النجوم الثنائية

-3 أنواع الثنائيات النجمية

1- الثنائيات الظاهرية (الوهمية) Optical binaries
يتألف الثنائي الظاهري من نجمين متقاربين ظاهرياً فقط، ويكون هذا التقارب وهمياً ناتجاً من تقارب خطي الإبصار لنجمين يختلفان في واقع مسافتيهما عن الراصد؛ أي ان احدهما أكثر بعداً ن الآخر بالنسبة للراصد لذلك لا يوجد أي ارتباط فيزيائي بينهما، كما في الشكل الآتي :




2- الثنائيات البصرية (المرئية) Visual binaries
يتكون هذا النوع من الثنائيات من نجمين متقاربين ومرتبطين مع بعضهما البعض برباط الجاذبية المشتركة وبحكم ذلك يدور هذين النجمين حول مركز كتلتيهما المشترك، ويمكن تمييز النجمين في المزدوج بسهولة بوساطة التلسكوب بصرياً والعدد القليل منها يمكن رؤيتها بالعين المجردة، ومثال هذه الثنائيات هو نجم السهى Alcor والمئزر Mizar في الدب الكبير.

3- الثنائيات الطيفية Spectroscopic binaries
يتألف الثنائي الطيفي من نجمين متقاربين جداً ذات فواصل صغيره جداً، اقل من 0.1 ثانيه قوسيه، لذا يتعذر التفريق بينهما حتى بأكبر المراقب الفلكية، فلابد وأن نلجأ لتتبع حركة النجمين من خلال ما يحدث لطيفيهما من إزاحة. وبالتالي يمكن حساب السرعة النسبية للنجمين V وكذلك طول الدورة p . ثم إن المحور الكبير يمكن حسابة بافتراض أن مدار النظام المزدوج دائريا باستخدام العلاقة: المحور الكبير= (a) المحيط/2?


وحيث أن المحيط يساوي السرعة في زمن الدورة فإن:

مع مراعاة أن v تقاس بالوحدة الفلكية/ سنة وأن p تقاس بالسنة، وبالتالي فإن a تنتج بالوحدة الفلكية. ثم نطبق قانون كبلر، واقرب مثال للثنائيات الطيفية هو ألفا قنطورس الذي يعتبر اقرب النجوم للأرض والذي يتكون من نجمين هما ألفا قنطورس A و ألفا قنطورس B.

4- الثنائيات الفلكية Astronomical binaries
يتألف هذا الثنائي من نجمين متجاورين كما هو الحال في الثنائيات البصرية أو الطيفية، ولكن الاختلاف عنهما هو ان احد النجمين يكون خافتاً جداً بحيث لايمكن رؤيته حتى بأكبر التلسكوبات، ولكن يمكن معرفة تأثيره على الثاني بوساطة الجاذبية المشتركة بينهما من دراسة المنحنيات لها.


5- الثنائيات الكسوفية Eclipsing binaries
يتألف النجم الثنائي الكاسف من نجمين متقاربين ومرتبطين مع بعضهما البعض فيزيائياً بتأثير الجاذبية المشتركة، ويدوران حول مركز ثقليهما المشترك. وبحكم هذا الدوران يستلزم الأمر احياناً ان يمر احد هذين النجمين أمام النجم الآخر فيحجب ضوءه عن الراصد ثم تحدث عملية الكسوف، من أهم الثنائيات الكسوفية هي ثنائيات طائفة الغول، و ثنائيات بيتا القيثارة ، وثنائيات الدب الكبير.

5-4 النجوم المتغيرة Variable stars
النجوم المتغيرة تمثل مرحلة من المراحل التي يعيشها النجم بحيث يحدث تغير في درجة اللمعان وفى الحجم وبمعنى آخر يمكننا القول أن النجم المتغير هو نجم دخل في مرحلة من عدم الاتزان الهيدروستاتيكى ولذلك يتغير القدر المطلق لمثل هذه النجوم بشكل دوري من قمة النورانية إلى أخفت نورانية حيث إن غلاف النجم يتمدد وينكمش.
والنجوم المتغيرة تعرف بأنها نابضة pulsating بحيث تتغير في شدة لمعانها. وقد يكون أحد النجوم المتغيرة موجوداً في نظام ثنائي مع نجم آخر غير متغير أو نجم عملاق مع آخر قزم أبيض. تمثل النجوم المتغيرة إحدى المراحل التي قد يمر بها النجم أثناء تطوره، فهي ليست من أنواع النجوم بقدر ما هي حالة من الاضطراب قد يدخل فيها النجم أثناء مراحل تطوره المختلفة. إن اغلب نجوم المجرة تكون متغيرة في لمعانها وأطيافها وبالتالي درجات حرارتها السطحية، ونصنف الثنائيات الكسوفية عادة كأحد النجوم المتغيرة وتقسم المتغيرات احياناً إلى مجموعتين هما:

1- المتغيرات النابضة Pulsating variables

أ- المتغيرات القيفاوسيةCepheid variables
هي مجموعه من المتغيرات النجمية موزعة في مناطق عديدة من المجرة، وسميت بهذا الاسم نسبة إلى دلتا قيفاوس (? cephi) ونجوم هذه الطائفة كبيرة الحجم، صفراء اللون، عملاقة و عملاقة عظمى، مرتبتها الطيفية G و F وذات لمعان عالٍ جداَ ولكنة متغير بمعدل قدر واحد.
ب- متغيرات القيثارة RR Lyre variables
متغيرات من النجوم العملاقة، ذات ألوان زرقاء وبيضاء وصفراء ومرتبتها الطيفية تتراوح بينA وF.
ج- المتغيرات طويلة الدورة Long-period variables
من مرتبة النجوم العملاقة الحمراء والعملاقة العظمى واغلبها من المرتبة الطيفية M وأشهرها رائعة قيطس Mira Ceti وهذه النجوم محاطة بغلاف جوي سميك من الغازات والأتربة الكونية.


2- المتغيرات البركانية أو المضطربة Eruptive variables

أ- النجوم المتأججة أو المتألقة Flare stars
نجوم في الجزء السفلي من فرع التتابع الرئيس من مخطط H.R وهي قليلة العدد من مجموعة الأقزام الحمراء، تولد بعض التأججات على سطحها، وتعطي طاقة حرارية مصحوبة بزيادة في الإشعاع الضوئي بصورة فجائية.
ب- المُسْتَعرات Nova
ان كلمة( Nova) تعني الجديد، وهي تعني ظهور نجم جديد في السماء، ولهذا فان المستعرات هي نجوم تظهر زيادة مفاجئة في النورانية واللمعان وبعد ذلك يخفت لمعانها بالتدريج، وهي قديمة التكوين ومن نوع الأقزام الثانوية؛ أي أنها اقل حجماً واكبر كثافة من الشمس، واهم ميزاتها انفجارها المفاجئ الذي يكون مصحوب بزيادة في لمعانها بمقدار يتراوح بين 1 إلى 15 قدرا تقريباًً خلال بضعة أيام حتى تصل إلى ذروة المعان ثم تنكمش وتعود تدريجياً إلى اللمعان الأول خلال أشهر قليلة.
ج- المُسْتَعرات العظمى Supernovae
المُسْتَعرات العظمى(السوبرنوفا) نجم ذو كتلة مناسبة ينفذ وقوده النووي فينكمش قلبه نحو الداخل ويتفجر غلافه نحو الخارج مبعثراً معظم كتلته في الفضاء المحيط ومن مخلفاته النجم النيوتروني و السديم المتشكل من ماده الغلاف. ينتج عن هذا الانفجار زيادة مفاجئة في لمعانه بمقدار ملايين المرات عما كانت علية قبل انفجاره بحيث تصل أقدارها احياناً إلى -20 تقريبا وبسرعةً ويستمر هذا الحدث لمدة من أسابيع إلى شهور، وهناك عدة أنواع مختلفة للسوبرنوفا، وطريقتان محتملتان للتشكيل.
إما أن يكون نجم هائل قد توقّف عن توليد طاقة الانشطار من دمج نوى الذرات في قلبه وينهار على نفسه داخليا تحت قوة جاذبيته الخاصة لتشكيل نجم نيوترون أو ثقب أسود .
أو نجم قزم أبيض قد يجمع مادة من نجم رفيق له أو قريب منه حتى يقترب من كتلته القصوى المحتملة لنجم قزم أبيض ويحدث تعطيل للانشطار النووي في داخله ويعرقله بالكامل، وفي هذه الحالة يحدث انفجار عظيم للنجم ينتج عنه طرد جزء كبيرا أو كل المادة النجمية جراء هذا الانفجار.
يؤدي الانفجار إلى تكون موجة تنتشر في الفضاء المحيط، ويتم تشكيل سديم يسمى بقايا السوبرنوفا، السوبرنوفا ما زال حدث نادر في مجرتنا، تتكرر فقط مرتين أو ثلاث مرات خلال قرن من الزمان، وأكثرها يختفي عنا بسبب سحب الغبار الواسعة المنتشرة في الفضاء والتي يتولد منها النجوم. من الأرض نلاحظ حوالي خمسة انفجارات عملاقة لكل ألفية، ولم يرى واحدا منذ ما حدث مع النجم Kepler 1604 (من المحتمل انه تكون من انهيار قزم أبيض) والذي كان لامع جدا.
ان الطاقة المتحررة في الثواني القليلة الأولى بعد الانفجار تقدر بحوالي 4410 جول وهذه الطاقة تعادل ما تشعه الشمس خلال 9 مليار سنه، أما كتلة المادة المقذوفة فتقدر بحوالي 1-10 مرة بقدر كتلة الشمس وهي تشكل معظم كتلة النجم قبل الانفجار، والقلب المتخلف بعد الانفجار (النجم النيوتروني) فقد تصل كتلته إلى 3 أضعاف كتلة الشمس، ويعتمد هذا على التركيب الكيميائي والكتلة الأولية للنجم قبل الانفجار وكما يأتي :
1- مستعرات النوع الأول: ينتج هذا النوع عن انفجار نجوم قديمة ذات كتلة قليله نسبياً، يكون لمعانها بعد الانفجار شديداً بقدر ضوئي مطلق يتراوح بين -14 إلى -17، و طيف هذه المستعرات يحتوي على الهيدروجين. وتوجد هذه المستعرات في المجرات الحلزونية والاهليليجة.
2- مستعرات النوع الثاني : ينتج عن انفجار نجوم حديثة التكوين ذات كتلة كبيرة نسبياً يكون لمعانها بعد الانفجار اقل من النوع الأول وقدرها الضوئي المطلق بحدود -12 إلى -13.5، وطيفها يحتوي على الهيدروجين. وهذا النوع من المستعرات من النوع الشائع في مجرتنا، و لايمكن مشاهدته بسبب المادة الكونية الكثيفة والتي تحجب الرؤيا.

د- السديم الكوكبي Planetary nebula
نجوم لامعة محاطة بأغلفة ضخمة ومتمددة بصورة بطيئة يتكون هذا النوع من السدم عندما يشيخ النجم ويتقدم في العمر ويكون قد احرق كل الهيدروجين وتحول إلى الهليوم في مركزه، وتحول أيضا الهليوم إلى الكربون والاوكسيجين، حينها تصل التفاعلات النووية إلى النهاية في مركز النجم، وبينما يستمر الهليوم الذي يحترق في القشرة الخارجية مما يجعل هذا النجم يتمدد ويكبر في الحجم وتصبح الطبقات الخارجية للنجم غير مستقره يسبب ذلك ويفقد النجم كتلته في شكل رياح نجميه قوية، ويسبب ذلك الاختلال طرد الجزء الهام من كتلة النجم من الطبقة التي تمدت ويبقى قلب النجم ساخن جدا ويصبح نجم صغير في مركز السديم يبعث بالإشعاع ذو الطاقة العالية (مواد غازيه بدون ظواهر نبضية). وتسمية السديم الكوكب جاءت لمشابهة مظهرها للقرص الظاهري للكواكب.
ان عمر السديم الكوكبي قصير فقد يستمر لعدة آلاف أو عشرات آلاف من السنين ثم يتبدد بعد ذلك، ويبرد النجم ويتحول إلى قزم ابيض، ويعتقد أنها كانت من النجوم العملاقة الحمراء وذات كتلة مقاربة إلى كتلة الشمس في بادئ الأمر، وهذه النجوم تقذف وفي ظروف أكثر من المستعرات والمستعرات العظمى، واقرب مثال لها هو السديم الحلقي (The ring nebula) في كوكبة القيثارة.

هـ- نجوم الثور T-Tauri stars
نجوم يكون موضعها فوق نجوم التتابع الرئيس لمخطط H.R وتظهر انبعاثات مفاجئة وسريعة لكن غير منتظمة، ومرتبته الطيفية تتراوح بين G إلى M وتتواجد غالباً في السدم المظلمة.
5- 5 النجوم النابضة Pulsating stars:
نجوم نيترونية تكون الطاقة الكهرومغناطيسية المنبعثة متغيره، وهذا التغير يكون قصير جداً وفسر على انه ناتج عن الدوران المحوري السريع للنجم ، ومن أهم ميزات هذه النجوم هو أنها تبعث إشعاعات راديوية على شكل نبضات مستمرة ومنتظمة،. وهناك أمثلة متعددة للنجوم النابضة واهم هذه النجوم النجم النابض السرطاني Crab pulsar، ويحتوى جدول (1) أهم هذه الأمثلة، وهي مختلفة من حيث الطيف ومن حيث دورة نبضها. فمن الممكن أن نجد نجماً ينبض مرة كل 2000 يوم ومنها ما ينبض مرة في اليوم. فالنجوم القيفاوية تتراوح فترات النبض لها من ثلاثة أيام إلى حدود شهرين ونجوم القيثارة تنبض في دورة تستغرق عدة ساعات فقط مما يعنى أنها قصيرة الدورة. ويتضح من جدول (3) أن هناك أشكالاً متعددة من النجوم النابضة، وهي تعتبر في غاية الأهمية حيث تستخدم في قياس أبعاد المجرات والحشود النجمية التي تكون موجودة بها. إن خواص هذه النجوم مدروسة بشكل جيد ويمكن التعرف على أي منها وذلك لأن هذه النجوم معلومة القدر المطلق، ويمكن التعرف عليها من دورة تغيرها، فإذا رصدت في حشد، فمن قياس القدر الظاهري لها وبمعرفتنا السابقة لقدرها المطلق يمكن حساب بعدها وبالتالى بعد الحشد الذي توجد داخله.
والشكل التالي يوضح التغير الضوئي لنجم نابض نموذجي بدلالة مدة الدورة ( المقصود بمدة الدورة الواحدة للنجم النابض بأنها الزمن المستغرق من النبضة الأولى (التوهج الأولي) إلى النبضة الثانية( التوهج الثاني))








جدول(1) النجوم المتغيرة

نوع النجم النوع الطيفى الدورة (يوم) القدر المطلق
النجوم القيفاوية I F-G عملاق ضخم 3 إلى 50 -1.5 إلى -5
النجوم القيفاوية II F-G 5 إلى 30 صفر إلى -3.5
طويل الدورة M عملاق أحمر 80 إلى 600 +2 إلى -2
شبه غير منتظم M عملاق أحمر (ضخم) 30 إلى 2000 -3 إلى صفر
RR السلياق F-A عملاق أزرق أقل من يوم +1 إلى صفر