه المرحلة قد لوحظت. نحن نتحدث عن نجوم T Tauri مثيرة جدًا للاهتمام ، وعادة ما تكون مغمورة في السدم المظلمة. في عام 1966 ، وبشكل غير متوقع ، أصبح من الممكن مراقبة النجوم الأولية في المراحل الأولى من تطورها. لقد ذكرنا بالفعل في الفصل الثالث من هذا الكتاب اكتشاف علم الفلك الراديوي لعدد من الجزيئات في الوسط النجمي ، وبشكل أساسي هيدروكسيل OH وبخار الماء H2O. كانت مفاجأة علماء الفلك الراديوي رائعة عندما اكتشفوا السماء عند طول موجي 18 سم ، يتوافق مع خط راديو OH ، اكتشافهم ساطعًا ومضغوطًا للغاية (أي وجود صغير أبعاد الزاوي) مصادر. كان هذا غير متوقع لدرجة أنهم رفضوا في البداية حتى تصديق أن مثل هذه الخطوط الراديوية الساطعة يمكن أن تنتمي إلى جزيء الهيدروكسيل. تم الافتراض أن هذه السطور تنتمي إلى مادة غير معروفة ، والتي أعطيت على الفور الاسم "المناسب" "الغموض". ومع ذلك ، سرعان ما تشارك "mysterium" مصير "إخوانها" البصرية - "nebulium" و "coronia". الحقيقة هي أنه لعقود عديدة ، لم يكن من الممكن تحديد الخطوط الساطعة للسدم والهالة الشمسية بأي خطوط طيفية معروفة. لذلك ، نُسبت إلى عناصر افتراضية معينة غير معروفة على الأرض - "النيبوليوم" و "الكورونيا". دعونا لا نبتسم باستخفاف لجهل علماء الفلك في بداية قرننا: بعد كل شيء ، لم تكن هناك نظرية عن الذرة في ذلك الوقت! لم يترك تطور الفيزياء مكانًا لـ "الكواكب السماوية" الغريبة في النظام الدوري لمندلييف: في عام 1927 ، تم فضح "النيبوليوم" ، الذي تم تحديد خطوطه بموثوقية كاملة مع الخطوط "المحرمة" للأكسجين المتأين والنيتروجين ، وفي 1939-1941 . لقد ثبت بشكل مقنع أن خطوط "الإكليل" الغامضة تنتمي إلى مضاعفة الذرات المتأينة من الحديد والنيكل والكالسيوم. إذا استغرق الأمر عقودًا "لفضح" "نيبوليوم" و "كودونيوم" ، ففي غضون أسابيع قليلة بعد الاكتشاف ، أصبح من الواضح أن خطوط "الغموض" تنتمي إلى الهيدروكسيل العادي ، ولكن فقط في ظل ظروف غير عادية. كشفت الملاحظات الإضافية ، أولاً وقبل كل شيء ، أن مصادر "اللغز" لها أبعاد زاوية صغيرة للغاية. تم عرض هذا بمساعدة ما كان جديدًا آنذاك ، جدًا طريقة فعالةدراسة تسمى "قياس التداخل الراديوي الأساسي الطويل جدًا". يتم تقليل جوهر الطريقة إلى الملاحظات المتزامنة للمصادر على تلسكوبين راديويين مفصولين عن بعضهما البعض بمسافة عدة آلاف من الكيلومترات. كما اتضح ، يتم تحديد الاستبانة الزاوية في هذه الحالة من خلال نسبة الطول الموجي إلى المسافة بين التلسكوبات الراديوية. في حالتنا هذه ، يمكن أن تكون هذه القيمة ~ 3x10 -8 rad أو بضعة أجزاء من الألف من الثانية القوسية! لاحظ أنه في علم الفلك البصري ، لا يزال مثل هذا القرار الزاوي بعيد المنال تمامًا. وقد أظهرت مثل هذه الملاحظات أن هناك على الأقل ثلاث فئات من مصادر "الغموض". سنكون مهتمين بمصادر الفئة 1 هنا. تقع جميعها داخل السدم الغازية المتأينة ، على سبيل المثال ، في سديم الجبار الشهير. كما ذكرنا سابقًا ، فإن أبعادها صغيرة للغاية ، فهي أصغر بآلاف المرات من أبعاد السديم. الأمر الأكثر إثارة للاهتمام هو أن لديهم بنية مكانية معقدة. ضع في اعتبارك ، على سبيل المثال ، مصدرًا يقع في سديم يسمى W3.
أرز. 13. ملامح من المكونات الأربعة لخط الهيدروكسيل
على التين. يوضح الشكل 13 ملف تعريف خط OH المنبعث من هذا المصدر. كما ترى ، فهي تتكون من عدد كبير من الخطوط المضيئة الضيقة. يتوافق كل خط مع سرعة معينة للحركة على طول خط رؤية السحابة التي تنبعث من هذا الخط. يتم تحديد قيمة هذه السرعة من خلال تأثير دوبلر. يصل الفرق في السرعات (على طول خط البصر) بين السحب المختلفة إلى حوالي 10 كم / ثانية. أظهرت ملاحظات قياس التداخل المذكورة أعلاه أن السحب المنبعثة من كل سطر لا تتطابق مكانيًا. الصورة كالتالي: داخل مساحة حوالي 1.5 ثانية ، تتحرك الأقواس بسرعات مختلفة حوالي 10 غيوم مضغوطة. تصدر كل سحابة خطًا واحدًا محددًا (حسب التردد). الأبعاد الزاويّة للسحب صغيرة جدًا ، في حدود بضعة أجزاء من الألف من الثانية. نظرًا لأن المسافة إلى السديم W3 معروفة (حوالي 2000 قطعة) ، يمكن بسهولة تحويل الأبعاد الزاوية إلى أبعاد خطية. اتضح أن الأبعاد الخطية للمنطقة التي تتحرك فيها الغيوم هي في حدود 10-2 قطعة ، وأبعاد كل سحابة ليست سوى ترتيب من حيث الحجم. مسافة أكبرمن الارض الى الشمس. تُطرح أسئلة: ما هي هذه الغيوم ولماذا تشع بقوة في خطوط راديو الهيدروكسيل؟ تمت الإجابة على السؤال الثاني بسرعة كبيرة. اتضح أن آلية الانبعاث مشابهة تمامًا لتلك التي لوحظت في أجهزة الليزر والليزر في المختبر. لذا ، فإن مصادر "الألغاز" عبارة عن ماسحات كونية طبيعية عملاقة تعمل على موجة من خط الهيدروكسيل ، يبلغ طولها 18 سم. كما هو معروف ، فإن تضخيم الإشعاع في الخطوط بسبب هذا التأثير ممكن عندما يتم "تنشيط" الوسيط الذي ينتشر فيه الإشعاع بطريقة ما. هذا يعني أن بعض مصادر الطاقة "الخارجية" (ما يسمى ب "الضخ") تجعل تركيز الذرات أو الجزيئات عند المستوى الأولي (العلوي) مرتفعًا بشكل غير طبيعي. لا يمكن استخدام مازر أو ليزر بدون "مضخة" دائمة. لم يتم حل مسألة طبيعة آلية "الضخ" للمسببات الكونية بشكل نهائي. ومع ذلك ، فمن المرجح أن تستخدم الأشعة تحت الحمراء القوية "كضخ". قد تكون آلية "الضخ" المحتملة الأخرى هي تفاعل كيميائي. يجدر بنا مقاطعة قصتنا عن الكونية من أجل التفكير في الظواهر المدهشة التي يواجهها علماء الفلك في الفضاء. احد اعظم الاختراعات التقنيةمن عصرنا المضطرب ، الذي يلعب دورًا مهمًا في الثورة العلمية والتكنولوجية التي نشهدها الآن ، يمكن إدراكه بسهولة في الظروف الطبيعية ، علاوة على ذلك ، على نطاق هائل! إن تدفق الانبعاثات الراديوية من بعض أجهزة الموجات الكونية كبير جدًا لدرجة أنه كان من الممكن اكتشافه حتى على المستوى التقني لعلم الفلك الراديوي منذ 35 عامًا ، أي حتى قبل اختراع أجهزة الليزر والليزر! للقيام بذلك ، كان من الضروري معرفة الطول الموجي الدقيق لوصلة الراديو OH والاهتمام بالمشكلة "فقط". بالمناسبة ، هذه ليست الحالة الأولى عندما تتحقق أهم المشكلات العلمية والتقنية التي تواجه البشرية في الظروف الطبيعية. حفزت التفاعلات الحرارية النووية التي تدعم إشعاع الشمس والنجوم (انظر أدناه) على تطوير وتنفيذ مشاريع للحصول على "وقود" نووي على الأرض ، والذي من شأنه أن يحل جميع مشاكل الطاقة لدينا في المستقبل. للأسف ، ما زلنا بعيدين عن حل هذه المهمة الأكثر أهمية ، والتي قامت الطبيعة بحلها "بسهولة". منذ قرن ونصف ، المؤسس نظرية الموجةعلق لايت فرينل (في مناسبة مختلفة بالطبع): "تضحك الطبيعة على الصعوبات التي نواجهها". كما ترى ، فإن ملاحظة فرينل أكثر صحة اليوم. دعونا نعود ، مع ذلك ، إلى الكواكب البنائية. على الرغم من أن آلية "ضخ" هذه الماسكات ليست واضحة تمامًا بعد ، إلا أنه لا يزال بإمكان المرء الحصول على فكرة تقريبية عن الظروف الفيزيائية في السحب التي تنبعث منها خط 18 سم بواسطة آلية maser. أولاً وقبل كل شيء ، اتضح أن هذه الغيوم كثيفة جدا: في سنتيمتر مكعبهناك ما لا يقل عن 10 8-10 9 جسيمات ، وجزء مهم (وربما كبير) منها عبارة عن جزيئات. من غير المحتمل أن تتجاوز درجة الحرارة ألفي كلفن ، على الأرجح حوالي 1000 كلفن. تختلف هذه الخصائص بشكل حاد عن تلك الموجودة في السحب الأكثر كثافة للغاز بين النجمي. بالنظر إلى الحجم الصغير نسبيًا للسحب ، توصلنا بشكل لا إرادي إلى استنتاج مفاده أنها تشبه إلى حد ما الأغلفة الجوية الممتدة والباردة للنجوم العملاقة. من المحتمل جدًا أن هذه الغيوم ليست أكثر من مرحلة مبكرة في تطور النجوم الأولية ، مباشرة بعد تكاثفها من الوسط النجمي. هناك حقائق أخرى تدعم هذا التأكيد (الذي أكده مؤلف هذا الكتاب في عام 1966). في السدم حيث تُلاحظ الكونية ، تظهر النجوم الساخنة الفتية (انظر أدناه). وبالتالي ، انتهت عملية تكوين النجوم هناك مؤخرًا ، وعلى الأرجح ، تستمر في الوقت الحاضر. ربما يكون الأمر الأكثر فضولًا هو ، كما تظهر الملاحظات الفلكية الراديوية ، أن مثل هذا النوع من البازعات الفضائية "مغمور" في سحب صغيرة كثيفة جدًا من الهيدروجين المتأين. هذه الغيوم كثيرة غبار الفضاء ، مما يجعلها غير مرئية في النطاق البصري. تتأين مثل هذه "الشرانق" بواسطة نجم شاب ساخن بداخلها. في دراسة عمليات تكوين النجوم ، أثبت علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء أنه مفيد جدًا. في الواقع ، بالنسبة للأشعة تحت الحمراء ، فإن امتصاص الضوء بين النجوم ليس مهمًا جدًا. يمكننا الآن تخيل الصورة التالية: من سحابة من الوسط النجمي ، من خلال تكثيفها ، تتشكل عدة جلطات من كتل مختلفة ، وتتطور إلى نجوم أولية. يختلف معدل التطور: بالنسبة للكتل الأكثر ضخامة سيكون أعلى (انظر الجدول 2 أدناه). لذلك ، ستتحول المجموعة الأكثر ضخامة إلى نجم ساخن أولاً ، في حين أن الباقي سوف يستمر لفترة أطول أو أقل في مرحلة النجم الأولي. نلاحظها كمصادر لإشعاع مازر في المنطقة المجاورة مباشرة لنجم ساخن "حديث الولادة" ، والذي يؤين الهيدروجين "الشرنقة" الذي لم يتكثف إلى كتل. بالطبع ، سيتم تحسين هذا المخطط التقريبي في المستقبل ، وبالطبع سيتم إجراء تغييرات كبيرة عليه. لكن الحقيقة تبقى: اتضح فجأة أنه لبعض الوقت (على الأرجح لفترة قصيرة نسبيًا) النجوم الأولية حديثي الولادة ، بالمعنى المجازي ، "تصرخ" بشأن ولادتهم ، باستخدام أحدث طرق الفيزياء الإشعاعية الكمومية (أي الماسرات) ... بعد 2 بعد سنوات من اكتشاف مسرات الهيدروكسيل الكونية (خط 18 سم) - وجد أن نفس المصادر تنبعث في نفس الوقت (أيضًا بواسطة آلية مازر) خطًا من بخار الماء ، يبلغ طوله الموجي 1.35 سم. كثافة "الماء" "مازر أكبر من" الهيدروكسيل ". السحب المنبعثة من خط H2O ، على الرغم من أنها تقع في نفس الحجم الصغير مثل غيوم "الهيدروكسيل" ، تتحرك بسرعات مختلفة وتكون أكثر إحكاما. لا يمكن استبعاد اكتشاف خطوط مازر أخرى * في المستقبل القريب. وهكذا ، وبشكل غير متوقع ، حوَّل علم الفلك الراديوي المشكلة التقليدية لتكوين النجوم إلى فرع من علم الفلك الرصدي **. بمجرد وصوله إلى التسلسل الرئيسي والتوقف عن الانكماش ، يشع النجم عمليًا لفترة طويلة دون تغيير موضعه على مخطط "الطيف - اللمعان". يتم دعم إشعاعها من خلال التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في المناطق الوسطى. وهكذا ، فإن التسلسل الرئيسي ، كما كان ، هو موضع النقاط على مخطط "الطيف - اللمعان" ، حيث يمكن للنجم (اعتمادًا على كتلته) أن يشع لفترة طويلة وبشكل ثابت بسبب التفاعلات النووية الحرارية. يتم تحديد موضع النجم في التسلسل الرئيسي من خلال كتلته. وتجدر الإشارة إلى أن هناك معلمة أخرى تحدد موضع نجم يشع التوازن على مخطط "سطوع الطيف". هذه المعلمة هي التركيب الكيميائي الأولي للنجم. إذا انخفضت الوفرة النسبية للعناصر الثقيلة ، فسوف "يسقط" النجم في الرسم التخطيطي أدناه. هذا هو الظرف الذي يفسر وجود سلسلة من الأقزام الفرعية. كما ذكرنا سابقاً ، الوفرة النسبية للعناصر الثقيلة في هذه النجوم أقل بعشرات المرات من النجوم المتسلسلة الرئيسية. يتم تحديد وقت بقاء النجم في التسلسل الرئيسي من خلال كتلته الأولية. إذا كانت الكتلة كبيرة ، فإن إشعاع النجم له قوة هائلة ويستهلك احتياطياته من "وقود" الهيدروجين بسرعة. على سبيل المثال ، يمكن للنجوم ذات التسلسل الرئيسي التي تزيد كتلتها عن كتلة الشمس بعشرات المرات (وهي عمالقة زرقاء ساخنة من النوع الطيفي O) أن تشع بثبات أثناء تواجدها في هذا التسلسل لبضعة ملايين من السنين فقط ، بينما النجوم ذات كتلة قريبة من الشمس ، في التسلسل الرئيسي 10-15 مليار سنة. الجدول أدناه. 2 ، والذي يعطي المدة المحسوبة لانكماش الجاذبية والبقاء على التسلسل الرئيسي للنجوم من أنواع طيفية مختلفة. يوضح الجدول نفسه كتل النجوم وأنصاف أقطارها ولمعانها بالوحدات الشمسية.
الجدول 2
| أعوام | |||||
|
فئة طيفية |
لمعان |
انكماش الجاذبية |
البقاء على التسلسل الرئيسي | ||
|
G2 (الأحد) |
|||||
أرز. 14. المسارات التطورية للنجوم ذات الكتل المختلفة على مخطط "درجة حرارة اللمعان"
أرز. 15. مخطط هيرتزبرونج-راسل للعنقود النجمي NGC 2254
أرز. 16. مخطط Hertzsprung-Russell لـ الكتلة الكرويةم 3. على المحور الرأسي - المقدار النسبي
يوضح الرسم البياني المقابل بوضوح التسلسل الرئيسي بأكمله ، بما في ذلك الجزء الأيسر العلوي ، حيث توجد النجوم الضخمة الساخنة (مؤشر اللون - 0.2 يتوافق مع درجة حرارة 20 ألف كلفن ، أي طيف الفئة ب). الكتلة الكروية M 3 هي كائن "قديم". من الواضح أنه لا توجد نجوم تقريبًا في الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي للمخطط الذي تم إنشاؤه لهذه المجموعة. من ناحية أخرى ، فإن الفرع العملاق الأحمر لـ M 3 غني جدًا ، بينما يحتوي NGC 2254 على عدد قليل جدًا من العمالقة الحمراء. هذا أمر مفهوم: المجموعة القديمة M 3 رقم ضخملقد "انحرفت" النجوم بالفعل عن التسلسل الرئيسي ، بينما حدث هذا في الحشد الصغير NGC 2254 فقط مع عدد صغير من النجوم الضخمة نسبيًا والتي تتطور بسرعة. يشار إلى أن الفرع العملاق لـ M 3 يرتفع بشكل حاد للغاية ، بينما في NGC 2254 يرتفع بشكل أفقي تقريبًا. من وجهة نظر النظرية ، يمكن تفسير ذلك من خلال وفرة أقل بكثير من العناصر الثقيلة في M3. في الواقع ، في نجوم الحشود الكروية (وكذلك في النجوم الأخرى التي لا تركز كثيرًا على مستوى المجرة بالنسبة لمركز المجرة) ، فإن الوفرة النسبية للعناصر الثقيلة ضئيلة. في الرسم التخطيطي "مؤشر اللون - اللمعان" بالنسبة لـ M 3 يظهر فرع أفقي آخر تقريبًا. لا يوجد فرع مماثل في الرسم البياني المصمم لـ NGC 2254. تشرح النظرية ظهور هذا الفرع على النحو التالي. بعد أن تصل درجة حرارة قلب الهليوم الكثيف المتقلص لنجم - عملاق أحمر - إلى 100-150 مليون كلفن ، سيبدأ تفاعل نووي جديد هناك. يتكون هذا التفاعل من تكوين نواة كربون من ثلاث نوى هيليوم. بمجرد أن يبدأ هذا التفاعل ، سيتوقف تقلص النواة. بعد ذلك ، طبقات السطح
تزيد النجوم من درجة حرارتها ويتحرك النجم في مخطط "الطيف - اللمعان" إلى اليسار. من هذه النجوم تشكل الفرع الأفقي الثالث لمخطط M 3.
أرز. 17. مخطط تلخيص هيرتزبرونج-راسل لـ 11 عنقود نجمي
على التين. يوضح الشكل 17 بشكل تخطيطي مخططًا موجزًا لمعان اللون لـ 11 مجموعة ، منها اثنتان (M 3 و M 92) كروية. من الواضح كيف أن التسلسلات الرئيسية "تنحني" إلى اليمين وإلى الأعلى في مجموعات مختلفة في اتفاق كامل مع الأفكار النظريةالتي تم مناقشتها بالفعل. من التين. 17 ، يمكن للمرء أن يحدد على الفور المجموعات الصغيرة والكبيرة. على سبيل المثال ، المجموعة "المزدوجة" X و h فرساوس صغيرة. لقد "حفظ" جزءًا كبيرًا من التسلسل الرئيسي. مجموعة M 41 أقدم ، وتجمع Hyades أقدم من ذلك ، ومجموعة M 67 قديمة جدًا ، ومخطط "اللون - السطوع" الذي يشبه إلى حد بعيد الرسم التخطيطي للعناقيد الكروية M 3 و M 92. الفرع العملاق للعناقيد الكروية أعلى في التوافق مع الاختلافات في التركيب الكيميائي ، والتي نوقشت سابقًا. وبالتالي ، فإن بيانات الرصد تؤكد وتثبت بشكل كامل استنتاجات النظرية. قد يبدو من الصعب توقع تحقق رصدي لنظرية العمليات في التصميمات الداخلية النجمية ، والتي تكون مخفية عنا بسمك ضخم من المادة النجمية. ومع ذلك ، يتم التحكم في النظرية هنا باستمرار من خلال ممارسة الملاحظات الفلكية. وتجدر الإشارة إلى أن تجميع عدد كبير من مخططات "اللون واللمعان" تطلب قدرًا هائلاً من العمل من قبل الفلكيين والمراقبين وتحسينًا جذريًا في طرق المراقبة. من ناحية أخرى ، فإن نجاح نظرية البنية الداخلية وتطور النجوم سيكون مستحيلاً بدون الحديث علوم الكمبيوترعلى أساس استخدام آلات الحساب الإلكترونية عالية السرعة. كما تم توفير خدمة لا تقدر بثمن للنظرية من خلال البحث في مجال الفيزياء النووية ، مما جعل من الممكن الحصول عليها الخصائص الكميةتلك التفاعلات النووية التي تحدث في الداخل النجمي. يمكن القول دون مبالغة أن تطوير نظرية بنية النجوم وتطورها هو أحد أعظم إنجازات علم الفلك في النصف الثاني من القرن العشرين. يفتح تطور الفيزياء الحديثة إمكانية التحقق بالرصد المباشر لنظرية التركيب الداخلي للنجوم ، وخاصة الشمس. حولحول إمكانية الكشف عن تيار قوي من النيوترينوات ، والتي يجب أن تنبعث منها الشمس إذا حدثت تفاعلات نووية في أعماقها. من المعروف أن تفاعل النيوترينوات مع الآخرين ضعيف للغاية. الجسيمات الأولية. وهكذا ، على سبيل المثال ، يمكن للنيوترينو أن يطير تقريبًا دون امتصاص خلال سماكة الشمس بالكامل ، بينما يمكن للأشعة السينية أن تمر دون امتصاص إلا من خلال بضعة ملليمترات من مادة باطن الشمس. إذا تخيلنا أن شعاعًا قويًا من النيوترينوات يمر عبر الشمس مع طاقة كل جسيم فيه
يتكون العالم من حولنا من مختلف العناصر الكيميائية. كيف تشكلت هذه العناصر في الظروف الطبيعية؟ في الوقت الحاضر ، من المقبول عمومًا أن العناصر التي تتكون منها النظام الشمسي، تشكلت خلال التطور النجمي. من أين يبدأ تكوين النجم؟ تتكثف النجوم تحت تأثير قوى الجاذبية من السحب الجزيئية الغازية العملاقة (المصطلح "جزيئي" يعني أن الغاز يتكون أساسًا من مادة في شكل جزيئي). تشكل كتلة المادة المركزة في السحب الجزيئية جزءًا مهمًا من الكتلة الكلية للمجرات. تتكون هذه السحب الغازية للمادة البدائية في الغالب من نوى الهيدروجين. يتكون خليط صغير من نوى الهليوم التي تشكلت نتيجة للتخليق النووي الأولي في عصر ما قبل النجم.
عندما تصل كتلة المادة النجمية نتيجة التراكم إلى 0.1 كتلة شمسية ، تصل درجة الحرارة في مركز النجم إلى مليون كلفن ، وتبدأ حياة النجم الأولي مرحلة جديدة- تفاعلات الاندماج النووي الحراري. ومع ذلك ، فإن هذه التفاعلات الحرارية النووية تختلف اختلافًا كبيرًا عن التفاعلات التي تحدث في النجوم التي تكون في حالة ثابتة ، مثل الشمس. والحقيقة أن تفاعلات الاندماج تحدث على الشمس:
1 H + 1 H → 2 H + e + + e
تتطلب درجة حرارة أعلى تبلغ حوالي 10 ملايين كلفن ، ودرجة الحرارة في مركز النجم الأولي هي مليون كلفن فقط عند درجة الحرارة هذه ، يستمر تفاعل اندماج الديوتيريوم (d 2 H) بكفاءة:
2H + 2H → 3He + n + Q ،
حيث Q = 3.26 MeV هي الطاقة الصادرة.
يتكون الديوتيريوم ، وكذلك 4 He ، في مرحلة ما قبل النجم من تطور الكون ومحتواه في مادة النجم الأولي هو 10-5 من محتوى البروتونات. ومع ذلك ، حتى هذه الكمية الصغيرة كافية لظهور مصدر فعال للطاقة في مركز النجم الأولي.
يؤدي عتامة المادة النجمية الأولية إلى حقيقة أن تدفقات الغاز الحراري تبدأ في الظهور في النجم. تندفع فقاعات الغاز المسخنة من مركز النجم إلى الأطراف. وتنزل المادة الباردة من السطح إلى مركز المركبة البدائية وتوفر كمية إضافية من الديوتيريوم. في المرحلة التالية من الاحتراق ، يبدأ الديوتيريوم في الانتقال إلى محيط النجم الأولي ، مما يؤدي إلى تسخين غلافه الخارجي ، مما يؤدي إلى تورم النجم الأولي. نجم أولي كتلته تساوي كتلة الشمس نصف قطره خمسة أضعاف قطر الشمس.
يؤدي انضغاط المادة النجمية بسبب قوى الجاذبية إلى زيادة درجة الحرارة في مركز النجم ، مما يخلق ظروفًا لبدء تفاعل نووي لاحتراق الهيدروجين (الشكل 1).
عندما ترتفع درجة الحرارة في مركز النجم إلى 10-15 مليون كلفن ، تكون الطاقات الحركية لنواة الهيدروجين المتصادمة كافية للتغلب على تنافر كولوم وتبدأ التفاعلات النووية لاحتراق الهيدروجين. تبدأ التفاعلات النووية في الجزء المركزي المحدود من النجم. إن بداية التفاعلات النووية الحرارية يوقف على الفور الضغط الإضافي للنجم. تولد الحرارة المنبعثة أثناء تفاعل اندماج الهيدروجين ضغطًا يصد الانكماش الثقالي ويمنع النجم من الانهيار. هناك تغيير نوعي في آلية إطلاق الطاقة في النجم. إذا حدث تسخين النجم بسبب انضغاط الجاذبية قبل بدء التفاعل النووي لاحتراق الهيدروجين ، يتم الآن فتح آلية أخرى - يتم إطلاق الطاقة بسبب تفاعلات الاندماج النووي. يكتسب النجم حجمًا وإشراقًا مستقرين ، والذي ، بالنسبة لنجم ذي كتلة قريبة من الشمس ، لا يتغير لمليارات السنين ، بينما يحدث احتراق الهيدروجين. هذه هي أطول مرحلة في تطور النجوم. وهكذا ، فإن المرحلة الأولية من تفاعلات الاندماج النووي الحراري تتكون في تكوين نوى الهليوم من أربعة نوى هيدروجين. عندما يحترق الهيدروجين في الجزء المركزي من النجم ، تُستنفد احتياطياته هناك ويتراكم الهيليوم. يتكون قلب الهيليوم في مركز النجم. عندما يحترق الهيدروجين الموجود في مركز النجم ، لا يتم إطلاق أي طاقة بسبب التفاعل الحراري النووي لاحتراق الهيدروجين ، وتعود قوى الجاذبية إلى العمل مرة أخرى. يبدأ قلب الهيليوم في الانكماش. من خلال الانكماش ، يبدأ جوهر النجم في التسخين أكثر ، وتستمر درجة الحرارة في مركز النجم في الارتفاع. تزداد الطاقة الحركية لتصادم نوى الهليوم وتصل إلى قيمة كافية للتغلب على قوى التنافر كولوم.
تبدأ المرحلة التالية من التفاعل النووي الحراري - احتراق الهليوم. نتيجة للتفاعلات النووية لاحتراق الهيليوم ، تتشكل نوى الكربون. ثم تبدأ تفاعلات احتراق الكربون والنيون والأكسجين. عندما تحترق العناصر ذات Z كبيرة ، تزداد درجة الحرارة والضغط في مركز النجم بمعدل متزايد باستمرار ، مما يؤدي بدوره إلى زيادة معدل التفاعلات النووية (الشكل 2).
إذا استمر تفاعل احتراق الهيدروجين عدة ملايين من السنين بالنسبة لنجم ضخم (كتلة نجمية ~ 25 كتلة شمسية) ، فسيحدث احتراق الهيليوم أسرع بعشر مرات. تستغرق عملية احتراق الأكسجين حوالي 6 أشهر ، ويحدث احتراق السيليكون في يوم واحد. ما العناصر التي يمكن تشكيلها في النجوم في سلسلة متتابعة من تفاعلات الاندماج النووي الحراري؟ الجواب واضح. يمكن أن تستمر تفاعلات الاندماج النووي للعناصر الثقيلة طالما كان إطلاق الطاقة ممكنًا. في المرحلة النهائية من التفاعلات النووية الحرارية أثناء احتراق السيليكون ، تتشكل النوى في منطقة الحديد. هذه هي المرحلة الأخيرة من الاندماج النووي الحراري النجمي ، حيث أن النواة الموجودة في منطقة الحديد لها أقصى طاقة ارتباط محددة. التفاعلات النووية التي تحدث في النجوم في ظل ظروف التوازن الديناميكي الحراري تعتمد بشكل كبير على كتلة النجم. يحدث هذا لأن كتلة النجم تحدد حجم قوى الانكماش التثاقلي ، والتي تحدد في النهاية درجة الحرارة القصوى التي يمكن تحقيقها في مركز النجم. في الجدول. يوضح الجدول 1 نتائج الحساب النظري لتفاعلات الاندماج النووي المحتملة للنجوم ذات الكتل المختلفة.
الجدول 1
الحساب النظري للتفاعلات النووية المحتملة في النجوم ذات الكتل المختلفة
إذا تجاوزت الكتلة الأولية للنجم 10 أمتار ، فإن المرحلة الأخيرة من تطورها هي ما يسمى "انفجار سوبر نوفا". عندما ينفد نجم ضخم من مصادر الطاقة النووية ، قوى الجاذبيةاستمر في ضغط الجزء المركزي من النجم. لا يكفي ضغط غاز الإلكترون المتحلل لمقاومة قوى الانضغاط. يؤدي الضغط إلى زيادة درجة الحرارة. في هذه الحالة ، ترتفع درجة الحرارة بشكل كبير بحيث يبدأ انقسام نوى الحديد ، التي تشكل الجزء المركزي (لب) النجم ، إلى نيوترونات وبروتونات وجسيمات ألفا. في مثل هذه درجات الحرارة المرتفعة (T ~ 5 · 10 9 K) ، يتم تحويل زوج البروتون + الإلكترون بشكل فعال إلى زوج نيوترون + نيوترينو. منذ المقطع العرضي لتفاعل النيوترينوات منخفضة الطاقة (E ν< 10МэВ) с веществом
мало (σ
~ 10 -43 см 2),
то нейтрино быстро покидают центральную часть
звезды, эффективно унося энергию и охлаждая ядро
звезды. Распад ядер железа на более слабо
связанные фрагменты также интенсивно охлаждает
центральную область звезды. Следствием резкого
уменьшения температуры в центральной части
звезды является окончательная потеря
устойчивости в звезде. За несколько секунд ядро
звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние
нейтронную звезду или черную дыру. Происходит
взрыв сверхновой с выделением огромной энергии.
В результате образования ударной волны внешняя
оболочка нагревается до температуры ~ 10 9 K и
выбрасывается в окружающее пространство под
действием давления излучения и потока нейтрино.
Невидимая до этого глазом звезда мгновенно
вспыхивает. Энергия, излучаемая сверхновой в
видимом диапазоне, сравнима с излучением целой
галактики.
في لحظة انفجار مستعر أعظم ، ترتفع درجة الحرارة بشكل حاد وتحدث التفاعلات النووية ، ما يسمى بالتخليق النووي المتفجر ، في الطبقات الخارجية للنجم. على وجه الخصوص ، تؤدي التدفقات الشديدة الناتجة من النيوترونات إلى ظهور عناصر في نطاق الأعداد الكتلية A> 60. انفجار المستعر الأعظم هو حدث نادر إلى حد ما. في مجرتنا ، التي يبلغ عددها حوالي 10 11 نجمة ، لوحظ 3 انفجارات سوبرنوفا فقط على مدى 1000 عام الماضية. ومع ذلك ، فإن تواتر انفجارات المستعرات الأعظمية وكمية المادة المقذوفة في الفضاء بين النجوم كافية تمامًا لتفسير شدة الأشعة الكونية. بعد انفجار مستعر أعظم ، يمكن أن يشكل اللب المكثف للنجم نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود ، اعتمادًا على كتلة المادة المتبقية في الجزء المركزي من المستعر الأعظم المتفجر.
وهكذا ، يُعاد صهر الهيدروجين إلى عناصر أثقل داخل النجم. ثم تنتشر العناصر المتكونة في الفضاء المحيط نتيجة انفجار المستعرات الأعظمية أو في عمليات أقل كارثية تحدث في العمالقة الحمراء. يتم استخدام المادة المقذوفة في الفضاء بين النجوم مرة أخرى في عملية تكوين النجوم وتطورها للأجيال الثانية والأجيال اللاحقة. مع تطور نجوم المجموعة الأولى والسكان الثانية ، يتم إنتاج عناصر أثقل وأثقل.
مثل أي جسم في الطبيعة ، لا يمكن للنجوم أيضًا أن تبقى على حالها. يولدون ويتطورون وأخيراً "يموتون". يستغرق تطور النجوم مليارات السنين ، ولكن هناك خلافات حول وقت تكوينها. في السابق ، اعتقد علماء الفلك أن عملية "ميلادهم" من غبار النجوم تطلبت ملايين السنين ، ولكن منذ وقت ليس ببعيد ، تم الحصول على صور لمنطقة من السماء من تكوين سديم الجبار العظيم. في بضع سنوات كان هناك صغير
في صور عام 1947 ، تم تسجيل مجموعة صغيرة من الأشياء الشبيهة بالنجوم في هذا المكان. بحلول عام 1954 ، أصبح بعضها مستطيلًا بالفعل ، وبعد خمس سنوات أخرى ، انقسمت هذه الأشياء إلى أجزاء منفصلة. لذلك ولأول مرة حدثت عملية ولادة النجوم حرفيًا أمام علماء الفلك.
دعونا نلقي نظرة فاحصة على كيفية سير بنية النجوم وتطورها ، وكيف تبدأ وتنتهي حياتها التي لا نهاية لها ، وفقًا للمعايير البشرية.
تقليديًا ، يفترض العلماء أن النجوم تتشكل نتيجة لتكثف السحب في بيئة غبار الغاز. تحت تأثير قوى الجاذبية ، تتشكل كرة غاز معتمة من السحب المتكونة كثيفة الهيكل. لا يمكن لضغطه الداخلي موازنة قوى الجاذبية التي تضغط عليه. تدريجيًا ، تتقلص الكرة كثيرًا بحيث ترتفع درجة حرارة باطن النجم ، ويوازن ضغط الغاز الساخن داخل الكرة القوى الخارجية. بعد ذلك ، يتوقف الضغط. تعتمد مدة هذه العملية على كتلة النجم وتتراوح عادة من مائتي مليون إلى عدة مئات من ملايين السنين.
تشير بنية النجوم إلى درجة حرارة عالية جدًا في أعماقها ، مما يساهم في استمرار العمليات النووية الحرارية (يتحول الهيدروجين الذي يتكون منها إلى هيليوم). هذه العمليات هي سبب الإشعاع الشديد للنجوم. يتم تحديد الوقت الذي يستهلكون فيه الإمداد المتاح من الهيدروجين من خلال كتلتهم. تعتمد مدة الإشعاع أيضًا على هذا.
عندما تنضب احتياطيات الهيدروجين ، يقترب تطور النجوم من مرحلة التكوين ، وهذا يحدث على النحو التالي. بعد توقف إطلاق الطاقة ، تبدأ قوى الجاذبية في ضغط النواة. في هذه الحالة ، يزيد حجم النجم بشكل كبير. يزداد اللمعان أيضًا مع استمرار العملية ، ولكن فقط في طبقة رقيقة عند حدود النواة.
هذه العملية مصحوبة بزيادة في درجة حرارة نواة الهليوم المتقلصة وتحويل نوى الهليوم إلى نوى كربونية.
من المتوقع أن تصبح شمسنا عملاقًا أحمر خلال ثمانية مليارات سنة. في الوقت نفسه ، سيزداد نصف قطرها عدة عشرات من المرات ، وسيزداد لمعانها مئات المرات مقارنة بالمؤشرات الحالية.
عمر النجم ، كما لوحظ بالفعل ، يعتمد على كتلته. الأجسام التي تقل كتلتها عن الشمس "تستهلك" احتياطياتها اقتصاديًا للغاية ، لذا يمكنها أن تتألق لعشرات المليارات من السنين.
ينتهي تطور النجوم بالتشكيل ، وهذا يحدث مع النجوم التي تكون كتلتها قريبة من كتلة الشمس ، أي. لا يتجاوز 1.2 منها.
النجوم العملاقة، كقاعدة عامة ، تستنفد بسرعة إمداداتها من الوقود النووي. ويصاحب ذلك خسارة كبيرة في الكتلة ، على وجه الخصوص ، بسبب تساقط الأصداف الخارجية. نتيجة لذلك ، لم يتبق سوى جزء مركزي للتبريد تدريجيًا ، حيث توقفت التفاعلات النووية تمامًا. بمرور الوقت ، توقف هذه النجوم إشعاعها وتصبح غير مرئية.
لكن في بعض الأحيان يكون التطور الطبيعي وهيكل النجوم مضطربًا. غالبًا ما يتعلق هذا بالأجسام الضخمة التي استنفدت جميع أنواع الوقود النووي الحراري. ثم يمكن تحويلها إلى كائنات نيوترونية ، أو كلما عرف العلماء المزيد عن هذه الأشياء ، ظهرت أسئلة جديدة أكثر.
نجمة- جرم سماوي تسير فيه التفاعلات النووية الحرارية أو تذهب أو ستذهب. النجوم عبارة عن كرات غازية ضخمة (بلازما) مضيئة. يتكون من بيئة غاز-غبار (الهيدروجين والهيليوم) نتيجة ضغط الجاذبية. تُقاس درجة حرارة المادة في أعماق النجوم بملايين الكلفن وعلى سطحها بآلاف الكلفن. يتم إطلاق طاقة الغالبية العظمى من النجوم نتيجة للتفاعلات النووية الحرارية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم ، والتي تحدث في درجات حرارة عالية في المناطق الداخلية. غالبًا ما تسمى النجوم بالأجسام الرئيسية للكون ، لأنها تحتوي على الجزء الأكبر من المادة المضيئة في الطبيعة. النجوم هي أجسام ضخمة ، كروية الشكل ، تتكون من الهيليوم والهيدروجين ، بالإضافة إلى غازات أخرى. توجد طاقة النجم في قلبه ، حيث يتفاعل كل ثاني هيليوم مع الهيدروجين. مثل كل شيء عضوي في كوننا ، تظهر النجوم وتتطور وتتغير وتختفي - تستغرق هذه العملية مليارات السنين وتسمى عملية "تطور النجوم".
1. تطور النجوم
تطور النجوم- تسلسل التغييرات التي يمر بها النجم خلال حياته ، أي على مدى مئات الآلاف أو ملايين أو بلايين السنين ، بينما يشع الضوء والحرارة. يبدأ النجم حياته كسحابة باردة مخلوعة من الغاز بين النجمي (وسط غازي مخلخ يملأ كل الفراغ بين النجوم) ، يتقلص تحت تأثير جاذبيته ويتخذ شكل كرة تدريجيًا. عند الضغط ، تتحول طاقة الجاذبية (التفاعل الأساسي الشامل بين جميع الأجسام المادية) إلى حرارة ، وتزداد درجة حرارة الجسم. عندما تصل درجة الحرارة في المركز إلى 15-20 مليون كلفن ، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية ويتوقف الانضغاط. يصبح الكائن نجمة كاملة. تشبه المرحلة الأولى من حياة النجم تلك الموجودة في الشمس - حيث تهيمن عليها تفاعلات دورة الهيدروجين. يبقى في هذه الحالة لمعظم حياته ، كونه في التسلسل الرئيسي لمخطط Hertzsprung-Russell (الشكل 1) (يوضح العلاقة بين الحجم المطلق واللمعان والطبقة الطيفية ودرجة حرارة سطح النجم ، 1910) ، حتى نفاد إمداد الوقود من صميمه. عندما يتحول كل الهيدروجين الموجود في مركز النجم إلى هيليوم ، يتشكل لب هيليوم ، ويستمر الاحتراق الحراري النووي للهيدروجين في محيطه. خلال هذه الفترة ، يبدأ هيكل النجم في التغيير. يزداد لمعانه ، وتتوسع الطبقات الخارجية ، وتنخفض درجة حرارة السطح - يصبح النجم عملاقًا أحمر ، والذي يشكل فرعًا على مخطط Hertzsprung-Russell. يقضي النجم وقتًا أقل على هذا الفرع مقارنةً بالتسلسل الرئيسي. عندما تصبح الكتلة المتراكمة من لب الهليوم كبيرة ، فإنها لا تستطيع تحمل وزنها وتبدأ في الانكماش ؛ إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، يمكن أن تؤدي درجة الحرارة المرتفعة إلى مزيد من التحويل النووي الحراري للهيليوم إلى عناصر أثقل (الهيليوم إلى كربون ، والكربون إلى أكسجين ، والأكسجين إلى سيليكون ، وأخيراً السيليكون إلى حديد).
2. اندماج نووي حراري في باطن النجوم
بحلول عام 1939 ، ثبت أن مصدر الطاقة النجمية هو الاندماج النووي الحراري الذي يحدث في الأجزاء الداخلية للنجوم. تشع معظم النجوم لأنه ، في الأجزاء الداخلية منها ، تتحد أربعة بروتونات عبر سلسلة من الخطوات الوسيطة في جسيم ألفا واحد. يمكن أن يحدث هذا التحول بطريقتين رئيسيتين ، تسمى دورة البروتون-البروتون ، أو دورة p-p ، والنيتروجين الكربوني ، أو دورة CN. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، يتم إطلاق الطاقة بشكل أساسي من خلال الدورة الأولى ، في النجوم الثقيلة - في الثانية. إن إمدادات الوقود النووي في النجم محدودة ويتم إنفاقها باستمرار على الإشعاع. عملية الاندماج النووي الحراري ، التي تطلق الطاقة وتغير تكوين مادة النجم ، جنبًا إلى جنب مع الجاذبية ، والتي تميل إلى ضغط النجم وتطلق أيضًا الطاقة ، وكذلك الإشعاع من السطح ، والذي ينقل الطاقة المنبعثة ، هي القوى الدافعة الرئيسية لتطور النجوم. يبدأ تطور النجم في سحابة جزيئية عملاقة ، تسمى أيضًا المهد النجمي. معظم الفضاء "الفارغ" في المجرة يحتوي في الواقع على 0.1 إلى 1 جزيء لكل سم ؟. تبلغ كثافة السحابة الجزيئية حوالي مليون جزيء لكل سم ؟. تتجاوز كتلة هذه السحابة كتلة الشمس بمقدار 100.000-10.000.000 مرة بسبب حجمها: من 50 إلى 300 سنة ضوئية. بينما تكون السحابة حرة في الدوران حول مركز المجرة الرئيسية ، لا يحدث شيء. ومع ذلك ، بسبب عدم تجانس مجال الجاذبية ، قد تنشأ فيه اضطرابات ، مما يؤدي إلى تركيزات الكتلة المحلية. مثل هذه الاضطرابات تسبب انهيار الجاذبية للسحابة. أحد السيناريوهات المؤدية إلى ذلك هو اصطدام غيمتين. قد يكون هناك حدث آخر تسبب في الانهيار هو مرور سحابة عبر الذراع الكثيفة لمجرة حلزونية. قد يكون أيضًا أحد العوامل الحاسمة هو انفجار مستعر أعظم قريب ، حيث ستصطدم موجة الصدمة بالسحابة الجزيئية بسرعة كبيرة. بالإضافة إلى ذلك ، فإن اصطدام المجرات ممكن ، قادر على التسبب في انفجار تشكل النجوم ، حيث يتم ضغط السحب الغازية في كل من المجرات بسبب الاصطدام. بشكل عام ، يمكن لأي عدم تجانس في القوى المؤثرة على كتلة السحابة أن يبدأ عملية تكوين النجوم. بسبب عدم التجانس الذي نشأ ، لم يعد ضغط الغاز الجزيئي يمنع المزيد من الضغط ، ويبدأ الغاز في التجمع حول مركز النجم المستقبلي تحت تأثير الجاذبية. يذهب نصف طاقة الجاذبية المنبعثة إلى تسخين السحابة ، ونصفها الآخر في إشعاع ضوئي. في السحب ، يزداد الضغط والكثافة باتجاه المركز ، ويحدث انهيار الجزء المركزي أسرع من المحيط. مع تقدم الانكماش ، يتناقص متوسط المسار الحر للفوتونات ، وتصبح السحابة أقل شفافية بالنسبة للإشعاع الخاص بها. ينتج عن هذا ارتفاع أسرع في درجة الحرارة وارتفاع أسرع في الضغط. نتيجة لذلك ، يوازن تدرج الضغط قوة الجاذبية ، ويتكون قلب هيدروستاتيكي ، بكتلة حوالي 1٪ من كتلة السحابة. هذه اللحظة غير مرئية. التطور الإضافي للنجم الأولي هو تراكم المادة التي تستمر في السقوط على "سطح" اللب ، والتي ، نتيجة لذلك ، تنمو في الحجم. يتم استنفاد كتلة المادة التي تتحرك بحرية في السحابة ، ويصبح النجم مرئيًا في النطاق البصري. تعتبر هذه اللحظة نهاية مرحلة النجم الأولي وبداية مرحلة النجم الشاب. يمكن وصف عملية تكوين النجوم بطريقة واحدة ، لكن المراحل اللاحقة من تطور النجم تعتمد بشكل كامل تقريبًا على كتلته ، وفقط في نهاية التطور النجمي يمكن أن يلعب التركيب الكيميائي دورًا.
اندماج نووي حراري في باطن النجوم
في هذا الوقت ، بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 0.8 كتلة شمسية ، يصبح اللب شفافًا للإشعاع ، وسيسود نقل الطاقة الإشعاعية في اللب ، بينما تظل القشرة الموجودة في الجزء العلوي محمولة. لا أحد يعرف على وجه اليقين أي نوع من النجوم ذات الكتلة الأصغر تصل إلى التسلسل الرئيسي ، لأن الوقت الذي تقضيه هذه النجوم في فئة الصغار يتجاوز عمر الكون. تستند كل أفكارنا حول تطور هذه النجوم إلى حسابات عددية.
عندما يتقلص النجم ، يبدأ ضغط غاز الإلكترون المنحل في الزيادة ، وعند بعض نصف قطر النجم ، يوقف هذا الضغط نمو درجة الحرارة المركزية ، ثم يبدأ في خفضها. وبالنسبة للنجوم الأقل من 0.08 ، فقد تبين أنها قاتلة: فالطاقة المنبعثة أثناء التفاعلات النووية لن تكون كافية أبدًا لتغطية تكلفة الإشعاع. تسمى هذه النجوم الفرعية بالأقزام البنية ، ومصيرها هو الانكماش المستمر حتى يوقفه ضغط الغاز المنحل ، ثم التبريد التدريجي مع توقف جميع التفاعلات النووية.
النجوم الشابة متوسطة الكتلة
النجوم الشابة ذات الكتلة المتوسطة (من 2 إلى 8 كتل شمسية) تتطور نوعًا بنفس الطريقة تمامًا مثل أخواتها الأصغر ، باستثناء أنها لا تحتوي على مناطق حمل حتى التسلسل الرئيسي.
ترتبط كائنات من هذا النوع بما يسمى ب. نجوم Ae \ Be Herbit هي متغيرات غير منتظمة من النوع الطيفي B-F5. لديهم أيضًا أقراص نفاثة ثنائية القطب. سرعة العادم ، والسطوع ، ودرجة الحرارة الفعالة أكبر بكثير من سرعة العادم τ الثور ، لذلك فهي تسخن بشكل فعال وتشتيت بقايا السحابة النجمية الأولية.
النجوم الفتية التي تزيد كتلتها عن 8 كتل شمسية
في الواقع ، هذه بالفعل نجوم عادية. بينما كانت كتلة اللب الهيدروستاتيكي تتراكم ، تمكن النجم من تخطي جميع المراحل الوسيطة وتسخين التفاعلات النووية لدرجة أنها تعوض الخسائر الناجمة عن الإشعاع. بالنسبة لهذه النجوم ، فإن تدفق الكتلة واللمعان مرتفع جدًا لدرجة أنه لا يوقف فقط انهيار بقية النجوم. المناطق الخارجيةلكنه يدفعهم للوراء. وبالتالي ، فإن كتلة النجم المتشكل أقل بشكل ملحوظ من كتلة السحابة النجمية الأولية. على الأرجح ، هذا ما يفسر عدم وجود أكثر من 100-200 كتلة شمسية في مجرتنا.
دورة منتصف العمر للنجم
من بين النجوم المتكونة هناك مجموعة كبيرة ومتنوعة من الألوان والأحجام. وهي تتراوح في فئة طيفية من البلوز الحار إلى الأحمر البارد ، وفي كتلتها من 0.08 إلى أكثر من 200 الكتل الشمسية. يعتمد لمعان ولون النجم على درجة حرارة سطحه ، والتي بدورها تتحدد بكتلته. كل شيء ، النجوم الجديدة "تأخذ مكانها" في التسلسل الرئيسي وفقًا لها التركيب الكيميائيوالكتلة. نحن لا نتحدث عن الحركة الفيزيائية للنجم - فقط عن موضعه على الرسم البياني المشار إليه ، والذي يعتمد على معلمات النجم. هذا هو ، في الواقع ، نتحدث فقط عن تغيير معالم النجم.
ما يحدث بعد ذلك يعتمد مرة أخرى على كتلة النجم.
السنوات اللاحقة وموت النجوم
النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة
حتى الآن ، ليس معروفًا على وجه اليقين ما يحدث للنجوم الضوئية بعد استنفاد إمدادات الهيدروجين. بما أن عمر الكون يبلغ 13.7 مليار سنة ، فهذا غير كافٍ لاستنفاد إمدادات وقود الهيدروجين ، النظريات الحديثةتستند إلى محاكاة الكمبيوتر للعمليات التي تحدث في مثل هذه النجوم.
يمكن لبعض النجوم أن تدمج الهيليوم فقط في مناطق نشطة معينة ، مما يسبب عدم استقرار ورياح شمسية قوية. في هذه الحالة ، لا يحدث تكوين السديم الكوكبي ، ويتبخر النجم فقط ، ويصبح أصغر حتى من القزم البني.
لكن نجمًا كتلته أقل من 0.5 كتلة شمسية لن يكون قادرًا أبدًا على تصنيع الهيليوم حتى بعد توقف التفاعلات التي تتضمن الهيدروجين في اللب. قوقعتها النجمية ليست ضخمة بما يكفي للتغلب على الضغط الناتج عن اللب. تتضمن مثل هذه النجوم الأقزام الحمراء (مثل Proxima Centauri) ، والتي يبلغ عمر تسلسلها الرئيسي مئات المليارات من السنين. بعد إنهاء التفاعلات النووية الحرارية في قلبها ، فإنها ، بعد أن تبرد تدريجيًا ، ستستمر في الإشعاع الضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف للطيف الكهرومغناطيسي.
نجوم متوسطة الحجم
عندما يصل النجم إلى متوسط حجم (من 0.4 إلى 3.4 كتلة شمسية) لمرحلة العملاق الأحمر ، تستمر طبقاته الخارجية في التوسع ، وينكمش اللب ، وتبدأ تفاعلات تخليق الكربون من الهيليوم. يطلق الاندماج الكثير من الطاقة ، مما يمنح النجم مهلة مؤقتة. بالنسبة لنجم مشابه لحجم الشمس ، يمكن أن تستغرق هذه العملية حوالي مليار سنة.
تؤدي التغييرات في كمية الطاقة المنبعثة إلى مرور النجم بفترات من عدم الاستقرار ، بما في ذلك التغيرات في الحجم ودرجة حرارة السطح وإطلاق الطاقة. يتم تحويل إطلاق الطاقة نحو إشعاع منخفض التردد. كل هذا مصحوب بفقدان متزايد للكتلة بسبب الرياح الشمسية القوية والنبضات الشديدة. النجوم في هذه المرحلة تسمى النجوم المتأخرة, نجوم OH-IRأو النجوم الشبيهة بميرا ، اعتمادًا على خصائصها الدقيقة. الغاز المقذوف غني نسبيًا بالعناصر الثقيلة المنتجة في باطن النجم ، مثل الأكسجين والكربون. يشكل الغاز غلافًا متمددًا ويبرد أثناء تحركه بعيدًا عن النجم ، مما يسمح بتكوين جزيئات الغبار والجزيئات. مع وجود أشعة تحت الحمراء قوية من النجم المركزي ، تتشكل ظروف مثالية في مثل هذه الأصداف لتفعيل الماسكات.
تفاعلات احتراق الهيليوم حساسة جدًا لدرجة الحرارة. في بعض الأحيان يؤدي هذا إلى عدم استقرار كبير. تنشأ أقوى النبضات ، والتي تُعلم في النهاية الطبقات الخارجيةما يكفي من الطاقة الحركية لإخراجها وتصبح سديم كوكبي. في مركز السديم ، يبقى قلب النجم ، والذي يتحول ، عند تبريده ، إلى قزم أبيض هيليوم ، كقاعدة عامة ، له كتلة تصل إلى 0.5-0.6 شمسي وقطره بترتيب قطره الأرض.
الأقزام البيضاء
تنهي الغالبية العظمى من النجوم ، بما في ذلك الشمس ، تطورها بالتقلص حتى يوازن ضغط الإلكترونات المتدهورة الجاذبية. في هذه الحالة ، عندما يتناقص حجم النجم بمعامل مائة وتصبح كثافته مليون ضعف كثافة الماء ، يُطلق على النجم اسم قزم أبيض. إنه محروم من مصادر الطاقة ويبرد تدريجياً ويصبح مظلمًا وغير مرئي.
في النجوم ذات الكتلة الأكبر من الشمس ، لا يمكن لضغط الإلكترونات المتحللة كبح تقلص النواة ، ويستمر حتى تتحول معظم الجسيمات إلى نيوترونات ، معبأة بكثافة بحيث يقاس حجم النجم بالكيلومترات ، كثافة الماء 100 مليون مرة. يسمى هذا الشيء بالنجم النيوتروني. يتم الحفاظ على توازنه عن طريق ضغط المادة النيوترونية المتحللة.
النجوم فائقة الكتلة
بعد أن تشتت الطبقات الخارجية للنجم ، التي تزيد كتلتها عن خمس كتل شمسية ، لتشكيل عملاق أحمر ، يبدأ اللب في الانكماش بسبب قوى الجاذبية. مع زيادة الضغط ، تزداد درجة الحرارة والكثافة ، ويبدأ تسلسل جديد من التفاعلات النووية الحرارية. في مثل هذه التفاعلات ، يتم تصنيع العناصر الثقيلة ، مما يحد مؤقتًا من انهيار النواة.
في النهاية ، حيث يصبح التعليم أكثر وأكثر العناصر الثقيلةالنظام الدوري ، يتم تصنيع الحديد -56 من السيليكون. حتى هذه النقطة ، تم إصدار تركيب العناصر عدد كبير منالطاقة ، ومع ذلك ، فإن نواة الحديد -56 هي التي لديها أقصى عيب في الكتلة ويكون تكوين نوى أثقل غير موات. لذلك ، عندما يصل اللب الحديدي للنجم إلى قيمة معينة ، فإن الضغط الموجود فيه لم يعد قادرًا على تحمل قوة الجاذبية الهائلة ، ويحدث الانهيار الفوري للنواة مع نيوترونة مادته.
ما سيحدث بعد ذلك ليس واضحًا تمامًا. لكن مهما كان الأمر ، في غضون ثوانٍ ، فإنه يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم ذي قوة لا تصدق.
يثير الاندفاع المصاحب للنيوترينوات موجة صدمة. تدفع نفاثات النيوترينو القوية ومجال مغناطيسي دوار معظم المواد المتراكمة بواسطة النجم - ما يسمى بعناصر الجلوس ، بما في ذلك عناصر الحديد والأخف وزنا. يتم قصف المادة المتوسعة بالنيوترونات الهاربة من النواة ، والتقاطها وبالتالي تكوين مجموعة من العناصر أثقل من الحديد ، بما في ذلك العناصر المشعة ، حتى اليورانيوم (وربما حتى كاليفورنيا). وهكذا ، فإن انفجارات السوبرنوفا تفسر وجود عناصر أثقل من الحديد في المادة البينجمية.
تحمل موجة الانفجار ونفاثات النيوترينوات المواد بعيدًا عن النجم المحتضر إلى الفضاء بين النجوم. بعد ذلك ، تتحرك عبر الفضاء ، قد تتصادم مادة المستعر الأعظم هذه مع حطام فضائي آخر ، وربما تشارك في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة.
لا تزال العمليات التي تحدث أثناء تكوين المستعر الأعظم قيد الدراسة ، وحتى الآن هذه المسألة غير واضحة. كما أنه من المشكوك فيه ما تبقى من النجم الأصلي. ومع ذلك ، يتم النظر في خيارين:
النجوم النيوترونية
في بعض المستعرات الأعظمية ، من المعروف أن الجاذبية القوية داخل العملاق الفائق تتسبب في سقوط الإلكترونات في نواة الذرة ، حيث تندمج مع البروتونات لتكوين نيوترونات. تختفي القوى الكهرومغناطيسية التي تفصل بين النوى القريبة. جوهر النجم الآن هو كرة كثيفة النوى الذريةوالنيوترونات الفردية.
هذه النجوم ، المعروفة بالنجوم النيوترونية ، صغيرة للغاية - ليس أكثر من مدينة كبيرة، ولها كثافة عالية لا يمكن تصورها. تصبح الفترة المدارية قصيرة للغاية مع انخفاض حجم النجم (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). يقوم البعض بعمل 600 دورة في الثانية. عندما يربط المحور بين الشمال والجنوب قطب مغناطيسيمن هذا النجم الذي يدور بسرعة ، يشير إلى الأرض ، من الممكن إصلاح نبضة إشعاع تتكرر على فترات مساوية لفترة ثورة النجم. تسمى هذه النجوم النيوترونية "النجوم النابضة" ، وأصبحت أول ما تم اكتشافه النجوم النيوترونية.
الثقوب السوداء
لا تتحول كل المستعرات الأعظمية إلى نجوم نيوترونية. إذا كان للنجم كتلة كبيرة بما يكفي ، فسيستمر انهيار النجم وستبدأ النيوترونات نفسها في الانخفاض إلى الداخل حتى يصبح نصف قطرها أقل من نصف قطر شوارزشيلد. ثم يتحول النجم إلى ثقب أسود.
تم التنبؤ بوجود الثقوب السوداء من خلال النظرية العامة للنسبية. وفقًا للنسبية العامة ، لا يمكن أن تترك المادة والمعلومات ثقب أسودمستحيل. ومع ذلك ، فإن ميكانيكا الكم تجعل الاستثناءات من هذه القاعدة ممكنة.
لا يزال هناك عدد من الأسئلة المفتوحة. ومن أبرزها: "هل هناك ثقوب سوداء على الإطلاق؟" في الواقع ، من أجل التأكيد على أن جسمًا ما هو ثقب أسود ، من الضروري مراقبة أفق الحدث الخاص به. كل المحاولات للقيام بذلك باءت بالفشل. ولكن لا يزال هناك أمل ، حيث لا يمكن تفسير بعض الأشياء دون الحاجة إلى التراكم ، علاوة على ذلك ، التراكم على جسم بدون سطح صلب ، لكن وجود الثقوب السوداء في حد ذاته لا يثبت ذلك.
الأسئلة مفتوحة أيضًا: هل من الممكن أن ينهار النجم مباشرة في ثقب أسود ، متجاوزًا مستعرًا أعظم؟ هل هناك مستعرات عظمى ستتحول في النهاية إلى ثقوب سوداء؟ ما هو التأثير الدقيق للكتلة الأولية للنجم على تكوين الأجسام في نهاية دورة حياتها؟
