22.4: مزيد من تطور النجوم
- Page ID
- 197876
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- اشرح ما يحدث في قلب النجم عندما يتم استهلاك كل الهيدروجين
- حدد «سدم الكواكب» وناقش أصلها
- ناقش إنشاء عناصر كيميائية جديدة خلال المراحل المتأخرة من تطور النجوم
تنطبق «قصة الحياة» التي ذكرناها حتى الآن على جميع النجوم تقريبًا: يبدأ كل منها كنجم أولي متعاقد، ثم يعيش معظم حياته كنجم تسلسل رئيسي مستقر، ثم ينتقل في النهاية خارج التسلسل الرئيسي نحو منطقة العملاق الأحمر.
كما رأينا، تعتمد السرعة التي يمر بها كل نجم بهذه المراحل على كتلته، حيث تتطور النجوم الأكثر ضخامة بسرعة أكبر. ولكن بعد هذه النقطة، تتباعد قصص حياة النجوم من مختلف الجماهير، مع نطاق أوسع من السلوك المحتمل وفقًا لكتلتها وتركيباتها ووجود أي نجوم مصاحبة قريبة.
نظرًا لأننا كتبنا هذا الكتاب للطلاب الذين يدرسون في دورة علم الفلك الأولى، فسوف نعيد سرد نسخة مبسطة لما يحدث للنجوم أثناء تحركها نحو المراحل النهائية من حياتها. لن نتعمق (ربما لراحتك) في جميع الطرق الممكنة التي يمكن أن تتصرف بها النجوم المسنة والأشياء الغريبة التي تحدث عندما تدور نجمة حول نجمة ثانية في نظام ثنائي. بدلاً من ذلك، سنركز فقط على المراحل الرئيسية في تطور النجوم الفردية ونوضح كيف يختلف تطور النجوم ذات الكتلة العالية عن النجوم منخفضة الكتلة (مثل شمسنا).
هيليوم فوسيون
لنبدأ بالنظر إلى النجوم ذات التركيبة المشابهة للشمس والتي تكون كتلتها الأولية منخفضة نسبيًا - لا تزيد عن ضعف كتلة شمسنا تقريبًا. (قد لا تبدو هذه الكتلة منخفضة جدًا، لكن النجوم ذات الكتل الأقل من هذا تتصرف جميعها بطريقة متشابهة إلى حد ما. سنرى ما سيحدث للنجوم الأكثر ضخامة في القسم التالي.) نظرًا لوجود عدد أكبر بكثير من النجوم ذات الكتلة المنخفضة مقارنة بالنجوم ذات الكتلة العالية في مجرة درب التبانة، فإن الغالبية العظمى من النجوم - بما في ذلك شمسنا - تتبع السيناريو الذي نحن على وشك ربطه. بالمناسبة، استخدمنا بعناية مصطلح الكتل الأولية للنجوم لأنه، كما سنرى، يمكن أن تفقد النجوم قدرًا كبيرًا من الكتلة في عملية الشيخوخة والموت.
تذكر أن العمالقة الحمراء تبدأ بنواة الهيليوم حيث لا يتم توليد الطاقة، وتحيط بها قشرة حيث يخضع الهيدروجين للاندماج. النواة، التي لا تملك مصدرًا للطاقة لمقاومة الجاذبية الداخلية، تتقلص وتزداد سخونة. مع مرور الوقت، يمكن أن ترتفع درجة الحرارة في القلب إلى قيم أكثر سخونة بكثير مما كانت عليه في أيام التسلسل الرئيسي. بمجرد وصولها إلى درجة حرارة 100 مليون كلفن (ولكن ليس قبل هذه النقطة)، يمكن أن تبدأ ثلاث ذرات هيليوم في الاندماج لتشكيل نواة كربون واحدة. تسمى هذه العملية بعملية ألفا الثلاثية، وسميت بهذا الاسم لأن الفيزيائيين يطلقون على نواة ذرة الهيليوم جسيم ألفا.
عندما تبدأ عملية ألفا الثلاثية في النجوم ذات الكتلة المنخفضة (حوالي 0.8 إلى 2.0 كتلة شمسية)، تظهر الحسابات أن النواة بأكملها يتم إشعالها في انفجار سريع من الاندماج يسمى فلاش الهيليوم. (النجوم الأكثر ضخامة تشعل الهيليوم أيضًا ولكن بشكل تدريجي وليس بفلاش.) بمجرد أن تصبح درجة الحرارة في مركز النجم مرتفعة بما يكفي لبدء عملية ألفا الثلاثية، تنتقل الطاقة الإضافية المنبعثة بسرعة عبر قلب الهيليوم بأكمله، مما ينتج تسخينًا سريعًا جدًا. يعمل التسخين على تسريع التفاعلات النووية، التي توفر مزيدًا من التسخين، والتي تسرع التفاعلات النووية بشكل أكبر. لدينا توليد هائل من الطاقة، والذي يعيد إشعال نواة الهيليوم بالكامل في ومضة.
قد تتساءل لماذا تتضمن الخطوة الرئيسية التالية في الاندماج النووي في النجوم ثلاث نوى هيليوم وليس اثنتين فقط. على الرغم من أنه من الأسهل كثيرًا اصطدام نواتين من الهيليوم، إلا أن ناتج هذا التصادم غير مستقر وينهار بسرعة كبيرة. يتطلب الأمر ثلاث نوى هيليوم تتجمع معًا في وقت واحد لتكوين بنية نووية مستقرة. بالنظر إلى أن كل نواة هيليوم تحتوي على بروتونان موجبان وأن هذه البروتونات تتنافر مع بعضها البعض، يمكنك البدء في رؤية المشكلة. يتطلب الأمر درجة حرارة 100 مليون كلفن لدمج ثلاث نوى هيليوم (ستة بروتونات) معًا وجعلها تلتصق. ولكن عندما يحدث ذلك، ينتج النجم نواة كربون.
نجوم في إصبعك الصغير
توقف عن القراءة للحظة وانظر إلى إصبعك الصغير. إنه مليء بذرات الكربون لأن الكربون هو لبنة كيميائية أساسية للحياة على الأرض. كانت كل ذرة من ذرات الكربون هذه ذات مرة داخل نجم عملاق أحمر وتم دمجها من نوى الهيليوم في عملية ألفا الثلاثية. كل الكربون الموجود على الأرض - فيك، وفي الفحم الذي تستخدمه للشواء، وفي الماس الذي قد تستبدله مع شخص عزيز - تم «طهيه» من قبل الأجيال السابقة من النجوم. سنناقشه في الفصل التالي كيف وصلت ذرات الكربون (والعناصر الأخرى) من داخل بعض تلك النجوم لتصبح جزءًا من الأرض. في الوقت الحالي، نريد التأكيد على أن وصفنا للتطور النجمي هو، بالمعنى الحقيقي للغاية، قصة «جذورنا» الكونية - تاريخ كيفية نشأة ذراتنا بين النجوم. نحن مصنوعون من «النجوم».
تصبح عملاقًا مرة أخرى
بعد وميض الهيليوم، يجد النجم توازنه مرة أخرى بعد نجاته من «أزمة الطاقة» التي أعقبت نهاية مرحلة التسلسل الرئيسي واستنفاد وقود الهيدروجين في مركزه. عندما يعيد النجم التكيف مع إطلاق الطاقة من عملية ألفا الثلاثية في جوهره، يتغير هيكله الداخلي مرة أخرى: تزداد درجة حرارة سطحه وينخفض لمعانه العام. وهكذا تنتقل النقطة التي تمثل النجمة على مخطط H—R إلى موضع جديد على يسار وأسفل مكانها إلى حد ما كعملاق أحمر (الشكل\(\PageIndex{1}\)). ثم يستمر النجم في دمج الهيليوم في قلبه لفترة من الوقت، ليعود إلى نوع التوازن بين الضغط والجاذبية الذي ميزت مرحلة التسلسل الرئيسي. خلال هذا الوقت، يمكن أحيانًا ربط نواة الكربون المشكلة حديثًا في مركز النجم بنواة هيليوم أخرى لإنتاج نواة من الأكسجين - وهي لبنة أخرى من عناصر الحياة.
ومع ذلك، عند درجة حرارة 100 مليون كلفن، يقوم القلب الداخلي بتحويل وقود الهيليوم أو الكربون (وقليلًا من الأكسجين) بمعدل سريع. وبالتالي، لا يمكن أن تستمر فترة الاستقرار الجديدة لفترة طويلة جدًا: فهي أقصر بكثير من مرحلة التسلسل الرئيسي. قريبًا، سيتم استهلاك كل الهيليوم الساخن بما يكفي للاندماج، تمامًا مثل الهيدروجين الساخن الذي تم استخدامه في وقت سابق من تطور النجم. مرة أخرى، لن تتمكن النواة الداخلية من توليد الطاقة عن طريق الاندماج. مرة أخرى، ستستولي الجاذبية، وسيبدأ القلب في الانكماش مرة أخرى. يمكننا أن نفكر في التطور النجمي كقصة صراع مستمر ضد انهيار الجاذبية. يمكن للنجم تجنب الانهيار طالما يمكنه الاستفادة من مصادر الطاقة، ولكن بمجرد استهلاك أي وقود معين، يبدأ في الانهيار مرة أخرى.
يشبه وضع النجم نهاية مرحلة التسلسل الرئيسي (عندما تم استخدام الهيدروجين المركزي)، لكن النجم الآن لديه بنية أكثر تعقيدًا إلى حد ما. مرة أخرى، يبدأ قلب النجم في الانهيار تحت وزنه. تتدفق الحرارة المنبعثة من تقلص جوهر الكربون والأكسجين إلى غلاف من الهيليوم فوق النواة مباشرة. هذا الهيليوم، الذي لم يكن ساخنًا بدرجة كافية للاندماج في الكربون في وقت سابق، يتم تسخينه بما يكفي لبدء الاندماج وتوليد تدفق جديد للطاقة.
في مكان أبعد من النجم، هناك أيضًا غلاف تم فيه تسخين الهيدروجين الطازج بدرجة كافية لدمج الهيليوم. يحتوي النجم الآن على هيكل متعدد الطبقات مثل البصل: قلب كربون-أكسجين، محاط بقشرة من اندماج الهيليوم، وطبقة من الهيليوم، وقشرة من اندماج الهيدروجين، وأخيرًا الطبقات الخارجية الممتدة للنجم (انظر الشكل\(\PageIndex{2}\)). عندما تتدفق الطاقة إلى الخارج من قشرتي الاندماج، تبدأ المناطق الخارجية للنجم مرة أخرى في التوسع. لقد انتهت فترة استقراره القصيرة؛ ويعود النجم إلى المجال الأحمر العملاق على مخطط H—R لفترة قصيرة (انظر الشكل\(\PageIndex{1}\)). ولكن هذا هو انفجار قصير ونهائي من المجد.
تذكر أنه في المرة الأخيرة التي كان فيها النجم في هذا المأزق، جاء اندماج الهيليوم لإنقاذه. في النهاية، أصبحت درجة الحرارة في مركز النجم ساخنة بدرجة كافية حتى يصبح منتج خطوة الاندماج السابقة (الهيليوم) وقودًا للخطوة التالية (دمج الهيليوم في الكربون). لكن الخطوة بعد اندماج نوى الهيليوم تتطلب درجة حرارة شديدة لدرجة أن أنواع النجوم ذات الكتلة المنخفضة (أقل من كتلتين شمسيتين) التي نناقشها ببساطة لا يمكنها ضغط نواتها للوصول إليها. لا توجد أنواع أخرى من الاندماج ممكنة لمثل هذا النجم.
في نجم ذي كتلة مماثلة لكتلة الشمس، يمثل تكوين نواة الكربون والأكسجين نهاية توليد الطاقة النووية في مركز النجم. يجب على النجم الآن مواجهة حقيقة أن موته قريب. سنناقش كيف تنهي مثل هذه النجوم حياتها في The Death of Stars، ولكن في هذه الأثناء،\(\PageIndex{1}\) يلخص الجدول المراحل التي تمت مناقشتها حتى الآن في حياة نجم بنفس كتلة الشمس. الشيء الوحيد الذي يمنحنا الثقة في حساباتنا للتطور النجمي هو أنه عندما نصنع مخططات H—R للمجموعات القديمة، فإننا نرى بالفعل النجوم في كل مرحلة من المراحل التي كنا نناقشها.
| خشبة المسرح | الوقت في هذه المرحلة (سنوات) | درجة حرارة السطح (K) | اللمعان (\(L_{\text{Sun}}\)) | القطر (الشمس = 1) |
|---|---|---|---|---|
| التسلسل الرئيسي | 11 مليار | 6000 | \ (L_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">1 | 1 |
| يصبح عملاق أحمر | 1.3 مليار | 3100 كحد أدنى | \ (L_ {\ text {Sun}}\))» النمط = محاذاة رأسية: متوسطة؛ ">2300 كحد أقصى | 165 |
| انصهار الهيليوم | 100 مليون | 4800 | \ (L_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">50 | 10 |
| عملاق مرة أخرى | 20 مليون | 3100 | \ (L_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">5200 | 180 |
فقدان الكتلة من النجوم الحمراء العملاقة وتشكيل السديم الكوكبية
عندما تنتفخ النجوم لتصبح عمالقة حمراء، يكون لها أنصاف أقطار كبيرة جدًا وبالتالي سرعة هروب منخفضة. 1 يمكن لضغط الإشعاع والنبضات النجمية والأحداث العنيفة مثل وميض الهيليوم أن تدفع الذرات في الغلاف الجوي الخارجي بعيدًا عن النجم، وتتسبب في فقدان جزء كبير من كتلته إلى الفضاء. يقدر علماء الفلك أنه بحلول الوقت الذي يصل فيه نجم مثل الشمس إلى نقطة وميض الهيليوم، على سبيل المثال، سيكون قد فقد ما يصل إلى 25٪ من كتلته. ويمكن أن تفقد المزيد من الكتلة عندما تصعد الفرع الأحمر العملاق للمرة الثانية. ونتيجة لذلك، تُحاط النجوم المتقادمة بواحدة أو أكثر من قذائف الغاز المتوسعة، تحتوي كل منها على ما يصل إلى 10-20٪ من كتلة الشمس (أو 0.1-0.2\(M_{\text{Sun}}\)).
عندما يتوقف توليد الطاقة النووية في قلب الكربون والأكسجين، يبدأ قلب النجم في الانكماش مرة أخرى والتسخين كلما زاد ضغطه. (تذكر أن هذا الضغط لن يتوقف بسبب نوع آخر من الاندماج في هذه النجوم منخفضة الكتلة.) ويتبعه النجم بأكمله ويتقلص ويصبح أيضًا حارًا جدًا - حيث تصل درجات حرارة سطحه إلى 100000 كلفن، وهذه النجوم الساخنة هي مصادر قوية جدًا للرياح النجمية والأشعة فوق البنفسجية، التي تجتاح إلى الخارج إلى أصداف المواد المقذوفة عندما كان النجم عملاقًا أحمر. تعمل الرياح والأشعة فوق البنفسجية على تسخين الأصداف وتأينها وجعلها متوهجة (تمامًا كما تنتج الأشعة فوق البنفسجية الصادرة من النجوم الساخنة الشابة مناطق H II؛ انظر بين النجوم: الغاز والغبار في الفضاء).
والنتيجة هي إنشاء بعض أجمل الأشياء في الكون (انظر المعرض في الشكل\(\PageIndex{3}\) والصورة المصغرة للفصل). تم إعطاء هذه الأشياء اسمًا مضللاً للغاية عند العثور عليها لأول مرة في القرن الثامن عشر: سدم الكواكب. يُشتق الاسم من حقيقة أن بعض سدم الكواكب، عند النظر إليها من خلال تلسكوب صغير، لها شكل دائري يشبه الكواكب سطحيًا. في الواقع، لا علاقة لها بالكواكب، ولكن بمجرد استخدام الأسماء بانتظام في علم الفلك، يصبح من الصعب للغاية تغييرها. هناك عشرات الآلاف من سدم الكواكب في مجرتنا، على الرغم من أن العديد منها مخفي عن الأنظار لأن ضوءها يمتصه الغبار بين النجوم.
كما\(\PageIndex{3}\) يوضح الشكل، يبدو أحيانًا أن السديم الكوكبي عبارة عن حلقة بسيطة. لدى البعض الآخر قذائف خافتة تحيط بالحلقة الساطعة، وهو دليل على وجود نوبات متعددة من فقدان الكتلة عندما كان النجم عملاقًا أحمر (انظر الصورة (د) في الشكل\(\PageIndex{3}\)). في حالات قليلة، نرى فصين من المادة يتدفقان في اتجاهين متعاكسين. يعتقد العديد من علماء الفلك أن عددًا كبيرًا من سدم الكواكب يتكون أساسًا من نفس البنية، لكن الشكل الذي نراه يعتمد على زاوية الرؤية (الشكل\(\PageIndex{4}\)). وفقًا لهذه الفكرة، فإن النجم المحتضر محاط بقرص غاز كثيف جدًا على شكل كعكة. (لا يملك المنظرون حتى الآن تفسيرًا محددًا لسبب إنتاج النجم المحتضر لهذا الخاتم، لكن الكثيرين يعتقدون أن النجوم الثنائية، الشائعة، متورطة.)
ومع استمرار النجم في فقدان كتلته، لا يمكن لأي غاز أقل كثافة يخرج من النجم اختراق الطوق، ولكن يمكن للغاز أن يتدفق إلى الخارج في اتجاهات متعامدة على القرص. إذا نظرنا بشكل عمودي على اتجاه التدفق الخارجي، فإننا نرى القرص وكلا التدفقات الخارجية. إذا نظرنا إلى «أسفل البرميل» وإلى التدفقات، نرى خاتمًا. في الزوايا المتوسطة، قد نرى هياكل معقدة بشكل رائع. قارن وجهات النظر في الشكل\(\PageIndex{4}\) بالصور الموجودة في الشكل\(\PageIndex{3}\).
تتمدد قذائف السديم الكوكبي عادة بسرعة 20-30 كم/ثانية، ويبلغ قطر السديم الكوكبي النموذجي حوالي سنة ضوئية واحدة. إذا افترضنا أن الغلاف الغازي قد توسع بسرعة ثابتة، فيمكننا حساب أن قذائف جميع سدم الكواكب المرئية لنا قد تم قذفها خلال الـ 50,000 سنة الماضية على الأكثر. بعد هذا الوقت، توسعت القذائف كثيرًا لدرجة أنها أصبحت رقيقة جدًا وهشة بحيث لا يمكن رؤيتها. هذه فترة قصيرة جدًا يمكن فيها ملاحظة كل سديم كوكبي (عند مقارنته بعمر النجم بالكامل). بالنظر إلى عدد هذه السديم التي نراها مع ذلك، يجب أن نستنتج أن جزءًا كبيرًا من جميع النجوم يتطور خلال مرحلة السديم الكوكبي. نظرًا لأننا رأينا أن النجوم ذات الكتلة المنخفضة أكثر شيوعًا من النجوم ذات الكتلة العالية، فإن هذا يؤكد نظرتنا إلى سدم الكواكب كنوع من «اللحظات الأخيرة» لتطور النجوم منخفضة الكتلة.
إعادة التدوير الكوني
يعد فقدان الكتلة بسبب موت النجوم خطوة أساسية في مخطط إعادة التدوير الكوني العملاق الذي ناقشناه في كتاب «بين النجوم: الغاز والغبار في الفضاء». تذكر أن النجوم تتشكل من سحب شاسعة من الغاز والغبار. عندما تنهي النجوم حياتها، تعيد جزءًا من غازها إلى الخزانات المجرية للمواد الخام. في النهاية، ستشارك بعض المواد المطرودة من النجوم القديمة في تكوين أنظمة نجمية جديدة.
ومع ذلك، فإن الذرات التي يعيدها نجم قديم إلى المجرة ليست بالضرورة نفس الذرات التي استقبلتها في البداية. بعد كل شيء، قام النجم بدمج الهيدروجين والهيليوم لتشكيل عناصر جديدة على مدار حياته. وخلال مرحلة العملاق الأحمر، يتم تجريف المواد من المناطق المركزية للنجم وخلطها بطبقاتها الخارجية، مما قد يتسبب في مزيد من التفاعلات النووية وخلق المزيد من العناصر الجديدة. ونتيجة لذلك، فإن الرياح التي تهب إلى الخارج من هذه النجوم تشمل ذرات «تم سكها حديثًا» داخل قلب النجوم. (كما سنرى، تعتبر هذه الآلية أكثر فاعلية بالنسبة للنجوم ذات الكتلة العالية، ولكنها تعمل مع النجوم ذات الكتل مثل كتلة الشمس.) بهذه الطريقة، لا يتم إعادة تزويد المواد الخام في المجرة فحسب، بل تتلقى أيضًا دفعات من العناصر الجديدة. قد تقول إن خطة إعادة التدوير الكونية هذه تسمح للكون بأن يصبح أكثر «إثارة للاهتمام» طوال الوقت.
الشمس الحمراء العملاقة ومصير الأرض
كيف سيؤثر تطور الشمس على الظروف على الأرض في المستقبل؟ على الرغم من أن الشمس بدت ثابتة بشكل معقول من حيث الحجم واللمعان على مدار التاريخ البشري المسجل، إلا أن هذه الفترة القصيرة لا تعني شيئًا مقارنة بالجداول الزمنية التي ناقشناها. دعونا نفحص الآفاق طويلة الأجل لكوكبنا.
احتلت الشمس مكانها في التسلسل الرئيسي للعصر الصفري منذ حوالي 4.5 مليار سنة. في ذلك الوقت، كانت تنبعث منها حوالي 70٪ فقط من الطاقة التي تشعها اليوم. قد يتوقع المرء أن الأرض ستكون أكثر برودة مما هي عليه الآن، مع تجميد المحيطات. ولكن إذا كان الأمر كذلك، فسيكون من الصعب تفسير سبب وجود أشكال الحياة البسيطة عندما كان عمر الأرض أقل من مليار سنة. يعتقد العلماء الآن أن التفسير قد يكون هو وجود المزيد من ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي للأرض عندما كانت صغيرة، وأن تأثير الاحتباس الحراري الأقوى بكثير أبقى الأرض دافئة. (في ظاهرة الاحتباس الحراري، تسمح الغازات مثل ثاني أكسيد الكربون أو بخار الماء بدخول ضوء الشمس ولكنها لا تسمح للأشعة تحت الحمراء من الأرض بالهروب مرة أخرى إلى الفضاء، وبالتالي تزداد درجة الحرارة بالقرب من سطح الأرض.)
انخفض ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي للأرض بشكل مطرد مع زيادة لمعان الشمس. نظرًا لأن الشمس المشرقة تزيد من درجة حرارة الأرض، فإن الصخور تتطاير بشكل أسرع وتتفاعل مع ثاني أكسيد الكربون وتزيله من الغلاف الجوي. حافظت الشمس الدافئة وتأثير الاحتباس الحراري الأضعف على الأرض في درجة حرارة ثابتة تقريبًا طوال معظم حياتها. هذه المصادفة الرائعة، التي أدت إلى ظروف مناخية مستقرة إلى حد ما، كانت المفتاح في تطوير أشكال الحياة المعقدة على كوكبنا.
نتيجة للتغيرات الناجمة عن تراكم الهيليوم في جوهرها، ستستمر الشمس في زيادة لمعانها مع تقدمها في السن، وسيصل المزيد والمزيد من الإشعاع إلى الأرض. لفترة من الوقت، ستستمر كمية ثاني أكسيد الكربون في الانخفاض. (لاحظ أن هذا التأثير يقاوم الزيادات في ثاني أكسيد الكربون من الأنشطة البشرية، ولكن على نطاق زمني بطيء للغاية للتراجع عن التغيرات في المناخ التي من المحتمل أن تحدث في المائة عام القادمة.)
في نهاية المطاف، سيؤدي تسخين الأرض إلى إذابة القبعات القطبية وزيادة تبخر المحيطات. يعتبر بخار الماء أيضًا غازًا فعالًا من غازات الاحتباس الحراري وسيعوض أكثر من انخفاض ثاني أكسيد الكربون. عاجلاً أم آجلاً (نماذج الغلاف الجوي ليست جيدة بعد بما يكفي لتحديد متى بالضبط، ولكن التقديرات تتراوح من 500 مليون إلى 2 مليار سنة)، سيؤدي بخار الماء المتزايد إلى ظاهرة الاحتباس الحراري الجامحة.
بعد حوالي مليار سنة من الآن، ستفقد الأرض بخار الماء. في الغلاف الجوي العلوي، سيكسر ضوء الشمس بخار الماء إلى هيدروجين، وستهرب ذرات الهيدروجين سريعة الحركة إلى الفضاء الخارجي. مثل هامبتي دامبتي، لا يمكن إعادة تجميع جزيئات الماء معًا مرة أخرى. ستبدأ الأرض تشبه كوكب الزهرة اليوم، وستصبح درجات الحرارة مرتفعة جدًا للحياة كما نعرفها.
كل هذا سيحدث قبل أن تصبح الشمس عملاقًا أحمر. ثم تبدأ الأخبار السيئة حقًا. ستبتلع الشمس، أثناء توسعها، عطارد والزهرة، والاحتكاك مع الغلاف الجوي الخارجي لنجمنا سيجعل هذه الكواكب تدور إلى الداخل حتى تتبخر تمامًا. ليس من الواضح تمامًا ما إذا كانت الأرض ستهرب من مصير مماثل. كما هو موضح في هذا الفصل، ستفقد الشمس بعضًا من كتلتها عندما تصبح عملاقًا أحمر. تنخفض قوة الجاذبية للشمس عندما تفقد كتلتها. ستكون النتيجة أن قطر مدار الأرض سيزداد (تذكر قانون كيبلر الثالث). ومع ذلك، تظهر الحسابات الأخيرة أيضًا أن القوى الناتجة عن المد والجزر التي تثيرها الأرض على الشمس ستعمل في الاتجاه المعاكس، مما يتسبب في تقلص مدار الأرض. وهكذا، استنتج العديد من علماء الفيزياء الفلكية أن الأرض سوف تتبخر جنبًا إلى جنب مع عطارد والزهرة. سواء كان هذا التنبؤ الرهيب صحيحًا أم لا، فليس هناك شك في أن كل أشكال الحياة على الأرض ستحرق بالتأكيد. لكن لا تفقد أي نوم بسبب هذا - نحن نتحدث عن أحداث ستحدث بعد مليارات السنين من الآن.
إذن ما هي احتمالات الحفاظ على حياة الأرض كما نعرفها؟ الاستراتيجية الأولى التي قد تفكر فيها هي نقل البشرية إلى كوكب أكثر بعدًا وبرودة. ومع ذلك، تشير الحسابات إلى وجود فترات زمنية طويلة (عدة مئات من ملايين السنين) لا يكون فيها أي كوكب صالحًا للسكن. على سبيل المثال، تصبح الأرض دافئة جدًا للحياة لفترة طويلة قبل ارتفاع درجة حرارة المريخ بدرجة كافية.
قد يكون البديل الأفضل هو تحريك الأرض بأكملها تدريجياً بعيدًا عن الشمس. الفكرة هي استخدام الجاذبية بنفس الطريقة التي استخدمتها وكالة ناسا لإرسال مركبة فضائية إلى كواكب بعيدة. عندما تطير مركبة فضائية بالقرب من كوكب، يمكن استخدام حركة الكوكب لتسريع المركبة الفضائية أو إبطائها أو إعادة توجيهها. تشير الحسابات إلى أننا إذا أردنا إعادة توجيه كويكب بحيث يتبع المدار الصحيح بين الأرض والمشتري، فإنه يمكن أن ينقل الطاقة المدارية من المشتري إلى الأرض ويحرك الأرض ببطء إلى الخارج، مما يسحبنا بعيدًا عن الشمس المتسعة في كل رحلة جوية. نظرًا لأن لدينا مئات الملايين من السنين لتغيير مدار الأرض، فلا يجب أن يكون تأثير كل رحلة جوية كبيرًا. (بالطبع، من الأفضل للأشخاص الذين يوجهون الكويكب أن يجعلوا المدار صحيحًا تمامًا ولا يتسببوا في ارتطام الكويكب بالأرض.)
قد يبدو من الجنون التفكير في مشاريع لنقل كوكب بأكمله إلى مدار مختلف. لكن تذكر أننا نتحدث عن المستقبل البعيد. إذا كان البشر، بمعجزة ما، قادرين على التعايش طوال هذا الوقت وعدم تعريض أنفسنا للخطر، فمن المرجح أن تكون تقنيتنا أكثر تعقيدًا بكثير مما هي عليه اليوم. قد يكون أيضًا أنه إذا بقي البشر على قيد الحياة لمئات الملايين من السنين، فقد ننتشر إلى الكواكب أو الموائل حول النجوم الأخرى. في الواقع، قد تكون الأرض، بحلول ذلك الوقت، عالمًا متحفيًا يعود إليه الشباب من الكواكب الأخرى للتعرف على أصل جنسنا البشري. من الممكن أيضًا أن يكون التطور قد غيرنا في ذلك الوقت بطرق تسمح لنا بالبقاء في بيئات مختلفة جدًا. أليس من المثير أن نرى كيف تظهر قصة الجنس البشري بعد كل تلك المليارات من السنين؟
المفاهيم الأساسية والملخص
بعد أن تصبح النجوم عمالقة حمراء، تصبح نواتها في النهاية ساخنة بدرجة كافية لإنتاج الطاقة عن طريق دمج الهيليوم لتكوين الكربون (وأحيانًا القليل من الأكسجين). ينتج عن اندماج ثلاث نوى هيليوم الكربون من خلال عملية ألفا الثلاثية. يُطلق على البداية السريعة لانصهار الهيليوم في قلب نجم منخفض الكتلة اسم فلاش الهيليوم. بعد ذلك، يصبح النجم مستقرًا ويقلل من لمعانه وحجمه لفترة وجيزة. في النجوم ذات الكتل التي تبلغ كتلتها ضعف كتلة الشمس أو أقل، يتوقف الاندماج بعد استنفاد الهيليوم الموجود في النواة. إن اندماج الهيدروجين والهيليوم في الأصداف حول النواة المتقلصة يجعل النجم عملاقًا أحمر ساطعًا مرة أخرى، ولكن مؤقتًا فقط. عندما يكون النجم عملاقًا أحمر، يمكنه التخلص من طبقاته الخارجية وبالتالي كشف الطبقات الداخلية الساخنة. إن السدم الكوكبية (التي لا علاقة لها بالكواكب) عبارة عن قذائف من الغاز تطلقها هذه النجوم، وتتوهج بالأشعة فوق البنفسجية للنجم المركزي المحتضر.
الحواشي
1 تذكر أن قوة الجاذبية لا تعتمد فقط على الكتلة التي تقوم بالسحب، ولكن أيضًا على بعدنا عن مركز الجاذبية. عندما يكبر نجم عملاق أحمر كثيرًا، تصبح النقطة الموجودة على سطح النجم الآن أبعد عن المركز، وبالتالي تقل جاذبيتها. لهذا السبب تنخفض السرعة اللازمة للهروب من النجم.
مسرد المصطلحات
- فلاش الهيليوم
- اشتعال شبه متفجر للهيليوم في عملية ألفا الثلاثية في النواة الكثيفة لنجم عملاق أحمر
- سديم كوكبي
- غلاف من الغاز يخرج ويتوسع بعيدًا عن نجم شديد الحرارة منخفض الكتلة يقترب من نهاية عمره (تتوهج السديم بسبب الطاقة فوق البنفسجية للنجم المركزي)
- عملية ألفا الثلاثية
- تفاعل نووي يتم من خلاله بناء ثلاث نوى هيليوم (تنصهر) في نواة كربون واحدة