دورة حياة نجم صغير

تولد النجوم حقًا من غبار النجوم ، ولأن النجوم هي المصانع التي تنتج كل العناصر الثقيلة ، فإن عالمنا وكل شيء فيه يأتي أيضًا من غبار النجوم.

تطفو السحب ، التي تتكون في الغالب من جزيئات غاز الهيدروجين ، في برودة الفضاء التي لا يمكن تصورها حتى تجبرها الجاذبية على الانهيار على نفسها وتشكيل النجوم.

يتم إنشاء جميع النجوم على قدم المساواة ، ولكن مثل الناس ، تأتي في العديد من الاختلافات. المحدد الأساسي لخصائص النجم هو مقدار غبار النجوم المتضمن في تكوينه.

بعض النجوم كبيرة جدًا ، ولديها حياة قصيرة ومذهلة ، في حين أن البعض الآخر صغير جدًا لدرجة أنه بالكاد كان لديه ما يكفي من الكتلة ليصبح نجمًا في المقام الأول ، وله عمر طويل للغاية. تعتمد دورة حياة النجم ، كما أوضحت وكالة ناسا وسلطات الفضاء الأخرى ، بشكل كبير على الكتلة.

تعتبر النجوم التي تقارب حجم شمسنا نجومًا صغيرة ، لكنها ليست صغيرة مثل اللون الأحمر الأقزام ، التي تبلغ كتلتها حوالي نصف كتلة الشمس وهي أقرب ما تكون إلى الأبدية مثل النجم احصل على.

تدوم دورة حياة نجم منخفض الكتلة مثل الشمس ، المصنف على أنه نجم من النوع G ، التسلسل الرئيسي (أو قزم أصفر) حوالي 10 مليارات سنة. على الرغم من أن النجوم بهذا الحجم لا تصبح مستعرات أعظم ، إلا أنها تنهي حياتها بطريقة درامية.

الجاذبية ، تلك القوة الغامضة التي تبقي أقدامنا ملتصقة بالأرض والكواكب تدور في مداراتها ، هي المسؤولة عن تشكل النجوم. ضمن غيوم الغاز والغبار بين النجوم التي تطفو حول الكون ، تجمع الجاذبية الجزيئات في كتل صغيرة ، والتي تتحرر من السحب الأصلية لتصبح نجومًا أولية. في بعض الأحيان يكون الانهيار ناتجًا عن حدث كوني ، مثل المستعر الأعظم.

بفضل كتلتها المتزايدة ، فإن النجوم الأولية قادرة على جذب المزيد من غبار النجوم. يؤدي الحفاظ على الزخم إلى تكوين المادة المنهارة قرصًا دوارًا ودرجة الحرارة يزداد بسبب زيادة الضغط والطاقة الحركية المنبعثة من جزيئات الغاز المنجذبة إلى المركز.

يُعتقد أن العديد من النجوم الأولية موجودة في سديم الجبار ، من بين أماكن أخرى. الصغار جدًا منتشرون جدًا بحيث لا يمكن رؤيتهم ، لكنهم يصبحون معتمين في النهاية عندما يتحدون. عندما يحدث هذا ، فإن تراكم المادة يحبس الأشعة تحت الحمراء في اللب ، مما يزيد من درجة الحرارة والضغط ، مما يمنع في النهاية المزيد من المادة من السقوط في اللب.

ومع ذلك ، يستمر غلاف النجم في جذب المادة والنمو حتى يحدث شيء لا يُصدق.

من الصعب تصديق أن الجاذبية ، وهي قوة ضعيفة نسبيًا ، يمكن أن تعجل سلسلة من الأحداث التي تؤدي إلى تفاعل نووي حراري ، لكن هذا ما يحدث. مع استمرار النجم الأولي في تجميع المادة ، يصبح الضغط في اللب شديدًا لدرجة أن الهيدروجين يبدأ في الاندماج في الهيليوم ، ويصبح النجم الأولي نجمًا.

يخلق ظهور النشاط الحراري النووي رياحًا شديدة تنبض من النجم على طول محور الدوران. يتم إخراج المواد التي تدور حول محيط النجم بواسطة هذه الرياح. هذه هي مرحلة T-Tauri من تكوين النجم ، والتي تتميز بنشاط سطح قوي ، بما في ذلك التوهجات والانفجارات. يمكن للنجم أن يفقد ما يصل إلى 50 في المائة من كتلته خلال هذه المرحلة ، والتي بالنسبة لنجم بحجم الشمس ، تدوم لبضعة ملايين من السنين.

في النهاية ، تبدأ المادة حول محيط النجم في التبدد ، وما تبقى يتحول إلى كواكب. تنحسر الرياح الشمسية ، ويستقر النجم في فترة استقرار في التسلسل الرئيسي. خلال هذه الفترة ، القوة الخارجية الناتجة عن تفاعل اندماج الهيدروجين مع الهيليوم الذي يحدث في القلب يوازن السحب الداخلي للجاذبية ، ولا يفقد النجم أو يكتسب المادة.

معظم النجوم في سماء الليل هي نجوم تسلسل رئيسي ، لأن هذه الفترة هي الأطول بكثير في عمر أي نجم. بينما في التسلسل الرئيسي ، يدمج النجم الهيدروجين في الهيليوم ، ويستمر في فعل ذلك حتى نفاد وقود الهيدروجين.

يحدث تفاعل الاندماج في النجوم الضخمة بسرعة أكبر مما يحدث في النجوم الأصغر ، لذلك تحترق النجوم الضخمة بدرجة حرارة أعلى ، بضوء أبيض أو أزرق ، وتحترق لفترة أقصر. في حين أن نجمًا بحجم الشمس سيستمر لمدة 10 مليارات سنة ، فإن عملاقًا أزرق ضخمًا قد يستمر لمدة 20 مليونًا فقط.

بشكل عام ، يحدث نوعان من التفاعلات النووية الحرارية في النجوم ذات التسلسل الرئيسي ، ولكن في النجوم الأصغر ، مثل الشمس ، يحدث نوع واحد فقط: سلسلة البروتون-البروتون.

البروتونات هي نوى هيدروجين ، وفي قلب النجم ، تتحرك بسرعة كافية للتغلب على التنافر الإلكتروستاتيكي وتتصادم لتشكل نوى هيليوم -2 ، وتطلق نواة هيليوم -2. الخامس- النيوترينو والبوزيترون في العملية. عندما يصطدم بروتون آخر بنواة هيليوم -2 المشكلة حديثًا ، يندمج في الهيليوم 3 ويطلق فوتون جاما. أخيرًا ، تصطدم نواتان من الهليوم -3 لتكوين نواة هيليوم -4 واحدة وبروتونيين آخرين ، والتي تستمر في مواصلة التفاعل المتسلسل ، لذلك ، بشكل عام ، يستهلك تفاعل البروتون-البروتون أربعة بروتونات.

تنتج سلسلة فرعية واحدة تحدث داخل التفاعل الرئيسي البريليوم -7 والليثيوم -7 ، لكن هذه عناصر انتقالية تتحد ، بعد الاصطدام بالبوزيترون ، لتكوين نواتين هيليوم -4. سلسلة فرعية أخرى تنتج البريليوم 8 ، وهو غير مستقر وينقسم تلقائيًا إلى نواتين هيليوم 4. تمثل هذه العمليات الفرعية حوالي 15 بالمائة من إجمالي إنتاج الطاقة.

السنوات الذهبية في دورة حياة الإنسان هي تلك السنوات التي تبدأ فيها الطاقة في التضاؤل ​​، وينطبق الشيء نفسه على النجم. تحدث السنوات الذهبية للنجم ذي الكتلة المنخفضة عندما يستهلك النجم كل وقود الهيدروجين الموجود في قلبه ، وتُعرف هذه الفترة أيضًا باسم التسلسل التالي الرئيسي. يتوقف تفاعل الاندماج في اللب ، وينهار غلاف الهيليوم الخارجي ، مما ينتج طاقة حرارية حيث يتم تحويل الطاقة الكامنة في الغلاف المنهار إلى طاقة حركية.

تتسبب الحرارة الزائدة في بدء اندماج الهيدروجين الموجود في الغلاف مرة أخرى ، ولكن هذه المرة ينتج التفاعل حرارة أكثر مما كان يحدث عندما حدث في القلب فقط.

يدفع اندماج طبقة قشرة الهيدروجين حواف النجم إلى الخارج ، ويتمدد الغلاف الجوي الخارجي ويبرد ، مما يحول النجم إلى عملاق أحمر. عندما يحدث هذا للشمس في حوالي 5 مليارات سنة ، سوف توسع نصف المسافة إلى الأرض.

يصاحب هذا التمدد ارتفاع درجات الحرارة في القلب حيث يتم إغراق المزيد من الهيليوم من خلال تفاعلات اندماج الهيدروجين التي تحدث في الغلاف. يصبح الجو حارًا لدرجة أن اندماج الهيليوم يبدأ في اللب ، مما ينتج البريليوم والكربون والأكسجين ، وبمجرد أن يبدأ هذا التفاعل (يسمى وميض الهيليوم) ، فإنه ينتشر بسرعة.

بعد استنفاد الهيليوم الموجود في الغلاف ، لا يستطيع قلب النجم الصغير توليد حرارة كافية لدمج العناصر الأثقل التي تم إنشاؤها ، وتنهار الغلاف المحيط بالنواة مرة أخرى. يولد هذا الانهيار كمية كبيرة من الحرارة - كافية لبدء اندماج الهيليوم في الغلاف - والجديد يبدأ التفاعل فترة جديدة من التمدد يزداد خلالها نصف قطر النجم بما يصل إلى 100 ضعف نصف قطره الأصلي نصف القطر.

عندما تصل شمسنا إلى هذه المرحلة ، ستتوسع خارج مدار المريخ.

يجب أن تتضمن أي قصة عن دورة حياة النجم للأطفال شرحًا للسدم الكوكبية ، لأنها من أكثر الظواهر إثارة في الكون. مصطلح السديم الكوكبي هو تسمية خاطئة ، لأنه لا علاقة له بالكواكب.

إنها الظاهرة المسؤولة عن الصور الدرامية لعين الله (سديم اللولب) وغيرها من الصور المماثلة التي تنتشر على الإنترنت. بعيدًا عن كونه كوكبيًا بطبيعته ، فإن السديم الكوكبي هو علامة على زوال نجم صغير.

مع توسع النجم إلى طور العملاق الأحمر الثاني ، ينهار اللب في نفس الوقت إلى أبيض شديد السخونة قزم ، وهو بقايا كثيفة تحتوي على معظم كتلة النجم الأصلي في كتلة بحجم الأرض جسم كروى. ينبعث القزم الأبيض من الأشعة فوق البنفسجية التي تؤين الغاز في القشرة المتوسعة ، مما ينتج ألوانًا وأشكالًا مثيرة.

السدم الكوكبية ليست طويلة الأمد ، فهي تتبدد في حوالي 20000 سنة. ومع ذلك ، فإن النجم القزم الأبيض الذي يبقى بعد تبدد السديم الكوكبي طويل الأمد. إنها في الأساس كتلة من الكربون والأكسجين ممزوجة بالإلكترونات معبأة بإحكام بحيث يقال إنها تتحلل. وفقًا لقوانين ميكانيكا الكم ، لا يمكن ضغطها أكثر من ذلك. النجم أكثر كثافة من الماء بمليون مرة.

لا تحدث تفاعلات اندماج داخل قزم أبيض ، لكنه يظل ساخنًا بسبب مساحة سطحه الصغيرة ، مما يحد من كمية الطاقة التي يشعها. سوف يبرد في النهاية ليصبح كتلة خاملة سوداء من الكربون والإلكترونات المتحللة ، لكن هذا سيستغرق من 10 إلى 100 مليار سنة. الكون ليس قديمًا بما يكفي لحدوث هذا بعد.

سيصبح نجم بحجم الشمس قزمًا أبيض عندما يستهلك وقود الهيدروجين الخاص به ، لكن النجم الذي تبلغ كتلته 1.4 مرة حجم الشمس يواجه مصيرًا مختلفًا.

النجوم بهذه الكتلة ، والمعروفة باسم حد Chandrasekhar ، تستمر في الانهيار ، لأن قوة الجاذبية كافية للتغلب على المقاومة الخارجية لانحطاط الإلكترون. بدلا من أن تصبح أقزام بيضاء ، فإنها تصبح نجوما نيوترونية.

نظرًا لأن حد كتلة Chandrasekhar ينطبق على اللب بعد أن أشع النجم الكثير من كتلته بعيدًا ، وبما أن الكتلة المفقودة هي كبير ، يجب أن يكون للنجم حوالي ثمانية أضعاف كتلة الشمس قبل أن يدخل مرحلة العملاق الأحمر ليصبح نجمًا نيوترونيًا.

النجوم القزمة الحمراء هي تلك التي تتراوح كتلتها بين نصف إلى ثلاثة أرباع كتلة الشمس. إنها أروع النجوم ولا تتراكم الكثير من الهيليوم في نواتها. وبالتالي ، لا يتوسعون ليصبحوا عمالقة حمراء عندما يستنفدون وقودهم النووي. بدلا من ذلك ، فإنها تتقلص مباشرة إلى أقزام بيضاء دون إنتاج سديم كوكبي. لأن هذه النجوم تحترق ببطء شديد ، على الرغم من ذلك ، سوف يمر وقت طويل - ربما يصل إلى 100 مليار سنة - قبل أن يخضع أحدهم لهذه العملية.

تُعرف النجوم التي تقل كتلتها عن 0.5 كتلة شمسية بالأقزام البنية. إنها ليست نجوماً على الإطلاق ، لأنها عندما تشكلت ، لم يكن لديها كتلة كافية لبدء اندماج الهيدروجين. تولد قوى الجاذبية الانضغاطية طاقة كافية لإشعاع مثل هذه النجوم ، لكنها بالكاد محسوسة في الطرف الأحمر البعيد من الطيف.

نظرًا لعدم وجود استهلاك للوقود ، لا يوجد ما يمنع مثل هذا النجم من البقاء على ما هو عليه تمامًا طالما استمر الكون. يمكن أن يكون هناك واحد أو العديد منهم في الجوار المباشر للنظام الشمسي ، ولأنهم يتألقون بشكل خافت ، لم نكن نعرف أبدًا أنهم كانوا هناك.