دليل شامل لأنواع النجوم في الكون ومراحل تطورها

التقط تلسكوب هابل الفضائي هذه الصورة لنجم أزرق يلفظ طبقاته الخارجية من الغاز والغبار. وكالة ناسا/وكالة الفضاء الأوروبية/معهد مراصد علوم الفضاء

شارك

استمع الى المقالة الآن هذه الخدمة تجريبية

قد تتمكن في ليلة صافية لم يشرق القمر فيها من رؤية آلاف النجوم المتلألئة كالجواهر في السماء. ولكن إذا كان لديك نظر ثاقب، ستلاحظ أن النجوم ليست متماثلة؛ إذ يتوهّج بعضها بسطوع أكبر من البعض الآخر، بينما يمتلك البعض ألواناً حمراء دافئة.

المراحل الأوليّة

تتشكّل النجوم جميعها من سحابة من الغبار والغاز عندما تتجمّع كمية كافية من المادة وتتكتل بفعل الجاذبية لتشكّل جسماً واحداً. تبدأ هذه الكتلة بالدوران مع انهيارها على نفسها، وتبدأ درجة حرارة المواد في مركزها بالارتفاع، مشكّلة نواة كثيفة تحمل اسم النجم البدائي. تتسبب الجاذبية بتجمّع المزيد من المواد في النجم البدائي مع دورانه، ما يزيد من كتلته تدريجياً، وقد يشكّل بعض هذه المواد في النهاية كواكبَ وكويكبات ومذنّبات تتخّذ مداراً حول النجم الجديد.

تستمر مرحلة النجم البدائي ما دام تجمّع المواد وازدياد حجمه مستمرَّين. ويمكن أن تستغرق هذه العملية مئات الآلاف من السنين.

تُحدِّد قيمة الكتلة التي تم جمعها في عملية تشكّل النجم المسار النهائي لحياته والفئة التي سينتمي إليها طيلة فترة وجوده.

النجوم البدائية والنجوم المبكّرة والأقزام البنيّة

تزداد درجة حرارة نواة النجم البدائي الملتفّة مع تجمّع المزيد من الغاز والغبار فيه. وبمجرد أن تصبح كتلة هذا النجم كبيرة بما يكفي وتصل درجة حرارته إلى ملايين الدرجات المئوية، تبدأ تفاعلات الاندماج النووي في نواته. وعندها، يولد النجم.

يجب أن يجمع النجم البدائي مقداراً من الكتلة يبلغ 0.08 أضعاف كتلة الشمس حتى يحدث ذلك. وإذا انخفضت الكتلة عن هذا الحد، لن تحفّز قوة الجاذبية حدوث تفاعلات الاندماج النووي في النجم البدائي.

تحمل النجوم التي لا تحدث تفاعلات الاندماج النووي داخلها اسم الأقزام البنيّة، وهي تبقى في هذه المرحلة من التطور خلال حياتها، وتبرد بشكل تدريجي نظراً لأنها تفتقر لتفاعلات الاندماج التي تولّد الطاقة. على الرغم من اسمها، يمكن أن تكون الأقزام البنية برتقالية اللون أو حمراء أو حتى سوداء نظراً لانخفاض درجة حرارتها. تكون هذه النجوم أكبر قليلاً من كوكب المشتري، ولكنها تتمتع بكثافة أكبر بكثير من هذا الكوكب.

تمر النجوم البدائية التي تجمع ما يكفي من الكتلة لتتحول إلى نجوم التسلسل الرئيسي بمرحلة انتقالية أحياناً. خلال فترة تدوم قرابة 10 ملايين سنة، تنهار هذه النجوم الفتية على نفسها تحت تأثير جاذبيتها، ما يتسبب في ارتفاع درجة حرارة نوياتها وتحفيز تفاعلات الاندماج النووي فيها.

اقرأ أيضاً: كيف يمكن أن تساعد الثقوب السوداء في تشكل النجوم؟

وفي هذه المرحلة، تصنّف النجوم في فئتين. إذا بلغت كتلة النجم ضعفي كتلة الشمس، فهو يصنّف في فئة تحمل اسم نجوم تي الثور (T Tauri stars). وإذا تراوحت كتلة النجم بين ضعفين و8 أضعاف من كتلة الشمس، سيصنّف في فئة تحمل اسم نجوم هيربيغ أيه إي/بي إي (Herbig Ae/Be stars). لا تمر النجوم ذات الكتل الهائلة في هذه المرحلة المبكرة لأنها تنكمش على نفسها بسرعة كبيرة.

بمجرد بدء تفاعلات الاندماج النووي في النجوم ذات الكتل الكبيرة بما يكفي، ستتمتع هذه النجوم بتوازن من نوع خاص. تستمر الجاذبية بتطبيق قوة متجهة إلى داخل النجم المولود حديثاً، ولكن تُوازن الطاقة الصادرة عن تفاعلات الاندماج النووي والمتجهة إلى الخارج أثر الجاذبية. سيبقى النجم في مرحلة التسلسل الرئيسي ما دامت هذه القوى يلغي بعضها أثر البعض الآخر.

وقود نجوم التسلسل الرئيسي

تعتبر نجوم التسلسل الرئيسي، التي تتراوح فترة حياتها بين ملايين ومليارات السنين، أكثر النجوم شيوعاً في الكون، ويمكننا رؤيتها بالعين المجردة في الليالي المظلمة والصافية. تستهلك هذه النجوم غاز الهيدروجين كوقود في تفاعلات الاندماج النووي. تندمج ذرات الهيدروجين المتصادمة في ظروف درجات الحرارة الهائلة في نوى النجوم وتصدر الطاقة. وتتسبب هذه العملية في تشكّل المكونات الكيميائية المتطلبة لبدء التفاعلات التي تنتج غاز الهيليوم.

تحدد كتلة النجم خلال مرحلة التسلسل الرئيسي الفئة التي سينتمي إليها هذه النجم. وكلما ازدادت كتلة النجم، ستزداد قوة الجاذبية المطبّقة على النواة، ما يزيد من درجة حرارة النجم. مع ازدياد درجة الحرارة، تزداد سرعة حدوث تفاعلات الاندماج النووي، ما يزيد من شدة قوى الضغط الناجمة عن الطاقة التي يتم إطلاقها، التي توازن قوة الجاذبية. يتسبب ذلك في ازدياد سطوع النجم ويكسبه لوناً أقرب للأزرق، كما أنه يزيد من حجمه ودرجة حرارته.

يُطلق على العديد من النجوم في مرحلة التسلسل الرئيسي عادة اسم النجوم القزمة. تتمتع هذه النجوم بدرجات مختلفة من السطوع، كما أن لها ألواناً وأحجاماً مختلفة، وتتراوح كتلها بين عُشر كتلة الشمس و200 ضعفاً من كتلة الشمس. النجوم الأكبر حجماً هي النجوم زرقاء اللون، وهي حارة وساطعة بشكل خاص. تتميّز النجوم متوسطة الحجم بلونها الأصفر، وتعتبر الشمس واحدة منها. والنجوم الأصغر نوعاً ما من النجوم الصفراء لها لون برتقالي، بينما تتميز النجوم الأصغر حجماً والأكثر برودة في هذه المجموعة باللون الأحمر.

تحمل النجوم الأكثر سخونة اسم النجوم أو (O stars) وتتجاوز درجة حرارة سطحها 25 ألف كلفن (24726.85 درجة مئوية). تليها النجوم بي (B stars) التي تتراوح درجة حرارة سطحها بين 10 آلاف كلفن (9726.85 درجة مئوية) و25 ألف كلفن، ثم النجوم أيه (A stars) التي تتراوح درجة حرارة سطحها بين 7500 كلفن (7226.85 درجة مئوية) و10 آلاف كلفن، ثم النجوم إف (F stars) التي تتراوح درجة حرارة سطحها بين 6 آلاف كلفن (5726.85 درجة مئوية) و7500 كلفن، ثم النجوم جي (G stars) التي تتراوح درجة حرارة سطحها بين 5 آلاف كلفن (4726.85 درجة مئوية) و6 آلاف كلفن (ومنها الشمس التي تقترب درجة حرارة سطحها من 5800 كلفن، أو 5526.85 درجة مئوية)، ثم النجوم كيه (K stars) التي تتراوح درجة حرارة سطحها بين 3500 كلفن (3226.85 درجة مئوية) و5 آلاف كلفن، وأخيراً النجوم إم (M stars) ذات درجات الحرارة الأقل من 3500 كلفن.

اقرأ أيضاً: لماذا لا نرى جميع النجوم الميتة في مجرّتنا؟

اضطراب التوازن وتشكّل النجوم العملاقة

تنكمش نواة النجم أكثر فأكثر وترتفع درجة حرارته بعد نفاد وقوده. يتسبب ذلك في اندماج ما تبقى من الهيدروجين بسرعة أكبر، ما يؤدي إلى تحرير المزيد من الطاقة التي تشع مبتعدة عن النواة وتطبق قوّة أكثر شدّة تعاكس قوة الجاذبية، ما يتسبب في تمدد الطبقات الخارجية للنجم.

تنخفض درجة حرارة هذه الطبقات مع تمددها، ما يمنح النجم لوناً أكثر احمراراً. تتسبب هذه العملية إما في تشكّل عملاق أحمر أو عملاق أحمر فائق (يدعى أحياناً عملاق أحمر ضخم)، ويعتمد ذلك على ما إذا كانت كتلة النجم منخفضة (أقل من 8 أضعاف من كتلة الشمس) أو عالية (أكبر من 8 أضعاف من كتلة الشمس). تدوم هذه المرحلة عادة نحو مليار سنة.

يمكننا رؤية بعض العمالقة الحمراء بالعين المجردة، مثل غاما كروسيس (Gamma Crucis) الذي يوجد في كوكبة الصليب الجنوبي(Crux constellation)؛ إذ إنها تبدو وكأن لونها أشبه بالبرتقالي من الأحمر.

موت النجوم المنخفضة الكتلة ومصيرها النهائي

تموت النجوم بطرق مختلفة للغاية، ويعتمد ذلك على كتلتها. تنكمش نوى النجوم المنخفضة الكتلة أكثر وترتفع درجة حرارتها مع نفاد وقودها من الهيدروجين. تصبح هذه النجوم حارة للغاية لدرجة أنها تصبح قادرة على دمج الهيليوم أيضاً، وهي عملية تتطلب المزيد من الحرارة والضغط نظراً لأن الهيليوم أثقل من الهيدروجين.

مع استهلاك النجم العملاق الأحمر لكمية الهيليوم الموجودة فيه، وهي عملية تتسبب في تشكّل الكربون والعناصر الأخرى، يصبح النجم غير مستقر ويبدأ بالنبض. تُقذف عندها طبقات النجم الخارجية بعيداً وتتبدد في الفضاء البينجميّ. في النهاية، وبعد زوال الطبقات الخارجية جميعها، لا يتبقى من النجم سوى النواة الصغيرة والحارة. وتحمل هذه البقايا العارية اسم الأقزام البيضاء.

اقرأ أيضاً: زوج غير متناظر من النجوم الميّتة قد يكشف بعض أسرار الكون

لا تولّد الأقزام البيضاء الحرارة بنفسها في هذه المرحلة، كما أن حجمها يساوي تقريباً حجم الأرض، على الرغم من أن كتلتها أكبر بمئات الآلاف من المرات. تبرد الأقزام البيضاء تدريجياً بمرور الزمن، وتصدر الضوء بألوان متنوعة من الأزرق إلى الأبيض إلى الأحمر. تعتبر هذه البقايا الكثيفة قاتمة لدرجة أنها لا ترى بالعين المجردة، ولكن يمكننا رؤية بعضها في كوكبة الذبابة (Musca constellation) باستخدام التلسكوبات. يعتبر نجم فان مانن (سمي نسبة لمكتشفه عالم الفلك الهولندي أدريان فان مانن Adriaan van Maanen) الذي يوجد في كوكبة الحوت قزماً أبيض.

الموت العنيف للنجوم عالية الكتلة

تتبع النجوم التي تبلغ كتلها 8 أضعاف من كتلة الشمس نمطاً متشابهاً عادة، على الأقل في بداية مرحلة موتها. يبدأ النجم بالانكماش مع انخفاض كمية الهيليوم فيه، ما يتيح له تحويل الكربون الناجم عن دمج الهيليوم إلى الأوكسجين من خلال عملية الاندماج النووي. تتكرر هذه العملية مع الأوكسجين أيضاً؛ إذ إنه يتحول بالاندماج النووي إلى النيون، ثم يتحول النيون إلى سيليكون، الذي يتحول بدوره إلى الحديد. عند نفاد كمية الوقود المتطلبة لاستمرار هذه السلسلة من التفاعلات وعدم توليد المزيد من الطاقة منها، تتغلب قوة الجذب المتجهة إلى داخل النجم على القوى الناجمة عن طاقة التفاعلات.

وخلال ثانية من الزمن، تنهار الطبقات الخارجية للنجم تجاه الداخل. تنهار نواة النجم على نفسها أيضاً ثم تتوسع، ما يتسبب في توليد موجة صدمية عبر أجزاء النجم، ويحمل هذا الانفجار اسم المستعر الأعظم.

تتطور مسيرة حياة النجم بعد انفجار المستعر الأعظم بطريقتين. إذا تراوحت كتلة النجم بين 8 أضعاف و20 ضعفاً من كتلة الشمس خلال مرحلة التسلسل الرئيسي هذه، ستتشكّل نواة فائقة الكثافة تحمل اسم النجم النيوتروني نتيجة للانفجار. تعتبر أقطار النجوم النيوترونية أقل من أقطار الأقزام البيضاء؛ إذ إنها تساوي تقريباً طول مدينة نيويورك (530 كيلومتراً)، كما أنها تتمتع بكتلة أكبر من كتلة الشمس.

تستمر نوى معظم النجوم ذات الكتل العالية بالانهيار على نفسها تحت تأثير جاذبيتها بعد انفجار المستعر الأعظم. ويتسبب ذلك في تشكّل الثقوب السوداء التي يصل حجمها إلى حجم ذرة واحدة على الرغم من أنها تتمتع بكتلة تساوي كتلة نجم فائق الكتلة.

أحد الأمثلة على هذه النجوم هو نجم يوجد في نظام ثنائي (أو نظام متعدد النجوم) يمتص كتلة النجم المرافق له. يبدو هذا النجم وكأنه أصغر عمراً مما هو في الواقع نتيجة لاكتسابه كتلة إضافية من المواد التي تستهلك فيه كوقود؛ إذ إنه أكثر سطوعاً ويظهر بلون أقرب إلى الأزرق. تقول غوسنيل إن هذه النجوم تحمل اسم النجوم الشاردة الزرقاء لأنها تبدو وكأنها “تاهت عن مسار تطورها المتوقع”.

اقرأ أيضاً: تخيَّل، كم يبلغ عدد النجوم في مجرتنا؟

تقول غوسنيل أيضاً إن أحد الأنواع الغريبة من النجوم يحمل اسم النجوم أشباه أشباه العمالقة (sub-subgiant). توجد هذه النجوم أيضاً في الأنظمة الثنائية، وعادة ما تكون في مرحلة التحول من نجوم التسلسل الرئيسي إلى فئة العمالقة الحمراء، على الرغم من أنها تظل أقل سطوعاً من هذه الأخيرة. تقول غوسنيل إن هذا النوع من النجوم أشباه العمالقة يتمتع “بحقل مغناطيسي نشط للغاية ويحتوي على الكثير من البقع الشمسية على السطح. لذلك، هذه النجوم نشطة مغناطيسياً للغاية وتبدو وكأنها متغيرة الأشكال لأن البقع الشمسية تدور وتختفي من مجال رؤيتنا”.

تضيف غوسنيل قائلة إن الباحثين في مهمة وكالة الفضاء الأوروبية السابقة الذكر ينشؤون خريطة للنجوم “بطرق أدق من التي استخدمت من قبل”، ما يمكن أن يكشف عن التنوّع الحقيقي للنجوم التي تشكّلت في مجرة درب التبانة وتعقيدها. ومع بدء مثل هذه المهام في “دراسة النجوم، سنكتشف حقائق جديدة مثيرة للاهتمام قد تجبرنا على تغيير تصنيفاتنا لهذه الأجرام السماوية”، حسب تعبير غوسنيل.