[الزعيم الفيزيائي]

النجوم :
عند النظر الي السماء في احدى الليالي المظلمة والقمر غائبا وبعيدا عن اضواء المدن نشاهد بدائع السماء ونغوص في اعماقها عبر الزمان , ونرتحل بعيدا جدا في الكون دون إن نتمكن من بلوغ حدوده , نجوم ومجرات وغمامات من الغبار والغازات تبدو جميعها ساكنة للناظر اليها ولكنها في الحقيقة في حالة حركة وما يشدنا اكثرواكثر تلك القناديل المضيئة في السماء المعروفة باسم النجوم التي يمكننا بالعين المجردة رؤية اكثر من 2000نجم في لحظة واحدة , ولظهور نجوم وغياب اخرى , فأنه بالامكان رؤية نحو 6000 نجما مختلفا بالعين المجردة على مدار السنة , ليتضاعف العدد باستخدام التلسكوب الذي الذي كلما كان قطره اكبر كان المكتشف من الكون اكثر .
والنجوم اجرام سماوية بمثابة كتل غازية , تشكل في داخلها افران طاقة نووية هيدروجينية , ومن فهي مولدة للطاقة ومشعة اليها خارجا لنراها بذلك من خلال لمعانها .وهي عموما مختلفة الابعاد عنا وعن بعضها ومتباينه الاحجام والكتل , وذات الوان متعددة , وتتحرك بسرعات متباينة حول نفسها مركز المجرة التى تنتمي اليها , رغم ماتبدية من ثبات نسبي في مواقعها السماوية . وبعض صفات النجوم وخصائصها استمد من الرصد المباشر لها وبعضها الاخر استخلص من تحليل طيفها او من استخدام معادلات فلكية

إبعاد النجوم :
اهتم الفلكيون منذ القدم بقياس المسافات الىالنجوم اعتمادا على الاختلاف الزاوي الظاهري للنجوم مثلما يحدث فيما لو نظرنا الي شي ثابت بكل عين من عيوننا على حدة من المكان نفسة او بعين واحدة من موقعين مختلفين ..فأذا تم رصد موقع نجم من مكانيين على مدار الارض خلال فترة ستة اشهر من السنة فأن النجم لايشاهد في مكانه ,وانما في مكان اخر يبعد مسافة ما عن المكان الذي رصد منه سابقا وبالاعتماد على زاوية الاختلاف الظاهري للنجم – او ماتعرف بزاوية اختلاف المنظر ( Paralax ) واستنادا إلى معادلات معروفة في علم المثلثات يمكن حساب بعد انجم عنا وتبلغ زاوية الاختلاف الظاهري لاقرب نجم الينا بأستثناء الشمس – وهونجم الفا قنطورس ( قنطورس الاقرب ) اقل من ثانية واحدة من القوس يعرف بالبارسك . ويساوي البارسك الواحد نحو 3,26 سنة ضوئية .
وقد استخدمت النجوم المتغيرة وبخاصة القيفاوية منها في تحديد ابعاد النجوم البعيدة عنا من خلال العلاقة التى تم الكشف عنها بين لمعان النجم الظاهري ولمعانه الفعلي وبعد النجم عنا , وتعد السنة الضوئية من اكثر وحدات القياس المستخدمة في ابعاد النجوم والسنة الضوئية هي عبارة عن المسافة التى يقطعها الضوء في سنة ارضية كاملة
( سنة ضوئية = 300,000 km/s X 365يوم= 9,3 تريليون كم )فالشمس هي اقرب نجم الينا , وهي تبعد عنا مسافة 149,598,000 كم , وهذا مايعادل نحو 8,3 دقيقة ضوئية .اما النجم الذي يليها في القرب منا فهونجم قنطورس الفا الذي يبعد عنا بحدود 4,27 سنة ضوئية (300,000 مرة بعد الشمس )ونجم الشعري اليمانية ,ذلك النجم الاكثر سطوعا وتألقا في ليالينا المظلمة يبعدعنا 8,7 سنة ضوئية .وهناك من النجوم ما يبعد عنا مئات , بل الوف وحتى ملايين السنين الضوئية , فنجم ذنب الدجاجة – في كوكبة الدجاجة يبعد عنا 1600 سنة ضوئية .
والكوكبة الواحدة ( المجموعة النجمية الواحدة ) تتفاوت ابعاد نجومها تفاوتا كبيرا قد يصل إلى عشرات بل مئات واكثر من السنين الضوئية وهذا مايجعلنا نلاحظ النجوم في الكوكبة الواحدة قريبة من بعض , وهي في الحقيقة بعيدة جدا عن بعضها , ولكن خطوط النظر اليها متقاربة .
الضوء النجمي:
تشع النجوم كافة ضوا ذاتيا , ينتج من التفاعلات النووية التي تحدث بداخلها , وهي تشابه تلك التي تحدث في القنبلة الهيدروجينية . فعند تحول عنصر الهيدروجين إلى هيليوم هذا ما يحدث في الغالبية العظمى من النجوم يتحول نحو 1 % من كتلة النجوم إلى طاقة.وهذة الطاقة تبقي درجة الحرارةداخلية النجوم عند ملايين الدرجات . اما عند سطوح النجوم فأن درجة الحرارة تتباين من نحو 3000 C في بعض النجوم إلى اكثر من 30,000 درجة مئوية حسب نوع النجم وكتلته .
وكم هي اعداد النجوم كبيرة وكم كتلتها ضخمة وبالتالي كم من ملايين الاطنان من الوقود الهيدروجيني في الثانية الواحدة تتحول في النجوم إلى طاقة تنطلق في الفضاء الشاسع ليصلنا بعضها مباشرة كما هو الحال في الشمس وليتراءى لنا بعضها من خلال تألق النجوم في السماء , ذلك التألق الذي ماهو سوى الطاقة المنبعثة منها والتي نراها بعد اجتيازها المسافات الطويلة لتصل الينا بهذه الصورة المتواضعة . وهكذا فأن ضوء النجم الذي نراه الان هو ذلك الضوء الذي ارسله منذ العديد من السنوات الضوئية .
التطور النجمي :
يأخد النجم في التقلص كلما زاد الجذب ألشعاعي نحو الداخل نتيجة لقوى الجذب حتى يتوازن ضغطه الداخلي مع الضغط ألجذبي . وكما يحدث في أي غاز فان الضغط الداخلي يزداد بازدياد درجة الحرارة وتكون قوى الجذب في حالة التجمعات الصغيرة للمادة ضئيلة ولذا يتم الوصول إلى حالة من الاتزان عند درجات حرارة منخفضة نوعا ما . إما بالنسبة للنجوم الكبيرة فأن التقلص يستمر حتى تصل درجة الحرارة النجم عدة ملايين من الدرجات وعند هذه الدرجة المرتفعة يصل متوسط الطاقة الحرارية للبروتون حوالي 1000 ev وعلى الرغم من الصغر النسبي لهذه الطاقة فان بروتونات ذات طاقة عالية كافية تتواجد بحيث يصبح التفاعل الاندماجي ممكنا وبصيغة أخرى يمكن القول بأن البروتونات تندمج معا في هذا التفاعل مكونة هليوم فتتفاعل ستة بروتونات مكونة نواة هليوم وبروتونين وكأي تفاعل اندماجي من هذا النوع تنطلق كميات هائلة من الطاقة . ويصبح النجم الآن قادرا على مد نفسه بالطاقة دون للجوء إلى مزيد من التقلص ألجذبي .وبمجرد إن يصبح التفاعل الاندماجي من القوة بحيث يكفل زيادة الضغط الحراري داخل النجم إلى الحد الذي يتوازن فيه الضغط ألجذبي لان النجم يستقر وتكون درجة حرارة عند مركز النجم وهو أكثر المناطق سخونة , قريبة من 15 مليون كلفن وعلى الرغم من إن تفاعل البروتون على الشمس ظل مستمرا على مدى 4,5 بليون سنه ألان هناك على ما يبدو مايكفي من البروتونات لكي يستمر التفاعل بنفس المعدل لفترة مساوية في المستقبل . أما في النجوم الأكبر من شمسنا فأن درجة الحرارة باطنها تكون اكبر . وعند تلك الدرجات الهائلة للحرارة .وتصبح تفاعلات اندماجية أخرى ممكنة الحدوث . ولابد في النهاية إن تستهلك تفاعلات البروتون معظم البروتونات المتاحة وبهذا يأخذ التفاعل في الابطاء . ويتضاءل نتيجة لهذا الضغط الحراري فيقوم الجزء غير المتوازن من الضغط الجذبي بجعل النجم يبدا مرة اخرى في التقلص . وحين يحدث هذا تبدا الاجزاء الخارجية للنجم ( التي كانت ابرد اولا ) في التسخين الىدرجة تبدا معها البروتونات الموجودة هنالك في الدخول في تفاعلات اندماجية كالتي وصفنها من قبل والضغط الحراري الناتج في هذا الجزء من النجم يجعل الطبقات الخارجية تتمدد ومن ثم تكبر الاجزاء الخارجية اثناء التبريد وعند هذه المرحلة يتغير مظهر النجم من نجم ساخن إلى نجم درجة الابيضاض إلى نجم اكبر بدرجة واضحة واكثر احمرارا ولذا يسمى عملاقا احمر. وعلى الرغم من إن السطح الخارجي للنجم قد يبرد خلال هذا التحول ,الا إن باطنه قد يسخن نتيجة التقلص الداخلي . ويكون قلبه مكونا اساسا من الهليوم الذي ينتج من التفاعل الاندماجي للبروتونات . ولايبدا الهليوم في الاندماج الا حين تصل درجة حرارة النجم إلى ما يقارب من 100 مليون كلفن , حيث يبدا التفاعل وينتج عنه البريليوم ويتحد الهليوم ويسمى هذا التفاعل بتفاعل إلفا الثلاثية وذلك لان ذرة الهليوم المنتزعة هي جسيم الفا وليست المرحل المتقدمة للتطور مؤكدة ولكن التجارب المعملية التي تستخدم فيها معجلات ضخمة قد بنيت إن التفاعل بين C 12 والجسيمات الاخرى ذات الطاقة العالية في النجم يمكن إن تؤدي إلى تكوين نوى اضخم .

المنظومة الشمسية :
المنظومة الشمسية او المجموعة الشمسية او العائلة الشمسية هي الشمس وما يتبعها من كواكب وكؤيكبات ونيازك وشهب ومذنبات تدور في فلكها بفعل قوة جذب الشمس لها .
أولا الشمس :
الشمس نجم من نحو 200 بليون نجم على الاقل في مجرة درب التبانة .ذات عمر يبلغ نحو 5000 مليون سنة وهي في الجيل الثاني من عمرها أي انها كانت نجما سابقا بلغ مرحلة من التطور قادته إلى انفجار من نوع السوبرنوفا , لتعيد بقاياه من تجميع نفسها مرة اخرى ولتشكيل نجما جديدا وهو الشمس .
والشمس نجم متوسط في حجمه ( قطرها = 1392 الف كم ) وكتلتها (1,99X1033 ارغة / ثانية ) وقدرها الظاهري يبلغ نحو 26,8 بينما قدرها المطلق نحو 4,79 ويعود شدة سطوعها وتألقا الذي تبدو به من على سطح الارض إلى قربها الشديد منا قياسا ببقية نجوم السماء . والشمس ليست متجانسة التركيبة والبنية :فالغاز الرئيسي في تركيب الشمس هو الهيدروجين الذي يشغل حاليا نسبة تقدر بنحو 75 %من كتلة الشمس يليه غاز الهليوم – الناتج من احتراق الهيدروجين - الذي يحتل نسبة 23 – 24 %من كتلة الشمس . بالإضافة إلى عناصر عدة بنسبة تقارب من 1 % من كتلة الشمس , ممثلة في الكربون والنتروجين والأوكسجين والحديد والسيلكون والمغنزيوم والنينون ... وغير ذلك وتختلف نسبة العنصرين الرئيسيين المكونين للشمس ما بين اجزائها المركزية واطرافها الخارجية بفعل كون الجزء المركزي منها يمثلا منطقة الاحتراق الهيدروجيني لتركز الحرارة العالية في هذا الجزء والضغط الممارس عليه حيث تبلغ نسبة الهيدروجين حاليا في الجزء المركزي بين 35 – 40 % من كتلة المركز بينما تصل النسبة إلى اكثر من 75 % في الاطراف الخارجية . لتصل نسبة الهليوم في المركز إلى نحو 20 - 65 % وهي في حالة تزايد مستمرة .



طبقات الشمس ومعالمها

[mysterious_man]

جزاك الله خير الجزاء