22.5: تطور المزيد من النجوم الضخمة
- Page ID
- 197839
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- اشرح كيف ولماذا تتطور النجوم الضخمة بسرعة أكبر بكثير من النجوم ذات الكتلة المنخفضة مثل شمسنا
- ناقش أصل العناصر الأثقل من الكربون داخل النجوم
إذا كان ما وصفناه حتى الآن هو القصة الكاملة لتطور النجوم والعناصر، فستكون لدينا مشكلة كبيرة بين أيدينا. سنرى في فصول لاحقة أنه في أفضل نماذجنا للدقائق القليلة الأولى من الكون، يبدأ كل شيء بأبسط عنصرين - الهيدروجين والهيليوم (بالإضافة إلى القليل من الليثيوم). تشير جميع تنبؤات النماذج إلى أنه لم يتم إنتاج أي عناصر أثقل في بداية الكون. ولكن عندما ننظر حولنا على الأرض، نرى الكثير من العناصر الأخرى إلى جانب الهيدروجين والهيليوم. يجب أن تكون هذه العناصر قد تم صنعها (دمجها) في مكان ما من الكون، والمكان الوحيد الساخن بما يكفي لصنعها هو داخل النجوم. أحد الاكتشافات الأساسية لعلم الفلك في القرن العشرين هو أن النجوم هي مصدر معظم الثراء الكيميائي الذي يميز عالمنا وحياتنا.
لقد رأينا بالفعل أن الكربون وبعض الأكسجين يتم تصنيعهما داخل النجوم ذات الكتلة المنخفضة التي تصبح عمالقة حمراء. ولكن من أين تأتي العناصر الثقيلة التي نعرفها ونحبها (مثل السيليكون والحديد داخل الأرض، والذهب والفضة في مجوهراتنا)؟ أنواع النجوم التي ناقشناها حتى الآن لا تسخن أبدًا بما يكفي في مراكزها لصنع هذه العناصر. اتضح أن مثل هذه العناصر الثقيلة لا يمكن تشكيلها إلا في وقت متأخر من حياة النجوم الأكثر ضخامة.
صنع عناصر جديدة في النجوم الضخمة
تتطور النجوم الضخمة بنفس الطريقة التي تتطور بها الشمس (ولكن دائمًا بسرعة أكبر) - حتى تكوين نواة الكربون والأكسجين. أحد الاختلافات هو أنه بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن ضعف كتلة الشمس تقريبًا، يبدأ الهيليوم في الاندماج بشكل تدريجي، بدلاً من الفلاش المفاجئ. أيضًا، عندما تصبح النجوم الأكثر ضخامة عمالقة حمراء، تصبح مشرقة وكبيرة جدًا لدرجة أننا نسميها عمالقة عظماء. يمكن أن تتوسع هذه النجوم حتى تصبح مناطقها الخارجية كبيرة مثل مدار كوكب المشتري، وهو بالضبط ما أظهره تلسكوب هابل الفضائي للنجم Betelgeuse (انظر الشكل\(22.1.3\) في القسم 22.1). كما أنها تفقد كتلتها بشكل فعال للغاية، مما ينتج عنها رياح ونوبات مفاجئة مع تقدم العمر. \(\PageIndex{1}\)يُظهر الشكل صورة رائعة للنجمة الضخمة جدًا إيتا كارينا، مع قدر كبير من المواد المقذوفة التي يمكن رؤيتها بوضوح.
لكن الطريقة الحاسمة التي تختلف بها النجوم الضخمة عن القصة التي حددناها هي أنها تستطيع بدء أنواع إضافية من الاندماج في مراكزها وفي الأصداف المحيطة بمناطقها المركزية. الطبقات الخارجية للنجم الذي تزيد كتلته عن حوالي 8 كتل شمسية لها وزن كافٍ لضغط نواة الكربون والأكسجين حتى تصبح ساخنة بدرجة كافية لإشعال اندماج نوى الكربون. يمكن أن يندمج الكربون في المزيد من الأكسجين، وفي درجات حرارة أعلى، يمكن للأكسجين ثم النيون والمغنيسيوم وأخيراً السيليكون بناء عناصر أثقل. ومع ذلك، فإن الحديد هو نقطة النهاية لهذه العملية. ينتج اندماج ذرات الحديد منتجات أكثر ضخامة من النوى التي يتم دمجها، وبالتالي تتطلب العملية طاقة، بدلاً من إطلاق الطاقة، وهو ما فعلته جميع تفاعلات الاندماج حتى هذه النقطة. تأتي هذه الطاقة المطلوبة على حساب النجم نفسه، الذي هو الآن على حافة الموت (الشكل\(\PageIndex{2}\)). سيتم وصف ما سيحدث بعد ذلك في الفصل الخاص بموت النجوم.
لقد وجد الفيزيائيون الآن مسارات نووية يمكن من خلالها تقريبًا بناء جميع العناصر الكيميائية ذات الأوزان الذرية حتى تلك الخاصة بالحديد بواسطة هذا التركيب النووي (صنع نوى ذرية جديدة) في مراكز النجوم الحمراء العملاقة الأكثر ضخامة. لا يزال هذا يترك السؤال عن مصدر العناصر الأثقل من الحديد. سنرى في الفصل التالي أنه عندما تستنفد النجوم الضخمة وقودها النووي أخيرًا، فإنها غالبًا ما تموت في انفجار مذهل - مستعر أعظم. يمكن تصنيع العناصر الثقيلة في العنف المذهل لمثل هذه الانفجارات.
لا يمكننا فقط أن نوضح بهذه الطريقة من أين تأتي العناصر التي تشكل عالمنا وغيرها، ولكن نظرياتنا حول التركيب النووي داخل النجوم قادرة أيضًا على التنبؤ بالوفرة النسبية التي تحدث بها العناصر في الطبيعة. إن الطريقة التي تبني بها النجوم العناصر أثناء التفاعلات النووية المختلفة يمكن أن تفسر حقًا سبب شيوع بعض العناصر (الأكسجين والكربون والحديد) والبعض الآخر نادر جدًا (الذهب والفضة واليورانيوم).
العناصر في المجموعات الكروية والمجموعات المفتوحة ليست هي نفسها
توضح حقيقة أن العناصر مصنوعة في النجوم بمرور الوقت فرقًا مهمًا بين المجموعات الكروية والمفتوحة. الهيدروجين والهيليوم، وهما أكثر العناصر وفرة في النجوم في الجوار الشمسي، هما أيضًا أكثر مكونات النجوم وفرة في كلا النوعين من العناقيد. ومع ذلك، فإن وفرة العناصر الثقيلة من الهيليوم مختلفة جدًا.
في الشمس ومعظم النجوم المجاورة لها، تبلغ الوفرة المجمعة (بالكتلة) للعناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم 1-4٪ من كتلة النجم. تُظهر Spectra أن معظم النجوم ذات الكتلة المفتوحة تحتوي أيضًا على 1-4٪ من مادتها في شكل عناصر ثقيلة. ومع ذلك، فإن المجموعات الكروية هي قصة مختلفة. وُجد أن وفرة العناصر الثقيلة للنجوم في المجموعات الكروية النموذجية تتراوح فقط من 1/10 إلى 1/100 مقارنة بالشمس. تم اكتشاف عدد قليل من النجوم القديمة جدًا غير الموجودة في مجموعات مع وفرة أقل من العناصر الثقيلة.
الاختلافات في التركيب الكيميائي هي نتيجة مباشرة لتشكيل مجموعة من النجوم. احتوى الجيل الأول من النجوم في البداية على الهيدروجين والهيليوم فقط. لقد رأينا أن هذه النجوم، من أجل توليد الطاقة، خلقت عناصر أثقل في تصميماتها الداخلية. في المراحل الأخيرة من حياتهم، قاموا بإخراج المادة، الغنية الآن بالعناصر الثقيلة، إلى خزانات المواد الخام بين النجوم. ثم تم دمج هذه المادة في جيل جديد من النجوم.
هذا يعني أن الوفرة النسبية للعناصر الثقيلة يجب أن تكون أقل فأقل كلما نظرنا إلى الماضي. لقد رأينا أن المجموعات الكروية أقدم بكثير من المجموعات المفتوحة. نظرًا لأن النجوم العنقودية العالمية تشكلت في وقت أبكر بكثير (أي أنها جيل سابق من النجوم) مقارنة بتلك الموجودة في مجموعات مفتوحة، فإنها لا تحتوي إلا على وفرة صغيرة نسبيًا من العناصر الثقيلة من الهيدروجين والهيليوم.
مع مرور الوقت، تزداد نسبة العناصر الثقيلة في «المادة الخام» التي تصنع النجوم والكواكب الجديدة. هذا يعني أن الجيل الأول من النجوم التي تشكلت في مجرتنا لن يكون مصحوبًا بكوكب مثل الأرض، مليء بالسيليكون والحديد والعديد من العناصر الثقيلة الأخرى. لم تكن الأرض (وطلاب علم الفلك الذين يعيشون عليها) ممكنة إلا بعد أن أتيحت لأجيال من النجوم فرصة صنع عناصرها الثقيلة وإعادة تدويرها.
الآن بدأ البحث عن نجوم حقيقية من الجيل الأول، مصنوعة فقط من الهيدروجين والهيليوم. تتنبأ النظريات بأن مثل هذه النجوم يجب أن تكون ضخمة جدًا، وتعيش بسرعة، وتموت بسرعة. كان يجب أن يعيشوا ويموتوا منذ فترة طويلة. المكان المناسب للبحث عنها هو المجرات البعيدة جدًا التي تشكلت عندما كان عمر الكون بضع مئات من الملايين من السنين، ولكن ضوءها يصل إلى الأرض الآن فقط.
الاقتراب من الموت
بالمقارنة مع عمر التسلسل الرئيسي للنجوم، فإن الأحداث التي تميز المراحل الأخيرة من التطور النجمي تمر بسرعة كبيرة (خاصة بالنسبة للنجوم الضخمة). مع زيادة لمعان النجم، يرتفع معدل استهلاكه للوقود النووي بسرعة - فقط في تلك المرحلة من عمره عندما تبدأ إمدادات الوقود في الانخفاض.
بعد استنفاد الوقود الأساسي - الهيدروجين - في قلب النجم، رأينا أن مصادر الطاقة النووية الأخرى متاحة للنجم في اندماج الهيليوم أولاً، ثم العناصر الأخرى الأكثر تعقيدًا. لكن عائد الطاقة لهذه التفاعلات أقل بكثير من اندماج الهيدروجين بالهيليوم. ولإثارة هذه التفاعلات، يجب أن تكون درجة الحرارة المركزية أعلى من تلك المطلوبة لدمج الهيدروجين بالهيليوم، مما يؤدي إلى استهلاك أسرع للوقود. من الواضح أن هذه لعبة خاسرة، وسرعان ما يصل النجم إلى نهايته. ومع ذلك، يمكن أن تحدث بعض الأشياء الرائعة، كما سنرى في The Death of Stars.
المفاهيم الأساسية والملخص
في النجوم ذات الكتل التي تزيد كتلتها عن حوالي 8 كتل شمسية، يمكن للتفاعلات النووية التي تشمل الكربون والأكسجين والعناصر الثقيلة أن تبني نوى ثقيلة مثل الحديد. يسمى إنشاء عناصر كيميائية جديدة بالتخليق النووي. تحدث المراحل المتأخرة من التطور بسرعة كبيرة. في النهاية، يجب على جميع النجوم استخدام جميع إمدادات الطاقة المتاحة لها. في عملية الموت، تقوم معظم النجوم بإخراج بعض المواد، الغنية بالعناصر الثقيلة، إلى الفضاء بين النجوم حيث يمكن استخدامها لتشكيل نجوم جديدة. لذلك يحتوي كل جيل لاحق من النجوم على نسبة أكبر من العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم. يشرح هذا الإثراء التدريجي سبب احتواء النجوم في المجموعات المفتوحة (التي تشكلت مؤخرًا) على عناصر ثقيلة أكثر من تلك الموجودة في المجموعات الكروية القديمة، ويخبرنا من أين تأتي معظم الذرات على الأرض وفي أجسامنا.
مسرد المصطلحات
- التركيب النووي
- بناء العناصر الثقيلة من العناصر الأخف عن طريق الاندماج النووي