[ربانة]

[GRADE="4169E1 FF6347 FF1493"]النجم هو جسم هائل من البلازما، وهو الجسم الذي في جزء من حياته يولد ضوئه وحرارته بالتفاعلات النووية، وبشكل محدد بإنشطار الهيدروجين إلى الهليوم تحت شروط درجة الحرارة والكثافة الهائلتين، عندما تندمج ذرات الهيدروجين لخلق العنصر الأثقل وهو "الهليوم" تفقد حينئذ الكتلة، فننحول الكتلة إلى الطاقة، والمثال الاقرب لنا على النجوم هو شمسنا وهو أقرب نجم إلينا يبعد عن الارض مسافة متوسطة تقدر بـ 94 مليون ميل.





طاقة الشمس مثل العديد من النجوم تستمد من إنشطار الهيدروجين، هذا الإنشطار لا يحدث في كافة أنحاء النجم، لكن فقط في داخل النجم، في مركزه، حيث أنه حار جدا بما فيه الكفاية، درجة الحرارة في مركز الشمس تبلغ 15 مليون درجة كيلفن (K = الدرجة المئوية فوق الصفر المطلق، - 273 مئوية).



لا تتشابه النجوم ولكن هناك إختلاف بين بعضهم البعض يعود ذلك إلى عوامل عدة مثل كتلتهم الكلية، تركيبهم، وأعمارهم. فمثلا الكتلة الكلية للنجم خي التي تحدد تطور نجم معين بالإضافة إلى مصيره النهائي. المكون الاولي للنجوم هو الهيدروجين مع بعض الهليوم وعناصر اخرى أثقل والتي تحدد معدنية نجم معين. وخلال تطور النجم يتحول جزء من الهيدروجين إلى عناصر أثقل خلال عملية الإنشطار النووي، جزء من المواد يحدث له ما يسمى إعادة تدوير، حيث تتحول بدورها داخل البيئة المحيطة بها لتشكيل جيل جديد من نجوم غنية بالمعادن.



في القرن الثاني قبل الميلاد، قسم الفلكي اليوناني Hipparchus النجوم إلى ست مجموعات طبقا لدرجة سطوعها وسميت بمقدار الاضاءة، الأول في المقدار هو الألمع، والسادس هو الأضعف، ومازال هذا النظام مستخدم الى اليوم مع تعريف رياضي ( النجم ذا المقدار واحد 2.5 مرة ألمع من التالي الأضعف) ذلك يأخذ النجوم والكواكب ذوات اللمعان الشديد من خلال المقدار صفر وإلى الأعداد السلبية. خلال المنظار نرى الأضعف بكثير، تقريبا قرب مقدار الثلاثون سطوعا (4 بليون مرة أضعف مما تراه العين البشرية بدون مساعدة)، والنجوم تحمل بعض الشبه للشمس، تظهر كنقاط في السماء حيث أنهم بعيدون جدا عنا، أقرب نجم الينا هو ألفا سينتريون يبعد مسافة أربع سنوات ضوئية عنا، وبما إن السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها شعاع الضوء في سنة وسرعة الضوء حوالي 300,000 كيلومتر بالثانية، لذا فإن سنة الضوء حوالي 10 تريليون كيلومتر (63,000 مرة الذي المسافة بين الأرض والشمس)، اذن قس المسافة بالكيلومتر بيننا وبين اقرب نجم. ويمكن للعين المجردة ان تري أكثر قليلا من 1000 سنة ضوئية بعدا.[/GRADE]




اصغر نحم اكتشف في مجرتنا يبعد 25 سنة ضوئية عنا


كتل النجوم


لخلق شروط هذا الإنشطار النووي الحراري، يجب ان تكون النجوم هائلة، فشمسنا لها كتلة تساوي 333,000 أرض. النجوم يمكن أن تتراوح إلى حوالي 100 مرة من كتلة الشمس وإلى حوالي 8 % من الشمس، النجوم التي كتلتها تحت 8 % تسمى الأقزام السمر او الاقزام البنية، وهذا النوع غير موجود بكثرة، وأقل من ذلك إلى حولي 1/80 من الكتلة الشمسية (13 كتلة المشتري) يمكن أن تصهر الهيدروجين الثقيل.

تراكيب النجوم



النجوم تصنع من نفس العناصر الكيميائية الموجودة في الأرض، مع ذلك ليس في نفس الأبعاد، التراكيب الكيميائية التي وجدت من أطياف النجوم. أكثر النجوم تتكون تقريبا كليا من الهيدروجين (حوالي 90 % من عدد الذرات) وهليوم (حوالي 10 %)، العناصر النادرة نسبيا على كوكبنا. حوالي عشر بالمائة متروك، ذلك العشر الذي يحتوي كلّ العناصر الأخرى الموجودة في الطبيعة.يسيطر عادة الأكسجين يليه الكربون ثم النيون والنتروجين. والمعادن يسيطر عليها الحديد وعلى الرغم من هذا هناك ذرة وحيدة من الأكسجين في الشمس لكلّ 1200 ذرّة هيدروجين وفقط ذرة حديد لكل 32 ذرة أكسجين، ضمن العشر بالمائة هذه تناسب أعداد الذرّات في الشمس مشابهة للذي نجده في قشرة الأرض. النجوم الأخرى يمكن أن تختلف إلى حدّ كبير، إعتماد على عمر النجم أو أين هو في المجرة.

ولادة النجوم



إن الفضاء بين النجوم مملوئة بالغاز والغبار. غيوم الغبار السميكة يمكن أن ترى بالعين المجرّدة ضمن درب التبّانة الذي يمنع ضوء النجوم البعيدة ويزوّد معظم تراكيب درب التبّانة. المادة بين النجوم مضغوطة بأذرع المجرة المتعرّجة الحلزونية. الغيوم يمكن أن تضغط أكثر خلال الإصطدامات أو بموجات الإنفجار الصادرة من النجوم المنفجرة ذات الكتل الكبيرة. لذا تتشكّل كتل المادة ضمن الغيوم بين النجوم. إذا كانت جاذبيتهم عظيمة بما فيه الكفاية سوف تتكثّف إلى نجم واحد أو اكثر. يرفع الإنكماش لتشكيل النجوم درجة الحرارة الداخلية إلى حدّ إيقاد إنشطار الهيدروجين. تعمل الجاذبية على أن تجعل النجم صغير بقدر الإمكان، لكن ردود أفعال الإنشطار تثبّتها وتمنعه من التقلّص مرة اخرى. من هنا تبدا قصّة الحياة الكاملة لنجم صراع بين الجاذبية والتفاعلات النووية، تبدأ الاولى ثم تتبعها الثانية وتكون لها الغلبة ما دام النجم حيا.


التصنيف النجمي



هناك العديد من الأنواع وأصناف النجوم. تك التي تحول الهيدروجين بشكل نشط إلى الهليوم في مركزها، تدعى نجوم "السلسلة الرئيسية". (نجوم السلسلة الرئيسية أيضا تدعى باسم "الأقزام" ). إنّ السلسلة الرئيسية هي المرحلة الأولى بعد الولادة. نجوم السلسلة الرئيسية لها تراكيب كيميائية مشابهة للتي عليها الشمس. النجم الأعلى كتلة في السلسلة الرئيسية، الأعظم قطره والأعلى درجة حرارته السطحيّة. تتراوح الأبعاد من حوالي 5 % حجم الشمس (التي هي 1.5 مليون كيلومتر - تقريبا 109 أرض) إلى حوالي عشرة مرات الشمس، ودرجات حرارة سطحيّة من حوالي 3000 درجة كيلفن إلى حوالي 50,000 كيلفن (سطح الشمس 5800 كيلفن)، في بداية القرن العشرون قسم الفلكيون النجوم إلى سبع مجموعات اعطوا الحروف الابجدية رمزا يتعلّق بدرجة الحرارة السطحيّة.



O - ( فوق 31,000 كلفن )

B - ( من 9750 الى 31,000 كلفن )

A - ( من 7100 الى 9750 كلفن )

F - ( من 5950 الى 7100 كلفن )

G - ( من 5250 الى 5950 كلفن )

K - ( من 3950 الى 5250 كلفن )

M - ( من 2000 الى 3950 كلفن )



وحديثا تم اضافة تصنفين أخرين لتفسير النجوم الحمراء الضعيفة التي اكتشفت بالتقنيات الجديدة:



L - (من 1500 الى 2000 كلفن)

T- (حول 1000 كلفن)



المجموعة الكاملة الآن هي OBAFGKMLT، وكل مجموعة من تلك تقسم إلى عشرة تقسيمات فرعية من الاحر إلى الابرد وتستعمل الارقام من صفر إلى 9، وعلى سبيل المثال O0 يعتبر أحر نجم، وشمسنا هي في التصنيف G. وبإستخدام النظام العشري يجعل الشمس في التصنيف G2، عموما التصنيف يشتق من أطياف النجوم.

الوان النجوم



نظرا لاعتماد اللون على درجة الحرارة، التصنيفات المختلفة تواجه مختلفة، مع ذلك غير ملحوظة، ألوان،يتدرج من الحمرة الخفيفة بعض الشئ للتصنيف M إلى البرتقالي للتصنيف K، وتدرج بين الأبيض المائل للصفرة إلى الازرق للتصنيف B وO. ألوان لامعة يمكن أن تلاحظ بسهولة حتى بالعين المجردة، خصوصا عندما يكونون قريبون لبعضهما وملاحظة التدرج في اللون. نجوم التصنيف L وT، لايروا بالعين المجردة، المدى من أحمر الى الأحمر الغامق إلى "الأشعة تحت الحمراء" (هذه النجوم ترى بسهولة بمساعدة تلسكوبات وتحت أية ظروف).


أعمار النجوم



نجوم السلسلة الرئيسية لها فقط كمية معينة من الوقود الداخلي متوفر ضمن مركزهم الحار. عندما يتحول كل وقود الهيدروجين إلى الهليوم، يبدأ النجم بالموت وإنتاج اشكال مختلفة أخرى. وحيث أن النجوم ذوات الكتل الضخمة تستهلك وقود الهيدروجين بسرعة أكثر بكثير من النجوم ذوات الكتل الاقل فإن تلك ذوات الكتلة الأعلى تعيش حياة أقصر. الشمس لها عمر يقدر بـ 10 بليون سنة (في نصف عمرها الان). تعيش النجوم ذات الكتل الهائلة مليونان سنة تقريبا، الأقل تظل لتريليونات السنين، عمر طويل جدا بحيث انه لايوجد نجم كتلته أقل من 0.8 كتلة الشمس مات في تاريخ المجرة. نظريا، نحسب بأنّ مثل هذا النجم (كتلة اقل من 0.8 من كتلة الشمس) يجب أن يعيش لمدة 13 بليون سنة تقريبا، يجب ان تكون المجرة بعمر اقدم نجومها، مما يعني بعمر 13 بليون سنة تقريبا.

النجوم العملاقة



النجوم الني بحجم اقل او اكبر مثل الشمس، تلك الكتل من حوالي 0.8 مرة مثل الشمس إلى حوالي 10 مرات الكتلة الشمسية. عندما ينتهي الوقود في قلب نجم من النوع الشمسي، يتقلّص قلبه المكون من الهليوم تحت تأثير الجاذبية ويسخن ثم يتمدد إنشطار هيدروجين ويتحول إلى قشرو حول مركزه المحترق، وينتج كثيرا من الطاقة التي تزيد لمعان النجم بشكل مؤقت ويتضاعف حجم النجم مرات عديدة، يبرد هذا التوسع، ويحوّل النجم إلى تصنيف M "عملاق أحمر"، عندما تصل درجة الحرارة حول 100 مليون درجة كيلفن، يكون الهليوم ساخن جدا بما فيه الكفاية للدمج مع الكربون. يوقف مصدر الطاقة الجديد إنكماش القلب ويستقر النجم لفترة من الوقت، وتخفت اضائته وتقل حرارته بعض الشيء في السطح، تصنف نجوم دمج الهليوم بالعمالقة تصنيف K. أمثل لذلك Aldebaran و Arcturus ، مثل تلك النجوم لها أقطار تصل لعشرات قطر شمسنا. المراحل العملاقة واللاحقة للموت الفعلي للنجم (نهاية الإنشطار النووي) يأخذ تقريبا 10 % من عمر النجم.



العمالقة الحمر الأكبر وMiras



عندما يتحول الهليوم في مركز النجم إلى الكربون أو الأكسجين، ينكمش المركز ثانية، ويبدأ الهليوم بالتحول إلى الكربون والأكسجين في قشرة حول المركز، هذه القشرة أحيطت بهيدروجين متحول إلى هليوم، وينفتح الاثنان ويغلقان في تتابع. تزيد إضاءة النجم ثانية ويتوسع لدرجة أكبر، ويصبح أبرد وأشدّ إحمرارا بمستوي امبر من ذي قبل، وبينما يزيد توهج النجم يصبح غير مستقر ويبدأ في الانبضاض " اي يصدر نبضات"، تلك النبضات تتفاوت أو تغيّر في سطوع النجم ويصبح ضخم جدا، تقريبا بحجم مدار الأرض حول الشمس او اكثر من ذلك، النبضات ممكن أن تستغرق سنة أو أكثر. أوّل نجم وجد في هذه الحالة هو ميرا في Cetus، التغييرات في مقدار الاضاءة من الدرجة الثانية أو المقدار الثالث يقفز إلى المقدار العاشر يصبح غير واضحللعين المجرّدة. مثل هذه النجوم ما يسمى الآن بنجوم "الفترة الطويلة " أو " متغيّرات ميرا" .

خلق العناصر



غازات النجوم العمالقة الحمر يمكن أن تتوزع صاعدة إلى سطح النجوم تحمل معها النواتج العرضية من الإنشطارات النووية. عادة ما يكون الأكسجين أكثر وفرة من الكربون. إذا كانت الشروط صحيحة، سطح بعض النجوم يمكن أن تغير تراكيبهم الكيميائية، البعض منهم الذن يصبح غني جدا في الكربون الذي تكون بفعل إنشطار الهليوم في القلب، يؤدي إلى عكس النسبة الطبيعية. لذا فإن متغيرات ميرا والعمالقة الحمر الكبار السن الآخرون تقسم إلى نجوم غنية بالأكسجين ونجوم كربونية"، زيادةعناصر مثل zirconium والعديد من العناصر الآخرى التي تكونوا في تشكيلة ضخمة من التفاعلات النووية التي تستمر في نفس الوقت مع إنشطار الهليوم. سطح النجوم الأخرى غنية في الهليوم والنتروجين.

الرياح وخسارة الكتلة



مثل هذه النجوم العملاقة الضخمة لها جاذبية منخفضة وتفقد كتلتها خلال الرياح القويّة التي تنطلق من سطحهم. يتكثّف البعض من الغاز إلى الجزيئات والغبار ومن الممكن ان يقوم النجم بحرقها وتختفي عن الانظار، ويمكن رؤية وهج الغبار الساخن فقط بواسطة أشعته تحت الحمراء (حرارة) المشعة منه. النجوم العملاقة الغنية بالأكسجين تنتج غبار السيليكات، بينما النجوم الكربونية تنتج غبار الكربون الذي يشبه الجرافيت والرماد. أغلب الغبار الذي يسكن الفضاء البين النجوم بدأ من هذا الطريق، على ذلك مع ذلك منذ إستهلال هو عدل إلى حد كبير في مجمدة الفضاء البين النجوم. لذلك تلعب هذه النجوم دور قوي في تشكيل نجوم جديدة. إنّ الرياح قوية جدا أثناء المرحلة العملاقة من حياة نجم التي يمكن أن يفقد النصف أو أكثر من كتلتها في الفضاء، يخفف نفسه إلى ما لا يزيد على الأجزاء التي خضعت للإنشطار النووي.


الأقزام البيض



بينما يتفرق السديم الكوكبي إلى غازات في الفضاء بين النجوم، يترك وراءه القلب القديم المستهلك (الذي يتضمّن اثار العمليات النووية الميتة ). هذه النجوم، ضغطت تحت جاذبيتها، وإنكمش إلى حوالي حجم الأرض. امثلة وجدت (كوكب شّعرى B، Procyon B، و40 Eridani B) كانت ساخنة جدا وبيضاء، لذا إكتسبت اسم "قزم أبيض" لتمييزه من السلسلة الرئيسية للنجوم (التي دعيت أصلا "أقزام عاديون" لتمييزهم عن العمالقة). مع ذلك الأقزام البيض ما زالت كتلتهم قرب كتلة الشمس، مما يعطيهم كثافة متوسطة تقدر بطن متري لكل سنتيمتر مكعب. الضغط الخارجي الكبير الذي يعمل تحت الكثافة العظيمة تمنع الجاذبية من تقليصهم. الأقزام البيض، بقايا النجوم التي بدأت حياتهم بين 0.8 الى 10 كتلة شمسية، ليس لها أيّ مولد لمصدر طاقة وبالتالي يبدأ التبريد، وقت التبريد يكون طويل جدا، على أية حال، كل الأقزام البيض التي خلقها الله ما زالت مرئية، مع مرور الوقت تصبح باردة وتخفت، ويحمر لونها. (ليس هناك مثل هذا الشيء غير مرئي، بارد "قزم أسود." ) حسب عمر المجرة حسب (بواسطة النظرية) عمر اقدم الأقزام البيض سنا تقريبا.


نجوم الكتل الهائلة والسوبرعملاقة



عندما تبدأ النجوم السوبر عملاقة والتي تبلغ متلتها اكثر من 10 مرات كتلة الشمس بالموت، تطوّر نفس الطريقة التي تتبعها النجوم العمالقة في البداية ثم يصبح التطور مختلف جدا. النجوم ذات الكتل الهائلة كبيرة ومضيئة. بينما يسخن الهليوم الميت لتحويل الهليوم إلى الكربون والأكسجين، تتوسع النجوم في الحجم بدرجة رهيبة تقترب من حجم مدار الكواكب الخارجية للمجموعة، وتنتفخ العمالقة الحمر. أمثلة لذلك Betelgeuse في الجوزاء وAntares في Scorpius. السوبر عملاقة هائلة جدا بالرغم من خسارة مقدار كبير من الكتلة خلال الرياح الضخمة التي يطلقها النجم، الإنشطار النووي يمكن أن يستمر على نحو اكبر منه في العمالقة العاديين. عندما ينتهي الهليوم، يصبح خليط الكربون والاكسجين كثيفا وساخن جدا، مما يسبب التحول إلى خليط من النيون والمغنيسيوم والأوكسجين. إنشطار الهليوم والهيدروجين كان قد بدأ بالتحرك الى خارج القلب ويحيط به. عندما ينتهي إنشطار الكربون في القلب ويترك وراءه مزيج النيون والمغنيسيوم والأكسجين، تبدأ بالتحرك للخارج بإتجاه القشرة. خليط أوكسجين مغنيسيوم النيون الآن في القلب ثمّ تبدأ بالسخونة ويحدث أندماج إلى مزيج من السيليكون والكبريت، كلّ مرحلة إنشطار تأخذ فترة زمنية أقصر. أثناء فترة تطورهم، السوبر عملاقة الحمر يمكن أن يتقلص بعضها ويسخن ليتحول الى سوبر عملاق أزرق خلال عملية التطور. خسارة الكتلة العظيمة التي عانت منها من قبل يمكن أن يلاحظ بأن نرى سطح ضخم غني بالهليوم والنتروجين والكربون الذي نتج عن الإنشطار النووي.


النجم المتفجّر الأعظم ”سوبر نوفا ”



أخيرا، يندمج السيليكون والكبريت لتكوين الحديد، العنصر الذي يعجز عن ردود أفعال إنشطار توليد الطاقة. تربح الجاذبية الحرب الآن التي استمرت خلال عمر النجم، ومنذ أن يرفض الحديد أن يدعم نفسه، المركز catastrophically ينهار. تتجزء ذرات الحديد إلى جزيئاته الاولية بروتونات ونيوترونات وألكترونات (مكونات الذرة)، وتصبح الكتلة الكاملة مضغوطة إلى كرة ضيّقة من النيوترونات بحجم بضعة عشرات الكيلومترات. ينتج عن الإنهيار موجة إنفجار والتي تمزّق القشرة التي تحيط عمليات الدمج النووية وبقايا الغلاف الخارجي، ويمزّق بقيّة النجم تمزقا شديدا. على الأرض نرى النجم ينفجر في صورة " سوبر نوفا "حدث قوي جدا لدرجة انه يكون مرئيا بسهولة حتى ولو كان في مجرة أخرى تبعد مسافات ضخمة.



السوبر نوفا ما زال حدث نادر في مجرتنا، تتكرر فقط مرتين او ثلاث مرات خلال قرن. أكثرها يختفي عنا بسبب سحب الغبار الواسعة المنتشرة في الفضاء والتي تولد النجوم. من الأرض نلاحظ حوالي خمسة انفجارات عملاقة لكل ألفية، ولم نرى واحدا منذ نجم Kepler 1604 (من المحتمل انه تكون من إنهيار قزم أبيض) والذي كان لامع جدا بحيث كان مرئيا في وضح النهار. تجيء معرفتنا بالانجارات العملاقة كليا من ملاحظتنا للمجرات الأخرى، أفضل هذه الإنفجار في 1987 (SN 1987 a) في غيمة Magellanic الكبيرة , تبعد عن مجرتنا حوالي 170,000 سنة ضوئية.. إن الإنفجار كان قويا جدا بحيث إذا حدث ضمن 30 سنة ضوئية فإن من المحتمل ان يتسبب ذلك بإتلاف الأرض، لحسن الحظ، لا توجد نجوم قربنا مرشحة لتلك النهاية.


سوبرنوفا لنجم متفجر لوحظ من على الارض في مايو 1006 بعد الميلاد الانفجار حدث قبل ذلك بسبعة الاف سنة


بقايا السوبر نوفا ”النجم المتفجر الأعظم“



عندما ينقشع حطام السوبر نوفا، نرى غلاف غازي واسع حول النجم القديم، بقايا السوبر نوفا هو الحطام الغني بالنواتج العرضية من التفاعلات النووية التي لا تعد ولا تحصى. نعتقد ان كل الحديد في الكون جاء من مثل هذا الحدث وذا علاقة بالإنفجارات. في الحقيقة بين العمالقة العاديين والسدم الكوكبية، وإنفجارات النجوم العظيمة، كل العناصر ما عدا الهيدروجين والهليوم تكونت في النجوم. إن بقية السوبر نوفا الأكثر شهرة هو سديم Crab Nebula في Taurus، وبقايا السوبر نوفا الاعظم 1054 الذي لوحظ جيدا من قبل الفلكيين الصينيين، بعد مرور عشرات آلاف السنوات من الإنفجار ما زل بأمكاننا أن نرى موجات الإنفجار الهائلة تكتسح غازات الفضاء البين بين النجوم، يضغطها ربما لتشكيل نجوم جديدة.


إحتضار نجم

نجوم النيوترون والاشعاعات الكونية



في مركز غيمة متوسعة نجم نيوتروني وحيد يسرع العديد من المرات خلال الثّانية الواحدة، مع كتل أعظم من كتلة الشمس, يكون القطر بحجم بلدة صغيرة، وكثافة رهيبة حوالي 100 مليون طن لكل سنتيمتر مكعب. إن الحقول المغناطيسية لمثل هذه النجوم المنهارة تزداد مع الكثافة إلى ملايين الملايين المرات مثل التي للأرض.

تكون المغناطيسية قوية جدا بحيث ان الإشعاع يشع خارج المحور المغناطيسي. ويميل المحور بالنسبة إلى محور الدوران (مثل الأرض)، والتذبذب الحاصل حوله مثل نجوم صغيرة تسبح، الطاقة المشعة تنتشر في الفضاء. من بعيد يبدو النجم مثل فنار، إذا كانت الأرض في الطريق نحصل على إشعاع الإنفجار، ومن هنا نرى النجم النيوتروني مثل اشعاع كوني. الاشعاع الحديث ينبعث من موجات راديوية والأشعة السينية وأشعة غاما. وعندما تتقدم تلك الاشعة في العمر تتباطأ وتبعث فقط موجات راديوية.



الثقوب السوداء



إنهيار نجم وتحوله الى سوبر نوفا ”نجم متفجر أعظم“ سيتحول إلى نجم نيوتروني فقط إذا كانت كتلته أقل من حوالي مرة او ثلاث مرات كتلة الشمس. اما إذا كانت الكتلة أعظم، فإن كثافة النجم الضخمة لا تستطيع الاحتفاظ بالجاذبية، وبدلا من تكون نجم نيوتروني يكون الانفجار الكبير نجم لا يمكن أن يدعم شئ ضد الجاذبية، ويتقلص الجسم إلى الأبد. في نصف قطر صغير، وتصبح القوة الجذبية عظيمة جدا بحيث ان الضوء لا يستطيع الهروب، ويختفي النجم إلى الأبد في إنهيار مكونا حفرة مظلمة التي نشير إليها بالثقب الاسود.

النجوم المزدوجة



مكونات بعض النجوم المزدوجة متساوية تقريبا في الكتلة ودرجة السطوع. ويسيطر واحد على الآخر، هناك النجوم ذات الكتل المنخفضة وهي الأقزام السمر ، بعض النجوم المزدوجة تكون بعيدة جدا عن بعضهما البعض ويستغرقون آلاف السنوات للدوران حول بعضهما البعض؛ والآخرون قريبون جدا بحيث ان دورتهم حول بعضهم البعض تستغرق أياما قليلة أو حتى ساعات . تسمح النظرية الجذبية لنا بقياس كتل النجوم من تشخيص مداراتها؛ مثل هذه المقاييس هي الطريق الوحيد لايجاد كتل نجمية. أمثلة للنجوم المزدوجة المرئية بشكل بصري Alpha Centauri، Acrux، Almach، Albireo، وMizar.


تشكيل النجوم المزدوجة



عندما يتكثف نجم جديد من الغازات يدور أسرع، وإذا كان تقلص النجم بسرعة بما فيه الكفاية يمكن أن ينفصل أو يتطور إلى زوج من النجوم بدلا من نجم واحد. مكونات هذا التقلص يمكن أن تنفصل الى الضعف، منتجا نجم ثنائي مضاعف، والأكثر شهرة هو Epsilon Lyrae.


تجمعات النجوم



انتشرت تجمعات النجوم في مجرتنا درب التبانة في الماضي، ظهرت أولا عندما تشكلت مجرتنا، ربما آلاف العناقيد جابت مجرتنا. اما اليوم فما تبقى منها في حدود 200 تجمع. العديد من تجمعات النجوم حطمت على مدار الحقب المتوالية بالمواجهات المشؤومة المتكررة مع بعضهم البعض أو بمركز المجرة. الآثار الباقية على قيد الحياة أقدم من العصور المتحجرة للأرض واقدم من أية تراكيب أخرى في مجرتنا.

تجمع النجوم المسمى
M3

[محمود الجنابي]

بارك الله فيك على هذا الموضوع وهو بلا شك قد كلفك جهدا كبيرا عسى اللة يجعله الله في ميزان حسناتك...لكن لي تعقيب بسيط على ما كررتة بشان انشطار الهيدروجين والصحيح والله اعلم هو اندماج الهيدروجين وطبعا ليس الهيدروجين الخفيف وانما الديوتريوم وهو النظير الثاني للهيدروجين وبما ان مجموع اربعة ذرات هيدروجين كتلتها اكثر بقليل من كتلة ذرة واحدة من الهليوم (اقل من واحد بالمائة) فان هذا الفرق يتحول الى طاقة هائلة حسب قانون اينشتاين والذي يقول ان الطاقة تساوي الكتلة ظرب مربع سرعة الضوء

[ربانة]

شكراجزيلا على المرور وبالنسبة لإضافتك اعتقد انها صحيحة فقد قمت بالبحث عن الاجابة واعتقد خطاء الموقع الذي نقلت منه فالهيدروجين لا ينشطر لتكوين الهليوم انما يندمج ومن لديه اضافة للتثبت اتمنى ان يفيدنا


وهذا مقتبس من الموضوع
((النجم هو جسم هائل من البلازما، وهو الجسم الذي في جزء من حياته يولد ضوئه وحرارته بالتفاعلات النووية، وبشكل محدد بإنشطار الهيدروجين إلى الهليوم تحت شروط درجة الحرارة والكثافة الهائلتين، عندما تندمج ذرات الهيدروجين لخلق العنصر الأثقل وهو "الهليوم" تفقد حينئذ الكتلة، فننحول الكتلة إلى الطاقة، والمثال الاقرب لنا على النجوم هو شمسنا وهو أقرب نجم إلينا يبعد عن الارض مسافة متوسطة تقدر بـ 94 مليون ميل.


وهذا مما وجدته من بحثي وانشاء الله ابحث في هذا الصدد وللجميع ان يتثبت من المعلومة بارك الله فيكم


فالنجم يتكون عندما تأخذ كم كمية من الغازات غالباً تكون من الهيدروجين بالتجمع والتهافت والانخساف على بعضها البعض تحت جاذبية ومع هذا التقلص يزداد تصادم الغازات فيما بينها بسر عات كبيره و يسخن الغاز حتى يصبح حار جداً إلى درجة أن تندمج ذرات الهيدروجين عند تصادمها لتكونّ الهليوم ،وهذا التفاعل يشبه القنبلة الهيدروجينية وهي التي تجعل النجم مشع وان هذه الحرارة تزيد من ضغط الغازات إلى أن يصبح كافياً لتوازن مع التجاذب التثاقلي فيتوقف الغاز عن التقلص وتبقى النجوم مستقرة فترة طويلة حيث تعادل حرارة التفاعلات النووية مع قوة التجاذب التثاقلي(أي انه يكون في حالة توازن توقفه عن الانخساف مثل التوازن بين الجاذبيه والقوه الطارده المركزيه) ولكن في النهاية ينضب الهيدروجين من النجم وغيره من الوقود الأخر . فكلما كانت كمية الوقود كبيرةً عند ولادة النجم كان نضوبه أسرع لأنه كلما كانت كتلة النجم كبيره وجب أن تكون حرارته عالية من أجل مقاومة تجاذبه التثاقلي وكلما كانت حرارته عالية كان أسرع استهلاك للوقود . ولأن شمسنا من النجوم المتوسطة فإنه على الأقل يوجد بها وقود يكفي خمسة آلاف مليون سنه فقط !! وعندما ينضب الوقود فإن النجم يبدأ في التبرد وبالتالي بالتقلص . حسب " تشاندرا زيخار" كم يمكن أن يكون حجم النجم ضخم ويستطيع مقاومة جاذبيته الذاتية بعد أن يكون قد استهلك كامل وقوده. فعندما يكون النجم صغيراً تقترب جسيمات المادة من بعضها البعض كثيراً ووفقاً لمبدأ "باولي " في الاستبعاد يجب أن تكون سر عات الجسيمات متفاوتة جداً وهذا يجعلها تتنافر وبالتالي يتمدد النجم وهكذا يستقر النجم على حجم (( نصف قطره )) ثابت وهكذا تتعادل الجاذبية كما كانت عند بداية النجم أدرك (تشاندرا زيخار)أن هناك حدود للتنافر الذي يقدمه مبدأ الاستبعاد.فالنسبية تحدد الفارق الأقصى بين السر عات التي بين الجسيمات في النجم بسرعة الضوء وبذلك يصبح النجم كثيفا بما فيه الكفاية و يكون التنافر اقل من قوة الجاذبية حسب (تشاندرا زيخار)الكتلة التي لا يمكن للنجم مقاومة جاذبيته وتعرف بحدود (تشاندرا زيخار)وكانت هذه ألا فكار لها مفاهيم حول مصير النجوم


ولك خالص الشكر على الإفادة

[خلف الجميلي]

الله يعطـــــيك العـــــــــــافية

[ربانة]

شكرا جزيلا مشرفنا العام استاذ الجميلي على المرور

ولقد نسيت ادراج رابط الموقع مع عدم اغفال الخطاء السابق ذكره ولكم الف تحية اختكم ربانة
http://www.alkoon.alnomrosi.net/stars.html

[ليالي الشتاء]

شكرا لك..

وجزاك الله كل خير..


,,,,,,,,,,,,,,,

[ربانة]

شكرا ليالي الشتاء على المرور

[ابو غازي]

مقال جميل جداً جزاك الله خير

[ايومي]

جزاك الله خير
و لا عدمنا هذا التميز
.
.
لك الشكر و التقدير

[bero]

رااااااااااااااااااااااااائع

بل أكثر من راااائع

بارك الله فيكِ