كيف يحدد علماء الفلك الكتلة النجمية

كتلة النجوم

كل شيء في الكون تقريبًا له كتلة من الذرات والجسيمات دون الذرية مثل تلك التي تمت دراستها في مصادم الهادرون إلى عناقيد المجرات العملاقة، والشيء الوحيد الذي يعرفه العلماء ولا يحتوي على كتلة هو الفوتونات والجلوؤنات، ومن المهم معرفة الكتلة لكن الأجسام الموجودة في السماء بعيدة جدًا ولا يمكننا أن نلمسها وبالطبع لا يمكننا أن نزنها بالوسائل التقليدية.[1]

نفترض أن النجم النموذجي ضخم جدًا وعادة ما يكون هناك أكثر من كوكب نموذجي، ولماذا تعتبر كتلته مهمة بالنسبة لنا؟ هذه المعلومات مهمة لأنها توفر أدلة حول تطور النجم في الماضي والحاضر والمستقبل، كما حدد علماء الفلك الذين يستخدمون تلسكوب هابل الفضائي تسعة نجوم فائقة الكتلة كتلتها تزيد عن 100 ضعف كتلة الشمس، وتقع هذه النجوم في العنقود النجمي” R136″ في سحابة ماجلان الكبيرة المجاورة، والكتلة هي خاصية مهمة في تحديد عمر النجوم.

حيث يقوم علماء الفلك باستخدام العديد من الطرق الغير مباشرة لتحديد الكتلة النجمية إحدى التقنيات، تسمى عدسة الجاذبية كما إنها تعمل علي قياس مسار انحناء الضوء تحت تأثير الجاذبية لأي جسم قريب على الرغم من أن مقدار الانحناء صغير، إلا أن القياسات بدقة يمكن أن تكشف عن كتلة الجاذبية للجسم الذي يتم سحبه.[1][2]

قياسات كتل النجوم النموذجية

حتى القرن الحادي والعشرين استخدم علماء الفلك عدسات الجاذبية لقياس الكتل النجمية، وقبل ذلك كان عليهم  قياس النجوم التي تدور حول مركز كتلة مشترك ما يسمى بالنجوم الثنائية، كما يجد علماء الفلك أنه من السهل جدًا قياس كتلة النجوم الثنائية نجمين يدوران حول مركز جاذبية مشترك، فتوفر أنظمة النجوم المتعددة مثالًا مكتوبًا عن كيفية اكتشاف كتلها وهذا سؤال تقني بعض الشيء، لكنه يستحق البحث لفهم ما يجب أن يفعله علماء الفلك.

يقيسون أولاً مدارات جميع النجوم في النظام كما أنه يسرع من السرعات المدارية للنجوم، ثم يحدد المدة التي يستغرقها نجم معين لاجتياز مدار واحد وهذا ما يسمى الفترة المدارية.[2]

حساب كتلة النجوم

بمجرد معرفة كل هذه المعلومات يقوم علماء الفلك بإجراء حسابات لتحديد كتل النجوم، ويمكنهم استخدام المعادلة “Vorbit = SQRT (GM / R)”، حيث “SQRT” هو الجذر التربيعي، G هو ثابت الجاذبية، M هو الكتلة، و R هو نصف قطر الجسم، كما يعد اشتقاق الكتلة عن طريق إعادة كتابة المعادلة لحلها من أجل M مسألة جبرية.

لذلك حتى من دون لمس نجم يستخدم علماء الفلك الرياضيات وقوانين الفيزياء المعروفة لتحديد كتلتها، ومع ذلك لا يمكنهم القيام بذلك لكل نجم، كما تساعدهم القياسات الأخرى في معرفة الكتل النجمية المفقودة في الأنظمة الثنائية أو متعددة النجوم، وعلى سبيل المثال يمكنهم استخدام السطوع ودرجة الحرارة النجوم ذات اللمعان ودرجات الحرارة المختلفة لها كتل مختلفة تمامًا، وتوضح هذه المعلومات المرسومة على الرسم البياني، أنه يمكن ترتيب النجوم في درجة الحرارة واللمعان.

النجوم الضخمة حقًا هي من أكثر النجوم سخونة في الكون النجوم الأقل ضخامة مثل الشمس أبرد من نظيراتها العملاقة، ويُطلق على مخطط درجة حرارة النجوم ولونها وسطوعها مخطط “Hertzsprung Russell”، وبحسب التعريف فإنه يُظهر أيضًا كتلة النجم اعتمادًا على مكانه في الرسم البياني إذا كان على طول منحنى طويل متعرج يسمى التسلسل الرئيسي، فإن علماء الفلك يعرفون أن كتلت النجم لا تكون عملاقة أو صغيرة أكبر وأصغر النجوم خارج التسلسل الرئيسي.

تطور النجوم

علماء الفلك على دراية جيدة بكيفية تولد النجوم وتعيشها وتموت، وهذا التسلسل للحياة والموت يسمى التطور النجمي، وهو أكبر مؤشر لكيفية تطور النجم هو الكتلة التي وُلد بها كتلته الأولية، وعادة ما تكون النجوم منخفضة الكتلة أبرد وأكثر قتامة من نظيراتها ذات الكتلة الأعلى، وبالتالي بمجرد النظر إلى لون النجم ودرجة حرارته وأين يعيش على مخطط هيرتزبرونج راسل، كما يمكن لعلماء الفلك الحصول على فكرة جيدة عن كتلة النجم تمنح مقارنة النجوم بكتل معروفة مثل الثنائيات يعطي علماء الفلك فكرة جيدة عن حجم نجم معين حتى لو لم يكن ثنائيًا.

ليس للنجوم نفس الكتلة طوال حياتها كلها، فكلما تقدمت في السن تستهلك وقودها النووي تدريجيًا، وتواجه في النهاية خسارة جماعية للكتلة في نهاية دورة حياتها إذا كانت النجوم تشبه الشمس، فإنها تندلع بلطف وتشكل سدمًا كوكبية إذا كانت أكبر بكثير من الشمس، فسوف تموت في انفجار مستعر أعظم حيث تنهار النوى ثم تتوسع إلى الخارج في انفجار كارثي، وهذا هو مقدار ما ينفجر من مادته في الفضاء.

من خلال مراقبة أنواع النجوم التي تموت مثل الشمس أو تموت كمستعرات عظمى، يمكن لعلماء الفلك استنتاج ما التي تقوم به النجوم الأخرى إنهم يعرفون كتلهم، وكيف تتطور النجوم الأخرى ذات الكتل المتشابهة وتموت، ولذا يمكنهم عمل تنبؤات جيدة بناءً على ملاحظات اللون ودرجة الحرارة والجوانب الأخرى التي تساعدهم على فهم كتلهم.

يعتبر مراقبة النجم أكثر بكثير من مجرد جمع البيانات، حيث يتم تجميع المعلومات التي يتلقاها علماء الفلك في نماذج عالية الدقة تساعدهم على التنبؤ بدقة بالنجوم التي ستولد في مجرة ​​درب التبانة وفي جميع أنحاء الكون عندما يولدون ويتقدمون في

العمر

ويموتون اعتمادًا على كتلتها، وفي النهاية تساعد هذه المعلومات الأشخاص أيضًا في معرفة المزيد عن النجوم وخاصة شمسنا.[2]

تكوّن النجوم

تتشكل النجوم داخل السحب المتناثرة من الغبار ثم تنتشر إلى معظم المجرات، حيث يتم تحفيز التفاعلات داخل هذه السحب عندما يكون هناك الكثير من الغبار والغاز، ثم يبدأ الغاز والغبار في التراكم تحت تأثير جاذبية الأرض  مما يؤدي إلى ارتفاع درجات حرارة المواد في المركز، وبالتالي سيتحول هذا المركز الساخن الموجود في وسط السحابة القابلة للطي إلى نجم.

أظهرت النماذج ثلاثية الأبعاد لتشكيل النجوم أن سحب الغاز المضغوط والغبار التي تدور في دائرة تنقسم إلى نقطتين أو ثلاث نقاط، وهو ما يفسر سبب كون معظم النجوم في مجرة ​​درب التبانة في شكل أزواج أو مجموعات، وتجدر الإشارة إلى أنه لا تتحول كل هذه المواد إلى نجوم، إذ يمكن أن يتحول الغبار المتبقي إلى كواكب أو كويكبات أو مذنبات أو يبقى غبارًا كما هو.[3]

ولادة النجوم

تولد النجوم في السحب الترابية نتيجة الاضطرابات والتفاعلات التي تحدث داخل هذه السحب، وعند وجود غاز وغبار كافيين بسبب قوة الجاذبية بينهما، ونتيجة لارتفاع درجة حرارة المركز في هذه السحب، حيث تكونت نتيجة عملية الانهيار، ومع استمرار تدفق الغبار نحو المركز تزداد كتلته ودرجة حرارته، وبعد ملايين السنين يتحول إلى نجوم بسيطة.

يؤدي هذا إلى زيادة درجة حرارته تدريجيًا عندما يتشكل الهيليوم وينتج الطاقة، وبعد أن تصل كتلة النجم الأول إلى حوالي 0.1 ضعف كتلة الشمس، يحدث تدفق ثنائي القطب للخارج، حيث ينبثق تياران كبيران من الغبار من النجم بعيدًا عن سطحه المتوهج ويؤدي الى استقرار النجوم.[3]

موت النجوم

كيف تموت النجوم وتختفي على اختلاف كتلتها كالتالي:

النجوم منخفضة الكتلة

تستطيع النجوم منخفضة الكتلة فقط إذابة عنصر الهيدروجين، لذلك عندما يتم استهلاك عنصر الهيدروجين، حيث تتوقف عملية الاندماج ويبدأ النجم في الانكماش حتى يتحول إلى قزم أبيض.

النجوم متوسطة الكتلة

تتضخم النجوم متوسطة الكتلة حتى تصبح عمالقة حمراء، وتعمل على قصف سديم الكويكب بانفجارات ضخمة قبل أن تنهار لتصبح قزمًا أبيض نصف قطره لا يزيد عن بضعة آلاف كيلومترات.

النجوم عالية الكتلة

تخضع النجوم عالية الكتلة إما لانفجار كربون أو دورات اندماج أو انصهار إضافية تشكل عناصر ثقيلة تستخدمها كوقود نووي، وتستهلك أيضًا عناصر ثقيلة مثل الحديد في دورات انفجارية تؤدي إلى تراكمها في المركز فائض الكتلة، والمركز هو حدود شاندراسيخار، والتي تبلغ 1.44 مرة كتلة الشمس، مما يؤدي إلى انهيار النجم.