22.1: التطور من التسلسل الرئيسي إلى العمالقة الحمراء

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197858

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

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

اشرح التسلسل الرئيسي لعمر الصفر
وصف ما يحدث لنجوم التسلسل الرئيسي ذات الكتل المختلفة أثناء استنفادها لإمدادات الهيدروجين

واحدة من أفضل الطرق للحصول على «لقطة» لمجموعة من النجوم هي رسم خصائصها على مخطط H—R. لقد استخدمنا بالفعل مخطط H—R لمتابعة تطور النماذج الأولية حتى الوقت الذي تصل فيه إلى التسلسل الرئيسي. الآن سنرى ما سيحدث بعد ذلك.

بمجرد وصول النجم إلى مرحلة التسلسل الرئيسي من حياته، فإنه يستمد طاقته بالكامل تقريبًا من تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم عبر عملية الاندماج النووي في جوهره (انظر The Sun: A Nuclear Powerhouse). نظرًا لأن الهيدروجين هو العنصر الأكثر وفرة في النجوم، يمكن لهذه العملية الحفاظ على توازن النجم لفترة طويلة. وهكذا، تظل جميع النجوم في التسلسل الرئيسي لمعظم حياتها. يحب بعض علماء الفلك تسمية مرحلة التسلسل الرئيسي بـ «المراهقة المطولة» للنجم أو «مرحلة البلوغ» (استمرارًا في تشبيهنا لمراحل حياة الإنسان).

تُسمى الحافة اليسرى لنطاق التسلسل الرئيسي في مخطط H—R بالتسلسل الرئيسي للعمر الصفري (انظر الشكل\(18.4.1\) في القسم 18.4). نستخدم مصطلح العمر الصفري للإشارة إلى الوقت الذي يتوقف فيه النجم عن الانقباض، ويستقر على التسلسل الرئيسي، ويبدأ في دمج الهيدروجين في جوهره. التسلسل الرئيسي للعمر الصفري هو خط مستمر في مخطط H—R يوضح أين يمكن العثور على النجوم ذات الكتل المختلفة ولكن التركيب الكيميائي المماثل عندما تبدأ في دمج الهيدروجين.

نظرًا لأن 0.7٪ فقط من الهيدروجين المستخدم في تفاعلات الاندماج يتم تحويله إلى طاقة، فإن الاندماج لا يغير الكتلة الكلية للنجم بشكل ملحوظ خلال هذه الفترة الطويلة. ومع ذلك، فإنه يغير التركيب الكيميائي في مناطقه المركزية حيث تحدث التفاعلات النووية: يتم استنفاد الهيدروجين تدريجيًا، ويتراكم الهيليوم. يؤدي هذا التغيير في التكوين إلى تغيير اللمعان ودرجة الحرارة والحجم والهيكل الداخلي للنجم. عندما يبدأ لمعان النجم ودرجة حرارته بالتغير، فإن النقطة التي تمثل النجم في مخطط H—R تبتعد عن التسلسل الرئيسي للعمر الصفري.

تظهر الحسابات أن درجة الحرارة والكثافة في المنطقة الداخلية تزداد ببطء مع تراكم الهيليوم في مركز النجم. عندما ترتفع درجة الحرارة، يكتسب كل بروتون المزيد من طاقة الحركة في المتوسط؛ هذا يعني أنه من المرجح أن يتفاعل مع البروتونات الأخرى، ونتيجة لذلك، يزداد معدل الاندماج أيضًا. بالنسبة لدورة البروتون-البروتون الموصوفة في The Sun: A Nuclear Powerhouse، يرتفع معدل الاندماج تقريبًا مع ارتفاع درجة الحرارة إلى الطاقة الرابعة.

إذا ارتفع معدل الاندماج، فإن معدل توليد الطاقة يزداد أيضًا، ويرتفع لمعان النجم تدريجيًا. ومع ذلك، في البداية، كانت هذه التغييرات صغيرة، وتبقى النجوم ضمن نطاق التسلسل الرئيسي في مخطط H—R لمعظم فترات حياتها.

مثال\(\PageIndex{1}\): درجة حرارة النجوم ومعدل الانصهار

إذا تضاعفت درجة حرارة النجم، فبأي عامل سيزيد معدل اندماجه؟

الحل

نظرًا لأن معدل الاندماج (مثل درجة الحرارة) يرتفع إلى القوة الرابعة، فإنه سيزداد بعامل 2 أو ⁴ أو 16 مرة.

التمارين\(\PageIndex{1}\)

إذا زاد معدل انصهار نجم بمقدار 256 مرة، فما العامل الذي سترتفع به درجة الحرارة؟

إجابة: ستزداد درجة الحرارة بعامل قدره 256 ^0.25 (أي الجذر ^الرابع لـ 256)، أو 4 مرات.

فترات الحياة في التسلسل الرئيسي

يعتمد عدد السنوات التي يبقى فيها النجم في نطاق التسلسل الرئيسي على كتلته. قد تعتقد أن نجمًا أكثر ضخامة، يحتوي على المزيد من الوقود، سيستمر لفترة أطول، لكن الأمر ليس بهذه البساطة. يعتمد عمر النجم في مرحلة معينة من التطور على مقدار الوقود النووي الذي يمتلكه وعلى مدى سرعة استهلاكه لهذا الوقود. (بنفس الطريقة، لا تعتمد المدة التي يمكن أن يستمر فيها الأشخاص في إنفاق الأموال على مقدار الأموال التي لديهم فحسب، بل أيضًا على مدى سرعة إنفاقها. هذا هو السبب في أن العديد من الفائزين باليانصيب الذين يواصلون الإنفاق سرعان ما يصبحون فقراء مرة أخرى.) في حالة النجوم، تستهلك النجوم الأكثر ضخامة وقودها بسرعة أكبر بكثير من النجوم ذات الكتلة المنخفضة.

السبب وراء زيادة سرعة النجوم الضخمة هو أنه، كما رأينا أعلاه، يعتمد معدل الاندماج بشدة على درجة حرارة قلب النجم. وما الذي يحدد مدى سخونة المناطق المركزية للنجم؟ إنها كتلة النجم - يحدد وزن الطبقات المغطية مدى ارتفاع الضغط في القلب: تتطلب الكتلة الأعلى ضغطًا أعلى لموازنتها. الضغط العالي، بدوره، ينتج عن ارتفاع درجة الحرارة. كلما ارتفعت درجة الحرارة في المناطق الوسطى، زادت سرعة سباق النجم عبر مخزنه للهيدروجين المركزي. على الرغم من أن النجوم الضخمة تحتوي على المزيد من الوقود، إلا أنها تحرقه بشكل هائل لدرجة أن أعمارها أقصر بكثير من تلك الخاصة بنظيراتها ذات الكتلة المنخفضة. يمكنك أيضًا أن تفهم الآن سبب كون أكبر نجوم التسلسل الرئيسي هي أيضًا الأكثر إضاءة. مثل نجوم موسيقى الروك الجدد مع ألبومهم البلاتيني الأول، فإنهم ينفقون مواردهم بمعدل مذهل.

يتم سرد أعمار التسلسل الرئيسي للنجوم ذات الكتل المختلفة في الجدول\(\PageIndex{1}\). يوضح هذا الجدول أن النجوم الأكثر ضخامة لا تقضي سوى بضعة ملايين من السنين على التسلسل الرئيسي. يبقى نجم ذو كتلة شمسية واحدة هناك لمدة 10 مليارات سنة تقريبًا، في حين أن النجم الذي يبلغ كتلته الشمسية حوالي 0.4 له عمر تسلسلي رئيسي يبلغ حوالي 200 مليار سنة، وهو أطول من عمر الكون الحالي. (لكن ضع في اعتبارك أن كل نجم يقضي معظم عمره الإجمالي على التسلسل الرئيسي. تكرس النجوم ما معدله 90٪ من حياتها لدمج الهيدروجين بسلام في الهيليوم.)

الجدول\(\PageIndex{1}\): أعمار نجوم التسلسل الرئيسي
النوع الطيفي	درجة حرارة السطح (K)	الكتلة (كتلة الشمس = 1)	العمر على التسلسل الرئيسي (سنوات)
O5	54,000	40	1 مليون
B0	29,200	16	10 مليون
A0	9600	3.3	500 مليون
F0	7350	1.7	2.7 مليار
G0	6050	1.1	9 مليار
ك 0	5240	0.8	14 مليار
م 0	3750	0.4	200 مليار

هذه النتائج ليست مجرد اهتمام أكاديمي. تطور البشر على كوكب حول نجم من النوع G. هذا يعني أن عمر التسلسل الرئيسي المستقر للشمس طويل جدًا لدرجة أنه منح الحياة على الأرض متسعًا من الوقت للتطور. عند البحث عن حياة ذكية مثل حياتنا على كواكب حول نجوم أخرى، سيكون البحث عن نجوم من النوع O أو B مضيعة كبيرة للوقت. تظل هذه النجوم مستقرة لفترة قصيرة بحيث يكون تطور المخلوقات معقدًا بدرجة كافية لأخذ دورات علم الفلك أمرًا مستبعدًا جدًا.

من نجمة التسلسل الرئيسي إلى العملاق الأحمر

في النهاية، يتم استهلاك كل الهيدروجين الموجود في قلب النجم، حيث يكون ساخنًا بدرجة كافية لتفاعلات الاندماج. ثم يحتوي اللب على الهيليوم فقط، «الملوث» بأي نسبة صغيرة من العناصر الثقيلة التي كان على النجم أن يبدأ بها. يمكن اعتبار الهيليوم الموجود في القلب بمثابة «الرماد» المتراكم من «الاحتراق» النووي للهيدروجين خلال مرحلة التسلسل الرئيسي.

لم يعد من الممكن توليد الطاقة عن طريق اندماج الهيدروجين في النواة النجمية لأن الهيدروجين قد اختفى بالكامل، وكما سنرى، فإن اندماج الهيليوم يتطلب درجات حرارة أعلى بكثير. نظرًا لأن درجة الحرارة المركزية ليست عالية بما يكفي لدمج الهيليوم، فلا يوجد مصدر للطاقة النووية لتزويد المنطقة الوسطى من النجم بالحرارة. تنتهي الآن فترة الاستقرار الطويلة، وتستولي الجاذبية مرة أخرى، ويبدأ القلب في الانقباض. مرة أخرى، يتم توفير طاقة النجم جزئيًا بواسطة طاقة الجاذبية، بالطريقة التي وصفها كلفن وهيلمهولتز (انظر مصادر أشعة الشمس: الطاقة الحرارية والجاذبية). عندما يتقلص قلب النجم، يتم تحويل طاقة المادة الساقطة إلى الداخل إلى حرارة.

تتدفق الحرارة المتولدة بهذه الطريقة، مثل كل الحرارة، إلى الخارج إلى حيث تكون أكثر برودة قليلاً. في هذه العملية، ترفع الحرارة درجة حرارة طبقة الهيدروجين التي قضت كامل وقت التسلسل الرئيسي الطويل خارج النواة. مثل ممثل بديل ينتظر في أجنحة عرض برودواي الناجح للحصول على فرصة الشهرة والمجد، كان هذا الهيدروجين ساخنًا تقريبًا (ولكن ليس تمامًا) بما يكفي للخضوع للاندماج والمشاركة في العمل الرئيسي الذي يحافظ على النجم. الآن، تؤدي الحرارة الإضافية الناتجة عن القلب المنكمش إلى وضع هذا الهيدروجين «فوق الحد الأقصى»، ويصبح غلاف نواة الهيدروجين خارج النواة ساخنًا بدرجة كافية لبدء اندماج الهيدروجين.

تتدفق الطاقة الجديدة الناتجة عن اندماج هذا الهيدروجين الآن إلى الخارج من هذه القشرة وتبدأ في تسخين طبقات النجم بعيدًا، مما يؤدي إلى تمددها. وفي الوقت نفسه، يستمر قلب الهيليوم في الانقباض، مما ينتج المزيد من الحرارة حوله. هذا يؤدي إلى مزيد من الاندماج في غلاف الهيدروجين الطازج خارج النواة (الشكل\(\PageIndex{1}\)). لا يزال الاندماج الإضافي ينتج المزيد من الطاقة، والتي تتدفق أيضًا إلى الطبقة العليا من النجم.

بديل — شكل طبقات\(\PageIndex{1}\) النجوم أثناء التسلسل الرئيسي وبعده. (أ) خلال التسلسل الرئيسي، يكون للنجم قلب حيث يحدث الاندماج ومغلف أكبر بكثير يكون باردًا جدًا بحيث لا يمكن الاندماج. (ب) عندما يتم استنفاد الهيدروجين الموجود في القلب (مصنوع من الهيليوم وليس الهيدروجين)، يتم ضغط النواة بالجاذبية وتسخينها. تبدأ الحرارة الإضافية في اندماج الهيدروجين في طبقة خارج النواة مباشرة. لاحظ أن هذه الأجزاء من الشمس لا يتم رسمها على نطاق واسع.

في الواقع، تولد معظم النجوم المزيد من الطاقة كل ثانية عندما تقوم بدمج الهيدروجين في الغلاف المحيط بنواة الهيليوم مقارنة بما كانت تفعله عندما كان اندماج الهيدروجين محصورًا في الجزء المركزي من النجم؛ وبالتالي، تزداد لمعانها. مع تدفق كل الطاقة الجديدة إلى الخارج، تبدأ الطبقات الخارجية للنجم بالتوسع، وينمو النجم في النهاية وينمو حتى يصل إلى نسب هائلة (\(\PageIndex{2}\)).

عندما ترفع الغطاء عن وعاء من الماء المغلي، يمكن أن يتمدد البخار ويبرد. وبنفس الطريقة، يؤدي تمدد الطبقات الخارجية للنجم إلى انخفاض درجة الحرارة على السطح. عندما يبرد، يصبح اللون العام للنجم أكثر احمرارًا. (رأينا في Radiation and Spectra أن اللون الأحمر يتوافق مع درجة الحرارة الباردة.)

لذلك يصبح النجم في نفس الوقت أكثر إضاءة وبرودة. في الرسم التخطيطي H—R، يترك النجم نطاق التسلسل الرئيسي ويتحرك لأعلى (أكثر سطوعًا) وإلى اليمين (درجة حرارة السطح الأكثر برودة). مع مرور الوقت، تصبح النجوم الضخمة عمالقة حمراء عملاقة، والنجوم ذات الكتلة المنخفضة مثل الشمس تصبح عمالقة حمراء. (ناقشنا لأول مرة مثل هذه النجوم العملاقة في The Stars: A Celestial Census؛ وهنا نرى كيف نشأت هذه النجوم «المنتفخة».) قد تقول أيضًا أن هذه النجوم لها «شخصيات منقسمة»: تتقلص نواتها بينما تتوسع طبقاتها الخارجية. (لاحظ أن النجوم الحمراء العملاقة لا تبدو في الواقع حمراء عميقة؛ ألوانها تشبه البرتقالي أو البرتقالي والأحمر.)

ما مدى اختلاف هذه العمالقة الحمراء والعمالقة الفائقة عن نجم التسلسل الرئيسي؟ \(\PageIndex{2}\)يقارن الجدول بين الشمس والعملاق الأحمر العملاق Betelgeuse، والذي يظهر فوق حزام أوريون كنجم أحمر ساطع يمثل إبط الصياد. بالنسبة للشمس، فإن هذا العملاق العملاق له نصف قطر أكبر بكثير، ومتوسط كثافة أقل بكثير، وسطح أكثر برودة، ونواة أكثر سخونة.

جدول\(\PageIndex{2}\): مقارنة العملاق مع الشمس
الملكية	شمس	منكب الجوزاء
الكتلة (2 × 10 ³³ جم)	1	16
دائرة نصف قطرها (كم)	700,000	500,000,000
درجة حرارة السطح (K)	5,800	3,600
درجة الحرارة الأساسية (K)	15,000,000	160,000,000
اللمعان (4 × 10 ²⁶ واط)	1	46,000
متوسط الكثافة (جم/سم ³)	1.4	1.3 × 10 ^—7
العمر (ملايين السنين)	4,500	10

يمكن أن تصبح العمالقة الحمراء كبيرة جدًا لدرجة أننا إذا استبدلنا الشمس بواحدة منها، فإن غلافها الجوي الخارجي سيمتد إلى مدار المريخ أو حتى بعده (الشكل\(\PageIndex{3}\)). هذه هي المرحلة التالية في حياة النجم وهو ينتقل (لمواصلة تشبيهنا بحياة الإنسان) من فترة «الشباب» و «البلوغ» الطويلة إلى «الشيخوخة». (بعد كل شيء، يرى العديد من البشر اليوم أيضًا طبقاتهم الخارجية تتوسع قليلاً مع تقدمهم في السن.) من خلال النظر في الأعمار النسبية للشمس وBetelgeuse، يمكننا أيضًا أن نرى أن فكرة «النجوم الأكبر تموت بشكل أسرع» صحيحة بالفعل هنا. يبلغ عمر Betelgeuse 10 ملايين عام فقط، وهو شاب نسبيًا مقارنة بشمسنا البالغ 4.5 مليار سنة، لكنه يقترب بالفعل من آلام الموت كعملاق أحمر.

نماذج للتطور إلى المرحلة العملاقة

كما ناقشنا سابقًا، يمكن لعلماء الفلك إنشاء نماذج حاسوبية للنجوم ذات الكتل والتركيبات المختلفة لمعرفة كيف تتغير النجوم طوال حياتها. \(\PageIndex{4}\)، الذي يستند إلى حسابات نظرية قام بها عالم الفلك في جامعة إلينوي إيكو إيبين، يُظهر مخططًا من H—R يحتوي على عدة مسارات للتطور بدءًا من التسلسل الرئيسي وحتى المرحلة العملاقة. تظهر المسارات للنجوم ذات الكتل المختلفة (من 0.5 إلى 15 مرة كتلة شمسنا) وذات التركيبات الكيميائية المشابهة لتلك الموجودة في الشمس. الخط الأحمر هو التسلسل الرئيسي الأولي أو العمر الصفري. تشير الأرقام على طول المسارات إلى الوقت، بالسنوات، المطلوب لكل نجم للوصول إلى تلك النقاط في تطوره بعد مغادرة التسلسل الرئيسي. مرة أخرى، يمكنك أن ترى أنه كلما زاد حجم النجم، زادت سرعة مروره بكل مرحلة من مراحل حياته.

لاحظ أن أكبر نجم في هذا الرسم التخطيطي له كتلة مماثلة لكتلة Betelgeuse، وبالتالي فإن مساره التطوري يُظهر تقريبًا تاريخ Betelgeuse. يُظهر مسار نجمة ذات كتلة شمسية واحدة أن الشمس لا تزال في مرحلة التسلسل الرئيسي للتطور، حيث يبلغ عمرها حوالي 4.5 مليار سنة فقط. سوف تمر مليارات السنين قبل أن تبدأ الشمس في «التسلق» بعيدًا عن التسلسل الرئيسي - توسيع طبقاتها الخارجية التي ستجعلها عملاقًا أحمر.

المفاهيم الأساسية والملخص

عندما تبدأ النجوم لأول مرة في دمج الهيدروجين بالهيليوم، فإنها تكمن في التسلسل الرئيسي للعصر الصفري. يعتمد مقدار الوقت الذي يقضيه النجم في مرحلة التسلسل الرئيسي على كتلته. تكمل النجوم الأكثر ضخامة كل مرحلة من مراحل التطور بسرعة أكبر من النجوم ذات الكتلة المنخفضة. يؤدي اندماج الهيدروجين لتكوين الهيليوم إلى تغيير التركيب الداخلي للنجم، مما يؤدي بدوره إلى تغيرات في درجة حرارته ولمعانه ونصف قطره. في النهاية، مع تقدم النجوم في العمر، تتطور بعيدًا عن التسلسل الرئيسي لتصبح عمالقة حمراء أو عمالقة عملاقة. يتقلص قلب العملاق الأحمر، لكن الطبقات الخارجية تتوسع نتيجة اندماج الهيدروجين في غلاف خارج النواة. يصبح النجم أكبر حجمًا وأكثر احمرارًا وأكثر سطوعًا عندما يتمدد ويبرد.

مسرد المصطلحات

التسلسل الرئيسي للعصر الصفري: خط يشير إلى التسلسل الرئيسي في مخطط H-R لنظام النجوم التي أكملت انكماشها من المادة بين النجوم وتستمد الآن كل طاقتها من التفاعلات النووية، ولكن تركيبها الكيميائي لم يتغير بعد بشكل كبير من خلال التفاعلات النووية