18.4: مخطط H-R
- Page ID
- 197063
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- حدد الخصائص الفيزيائية للنجوم المستخدمة لإنشاء مخطط H—R، ووصف كيف تختلف هذه الخصائص بين مجموعات النجوم
- ناقش الخصائص الفيزيائية لمعظم النجوم الموجودة في مواقع مختلفة في مخطط H—R، مثل نصف القطر، والنجوم المتسلسلة الرئيسية، mas
في هذا الفصل وفي «تحليل ضوء النجوم»، وصفنا بعض الخصائص التي يمكننا من خلالها تصنيف النجوم وكيفية قياسها. يتم تلخيص هذه الأفكار في الجدول\(\PageIndex{1}\). لقد قدمنا أيضًا مثالاً للعلاقة بين اثنتين من هذه الخصائص في علاقة اللمعان الشامل. عندما تم قياس خصائص أعداد كبيرة من النجوم في بداية القرن العشرين، تمكن علماء الفلك من بدء بحث أعمق عن الأنماط والعلاقات في هذه البيانات.
| صفة | تقنية |
|---|---|
| درجة حرارة السطح |
1. حدد اللون (خشن جدًا). 2. قم بقياس الطيف واحصل على النوع الطيفي. |
| التركيب الكيميائي | حدد الخطوط الموجودة في الطيف. |
| لمعان | قم بقياس السطوع الظاهري وتعويض المسافة. |
| سرعة شعاعية | قم بقياس تحول دوبلر في الطيف. |
| الدوران | قم بقياس عرض الخطوط الطيفية. |
| الكتلة | قم بقياس الفترة ومنحنيات السرعة الشعاعية للنجوم الثنائية الطيفية. |
| القطر |
1. قم بقياس الطريقة التي يحجب بها القمر ضوء النجم. 2. قم بقياس منحنيات الضوء وتحولات دوبلر للتغلب على النجوم الثنائية. |
للمساعدة في فهم أنواع العلاقات التي يمكن العثور عليها، دعونا ننظر بإيجاز إلى مجموعة من البيانات حول البشر. إذا كنت تريد أن تفهم البشر من خلال مقارنة خصائصهم ومقارنتها - دون افتراض أي معرفة سابقة بهذه المخلوقات الغريبة - يمكنك محاولة تحديد الخصائص التي تقودك في اتجاه مثمر. على سبيل المثال، يمكنك رسم ارتفاعات عينة كبيرة من البشر مقابل أوزانهم (وهو مقياس لكتلتهم). تظهر هذه المؤامرة في الشكل\(\PageIndex{1}\) وتحتوي على بعض الميزات المثيرة للاهتمام. في الطريقة التي اخترناها لتقديم بياناتنا، يزداد الارتفاع صعودًا، بينما يزداد الوزن إلى اليسار. لاحظ أن البشر لا يتم توزيعهم عشوائيًا في الرسم البياني. تقع معظم النقاط على طول تسلسل يمتد من أعلى اليسار إلى أسفل اليمين.
يمكننا أن نستنتج من هذا الرسم البياني أن طول الإنسان ووزنه مرتبطان. بشكل عام، يزن البشر الأطول أكثر، بينما يزن الأشخاص الأقصر وزنًا أقل. هذا أمر منطقي إذا كنت على دراية ببنية البشر. عادةً، إذا كان لدينا عظام أكبر، فلدينا المزيد من اللحم لملء إطارنا الأكبر. إنها ليست دقيقة من الناحية الرياضية - هناك مجموعة واسعة من الاختلافات - ولكنها ليست قاعدة عامة سيئة. وبالطبع، هناك بعض الاستثناءات الدراماتيكية. ترى أحيانًا إنسانًا قصيرًا يعاني من زيادة الوزن جدًا وبالتالي سيكون في أسفل يسار الرسم التخطيطي أكثر من متوسط تسلسل الأشخاص. أو قد يكون لديك عارضة أزياء طويلة جدًا ونحيفة ذات ارتفاع كبير ولكن وزنها صغير نسبيًا، ويمكن العثور عليها بالقرب من الجزء العلوي الأيمن.
تم العثور على مخطط مماثل مفيد للغاية لفهم حياة النجوم. في عام 1913، رسم عالم الفلك الأمريكي هنري نوريس راسل لمعان النجوم مقابل فئاتها الطيفية (طريقة للدلالة على درجات حرارة سطحها). أدى هذا التحقيق، ودراسة مستقلة مماثلة في عام 1911 من قبل عالم الفلك الدنماركي Ejnar Hertzsprung، إلى اكتشاف مهم للغاية مفاده أن درجة حرارة النجوم ولمعانها مرتبطان (الشكل\(\PageIndex{2}\)).
هنري نوريس راسيل
عندما تخرج هنري نوريس راسل من جامعة برينستون، كان عمله رائعًا جدًا لدرجة أن أعضاء هيئة التدريس قرروا إنشاء مستوى جديد من درجة الشرف يتجاوز «درجة الشرف» بالنسبة له. وتذكره طلابه فيما بعد كرجل كان تفكيره أسرع بثلاث مرات من تفكير أي شخص آخر، وكانت ذاكرته استثنائية للغاية، حيث كان بإمكانه أن يقتبس بشكل صحيح عددًا هائلاً من القصائد والقصص، والكتاب المقدس بأكمله، وجداول الوظائف الرياضية، وأي شيء تعلمه تقريبًا عن علم الفلك. كان متوترًا ونشطًا وتنافسيًا ونقديًا وصريحًا للغاية؛ كان يميل إلى السيطرة على كل اجتماع يحضره. في مظهره الخارجي، كان منتجًا قديمًا من القرن التاسع عشر كان يرتدي أحذية سوداء عالية الجودة وأطواق عالية النشوية، وكان يحمل مظلة كل يوم من أيام حياته. كانت أوراقه الـ 264 مؤثرة بشكل كبير في العديد من مجالات علم الفلك.
وُلد راسل عام 1877، وهو ابن قسيس مشيخي، وأظهر وعدًا مبكرًا. عندما كان عمره 12 عامًا، أرسلته عائلته للعيش مع عمة في برينستون حتى يتمكن من الالتحاق بمدرسة إعدادية عليا. عاش في نفس المنزل في تلك المدينة حتى وفاته عام 1957 (توقفت فقط بسبب إقامة قصيرة في أوروبا للعمل في الدراسات العليا). كان مولعًا بسرد أن والدته وجدته فازت بجوائز في الرياضيات، وأنه ربما ورث مواهبه في هذا المجال من جانب الأسرة.
قبل راسل، كرس علماء الفلك الأمريكيون أنفسهم بشكل أساسي لمسح النجوم وعمل كتالوجات رائعة لخصائصها، وخاصة أطيافها (كما هو موضح في تحليل النجوم). بدأ راسل يرى أن تفسير أطياف النجوم يتطلب فهمًا أكثر تعقيدًا لفيزياء الذرة، وهو موضوع تم تطويره من قبل علماء الفيزياء الأوروبيين في عشرينيات وعشرينيات القرن الماضي. شرع راسل في مهمة استمرت مدى الحياة للتأكد من الظروف المادية داخل النجوم من خلال القرائن الموجودة في أطيافها؛ وقد ألهم عمله، واستمر في عمله، جيلًا من علماء الفلك، تلقى العديد منهم تدريبًا على يد راسل ومعاونيه.
قدم راسل أيضًا مساهمات مهمة في دراسة النجوم الثنائية وقياس كتل النجوم، وأصل النظام الشمسي، وأغلفة الكواكب، وقياس المسافات في علم الفلك، من بين مجالات أخرى. كان مدرسًا مؤثرًا ومشهورًا لعلم الفلك، حيث كتب عمودًا عن الموضوعات الفلكية لمجلة Scientific American لأكثر من 40 عامًا. كتب هو واثنين من زملائه كتابًا مدرسيًا لفصول علم الفلك بالكلية ساعد في تدريب علماء الفلك وعشاق علم الفلك على مدى عدة عقود. لقد هيأ هذا الكتاب المشهد لنوع الكتاب المدرسي الذي تقرأه الآن، والذي لا يعرض حقائق علم الفلك فحسب، بل يشرح أيضًا كيفية ملاءمتها معًا. ألقى راسل محاضرات في جميع أنحاء البلاد، وشدد في كثير من الأحيان على أهمية فهم الفيزياء الحديثة من أجل فهم ما كان يحدث في علم الفلك.
وصف هارلو شابلي، مدير مرصد كلية هارفارد، راسل بأنه «عميد علماء الفلك الأمريكيين». كان يُنظر إلى راسل بالتأكيد على أنه رائد المجال لسنوات عديدة وتمت استشارته بشأن العديد من المشكلات الفلكية من قبل زملاء من جميع أنحاء العالم. اليوم، واحدة من أعلى الجوائز التي يمكن أن يحصل عليها عالم الفلك هي جائزة من الجمعية الفلكية الأمريكية تسمى جائزة راسل، والتي تم إنشاؤها تخليدًا لذكراه.
ميزات مخطط H—R
بعد Hertzsprung و Russell، دعونا نرسم درجة الحرارة (أو الفئة الطيفية) لمجموعة مختارة من النجوم القريبة مقابل لمعانها ونرى ما نجده (الشكل\(\PageIndex{3}\)). غالبًا ما يُطلق على هذه المؤامرة اسم مخطط Hertzsprung-Russell، وهو مخطط H—R المختصر. إنه أحد الرسوم البيانية الأكثر أهمية والأكثر استخدامًا في علم الفلك، مع تطبيقات تتجاوز الأغراض التي تم تطويره من أجلها في الأصل منذ أكثر من قرن.
من المعتاد رسم مخططات H—R بطريقة تزيد من درجة الحرارة باتجاه اليسار واللمعان باتجاه الأعلى. لاحظ التشابه مع مخطط الطول والوزن الخاص بنا للأشخاص (الشكل\(\PageIndex{1}\)). لا يتم توزيع النجوم، مثل الأشخاص، على الرسم التخطيطي بشكل عشوائي، كما سيكون الحال إذا عرضت جميع مجموعات اللمعان ودرجة الحرارة. بدلاً من ذلك، نرى أن النجوم تتجمع في أجزاء معينة من مخطط H—R. يتم محاذاة الغالبية العظمى على طول تسلسل ضيق يمتد من أعلى اليسار (حار، شديد الإضاءة) إلى أسفل اليمين (بارد، أقل إضاءة). تسمى مجموعة النقاط هذه بالتسلسل الرئيسي. إنها تمثل العلاقة بين درجة الحرارة واللمعان التي تتبعها معظم النجوم. يمكننا تلخيص هذه العلاقة بالقول إن النجوم الأكثر سخونة أكثر إضاءة من النجوم الباردة.
ومع ذلك، يوجد عدد من النجوم فوق التسلسل الرئيسي في مخطط H—R، في المنطقة العلوية اليمنى، حيث تكون درجات حرارة النجوم منخفضة ولمعانًا عاليًا. كيف يمكن للنجم أن يكون باردًا في آن واحد، بمعنى أن كل متر مربع على النجم لا يستهلك كل هذا القدر من الطاقة، ولكنه مضيء جدًا؟ الطريقة الوحيدة هي أن يكون النجم ضخمًا - أن يكون لديه الكثير من الأمتار المربعة على سطحه بحيث لا يزال إجمالي إنتاج الطاقة كبيرًا. يجب أن تكون هذه النجوم عمالقة أو عمالقة، النجوم ذات القطر الضخم التي ناقشناها سابقًا.
توجد أيضًا بعض النجوم في الزاوية السفلية اليسرى من الرسم التخطيطي، والتي تتميز بدرجة حرارة عالية ولمعان منخفض. إذا كانت درجات حرارة سطحها مرتفعة، فإن كل متر مربع على هذا النجم يستهلك الكثير من الطاقة. كيف إذن يمكن للنجم العام أن يكون خافتًا؟ يجب أن تكون مساحتها الإجمالية صغيرة جدًا؛ تُعرف هذه النجوم باسم الأقزام البيضاء (البيضاء لأنه في درجات الحرارة المرتفعة هذه، تمتزج ألوان الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي تنبعث منه معًا لجعلها تبدو بيضاء مزرقة). سنقول المزيد عن هذه الأشياء المحيرة في لحظة. الشكل عبارة عن مخطط H—R تخطيطي لعينة كبيرة من النجوم، تم رسمه لجعل الأنواع المختلفة أكثر وضوحًا.
الآن، فكر مرة أخرى في مناقشتنا لاستطلاعات النجوم. من الصعب رسم مخطط H—R يمثل حقًا جميع النجوم لأن معظم النجوم خافتة جدًا لدرجة أننا لا نستطيع رؤية تلك الموجودة خارج جوارنا المباشر. \(\PageIndex{3}\)تم اختيار النجوم المرسومة في الشكل لأن مسافاتها معروفة. تحذف هذه العينة العديد من النجوم الخافتة جوهريًا القريبة ولكن لم يتم قياس مسافاتها، لذا فهي تُظهر عددًا أقل من نجوم التسلسل الرئيسي الخافتة مقارنة بالمخطط «العادل». لكي تكون تمثيلًا حقيقيًا للسكان النجميين، يجب رسم مخطط H—R لجميع النجوم ضمن مسافة معينة. لسوء الحظ، فإن معرفتنا كاملة بشكل معقول فقط للنجوم في غضون 10 إلى 20 سنة ضوئية من الشمس، والتي لا يوجد بينها عمالقة أو عمالقة خارقون. ومع ذلك، من خلال العديد من الاستطلاعات (ويمكن الآن إنجاز المزيد باستخدام التلسكوبات الجديدة الأكثر قوة)، نقدر أن حوالي 90٪ من النجوم الحقيقية بشكل عام (باستثناء الأقزام البنية) في الجزء الخاص بنا من الفضاء هي نجوم التسلسل الرئيسي، وحوالي 10٪ من الأقزام البيضاء، وأقل من 1٪ من العمالقة أو العمالقة الفائقة.
يمكن استخدام هذه التقديرات مباشرة لفهم حياة النجوم. اسمح لنا بتشبيه سريع آخر مع الناس. لنفترض أننا قمنا بمسح الأشخاص تمامًا مثل نجوم المسح الفلكيين، لكننا نريد تركيز انتباهنا على موقع الشباب، الذين تتراوح أعمارهم بين 6 و 18 عامًا. تقوم فرق المسح بالبحث وجمع البيانات حول مكان وجود هؤلاء الشباب في جميع الأوقات خلال يوم يعمل على مدار 24 ساعة. يوجد البعض في صالون البيتزا المحلي، والبعض الآخر نائم في المنزل، والبعض الآخر في السينما، والعديد منهم في المدرسة. بعد مسح عدد كبير جدًا من الشباب، فإن أحد الأشياء التي حددتها الفرق هو أنه، في المتوسط على مدار 24 ساعة، يوجد ثلث جميع الشباب في المدرسة.
كيف يمكنهم تفسير هذه النتيجة؟ هل يعني ذلك أن ثلثي الطلاب متغيبون عن المدرسة وأن الثلث المتبقي يقضون كل وقتهم في المدرسة؟ لا، يجب أن نضع في الاعتبار أن فرق المسح أحصت الشباب طوال اليوم الذي استمر 24 ساعة. عملت بعض فرق المسح في الليل، عندما كان معظم الشباب نائمين في المنزل، وعمل آخرون في وقت متأخر بعد الظهر، عندما كان معظم الشباب في طريقهم إلى المنزل من المدرسة (وأكثر عرضة للاستمتاع بالبيتزا). إذا كان الاستطلاع تمثيليًا حقًا، يمكننا أن نستنتج أنه إذا كان ما معدله ثلث جميع الشباب في المدرسة، فيجب على البشر الذين تتراوح أعمارهم بين 6 و 18 عامًا قضاء حوالي ثلث وقتهم في المدرسة.
يمكننا أن نفعل شيئًا مشابهًا للنجوم. نجد، في المتوسط، أن 90٪ من جميع النجوم تقع في التسلسل الرئيسي لمخطط H—R. إذا تمكنا من تحديد بعض الأنشطة أو مرحلة الحياة بالتسلسل الرئيسي، فسيترتب على ذلك أن النجوم يجب أن تقضي 90٪ من حياتها في هذا النشاط أو مرحلة الحياة.
فهم التسلسل الرئيسي
في «الشمس: قوة نووية»، ناقشنا الشمس كنجم تمثيلي. لقد رأينا أن ما «تفعله النجوم مثل الشمس من أجل لقمة العيش» هو تحويل البروتونات إلى هيليوم في أعماق داخلها من خلال عملية الاندماج النووي، وبالتالي إنتاج الطاقة. يعد اندماج البروتونات مع الهيليوم مصدرًا ممتازًا وطويل الأمد للطاقة للنجم لأن الجزء الأكبر من كل نجم يتكون من ذرات الهيدروجين، التي تكون نواتها بروتونات.
تُظهر لنا نماذج الكمبيوتر الخاصة بنا لكيفية تطور النجوم بمرور الوقت أن النجم النموذجي سيقضي حوالي 90٪ من حياته في دمج الهيدروجين الوفير في جوهره في الهيليوم. يعد هذا تفسيرًا جيدًا لسبب وجود 90٪ من جميع النجوم في التسلسل الرئيسي في مخطط H—R. ولكن إذا كانت جميع النجوم في التسلسل الرئيسي تفعل الشيء نفسه (دمج الهيدروجين)، فلماذا يتم توزيعها على سلسلة من النقاط؟ أي لماذا تختلف في اللمعان ودرجة حرارة السطح (وهو ما نرسمه في مخطط H—R)؟
لمساعدتنا على فهم كيفية اختلاف نجوم التسلسل الرئيسي، يمكننا استخدام واحدة من أهم النتائج من دراساتنا للنجوم النموذجية. لقد تمكن علماء الفيزياء الفلكية من إثبات أن بنية النجوم المتوازنة والتي تستمد كل طاقتها من الاندماج النووي يتم تحديدها بشكل كامل وفريد من خلال كميتين فقط: الكتلة الكلية وتكوين النجم. توفر هذه الحقيقة تفسيرًا للعديد من ميزات مخطط H—R.
تخيل مجموعة من النجوم تتشكل من سحابة من «المواد الخام» بين النجوم التي تشبه تركيبتها الكيميائية تركيبة الشمس (سنصف هذه العملية بمزيد من التفصيل في كتاب ولادة النجوم واكتشاف الكواكب خارج النظام الشمسي، ولكن في الوقت الحالي، لن تهمنا التفاصيل). في مثل هذه السحابة، تبدأ جميع كتل الغاز والغبار التي تصبح نجومًا بنفس التركيب الكيميائي وتختلف عن بعضها البعض فقط في الكتلة. لنفترض الآن أننا نحسب نموذجًا لكل من هذه النجوم للوقت الذي تصبح فيه مستقرة وتستمد طاقتها من التفاعلات النووية، ولكن قبل أن يتاح لها الوقت لتغيير تركيبتها بشكل ملحوظ نتيجة لهذه التفاعلات.
تسمح لنا النماذج المحسوبة لهذه النجوم بتحديد درجة لمعانها ودرجات حرارتها وأحجامها. إذا قمنا برسم النتائج من النماذج - نقطة واحدة لكل نجمة نموذجية - على مخطط H—R، نحصل على شيء يشبه التسلسل الرئيسي الذي رأيناه للنجوم الحقيقية.
وهنا ما نجده عندما نفعل ذلك. النجوم النموذجية ذات الكتل الأكبر هي الأكثر سخونة وإشراقًا، وتقع في الجزء العلوي الأيسر من الرسم التخطيطي.
النجوم النموذجية الأقل ضخامة هي الأروع والأقل إضاءة، ويتم وضعها في الجزء السفلي الأيمن من قطعة الأرض. تقع جميع نجوم النموذج الأخرى على طول خط يمتد قطريًا عبر الرسم التخطيطي. بمعنى آخر، تبين أن التسلسل الرئيسي هو سلسلة من الكتل النجمية.
هذا منطقي إذا فكرت في الأمر. تتمتع النجوم الأكثر ضخامة بأكبر قدر من الجاذبية ويمكنها بالتالي ضغط مراكزها إلى أقصى درجة. هذا يعني أنها الأكثر سخونة من الداخل والأفضل في توليد الطاقة من التفاعلات النووية في الأعماق. ونتيجة لذلك، فإنها تتألق بأكبر قدر من اللمعان وتتمتع بأعلى درجات حرارة السطح. النجوم ذات الكتلة الأدنى، بدورها، هي الأروع من الداخل والأقل فعالية في توليد الطاقة. وبالتالي، فهي الأقل إضاءة وينتهي بها الأمر إلى أن تكون الأروع على السطح. تقع شمسنا في مكان ما في منتصف هذه الحدود القصوى (كما ترى في الشكل\(\PageIndex{3}\)). يتم سرد خصائص نجوم التسلسل الرئيسي التمثيلية (باستثناء الأقزام البنية، والتي ليست نجومًا حقيقية) في الجدول\(\PageIndex{2}\).
| النوع الطيفي | الكتلة (الشمس = 1) | اللمعان (الشمس = 1) | درجة الحرارة | دائرة نصف قطرها (الشمس = 1) |
|---|---|---|---|---|
| O5 | 40 | 7 × 10 5 | 40,000 كم | 18 |
| B0 | 16 | 2.7 × 10 5 | 28,000 كم | 7 |
| A0 | 3.3 | 55 | 10,000 كجم | 2.5 |
| F0 | 1.7 | 5 | 7500 كجم | 1.4 |
| G0 | 1.1 | 1.4 | 6000 كجم | 1.1 |
| ك 0 | 0.8 | 0.35 | 5000 كجم | 0.8 |
| م 0 | 0.4 | 0.05 | 3500 كجم | 0.6 |
لاحظ أننا رأينا هذا الرقم بنسبة 90٪ يظهر من قبل. هذا هو بالضبط ما وجدناه سابقًا عندما فحصنا علاقة اللمعان الكتلي (الشكل\(18.2.6\) في القسم 18.2). لاحظنا أن 90% من جميع النجوم تبدو وكأنها تتبع العلاقة؛ وهذه هي 90% من جميع النجوم التي تقع على التسلسل الرئيسي في مخطط H—R الخاص بنا. تتفق نماذجنا وملاحظاتنا.
ماذا عن النجوم الأخرى في مخطط H—R - العمالقة والعمالقة والأقزام البيضاء؟ كما سنرى في الفصول القليلة القادمة، هذه هي ما تتحول إليه نجوم التسلسل الرئيسي مع تقدم العمر: إنها المراحل اللاحقة في حياة النجم. عندما يستهلك النجم وقوده النووي، يتغير مصدر طاقته، وكذلك تركيبه الكيميائي وهيكله الداخلي. تؤدي هذه التغييرات إلى تغيير النجم لمعانه ودرجة حرارة سطحه بحيث لا يعود موجودًا في التسلسل الرئيسي في الرسم التخطيطي الخاص بنا. نظرًا لأن النجوم تقضي وقتًا أقل بكثير في هذه المراحل المتأخرة من حياتها، فإننا نرى عددًا أقل من النجوم في تلك المناطق من مخطط H—R.
أقصى درجات اللمعان النجمي والأقطار والكثافات
يمكننا استخدام مخطط H—R لاستكشاف الحدود القصوى في الحجم واللمعان والكثافة الموجودة بين النجوم. مثل هذه النجوم المتطرفة ليست فقط مثيرة للاهتمام لمحبي كتاب غينيس للأرقام القياسية؛ يمكنهم أن يعلمونا الكثير عن كيفية عمل النجوم. على سبيل المثال، رأينا أن أكبر نجوم التسلسل الرئيسي هي الأكثر إضاءة. نحن نعرف بعض النجوم المتطرفة التي تكون أكثر إضاءة بمليون مرة من الشمس، بكتل تتجاوز 100 مرة كتلة الشمس. هذه النجوم فائقة الإضاءة، الموجودة في الجزء العلوي الأيسر من مخطط H—R، هي نجوم شديدة الحرارة وزرقاء جدًا من النوع الطيفي O. هذه هي النجوم الأكثر وضوحًا على مسافات شاسعة في الفضاء.
تبلغ إضاءة الكواكب العملاقة الباردة في الزاوية العليا من مخطط H—R ما يصل إلى 10,000 مرة أكثر إضاءة من الشمس. بالإضافة إلى ذلك، فإن هذه النجوم لها أقطار أكبر بكثير من قطر الشمس. كما تمت مناقشته أعلاه، فإن بعض الشركات العملاقة كبيرة جدًا لدرجة أنه إذا كان من الممكن أن يتركز النظام الشمسي في واحدة، فإن سطح النجم سيكون خارج مدار المريخ (انظر الشكل\(\PageIndex{5}\)). سيتعين علينا أن نسأل، في الفصول القادمة، عن العملية التي يمكن أن تجعل النجم يتضخم إلى هذا الحجم الهائل، وإلى متى يمكن أن تستمر هذه النجوم «المنتفخة» في حالتها المنتفخة.
في المقابل، تكون النجوم الحمراء والباردة والمنخفضة اللمعان الشائعة جدًا في الطرف السفلي من التسلسل الرئيسي أصغر بكثير وأكثر إحكامًا من الشمس. ومن الأمثلة على هذا القزم الأحمر روس 614B، حيث تبلغ درجة حرارة سطحه 2700 كلفن و 1/2000 فقط من لمعان الشمس. نسمي هذا النجم قزمًا لأن قطره يبلغ 1/10 فقط من قطر الشمس. النجم ذو اللمعان المنخفض له أيضًا كتلة منخفضة (حوالي 1/12 من كتلة الشمس). هذا المزيج من الكتلة والقطر يعني أنه مضغوط جدًا بحيث يكون للنجم متوسط الكثافة حوالي 80 مرة من كثافة الشمس. يجب أن تكون كثافته أعلى، في الواقع، من أي مادة صلبة معروفة موجودة على سطح الأرض. (على الرغم من ذلك، فإن النجم مصنوع من الغاز في جميع الأنحاء لأن مركزه حار جدًا.)
ومع ذلك، فإن النجوم الخافتة ذات اللون الأحمر والمتسلسل الرئيسي ليست النجوم ذات الكثافة القصوى. لا تزال كثافة الأقزام البيضاء، الموجودة في الزاوية السفلية اليسرى من مخطط H-R، أكبر بعدة مرات.
الأقزام البيضاء
تم اكتشاف أول نجم قزم أبيض في عام 1862. يُطلق عليه اسم Sirius B، ويشكل نظامًا ثنائيًا مع Sirius A، النجم الأكثر سطوعًا في السماء. استعصت على الاكتشاف والتحليل لفترة طويلة لأن ضوءها الخافت يميل إلى الضياع في وهج Sirius A القريب (الشكل\(\PageIndex{6}\)). (نظرًا لأن سيريوس يُطلق عليه غالبًا اسم نجمة الكلب - كونه النجم الأكثر سطوعًا في كوكبة Canis Major، الكلب الكبير - يُطلق على Sirius B أحيانًا اسم الجرو.)
لقد وجدنا الآن الآلاف من الأقزام البيضاء. \(\PageIndex{1}\)يوضح الجدول أن حوالي 7٪ من النجوم الحقيقية (الأنواع الطيفية O—M) في منطقتنا المحلية هي أقزام بيضاء. من الأمثلة الجيدة على القزم الأبيض النموذجي النجم القريب 40 Eridani B. درجة حرارة سطحه ساخنة نسبيًا تبلغ 12000 كلفن، لكن لمعانه يبلغ 1/275 لترًا فقط من الشمس. تشير الحسابات إلى أن نصف قطرها يمثل 1.4% فقط من نصف قطر الشمس، أو تقريبًا نفس قطر الأرض، وحجمه هو 2.5 × 10-6 من حجم الشمس. ومع ذلك، تبلغ كتلته 0.43 مرة كتلة الشمس، أي أقل بقليل من النصف. لوضع مثل هذه الكتلة الكبيرة في حجم صغير جدًا، يجب أن تكون كثافة النجم حوالي 170.000 مرة من كثافة الشمس، أو أكثر من 200000 جم/سم 3. تبلغ كتلة ملعقة صغيرة من هذه المادة حوالي 50 طنًا! في مثل هذه الكثافة الهائلة، لا يمكن للمادة أن توجد في حالتها المعتادة؛ سوف ندرس السلوك الخاص لهذا النوع من المواد في The Death of Stars. في الوقت الحالي، نلاحظ فقط أن الأقزام البيضاء هي نجوم تحتضر، تصل إلى نهاية حياتها المنتجة ومستعدة لأن تنتهي قصصهم.
وصف عالم الفيزياء الفلكية البريطاني (ومروج العلوم) آرثر إدينجتون (1882-1944) أول قزم أبيض معروف بهذه الطريقة:
كانت رسالة رفيق سيريوس، عند فك شفرتها، تقول: «أنا مكون من مادة أكثر كثافة بثلاثة آلاف مرة من أي شيء صادفته في أي وقت مضى. سيكون الكثير من المواد الخاصة بي عبارة عن كتلة صلبة صغيرة يمكنك وضعها في علبة الثقاب». ما الرد الذي يمكن للمرء أن يقدمه لشيء من هذا القبيل؟ حسنًا، كان الرد الذي قدمه معظمنا في 1914 هو «اخرس؛ لا تتحدث بالهراء».
ومع ذلك، لا يقبل علماء الفلك اليوم وجود نجوم كثيفة مثل الأقزام البيضاء فحسب، بل وجدوا (كما سنرى) أجسامًا أكثر كثافة وغرابة في سعيهم لفهم تطور أنواع مختلفة من النجوم.
المفاهيم الأساسية والملخص
مخطط Hertzsprung-Russell، أو مخطط H—R، عبارة عن مخطط لللمعان النجمي مقابل درجة حرارة السطح. تقع معظم النجوم في التسلسل الرئيسي، الذي يمتد قطريًا عبر مخطط H—R من درجة الحرارة العالية واللمعان العالي إلى درجات الحرارة المنخفضة واللمعان المنخفض. يتم تحديد موضع النجم على طول التسلسل الرئيسي من خلال كتلته. تنبعث النجوم ذات الكتلة العالية المزيد من الطاقة وتكون أكثر سخونة من النجوم منخفضة الكتلة في التسلسل الرئيسي. تستمد نجوم التسلسل الرئيسي طاقتها من اندماج البروتونات إلى الهيليوم. حوالي 90٪ من النجوم تقع على التسلسل الرئيسي. حوالي 10٪ فقط من النجوم عبارة عن أقزام بيضاء، وأقل من 1٪ من العمالقة أو العمالقة.
مسرد المصطلحات
- مخطط H—R
- (مخطط Hertzsprung-Russell) رسم تخطيطي لللمعان مقابل درجة حرارة السطح (أو النوع الطيفي) لمجموعة من النجوم
- التسلسل الرئيسي
- سلسلة من النجوم على مخطط Hertzsprung-Russell، تحتوي على غالبية النجوم، وتمتد قطريًا من أعلى اليسار إلى أسفل اليمين
- قزم أبيض
- نجم منخفض الكتلة استنفد معظم أو كل وقوده النووي وانهار إلى حجم صغير جدًا؛ مثل هذا النجم يقترب من حالة حياته النهائية