22.3: التحقق من النظرية

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197880

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

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

اشرح كيف يمكن ربط مخطط H—R للعنقود النجمي بعمر الكتلة ومراحل تطور أعضائها النجمية
وصف كيف يكشف دوران التسلسل الرئيسي للعنقود عن عمره

في القسم السابق، أشرنا إلى أن المجموعات المفتوحة أصغر من المجموعات الكروية، وأن الجمعيات عادة ما تكون أصغر سنًا. في هذا القسم، سنوضح كيف نحدد أعمار هذه المجموعات النجمية. الملاحظة الرئيسية هي أن النجوم في هذه الأنواع المختلفة من المجموعات توجد في أماكن مختلفة في مخطط H—R، ويمكننا استخدام مواقعها في الرسم التخطيطي جنبًا إلى جنب مع الحسابات النظرية لتقدير المدة التي عاشت فيها.

مخططات H—R للمجموعات الصغيرة

ما الذي تتنبأ به النظرية لمخطط H—R لمجموعة تكثفت نجومها مؤخرًا من سحابة بين النجوم؟ تذكر أنه في كل مرحلة من مراحل التطور، تتطور النجوم الضخمة بسرعة أكبر من نظيراتها ذات الكتلة المنخفضة. بعد بضعة ملايين من السنين («مؤخرًا» لعلماء الفلك)، يجب أن تكون النجوم الأكثر ضخامة قد أكملت مرحلة الانكماش وأن تكون في التسلسل الرئيسي، بينما يجب أن تنطلق النجوم الأقل ضخامة إلى اليمين، ولا تزال في طريقها إلى التسلسل الرئيسي. هذه الأفكار موضحة في الشكل\(\PageIndex{1}\) الذي يوضح مخطط H—R الذي تم حسابه بواسطة R. Kippenhahn ومعاونيه في جامعة ميونيخ لمجموعة افتراضية يبلغ عمرها 3 ملايين سنة.

بديل — الشكل\(\PageIndex{1}\) 1: مخطط المجموعة الصغيرة H—R. نرى مخطط H—R لمجموعة شابة افتراضية بعمر 3 ملايين سنة. لاحظ أن النجوم ذات الكتلة العالية (عالية اللمعان) قد وصلت بالفعل إلى مرحلة التسلسل الرئيسي من حياتها، بينما لا تزال النجوم ذات الكتلة المنخفضة (منخفضة اللمعان) تتقلص باتجاه التسلسل الرئيسي للعصر الصفري (الخط الأحمر) وليست ساخنة بعد بما يكفي لاستخلاص كل طاقتها من اندماج الهيدروجين.

هناك مجموعات نجمية حقيقية تناسب هذا الوصف. أول ما تمت دراسته (في حوالي عام 1950) كان NGC 2264، والذي لا يزال مرتبطًا بمنطقة الغاز والغبار التي ولدت منها (الشكل\(\PageIndex{2}\)).

يظهر مخطط H—R الخاص بمجموعة NGC 2264 في الشكل\(\PageIndex{3}\). تقع الكتلة الموجودة في منتصف سديم أوريون (كما هو موضح\(21.1.4\) في الأشكال\(21.1.3\) وفي القسم 21.1) في مرحلة مماثلة من التطور.

مع تقدم المجموعات في العمر، تبدأ مخططات H—R الخاصة بها في التغيير. بعد وقت قصير (أقل من مليون سنة من وصولها إلى التسلسل الرئيسي)، تستهلك النجوم الأكثر ضخامة الهيدروجين الموجود في نواتها وتتطور خارج التسلسل الرئيسي لتصبح عمالقة حمراء وعملاقة. مع مرور المزيد من الوقت، تبدأ النجوم ذات الكتلة المنخفضة بمغادرة التسلسل الرئيسي وتشق طريقها إلى الجزء العلوي الأيمن من مخطط H—R.

لمشاهدة تطور عنقود نجمي في مجرة قزمة، يمكنك مشاهدة هذه الرسوم المتحركة الموجزة عن كيفية تغير مخطط H—R الخاص بها.

الشكل\(\PageIndex{4}\) عبارة عن صورة فوتوغرافية لـ NGC 3293، وهي مجموعة عمرها حوالي 10 ملايين سنة. اختفت السحب الكثيفة من الغاز والغبار. تطورت إحدى النجوم الضخمة لتصبح عملاقًا أحمر وتبرز كعضو برتقالي لامع بشكل خاص في المجموعة.

\(\PageIndex{5}\)يوضح الشكل مخطط H—R للمجموعة المفتوحة M41، التي يبلغ عمرها 100 مليون عام تقريبًا؛ بحلول هذا الوقت، انتقل عدد كبير من النجوم إلى اليمين وأصبحت عمالقة حمراء. لاحظ الفجوة التي تظهر في مخطط H—R هذا بين النجوم بالقرب من التسلسل الرئيسي والعمالقة الحمراء. لا تعني الفجوة بالضرورة أن النجوم تتجنب منطقة ذات درجات حرارة وإضاءة معينة. في هذه الحالة، يمثل ببساطة مجالًا لدرجة الحرارة واللمعان تتطور من خلاله النجوم بسرعة كبيرة. نرى فجوة لـ M41 لأنه في هذه اللحظة بالذات، لم نشهد نجمًا في عملية الانطلاق عبر هذا الجزء من الرسم التخطيطي.

مخططات H—R للمجموعات القديمة

بعد مرور 4 مليارات سنة، تركت العديد من النجوم، بما في ذلك النجوم التي تزيد كتلتها بضع مرات فقط عن الشمس، التسلسل الرئيسي (الشكل\(\PageIndex{6}\)). هذا يعني عدم وجود نجوم بالقرب من الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي؛ تبقى فقط النجوم ذات الكتلة المنخفضة بالقرب من القاع. كلما كبرت الكتلة، انخفضت النقطة في التسلسل الرئيسي (وانخفضت كتلة النجوم) حيث تبدأ النجوم في التحرك نحو منطقة العملاق الأحمر. يُطلق على الموقع الموجود في مخطط H—R حيث بدأت النجوم في مغادرة التسلسل الرئيسي اسم دوران التسلسل الرئيسي.

أقدم المجموعات على الإطلاق هي المجموعات الكروية. \(\PageIndex{7}\)يوضح الشكل مخطط H-R للعنقود الكروي 47 توكاناي. لاحظ أن مقاييس اللمعان ودرجة الحرارة تختلف عن تلك الموجودة في مخططات H—R الأخرى في هذا الفصل. في الشكل\(\PageIndex{6}\)، على سبيل المثال، يتراوح مقياس اللمعان على الجانب الأيسر من المخطط من 0.1 إلى 100000 مرة من لمعان الشمس. ولكن في الشكل\(\PageIndex{7}\)، تم تقليل مقياس اللمعان بشكل كبير من حيث المدى. لقد كان لدى العديد من النجوم في هذه المجموعة القديمة الوقت لإيقاف تشغيل التسلسل الرئيسي بحيث لا يبقى سوى الجزء السفلي من التسلسل الرئيسي.

شاهد هذا الفيديو المختصر لوكالة ناسا مع تصور ثلاثي الأبعاد لكيفية إنشاء مخطط H—R للمجموعة الكروية Omega Centauri.

كم عمر المجموعات المختلفة التي كنا نناقشها؟ للحصول على أعمارهم الفعلية (بالسنوات)، يجب أن نقارن مظاهر مخططات H—R المحسوبة من مختلف الأعمار بمخططات H—R المرصودة للمجموعات الحقيقية. في الممارسة العملية، يستخدم علماء الفلك الموضع الموجود في الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي (أي اللمعان الذي تبدأ عنده النجوم بالانتقال من التسلسل الرئيسي لتصبح عمالقة حمراء) كمقياس لعمر الكتلة (دورة التسلسل الرئيسية التي ناقشناها سابقًا). على سبيل المثال، يمكننا مقارنة لمعان النجوم الأكثر سطوعًا التي لا تزال موجودة في التسلسل الرئيسي في الأشكال\(\PageIndex{3}\) و\(\PageIndex{6}\).

باستخدام هذه الطريقة، يتبين أن بعض الجمعيات والمجموعات المفتوحة لا يتجاوز عمرها مليون عام، بينما يبلغ عمر البعض الآخر مئات الملايين من السنين. بمجرد استخدام كل المادة بين النجوم المحيطة بالعنقود لتكوين النجوم أو تشتيتها والابتعاد عنها، يتوقف تكوين النجوم، وتتحرك النجوم ذات الكتلة المنخفضة تدريجيًا خارج التسلسل الرئيسي، كما هو موضح في الأشكال\(\PageIndex{3}\)، و\(\PageIndex{5}\)، و\(\PageIndex{6}\).

ولدهشتنا، نجد أن أصغر المجموعات الكروية في مجرتنا أقدم من أقدم مجموعة مفتوحة. تحتوي جميع المجموعات الكروية على تسلسلات رئيسية تنطفئ عند لمعان أقل من لمعان الشمس. توقف تكوين النجوم في هذه الأنظمة المزدحمة منذ مليارات السنين، ولا توجد نجوم جديدة تأتي إلى التسلسل الرئيسي لتحل محل تلك التي تم إيقافها (الشكل\(\PageIndex{8}\)).

في الواقع، المجموعات الكروية هي أقدم الهياكل في مجرتنا (وفي المجرات الأخرى أيضًا). يبلغ عمر أصغرهم حوالي 11 مليار سنة ويبدو أن بعضهم أكبر سنًا. نظرًا لأن هذه هي أقدم الأشياء التي نعرفها، فإن هذا التقدير هو أحد أفضل الحدود التي لدينا لعمر الكون نفسه - يجب أن يكون عمره 11 مليار سنة على الأقل. سنعود إلى السؤال الرائع المتمثل في تحديد عمر الكون بأكمله في الفصل الخاص بـ The Big Bang.

المفاهيم الأساسية والملخص

يتغير مخطط H—R للنجوم في الكتلة بشكل منهجي مع تقدم الكتلة في السن. تتطور النجوم الأكثر ضخامة بسرعة أكبر. في المجموعات والجمعيات الأصغر سنًا، تظهر النجوم الزرقاء المضيئة للغاية على التسلسل الرئيسي؛ النجوم ذات الكتل الأدنى تقع على يمين التسلسل الرئيسي ولا تزال تتقلص نحوه. مع مرور الوقت، تتطور النجوم ذات الكتل المنخفضة تدريجيًا بعيدًا عن (أو توقف) التسلسل الرئيسي. في المجموعات الكروية، التي يبلغ عمرها جميعًا 11 مليار سنة على الأقل، لا توجد نجوم زرقاء مضيئة على الإطلاق. يمكن لعلماء الفلك استخدام نقطة الدوران من التسلسل الرئيسي لتحديد عمر الكتلة.

مسرد المصطلحات

إيقاف تشغيل التسلسل الرئيسي: الموقع في مخطط H—R حيث تبدأ النجوم في مغادرة التسلسل الرئيسي