اين توجد الغازات المكونه للنجوم في حياتنا

امثلة على مواد من حياتنا تتواجد في الغازات المكونه للنجوم

• 3/4 مكون من الهيدروجين
• 1/4 مكون من الهيليوم

تتكون النجوم في كل مكان من نفس الغازات وهي التي تتمثل في 3/4 مكون من الهيدروجين و 1/4 مكون من الهيليوم وهي عبارة عن الأشياء المتبقية من تكوين الكون، وهي تعد واحدة من أكثر الأدلة تساهم في شرح تكوين النجوم.

تكونت النجوم منذ نشأة الكون وقد يحسب علماء الفلك أن 5 نجوم جديدة تتكون داخل مجرة درب التبانة كل عام وبعضها يشتمل على المزيد من العناصر الأثقل التي خلفتها النجوم السابقة وتعتبر هذه النجوم غنية بالمعادن.

لدى بعض النجوم الاخرى القليل من هذه العناصر، وتعتبر فقيرة في المعادن ولكن مع هذا، لا تزال نسبة العناصر كما هي تقريبًا، فالشمس هي مثال للنجم الغني بالمعادن، مع وجود كمية أكبر من المتوسط من العناصر الأثقل فيها ومع هذا، فإن نسب الشمس متشابهة جدًا فهي عبارة عن 71٪ هيدروجين، 27.1٪ هيليوم، ثم الباقي عناصر أثقل، مثل الأكسجين والكربون والنيتروجين وما إلى هذا في 4.5 مليار سنة.[1]

الفكرة الرئيسية في تشكيل النجوم هي: حين يتشكل نجم ضخم، فإنه يُصدر كمية كبيرة من الأشعة فوق البنفسجية ويطلق غازًا مرتفع السرعة في صورة رياح نجمية، ويعد هذا الحقن للطاقة يسخن الغاز من حول النجوم ويتسبب في تمدده حين تستنفد النجوم الضخمة مخزونها من الوقود، فإنها تنفجر متسببة في الطاقة الانفجارية أيضًا إلى تسخين الغاز.

الغازات الساخنة تتراطم داخل السحابة الجزيئية الباردة الموجودة حولها، مما يتسبب في ضغط المواد المتوفرة فيها وزيادة كثافتها، فإذا كانت هذه الزيادة في الكثافة ضخمة بما يكفي، فتغلب الجاذبية على الضغط ومن هنا ستبدأ النجوم بالتشكل في الغاز المضغوط، كما يبدو أن مثل هذا التفاعل المتسلسل حيث تكون النجوم الأكثر سطوعًا وسخونة داخل منطقة ما هو بسبب تشكل النجوم “المجاور” وليس فقط في Orion ولكن أيضًا في الكثير من السحب الجزيئية الأخرى.[4]

كيفية تكوين النجوم والغازات التي بداخلها

النجوم تتكون من غاز الهيدروجين الذي يتحول بفعل حرارته إلي غاز الهليوم، فيحتاج نجم بحجم الشمس إلى قرابة 50 مليون سنة لتنضج من بداية الانهيار وصولاً لمرحلة البلوغ، وستبقى الشمس في هذه المرحلة الناضجة داخل التسلسل الاساسي كما هو موضح في مخطط Hertzsprung-Russell Diagram لقرابة 10 مليار سنة.

النجوم تغذيها الاندماج النووي للهيدروجين لتكوين الهيليوم داخل أعماقها، كما يوفر تدفق الطاقة من المناطق المركزية للنجم الضغط المطلوب لمنع النجم من الانهيار تحت ثقله، والطاقة التي تسطع بواسطتها.

كما هو موجود في مخطط Hertzsprung-Russell وقد تمتد نجوم التسلسل الاساسي على نطاق كبير من اللمعان والألوان، ويمكن تصنيفها بحسب تلك الخصائص، فأن أصغر النجوم، المعروفة باسم الأقزام الحمراء فهي تشتمل على ما لا يقل عن 10٪ من كتلة الشمس ولا تصدر إلا 0.01٪ من الطاقة، وتسطع بشكل ضعيف في درجات حرارة تتراوح بين 3000-4000 كلفن، على الرغم من طبيعتها الشاحبة، فإن الأقزام الحمراء هي إلى حد بعيد أكثر النجوم عددًا في الكون ولها أعمار تصل إلى عشرات المليارات من السنين.

من جانب أخر، فإن النجوم الأكثر حجماً، والمعروفة باسم hypergiants  وهي تعد أكبر بمقدار 100 مرة أو أكثر من كتلة الشمس كما درجات حرارة سطحها يرتفع عن 30.000 كلفن وهي تصدر هذه النجوم طاقة أكبر بمئات الآلاف من المرات من الشمس ولكن عمرها لا يزيد عن بضعة ملايين من الاعوام، وبالرغم من الاعتقاد بأن النجوم المتطرفة مثل هذه كانت تعرف في بداية الكون، إلا أنها الآن نادرة جداً، تشمل مجرة ​​درب التبانة كلها على عدد بسيط فقط من الكائنات العملاقة.[3]

ما نوع التفاعلات التي تحدث بين الغازات المكونة للنجم

هذه العملية المعقدة ydv مفهومة جيدًا وتقوم طاقة SN على نوعية النجم، وليس نوع المجرة، ومن ثم متوفر أن تتخيل أن انفجارات SNe (على سبيل المثال) لها تأثير أكبر في توزيع الغاز على مجرة ​​صغيرة بصورة كتلة صغيرة أغلبها في المادة المظلمة لتقييد الغاز الساخن داخلها، مما يتسبب في مجرة ​​ضخمة جدًا، إذا كان هناك أعداد وافية من SNe الحديثة في مجرة ​​مع توفر بئر محتملة غير عميقة جدًا، فقد تواجه هذه المجرة مشكلة في الاحتفاظ بالغاز الساخن الناتج عن SNe، وقد تتطور رياح مجرية.

وبالتبعية قد يكون التأثير الصافي للتغذية المرتدة داخل مجرة ​​صغيرة هو إزالة جزء ضخم من الغاز من البئر الجائز وجوده، تاركًا في الغالب المادة المظلمة وبعض الغازات المتبقية وباقي النجوم، في الحقيقة، نجد عن طريق الملاحظة أن مثل هذه المجرات القزمة تشتمل على القليل جدًا من الغاز أو النجوم، بالمقارنة مع كمية المادة المظلمة داخلها، ويعتقد أن ردود الفعل من SNe يعد الجاني.

في المجرات الأكثر حجماً، يكون البئر المحتمل أعمق من أن تزيل الرياح المجرية الكثير من الغاز وبالتالي تميل المجرات الأكثر ضخامة إلى الاحتفاظ بأغلب الغاز المسخن في مجرة ​​مثل MW، يكون تأثير SNe هو توليد نافورة مجرية، يزيد الغاز المسخن بالتأثير المشترك للكثير من SNe عموديًا على القرص، ويبدأ في البرودة مع تمدده وحين يبرد بدرجة كافية، تمطر مرة أخرى على القرص.

كما أوضح إن SNe لا يسخن الغاز فقط، بل ينتج أيضًا المعادن، فإذا تمكن الغاز الساخن من الهروب من هالة المجرة، فمن طبيعي أن تفعل هذه المعادن أيضًا، وهكذا لا تتمكن المجرات الصغيرة الاحتفاظ بالمعادن التي تنتجها، لكن المجرات الأكثر حجماً يمكنها هذا، على الأقل هذا ما هو متوقع، لكن في الحقيقة، اتضح أن المجرات الأكثر حجماً تميل إلى الحصول على فلزات أعلى من المجرات الأقل كتلة.

كما تساهم المجالات المغناطيسية وجزيئات الأشعة الكونية النشطة 4.9 بشكل كبير في كثافة الطاقة في مستوى MW، ولذلك من الجائز أن تكون هامة في فهم ديناميكيات ISM، لكنها بالتأكيد تجعل نظامًا معقدًا وغير خطي أكثر صعوبة، وبالتالي عادة ما يتم تجاهلها.[2]

ماذا عن النجوم ومصائرهم

بشكل عام ، كلما كان النجم أكبر قد كان عمره أقصر ، على الرغم من أن كل النجوم ماعدا أكبر النجوم تحيا لمليارات السنين،  وحين يدمج النجم كل الهيدروجين المتوفر في قلبه، تتوقف التفاعلات النووية، ومن بعد حرمانه من إنتاج الطاقة اللازمة لدعمه، يبدأ اللب في الانهيار على ذاته ويصبح أكثر سخونة.

لا يزال الهيدروجين متوفراً خارج اللب ولذلك يظل اندماج الهيدروجين في غلاف يحيط باللب، وتدفع النواة الساخنة بصورة متزايدة للطبقات الخارجية للنجم إلى الخارج، مما يؤدي في تمددها وتبريدها وهو تحويل النجم إلى عملاق أحمر.

إذا كان النجم كبير بدرجة كبيرة، فقد يكمون اللب المنهار ساخنًا بدرجة وافية لدعم التفاعلات النووية الأكثر غرابة التي تستهلك الهيليوم وتنتج مجموعة متنوعة من العناصر الأثقل حتى الحديد. ومع ذلك ، فإن ردود الفعل هذه تقدم فقط مهلة مؤقتة، تدريجيًا، تكون الحرائق النووية الداخلية للنجم غير مستقرة بشكل متزايد أحيانًا تشتعل بشدة، وفي أوقات أخرى تتلاشى، وهذه الاختلافات تجعل النجم ينبض ويتخلص من طبقاته الخارجية ويحيط نفسه داخل شرنقة من الغاز والغبار وما سيحدث بعد هذا هو معتمد على حجم اللب.