دورة حياة النجوم
تبدأ مرحلة التكوّن لجميع النجوم- بما في ذلك شمسنا-، عندما تبدأ منطقة كثيفة من السديم بالانكماش والإحماء.
وهذا عادة ما يكون نتيجة لواحدة من العديد من المظاهر التي قد تحدث لبدء انهيار جاذبية سحابة جزيئية. عادةً ما يحدث تصادم المجرات أو انفجار مدمّر وقريب مرسلاً المادة الممزقة إلى السحب بسرعات عالية جدا.
يمكن أن تشكل أجنّة الولادة النجمية هذه أي شيء من بضع عشرات إلى الآلاف من النجوم.
لتكوين نجم مثل شمسنا، ذو 864400 ميل أي (1391000 كيلومتر) ، فإنه سيتطلب كمية من الغاز والغبار تعادل مائة مرة لحجم النظام الشمسي لدينا. وهذه هي البداية فقط.
عندما تتجمع مثل هذه الكمية الكبيرة من الغاز والغبار معاً، فإنها تشكل ما نسميه بالنجم الأوَّلِي((Protostar. ويعتبر الجسم نجم أوَّلِى طالما لا تزال المواد تسقط في داخله.
بالنسبة لشمسنا، والنجوم التى لها نفس الكتلة ، فإن مرحلة النجم الأوَّلِي قد انتهىت مما يقرب من 100000سنة. بعد ذلك، يتوقف النجم الأوَّلِي عن النمو ويدمّر القرص المكون من المواد المحيطة به عن طريق الإشعاع.
إذا لم ينجح النجم الأوَّلِى في الحصول على كتلة كافية، سوف يتشكل القزم البني. هذه الجسم دون النجمي غير قادر على الحفاظ على تفاعلات انصهار الهيدروجين في باطنه، وذلك بسبب عدم كفاية كتلته.
نجوم النسق الأساسى ليس لديها نفس المشكلة، وتحسدها الأقزام البنية على ذلك.
ببساطة، القزم البني كبير جدا ليطلق عليه كوكب، وصغير جدا ليطلق عليه نجم.
حتى عام 1995، كانت الأقزام البنية مجرد مفهوم نظري. ومع ذلك، يعتقد الآن أن هناك قزم بني لكل ستة نجوم.
إذا كان النجم كبير بما فيه الكفاية ليصهر ذرات الهيدروجين إلى هيليوم، فإنه سوف يدخل المرحلة التي توجد بها شمسنا حاليا ، وتدعى مرحلة (النَسَق الأساسي). يقضي النجم معظم حياته في مرحلة النسق الأساسي.
عند هذه النقطة يُحَوِّل الاندماج النووي الهيدروجين إلى الهيليوم. النجم مستقر فقط لأن الضغط الخفيف لهذه الطاقة يوازن انهيار الجاذبية للنجم.
تعتبر تسعة من أصل عشر نجوم في الكون، نجوم النَسَق الأساسي. هذه النجوم يمكن أن تتراوح كتلتها من حوالي عُشر كتلة الشمس إلى 200 مرة من كتلتها، وتعتمد الفترة التى يظل النجم فيها بمرحلة النسق الرئيسي على حجمه.
فالنجم ذو الكتلة الأعلى قد يكون لديه مواد أكثر لتجريبها، ولكنه سيحترق بشكل أسرع بسبب ارتفاع درجات حرارة النواة الناجمة عن قوى الجاذبية الأكبر.
نجم بحجم الشمس سيستغرق حوالي 10 مليار سنة في هذه المرحلة، ولكن نجم 10 أضعاف حجم نجمنا سوف يتماسك لمدة 20 مليون سنة فقط.
بعد مرحلة النسق الأساسي، يصبح النجم عملاق أحمر. العملاق الأحمر هو نجم ميت في واحدة من المراحل الأخيرة من التطور النجمي.
في غضون بضعة مليارات من السنين ، سوف تموت شمسنا وتتوسع، فتلتهم الكواكب الداخلية، وربما حتى الأرض (لا تقلق؛ سنكون قد متنا قبل بضعة مليارات من السنين، وإذا تمكنا من البقاء على قيد الحياة لمدة مليار سنة أخرى، فإن درجة حرارة سطح الأرض سوف تصبح ساخنة جدا بالنسبة لنا.)
بعد توقف النجوم عن تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم عن طريق الاندماج النووي، تتولى الجاذبية الأمر. وكل شئ يبدأ بالتدهور من هنا، تصل أحجام النجوم الحمراء العملاقة من 62 مليون لـ 621 مليون ميل في القطر (100 مليون إلى 1 مليار كيلومتر)،تقريباً 100 إلى 1000 مرة من حجم الشمس اليوم.
تنتشر طاقة النجم عبر مساحة أكبر، مثل وحدات البكسل عندما تنتشر عبر الرسومات البيانية المتسامتة (على نسق واحد).
وبسبب هذا، فالنجم في الواقع يصبح أكثر برودة ويصل إلى أكثر قليلا من نصف درجة حرارة الشمس. ويؤدي تغير درجة الحرارة إلى سطوع النجوم أكثر نحو الجزء الأحمر من الطيف؛ هذا ما يمنحها اسم العملاق الأحمر.
أين يذهب النجم بعد هذه النقطة فهذا يعتمد على حجمه…
دعونا نذهب أولا مع الخيار الأقل عنفاً. النجوم الأصغر، تصل إلى حوالي ثمانية أضعاف كتلة شمسنا، يمكنها أن تصبح قزم أبيض. هذه البقايا النجمية القديمة كثيفة بشكل لا يصدق.
ملعقة صغيرة من المادة الخاصة بها تزن على الأرض كوزن فيل – وهو 5.5 طن في ملعقة صغيرة قوية بشكل لا يصدق.
نصف قطر القزم الأبيض يساوي واحد من المائة من نصف قطر الشمس، ولكن الكتلة هي نفسها تقريبا.
إن تقدير المدة التي يبرد فيها القزم الأبيض يساعد الفلكيين على زيادة فهمهم لمدى عمر الكون.
بعد فترة من الزمن – عشرات أو حتى مئات المليارات من السنين- يبرد القزم الأبيض حتى يصبح قزم أسود، وهو قزم غير مرئي لأنه يشع في نفس درجة حرارة الخلفية الميكروويفية. وبسبب عمر الكون وما نعرفه عن أقدم نجومه، فلا توجد أقزام سوداء معروفة.
بدلا من ذلك، النجم الذي لا يقل عن ثمانية أضعاف كتلة الشمس يموت بشكل أكثر عنفاً و أكثر جمالا. يمكن للنجوم الضخمة أن تشكّل انفجاراً أعظم عند نفاد الوقود. بالنسبة لهم، من الأفضل أن تموت بانفجار بدلا من الخمود.
عندما تنفجر المستعرات العظمى، فإنها تقذف أحشاءها في الفضاء بسرعة من 9000 إلى 25000 ميل في الثانية الواحدة.
تُنتج هذه الانفجارات الكثير من المواد في الكون بما في ذلك بعض العناصر الثقيلة مثل الحديد، والتي تساعد على تكوين كوكبنا من جديد، لذلك كل واحد منا يحمل بقايا هذه الانفجارات في أجسادنا. كما يقول (نيل ديغراس تايسون):«من الصحيح تماما وحرفيا أننا عبارة عن غبار كوني».
تبدأ الدورة من جديد، مع جيل جديد من النجوم، وتولد نجوم جديدة من الغبار الكوني الذي تشكّل في الماضي.
وهذا لا يعني أنها نهاية الطريق لما تبقى من النجم. بعد انفجار المستعر الأعظم، تُترك النواة النجمية إما في شكل ثقب أسود أو نجم نيوتروني، وكلاهما مدمر بشكل رهيب وجميل . من الصعب العثور على النجوم النيوترونية وهي أجسام غامضة جدا.
قد تكون في حجم مدينة فقط، ولكن لا تدع هذا يخدعك، فهذه الأجسام لا ينبغي أن نعبث معها. فهي كثيفة للغاية: إذا أخذنا كتلة الشمس لدينا، ثم ضاعفناها، ومن ثم قلّصناها إلى حجم لوس انجلوس، فهذه هي تقريبا كثافة النجم النيوتروني. فالمتر المكعب من النجم النيوتروني قد يزن فقط أقل من 400 مليار طن.
كل هذه الكثافة تجعل جاذبيتها السطحية هائلة حقا.
بدلاً من ذلك، يمكن أن يصبح ما تبقى من المستعر الأعظم ثقب أسود. تسحب الثقوب السوداء الفضاء من حولها. وهي تحتاج إلى وجود كمية هائلة من الكتلة في مساحة صغيرة للحصول على الجاذبية المطلوبة لسحب الضوء.
لتقريب المعنى؛ لعمل ثقب أسود من الأرض يحتاج الكوكب بأكمله إلى أن يتقلص إلى حجم البازلاء! هذه الأجسام الغامضة والمخيفة يمكن أن تبطئ الوقت وتمزقك بعيدا ولا شيء يمكن أن يهرب من قبضة ثقب أسود عندما يصل إلى أفق الحدث.
أي جسم يدخل طريقها لا يُرى مرة أخرى. إنها ساحة القوة في الكون، ولكن على عكس ساحة القوة، فنحن قد نعتمد عليها للبقاء على قيد الحياة. يعتقد بعض الباحثين أن الثقوب السوداء تساعد في الواقع على خلق العناصر لأنها تفكك المادة إلى جزيئات أصغر من الذرة.
هذه الجسيمات تكونك وتكونني، وتكون كل شيء من حولنا. ندين للنجوم بحياتنا. سواء كانت كبيرة أو صغيرة فى الحجم أو فى السن، لا يمكنك أن تختلف على أن النجوم هي بعض من الأجسام الأكثر جمالا وشاعرية في كل الخلق.
في المرة القادمة التي تبحث في النجوم، تذكر، هذه هي الطريقة التي خلقت بها جميعا وكيف سوف تموت.
ترجمة: ساره جمال
تدقيق: أسمى شعبان
