فلك

لخواص الفيزيائية للنجوم
4-1 النجم Star
يعرف النجم بأنه كتلة ملتهبة من الغازات والبلازما، يتولد ضوئه وحرارته عن طريق الاندماج النووي، حيث تندمج ذرات الهيدروجين لخلق الهليوم فتفقد بعض الكتلة التي تتحول بدورها إلى طاقة، واقرب مثال للنجم هو الشمس الذي يعتبر نجم متوسط العمر والحجم.
4-2 ولادة النجم
إذا أردنا أن نتعرف على مرحلة ما قبل النجم protostar فعلينا أن ننظر إلى السحب الجزيئية العملاقة، وهي ليست منتظمة من حيث توزيع المادة داخلها، بل نجد أن المادة تتجمع وتتركز في بعض الأماكن داخل السحابة مكونة ما يعرف بلب كثيف من المادة تبلغ درجة حرارته 10-50 كلفن، وكثافة مادته 410- 510 ذرة لكل سم3، مما يعني أن هذا اللب حالة وسط بين السحب بين النجمية الذرية والنجم، والذي يحدث أن المادة تنكمش تحت تأثير الجاذبية ولكن الضغط الداخلي المتولد من عملية الانكماش يعمل على تمدد السحابة، وطالما أن هاتين القوتين متوازنتان تظل السحابة في حالة اتزان، وإذا تغلبت الجاذبية فستنكمش السحابة لتكون نجما، أما إذا زاد الضغط الداخلي لسبب أو لآخر تمددت السحابة.
وتبدأ عملية انكماش السحابة بين النجمية أو اللب الداخلى تحت تأثير قوة الجاذبية الذاتية للسحابة وبمساعدة قوى خارجية أحياناً، وتظل تنكمش وتتطور من سحابة كل مادتها ذرات إلى سحابة جزيئية (بمعنى أن تكون مادتها من الجزيئات)، أما حبيبات الأتربة فإنها تنمو وتزداد في حجمها، وتزداد كثافة المادة في مركز السحابة إلى أن تصل إلى مرحلة النجم حيث ترتفع درجة الحرارة من 10 كلفن إلى مليون درجة أو أكثر، وفى نفس الوقت تكون الكثافة قد ارتفعت من 10 جزيئات لكل سم3 إلى الكثافة الموجودة في النجوم ومقدارها 1023 ذرة لكل سم3. ولقد أصبحت دراسة تطور السحب بين النجمية وما يتم فيها من تغيرات فيزيائية وكيميائية محط اهتمام الكثير من الفلكيين، وأصبحت نظرية تكوين النجوم مقبولة بشكل كبير لدى علماء الفلك سواء النظريين منهم أو العاملين في حقل الإرصاد. وحيث أن كل شئ في الكون يدور فإن السحابة المنكمشة تعاني هي الأخرى من الدوران مما يتسبب في فلطحة السحابة، وتستمر عملية الانكماش والتي يحدث في أثنائها تغيرات فيزيائية وكيميائية داخل السحابة المنكمشة بحيث تنمو الحبيبات وتظهر الجزيئات المعقدة، وفي أثناء ذلك كله تخرج الحرارة المتولدة بفعل الانكماش في شكل أشعة تحت حمراء إلى أن يصل لب السحابة لمرحلة تكون فيها كثافة المادة عالية لدرجة لا تسمح للأشعة تحت الحمراء أن تخرج منها وعند هذه اللحظة يصبح لب السحابة كمخزن حرارى فترتفع الحرارة بشكل سريع، ومع تزايد درجة الحرارة داخل اللب المنكمش تبدأ التفاعلات النووية لتبدأ بذلك حياة النجم، ومع خروج الأشعة من النجم تطرد هذه الأشعة بقية المادة الغازية المحيطة بالنجم الوليد تماماً كما يلفظ الفرخ الوليد قشرة البيضة ليخرج إلى الحياة. تتميز هذه المرحلة بعدة خصائص نلخصها فيما يلي:

1- لونها يميل إلى الزرقة.
2- شديدة في الضياء والمجال المغناطيسي.
3- يصاحبها سحب باسم H-H objects وهي عبارة عن سحب يلفظها النجم من حوله.
4- يكون النجم في هذه المرحلة في حالة عدم استقرار.
وحينما يبدأ النجم حياته فإنه يحدد مكانه على التتابع الرئيسي حسب درجة لمعانه ونوعه الطيفي وهاتان الخاصيتان يحددهما مقدار كتلة النجم. وتعتبر نظرية تكوين النجوم من النظريات القوية والتى أصبحت واضحة المعالم، حيث يمكننا الآن فهم الكثير من مراحل تطور السحب بين النجمية إلى أن تصل إلى مرحلة النجوم، وحينما نرصد النجوم حديثة التكوين نجد أنها موجودة فيما يعرف بالحشود الإئتلافية، وهي عبارة عن حشود مفتوحة وعدد نجومها قليل ولكنها جميعا نجوما حديثة الولادة. ولذلك أصبح التصور السائد في الوقت الحالي أن العديد من النجوم تتكون معا في الوقت نفسه وتحت الظروف نفسها. ولكن ما الذي يجعل السحابة تنقسم إلى سحب أصغر ليكون كل منها نجما؟ قد يكون ذلك عن طريق خاصية الدوران حيث تتفلطح السحابة ويتكون منها نجمان مزدوجان، وقد يحدث الانقسام بواسطة المجال المغناطيسي والذي يؤدي إلى فلطحة السحابة وتجزؤها أيضاً وقد تتكرر عملية الانقسام عدة مرات، ولكن دراسة عملية انقسام السحابة مازالت غير واضحة والأرصاد لم تساعدنا حتى الآن على إيجاد إجابة شافية ، ولكن الواضح أن السحابة الجزيئية تزيد في كتلتها عن 100 ألف كتلة شمسية ولذلك يبدو من السهل تكون عشرات النجوم داخلها. ومازال الفلكيون يواجهون العديد من المشاكل في دراستهم لعملية تكوين النجوم ومن هذه المشاكل: ما الطريقة التى يحدث بها انقسام السحابة الكبيرة إلى سحب أصغر؟ وكيف ينمو المجال المغناطيسي داخل السحب المنكمشة؟ وكيف ومتى يتسرب من السحابة؟ ثم هناك العديد من النقاط غير الواضحة تتعلق بالتفاعلات الكيميائية التى تحدث داخل السحب بين النجمية في أطوارها المختلفة أثناء عملية الانكماش وقبل تكون النجم. وبعد أن تكونت لدينا صورة واضحة لكيفية ولادة النجم يحق لنا أن نتساءل كيف يتطور هذا النجم بعد ذلك؟ وما بقية قصة حياته؟ كيف يكبر في العمر وما الذي يحدث له من تغيرات؟ هذا ما سنحاول الإجابة عنه في السطور التالية. للنجوم قصة حياة غاية في الإثارة ومليئة بالآيات الكونية التى تشد علماء الفلك منذ حوالى القرن، فتولد النجوم كما شرحنا سالفاً داخل السحب بين نجمية وبعد ذلك تتطور في مراحل العمر المختلفة من الطفولة إلى الشباب ثم الشيخوخة فالموت!! نعم تموت النجوم وفي نهايتها المحتومة يتوقف نبض قلبها تماماً كما يحدث للإنسان. ولكن ما هو قلب النجم؟ وما هو النبض الذي يتحرك داخله؟ وكيف فهم الفلكيون ذلك؟ وما الذي يدلنا على وصول نجم ما إلى حالة الشيخوخة؟ وكيف عرفوا موت النجوم؟ هذه وغيرها تساؤلات قد تدور في خلد كل منا ويتحرق شوقاً على معرفة الإجابة عنها.

4-3 الخواص الفيزيائية للنجوم
4-3 -1 أقدار النجوم Stellar magnitudes
A- الأقدار الظاهرية Apparent magnitudes

القدر الظاهري هو درجة لمعان النجم عند رؤيته من الأرض، ويعتمد على بعد النجم عن الأرض حيث تختلف النجوم في لمعانها الظاهري كما يراها الراصد، لقد قسم أسلافنا النجوم من حيث اللمعان إلى أقدار بحيث تكون النجوم اللامعة من القدر الأول (+1) والأقل لمعاناً من القدر الثاني (+2) وهكذا حتى أخفت النجوم التي رصدوها كانت من القدر السادس وهى أقصى حدود الرصد بالعين البشرية. وكان العرب يستخدمون النجوم في اختبار القدرة البصرية عند الناس فمن يستطيع أن يرى نجوم القدر السادس فبصره 6\6 ومن يرى فقط نجوم القدر الخامس يكون بصره 5\6 وهذا التدريج في قدرة البصر أخذناه عنهم. وقد وضعت تقسيمات فرعية للأقدار الستة المعروفة. وبعد ظهور التلسكوبات أصبحت لدى الإنسان القدرة على رصد نجوم خافتة جداً حتى قدر (+30) باستخدام تلسكوب هابل. كما تم اعتبار أقدار بالسالب لتعبر عن أجرام أشد لمعاناً وبهذا فإن القمر يكون من القدر (-12.6) وكلما زاد اللمعان كان القدر ذا رقم أصغر بالسالب. ويمكن وصف القدر الظاهري كما في المعادلة الآتية:

حيث أن:
m تسلسل القدر الظاهري للنجم و K كميه ثابتة.
I لمعان النجم (شدة الضوء الصادرة من النجم)
فإذا فرضنا أن الأقدار الظاهرية لنجمين m1, m2 ولمعانهما I1 ، I2 ستصبح المعادلة (4-1) كالتالي: