ترتيب مراحل حياة النجمة من ميلادها حتى موتها

تعريف النجم

النجم هو اسم يطلق على أي جسم سماوي ضخم ذاتي لإضاءة حيث تضيء النجوم بواسطة إشعاع يخرج من مصادر طاقة داخلية، ويضم الكون حولنا عشرات المليارات من النجوم أو أكثر لكن المرئي لنا منها هو نسبة صغيرة فقط.

ويمكن أن تتواجد النجوم في شكل عناقيد نجمية وهي عبارة عن مجموعات ترتبط ماديًا معًا من خلال أصل مشترك وتبادل الجاذبية،  وتأتي النجوم في كتل مختلفة، وكتلة النجم هي التي تحدد مدى سخونة النجم وكيف سيموت أو تنتهي حياته.[1]

رتب مراحل حياة النجم من مولدها حتى موتها

تبدأ حياة كل النجوم بنفس الطريقة، حيث تتحول من سحابة من الغبار والغاز الذي تُعرف أيضًا باسم السديم إلى نجم أولي يستمر ليصبح نجمًا متسلسلًا رئيسيًا، بعد ذلك تتطور النجوم بطرق مختلفة اعتمادًا على حجمها وفيما يلي شرح لمراحل حياة النجم:

مرحلة سحابة الغاز العملاقة

يبدأ النجم حياته على شكل سحابة كبيرة من الغاز، وتكون درجة الحرارة داخل السحابة منخفضة بما يكفي لتكوين الجزيئات وتضيء بعض الجزيئات، مثل الهيدروجين وتسمح لعلماء الفلك برؤيتها في الفضاء، وتعد سحابة الجبار الجزيئية   The Orion Cloud  Complex في نظام Orion مثال قريب لنجم في هذه المرحلة من الحياة.

مرحلة النجم الطفل Protostar

وتسمى أيضًا بمرحلة النجم الأولي، وهو عبارة عن سحابة من الهيدروجين والهيليوم والغبار بين النجوم، عندما تتجمع الذرات داخل السديم معًا تحت تأثير الجاذبية، يبدأ النجم الأولي في التكون، وتلك المرحلة تحدث بسبب اصطدم جزيئات الغاز الموجودة في السحابة الجزيئية ببعضها البعض، فيتم يتم توليد طاقة حرارية مما يسمح بتكوين كتلة دافئة من الجزيئات في سحابة الغاز، ويشار إلى هذا التكتل باسم Protostar. نظرًا لأن البروتوستار أكثر دفئًا من المواد الأخرى في سحابة الجزيء، ويمكن رؤية هذه التكوينات من خلال رؤية الأشعة تحت الحمراء، واعتمادًا على حجم سحابة الجزيء ، يمكن أن تتشكل عدة نجوم أولية في سحابة واحدة.

مرحلة نجم تي الثور T-Tauri

في مرحلة T-Tauri ، يبدأ النجم

الطفل

بإنتاج رياح قوية تدفع الغازات والجزيئات المحيطة بعيدًا عنه، وهذا يسمح للنجم المتكون أن يصبح مرئيًا لأول مرة، ويمكن للعلماء اكتشاف نجم في مرحلة T-Tauri دون مساعدة الأشعة تحت الحمراء أو موجات الراديو.

مرحلة النسق الأساسي (التسلسل الرئيسي)

في النهاية يصل النجم الشاب إلى

التوازن

الهيدروستاتيكي ، حيث يتم موازنة ضغط جاذبيته من خلال ضغطه الخارجي ، مما يمنحه شكلًا صلبًا يصبح النجم بعد ذلك نجم نسق رئيسي، ولذلك تسمى مرحلة النسق الرئيسي بالنجم المستقر، وتقضي النجوم 90٪ من عمرها في هذه المرحلة،  حيث تقوم  النجمة بحرق مخزونها من الهيدروجين حيث تندمج جزيئاته لتشكيل الهيليوم في لبها، وتعد شمس نظامنا الشمسي حاليًا في طور النسق الرئيسي ويعتقد العلماء أنها ستظل في تلك المرحلة المستقرة لمدة 10 مليار سنة أخرى

مرحلة العملاق الأحمر

بمجرد تحويل كل الهيدروجين الموجود في قلب النجم إلى الهيليوم ، ينهار اللب على نفسه ، مما يتسبب في تمدد النجم، ومع توسعها تصبح النجمة في البداية نجمة عملاقة فرعية، ثم عملاق أحمر.

النجمة العملاقة الحمراء لها سطح أكثر برودة من نجوم النسق الرئيسي، وبسبب هذا تظهر باللون الأحمر بدلاً من الأصفر، إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية، فيمكن أن يصبح كبيرًا بما يكفي لتصنيفه على أنه عملاق خارق.

مرحلة اندماج العناصر الأثقل

مع تمدده ، يبدأ النجم في دمج جزيئات الهيليوم في قلبه، وتمنع طاقة هذا التفاعل لب النجم من الانهيار، وبمجرد انتهاء اندماجات الهيليوم يتقلص حجم اللب، ويبدأ النجم في دمج الكربون، وتتكرر هذه العملية حتى يبدأ الحديد في الظهور داخل قلب النجم.

ثم يعمل اندماج الحديد على امتصاص الطاقة، لذا فإن وجود الحديد يؤدي إلى انهيار اللب، إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية فإن الانفجار الداخلي يخلق مستعرًا أعظم (المرحلة التالية من دورة حياة النجمة)، أما النجمة الأصغر مثل الشمس تتقلص إلى أقزام بيضاء بينما يتشعب غلافها الخارجي كسديم كوكبي.

المستعر الأعظم والسديم الكوكبي

النجم الأكبر ذو الكتلة الأكبر سيستمر في إجراء تفاعلات نووية ، ويزداد سخونة ويتوسع حتى ينفجر على شكل مستعر أعظم، حيث يتم نفخ معظم مواد النجم في الفضاء ، لكن اللب ينفجر بسرعة إلى نجم نيوتروني أو حالة تفرد تعرف بالثقب الأسود.

أما النجوم الأقل كتلة فلا تنفجر ولا تتقلص بنفس طريقة النجم النيوتروني أو الثقب الأسود، لكنها لبها يتقلص إلى نجوم صغيرة وساخنة تسمى الأقزام الحمراء، بينما تنجرف المادة الخارجية بعيدًا، النجوم الأصغر من الشمس ليس لديها كتلة كافية لتحترق بأي شيء سوى الوهج الأحمر خلال مرحلة تسلسلها الرئيسي.

ويعتقد أن معظم الأقزام الحمراء الموجود حاليًا قد وصلت لمرحلة النسق الرئيسي بعد حدوث الانفجار العظيم بفترة قصيرة.

كيف يتحول السديم إلى ثقب أسود

إن الجاذبية هي القوة المسئولة عن تشكيل الكون والحفاظ على الكواكب والنجوم في مداراتها، وهي أيضًا القوة المسئولة عن تدمير النجوم وتحويلها لثقوب سوداء.

ويمكن كما ذكرنا أن تصبح النجمة الكبيرة جدًا، والتي تكون كتلتها 25 ضعف كتلة الشمس أو أكثر  ثقوبًا سوداء، وذلك بسبب الضغط الهائل المتولد في قلب نجم ضخم ، فإنه يحترق أكثر أسرع من نجم أصغر، و مثل هذه النجوم ، عندما تكون في تسلسلها الرئيسي ، تحترق بضوء مزرق ويمكن أن تصل درجة حرارة سطحها إلى 20000  درجة كلفن (35450 درجة فهرنهايت). بالمقارنة ، تبلغ درجة حرارة سطح الشمس حوالي 6000 كلفن فقط (10،340 درجة فهرنهايت).

و نظرًا لأنه يحترق بشدة، يمكن أن ينفد الهيدروجين من نجم ضخم في جزء بسيط من

الوقت

الذي يستغرقه نجم بحجم الشمس ليحترق، وعندما ينفذ الهيدروجين من العملاق

الأزرق

يتكون الثقب الأسود، حيث يبدأ قلبه في الانهيار، مما يولد ضغطًا كافيًا لبدء اندماج الهيليوم.

وتحدث تفاعلات اندماج أخرى مع استمرار

القلب

في الانهيار، وعند نقطة معينة، تنفذ المواد القابلة للانصهار من النجم، وفي مرحلة حرجة، ينفجر اللب ويصل لمرحلة المستعر الأعظم، الذي ينفخ الغلاف الخارجي للنجم في الفضاء، إذا كانت المادة المتبقية بعد المستعر الأعظم تبلغ ثلاثة أضعاف كتلة الشمس أو أكثر ، فلا شيء يمكن أن يمنع الجاذبية من الانهيار إلى نقطة ذات كتلة غير محدودة، وهذه النقطة عبارة عن ثقب أسود.[2]