21.2: H-R ودراسة تطور النجوم

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197184

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

حدد عمر البروتوستار باستخدام مخطط H-R ولمعان ودرجة حرارة البروتوستار
اشرح التفاعل بين الجاذبية والضغط، وكيف يغير البروتوستار المتعاقد موضعه في مخطط H—R نتيجة لذلك

واحدة من أفضل الطرق لتلخيص كل هذه التفاصيل حول كيفية تغير النجم أو النجم الأولي مع الوقت هي استخدام مخطط Hertzsprung-Russell (H—R). تذكر من The Stars: تعداد سماوي أنه عند النظر إلى مخطط H—R، يتم رسم درجة الحرارة (المحور الأفقي) بشكل متزايد باتجاه اليسار. عندما يمر النجم بمراحل حياته، يتغير لمعانه ودرجة حرارته. وبالتالي، يتغير أيضًا موضعه على مخطط H—R، حيث يتم رسم اللمعان مقابل درجة الحرارة. مع تقدم النجوم في العمر، يجب علينا إعادة رسمها في أماكن مختلفة على الرسم التخطيطي. لذلك، غالبًا ما يتحدث علماء الفلك عن نجم يتحرك على الرسم التخطيطي H—R، أو عن تطوره الذي يتتبع مسارًا على الرسم التخطيطي. في هذا السياق، لا علاقة لـ «تتبع المسار» بحركة النجم عبر الفضاء؛ هذه مجرد طريقة مختصرة للقول بأن درجة حرارته ولمعانه يتغيران مع تطوره.

شاهد رسمًا متحركًا للنجوم في مجموعة أوميغا سنتوري أثناء إعادة ترتيبها وفقًا لللمعان ودرجة الحرارة، لتشكيل مخطط هرتزسبرونغ-راسل (H—R).

لتقدير مدى تغير لمعان ودرجة حرارة النجم مع تقدم العمر، يجب أن نلجأ إلى الحسابات. يقوم المنظرون بحساب سلسلة من النماذج للنجم، حيث يمثل كل نموذج متتالي نقطة زمنية لاحقة. قد تتغير النجوم لمجموعة متنوعة من الأسباب. على سبيل المثال، يتغير حجم النماذج الأولية لأنها تتقلص، وتتغير درجة حرارتها ولمعانها عند حدوث ذلك. بعد بدء الاندماج النووي في قلب النجم (انظر النجوم من المراهقة إلى الشيخوخة)، تتغير نجوم التسلسل الرئيسي لأنها تستهلك وقودها النووي.

بالنظر إلى النموذج الذي يمثل نجمًا في إحدى مراحل تطوره، يمكننا حساب كيف سيكون شكله في وقت لاحق قليلاً. في كل خطوة، يتنبأ النموذج بإضاءة النجم وحجمه، ومن هذه القيم، يمكننا معرفة درجة حرارة سطحه. تسمح لنا سلسلة من النقاط على مخطط H—R، المحسوبة بهذه الطريقة، بمتابعة التغيرات الحياتية للنجم، وبالتالي تسمى مساره التطوري.

مسارات تطورية

دعونا الآن نستخدم هذه الأفكار لمتابعة تطور النجوم الأولية التي هي في طريقها لتصبح نجوم التسلسل الرئيسي. تظهر المسارات التطورية للنجوم حديثة التكوين بمجموعة من الكتل النجمية في الشكل\(\PageIndex{1}\). لا تنتج هذه الأجسام النجمية الصغيرة الطاقة بعد عن طريق التفاعلات النووية، ولكنها تستمد الطاقة من انقباض الجاذبية - من خلال نوع العملية المقترحة للشمس من قبل هيلمهوتز وكلفن في القرن الماضي (انظر الفصل الخاص بالشمس: قوة نووية).

بديل — المسارات\(\PageIndex{1}\) التطورية الشكلية للتعاقد مع النماذج الأولية. تم رسم المسارات على مخطط H—R لإظهار كيف تتغير النجوم ذات الكتل المختلفة خلال الأجزاء الأولى من حياتها. الرقم المجاور لكل نقطة مظلمة على المسار هو العدد التقريبي للسنوات التي يستغرقها نجم الجنين للوصول إلى تلك المرحلة (الأرقام هي نتيجة نماذج الكمبيوتر وبالتالي فهي غير معروفة جيدًا). لاحظ أن درجة حرارة السطح (K) على المحور الأفقي تزداد باتجاه اليسار. يمكنك أن ترى أنه كلما زادت كتلة النجم، قل الوقت الذي يستغرقه المرور بكل مرحلة. عادةً ما تظل النجوم فوق الخط المتقطع محاطة بمواد متساقطة ويتم إخفاؤها بها.

في البداية، يظل البروتوستار باردًا إلى حد ما مع نصف قطر كبير جدًا وكثافة منخفضة جدًا. إنه شفاف للأشعة تحت الحمراء، ويمكن أن تشع الحرارة الناتجة عن تقلص الجاذبية بحرية في الفضاء. نظرًا لأن الحرارة تتراكم ببطء داخل البروتوستار، يظل ضغط الغاز منخفضًا، وتسقط الطبقات الخارجية دون عوائق تقريبًا باتجاه المركز. وهكذا، يتعرض البروتوستار لانهيار سريع جدًا، وهي مرحلة تتوافق مع الخطوط الرأسية تقريبًا على يمين الشكل\(\PageIndex{1}\). عندما يتقلص النجم، تصبح مساحة سطحه أصغر، وبالتالي ينخفض لمعانه الكلي. لا يتوقف الانكماش السريع إلا عندما يصبح البروتوستار كثيفًا وغير شفاف بدرجة كافية لاحتجاز الحرارة الصادرة عن تقلص الجاذبية.

عندما يبدأ النجم في الاحتفاظ بحرارته، يصبح الانكماش أبطأ بكثير، والتغيرات داخل النجم المتقلص تحافظ على لمعان النجوم مثل شمسنا ثابتًا تقريبًا. تبدأ درجات حرارة السطح في التراكم، ثم «يتحرك» النجم إلى اليسار في مخطط H—R. تصبح النجوم مرئية لأول مرة فقط بعد أن تزيل الرياح النجمية الموصوفة سابقًا الغبار والغاز المحيطين. يمكن أن يحدث هذا خلال مرحلة الانكماش السريع للنجوم ذات الكتلة المنخفضة، لكن النجوم ذات الكتلة العالية تظل محاطة بالغبار حتى تنهي مرحلتها المبكرة من تقلص الجاذبية (انظر الخط المتقطع في الشكل\(\PageIndex{1}\)).

لمساعدتك على تتبع المراحل المختلفة التي تمر بها النجوم في حياتها، قد يكون من المفيد مقارنة تطور النجم بتطور الإنسان. (من الواضح أنك لن تجد تطابقًا دقيقًا، لكن التفكير في المراحل من الناحية الإنسانية قد يساعدك على تذكر بعض الأفكار التي نحاول التأكيد عليها.) يمكن مقارنة النماذج الأولية بالأجنة البشرية - فهي غير قادرة حتى الآن على الحفاظ على نفسها ولكنها تستمد الموارد من بيئتها أثناء نموها. تمامًا كما أن ولادة الطفل هي اللحظة التي يُطلب فيها إنتاج طاقته الخاصة (من خلال الأكل والتنفس)، لذلك يقول علماء الفلك أن النجم يولد عندما يكون قادرًا على الحفاظ على نفسه من خلال التفاعلات النووية (عن طريق صنع طاقته الخاصة).

عندما تصبح درجة الحرارة المركزية للنجم مرتفعة بما يكفي (حوالي 12 مليون كلفن) لدمج الهيدروجين في الهيليوم، نقول إن النجم قد وصل إلى التسلسل الرئيسي (وهو مفهوم تم تقديمه في The Stars: A Celestial Census). إنه الآن نجم كامل، في حالة توازن تقريبًا، ويتباطأ معدل تغيره بشكل كبير. فقط النضوب التدريجي للهيدروجين عند تحوله إلى هيليوم في القلب يغير خصائص النجم ببطء.

تحدد كتلة النجم بالضبط مكان وقوعه في التسلسل الرئيسي. كما\(\PageIndex{1}\) يوضح الشكل، تتميز النجوم الضخمة في التسلسل الرئيسي بدرجات حرارة عالية وإضاءة عالية. تتميز النجوم ذات الكتلة المنخفضة بدرجات حرارة منخفضة وإضاءة منخفضة.

لا تصل الأجسام ذات الكتلة المنخفضة للغاية أبدًا إلى درجات حرارة مركزية عالية بما يكفي لإشعال التفاعلات النووية. يتوقف الطرف السفلي من التسلسل الرئيسي حيث تكون كتلة النجوم بالكاد كبيرة بما يكفي للحفاظ على التفاعلات النووية بمعدل كافٍ لوقف تقلص الجاذبية. تُحسب هذه الكتلة الحرجة بحوالي 0.075 مرة من كتلة الشمس. كما ناقشنا في الفصل الخاص بتحليل ضوء النجوم، فإن الأجسام الموجودة تحت هذه الكتلة الحرجة تسمى إما الأقزام البنية أو الكواكب. في الطرف الآخر، ينتهي الطرف العلوي من التسلسل الرئيسي عند النقطة التي تصبح فيها الطاقة التي يشعها النجم الضخم المشكل حديثًا كبيرة جدًا لدرجة أنها توقف تراكم المادة الإضافية. الحد الأعلى للكتلة النجمية هو ما بين 100 و 200 كتلة شمسية.

الجداول الزمنية التطورية

تعتمد المدة التي يستغرقها تكوين النجم على كتلته. الأرقام التي تحدد النقاط في كل مسار في الشكل\(\PageIndex{1}\) هي الأوقات، بالسنوات، اللازمة لنجوم الجنين للوصول إلى المراحل التي ناقشناها. تصل نجوم الكتل الأعلى بكثير من الشمس إلى التسلسل الرئيسي في غضون بضعة آلاف إلى ملايين السنين. تطلبت الشمس ملايين السنين قبل ولادتها. تحتاج النجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى عشرات الملايين من السنين لتتطور إلى التسلسل الرئيسي الأدنى. (سنرى أن هذا يتضح أنه مبدأ عام: تمر النجوم الضخمة بجميع مراحل التطور بشكل أسرع من النجوم ذات الكتلة المنخفضة.)

سنتناول المراحل اللاحقة من حياة نجم في فيلم «النجوم من المراهقة إلى الشيخوخة»، ونفحص ما يحدث بعد وصول النجوم إلى التسلسل الرئيسي وبدء «مرحلة المراهقة المطولة» و «مرحلة البلوغ» لدمج الهيدروجين لتكوين الهيليوم. ولكن الآن نريد دراسة العلاقة بين تكوين النجوم والكواكب.

ملخص

يمكن وصف تطور النجم من حيث التغيرات في درجة حرارته ولمعانه، والتي يمكن اتباعها على أفضل وجه من خلال رسمها على مخطط H—R. تولد النجوم الأولية الطاقة (والحرارة الداخلية) من خلال تقلص الجاذبية الذي يستمر عادةً لملايين السنين، حتى يصل النجم إلى التسلسل الرئيسي.