25.5: المجموعات النجمية في المجرة

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197224

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

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

ميّز بين نجوم المجموعة الأولى والمجموعة الثانية وفقًا لمواقعها وحركاتها ووفرة العناصر الثقيلة وأعمارها
اشرح لماذا تكون أقدم النجوم في المجرة ضعيفة في العناصر الثقيلة من الهيدروجين والهيليوم، في حين أن النجوم مثل الشمس وحتى النجوم الأصغر عادة ما تكون أكثر ثراءً في هذه العناصر الثقيلة.

في القسم الأول من فصله، وصفنا القرص الرقيق والقرص السميك والهالة النجمية. انظر إلى الجدول\(25.1.1\) في القسم 25.1 ولاحظ بعض الأنماط. النجوم الشابة تكمن في القرص الرقيق، وهي غنية بالمعادن، وتدور حول مركز المجرة بسرعة عالية. النجوم في الهالة قديمة ولديها وفرة منخفضة من العناصر الثقيلة من الهيدروجين والهيليوم ولها مدارات بيضاوية للغاية موجهة عشوائيًا في الاتجاه (انظر الشكل). يمكن لنجوم هالو أن تغوص عبر القرص والانتفاخ المركزي، لكنها تقضي معظم وقتها فوق أو أسفل مستوى المجرة. النجوم الموجودة في القرص السميك متوسطة بين هذين النقيضين. دعونا نرى أولاً سبب ارتباط العمر ووفرة العناصر الثقيلة ثم نرى ما تخبرنا به هذه الارتباطات عن أصل مجرتنا.

بديل — الشكل\(\PageIndex{1}\) كيف تدور الأجسام حول المجرة. (أ) في هذه الصورة، ترى النجوم في القرص الرقيق لمجرتنا في مدارات دائرية تقريبًا. (ب) في هذه الصورة، ترى حركة النجوم في هالة المجرة في مدارات بيضاوية الشكل موجهة عشوائيًا.

نوعان من النجوم

تم اكتشاف وجود نوعين مختلفين من النجوم لأول مرة بواسطة Walter Baade خلال الحرب العالمية الثانية. كمواطن ألماني، لم يُسمح لـ Baade بإجراء أبحاث الحرب كما كان يفعل العديد من العلماء الآخرين المقيمين في الولايات المتحدة، لذلك كان قادرًا على الاستخدام المنتظم لتلسكوبات Mount Wilson في جنوب كاليفورنيا. وقد ساعدت في ملاحظاته السماء المظلمة التي نتجت عن انقطاع التيار الكهربائي في زمن الحرب في لوس أنجلوس.

من بين الأشياء التي مكّن التلسكوب الكبير والسماء المظلمة Baade من فحصها بعناية كانت المجرات الأخرى - جيران مجرة درب التبانة. سنناقش المجرات الأخرى في الفصل التالي (المجرات)، ولكن في الوقت الحالي سنذكر فقط أن أقرب مجرة تشبه مجرتنا (ذات قرص مماثل وهيكل حلزوني) غالبًا ما تسمى مجرة أندروميدا، بعد الكوكبة التي نجدها فيها.

أعجب Baade بتشابه النجوم ذات اللون الأحمر بشكل أساسي في الانتفاخ النووي لمجرة أندروميدا مع تلك الموجودة في العناقيد الكروية والهالة في مجرتنا. كما لاحظ الفرق في اللون بين كل هذه النجوم والنجوم الزرقاء الموجودة في الأذرع الحلزونية بالقرب من الشمس (الشكل\(\PageIndex{2}\)). وعلى هذا الأساس، أطلق على النجوم الزرقاء الساطعة في مجموعة الأذرع الحلزونية الأولى وجميع النجوم في مجموعات الهالة والكريات المجموعة الثانية.

نحن نعلم الآن أن السكان يختلفون ليس فقط في مواقعهم في المجرة، ولكن أيضًا في التركيب الكيميائي والعمر والحركات المدارية حول مركز المجرة. توجد نجوم المجموعة الأولى فقط في القرص وتتبع مدارات دائرية تقريبًا حول مركز المجرة. ومن الأمثلة على ذلك النجوم العملاقة الساطعة، ونجوم التسلسل الرئيسي ذات اللمعان العالي (الفئتان الطيفيتان O و B)، والتي تتركز في الأذرع الحلزونية، وأعضاء مجموعات النجوم المفتوحة الصغيرة. توجد المادة بين النجوم والسحب الجزيئية في نفس الأماكن التي توجد فيها نجوم المجموعة الأولى.

لا تظهر نجوم المجموعة الثانية أي ارتباط بموقع الأذرع الحلزونية. تم العثور على هذه الكائنات في جميع أنحاء المجرة. بعضها موجود في القرص، لكن العديد من الآخرين يتبعون مدارات بيضاوية غريبة الأطوار تحملها عالياً فوق القرص المجري إلى الهالة. تشمل الأمثلة النجوم المحاطة بالسدم الكوكبية ونجوم RR Lyrae المتغيرة. يتم تصنيف النجوم في المجموعات الكروية، الموجودة بالكامل تقريبًا في هالة المجرة، أيضًا على أنها المجموعة الثانية.

اليوم، نعرف الكثير عن التطور النجمي أكثر مما عرفه علماء الفلك في الأربعينيات، ويمكننا تحديد أعمار النجوم. يشمل السكان الأول نجومًا من مجموعة واسعة من الأعمار. في حين أن عمر البعض يصل إلى 10 مليارات سنة، لا يزال البعض الآخر يتشكل اليوم. على سبيل المثال، الشمس، التي يبلغ عمرها حوالي 5 مليارات سنة، هي مجموعة سكانية أتألق فيها. ولكن الأمر كذلك بالنسبة للنجوم الشابة الضخمة في Orion Nebula التي تشكلت في ملايين السنين الماضية. من ناحية أخرى، تتكون المجموعة الثانية بالكامل من النجوم القديمة التي تشكلت في وقت مبكر جدًا من تاريخ المجرة؛ الأعمار النموذجية هي 11 إلى 13 مليار سنة.

لدينا الآن أيضًا قرارات جيدة لتركيبات النجوم. وتستند هذه التحليلات إلى تحليلات الأطياف التفصيلية للنجوم. يبدو أن جميع النجوم تقريبًا تتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم، لكن وفرة العناصر الثقيلة تختلف. في الشمس وغيرها من نجوم المجموعة الأولى، تمثل العناصر الثقيلة (تلك الأثقل من الهيدروجين والهيليوم) 1-4٪ من إجمالي الكتلة النجمية. تحتوي نجوم المجموعة الثانية في هالة المجرة الخارجية وفي المجموعات الكروية على وفرة أقل بكثير من العناصر الثقيلة - غالبًا ما تكون أقل من مائة من التركيزات الموجودة في الشمس وفي حالات نادرة أقل من ذلك. على سبيل المثال، يحتوي أقدم نجم سكاني تم اكتشافه حتى الآن على أقل من عشرة ملايين من الحديد مثل الشمس.

كما ناقشنا في الفصول السابقة، يتم إنشاء العناصر الثقيلة في أعماق الأجزاء الداخلية للنجوم. تتم إضافتها إلى احتياطيات Galaxy من المواد الخام عندما تموت النجوم، ويتم إعادة تدوير موادها إلى أجيال جديدة من النجوم. وهكذا، مع مرور الوقت، تولد النجوم بإمدادات أكبر وأكبر من العناصر الثقيلة. تشكلت نجوم المجموعة الثانية عندما كانت وفرة العناصر الثقيلة من الهيدروجين والهيليوم منخفضة. تشكلت نجوم المجموعة الأولى لاحقًا، بعد أن أدت الكتلة المفقودة بسبب موت الأعضاء من الأجيال الأولى من النجوم إلى زرع الوسط بين النجوم بعناصر أثقل من الهيدروجين والهيليوم. لا يزال بعضها يتشكل الآن، عندما أضافت أجيال أخرى إلى إمدادات العناصر الثقيلة المتاحة للنجوم الجديدة.

العالم الحقيقي

مع استثناءات نادرة، يجب ألا نثق أبدًا بأي نظرية تقسم العالم إلى فئتين فقط. في حين أنها يمكن أن توفر نقطة انطلاق للفرضيات والتجارب، إلا أنها غالبًا ما تكون تبسيطات مفرطة تحتاج إلى تحسين مع استمرار البحث. ساعدت فكرة وجود مجموعتين من السكان في تنظيم أفكارنا الأولية حول المجرة، لكننا نعلم الآن أنها لا تستطيع تفسير كل ما نلاحظه. حتى الهياكل المختلفة للمجرة - القرص والهالة والانتفاخ المركزي - لا يتم فصلها بشكل نظيف من حيث مواقعها وأعمارها ومحتوى العناصر الثقيلة للنجوم بداخلها.

يعتمد التعريف الدقيق لقرص المجرة على الأشياء التي نستخدمها لتعريفه، وكما رأينا سابقًا، ليس له حدود حادة. تقع معظم النجوم الشابة الأكثر سخونة وغيوم الغاز والغبار المرتبطة بها في منطقة يبلغ سمكها حوالي 200 سنة ضوئية. تحدد النجوم القديمة قرصًا أكثر سمكًا يبلغ سمكه حوالي 2000 سنة ضوئية. تقضي نجوم هالو معظم وقتها عالياً فوق القرص أو تحته ولكنها تمر عبره على مداراتها البيضاوية للغاية وبالتالي توجد أحيانًا بالقرب من الشمس نسبيًا.

توجد أعلى كثافة للنجوم في الانتفاخ المركزي، تلك المنطقة الداخلية على شكل شريط من المجرة. هناك عدد قليل من النجوم الساخنة الشابة في الانتفاخ، لكن معظم النجوم المنتفخة يزيد عمرها عن 10 مليارات سنة. ولكن على عكس نجوم الهالة من نفس العمر، فإن وفرة العناصر الثقيلة في النجوم المنتفخة هي نفسها تقريبًا كما في الشمس. لماذا سيكون ذلك؟

يعتقد علماء الفلك أن تكوين النجوم في الانتفاخ النووي المزدحم حدث بسرعة كبيرة بعد تشكل مجرة درب التبانة. بعد بضعة ملايين من السنين، قام الجيل الأول من النجوم الضخمة والقصيرة الأجل بطرد العناصر الثقيلة في انفجارات السوبرنوفا وبالتالي إثراء الأجيال اللاحقة من النجوم. وهكذا، حتى النجوم التي تشكلت في الانتفاخ منذ أكثر من 10 مليارات سنة بدأت بإمدادات جيدة من العناصر الثقيلة.

حدث العكس تمامًا في سحابة Magellanic Cloud الصغيرة، وهي مجرة صغيرة بالقرب من درب التبانة، يمكن رؤيتها من نصف الكرة الجنوبي للأرض. حتى أصغر النجوم في هذه المجرة تعاني من نقص في العناصر الثقيلة. نعتقد أن السبب في ذلك هو أن المجرة الصغيرة ليست مزدحمة بشكل خاص، وأن تكوين النجوم حدث ببطء شديد. ونتيجة لذلك، كان هناك حتى الآن عدد قليل نسبيًا من انفجارات السوبرنوفا. تواجه المجرات الأصغر أيضًا صعوبة أكبر في التمسك بالغاز الذي تطلقه انفجارات السوبرنوفا من أجل إعادة تدويره. لا تمارس المجرات ذات الكتلة المنخفضة سوى قوة جاذبية متواضعة، ويمكن للغاز عالي السرعة الذي تطلقه المستعرات الأعظمية الهروب منها بسهولة.

وبالتالي فإن العناصر التي يتمتع بها النجم لا تعتمد فقط على وقت تشكل النجم في تاريخ مجرته، ولكن أيضًا على عدد النجوم في الجزء الخاص به من المجرة التي أكملت حياتها بالفعل بحلول الوقت الذي يكون فيه النجم جاهزًا للتشكيل.

المفاهيم الأساسية والملخص

يمكننا تقسيم النجوم في المجرة تقريبًا إلى فئتين. يشار إلى النجوم القديمة التي تحتوي على عدد قليل من العناصر الثقيلة باسم نجوم المجموعة الثانية وتوجد في الهالة وفي المجموعات الكروية. تحتوي نجوم المجموعة الأولى على عناصر ثقيلة أكثر من الكتلة الكروية ونجوم الهالة، وعادة ما تكون أصغر سنًا وتوجد في القرص، وتتركز بشكل خاص في الأذرع الحلزونية. الشمس هي أحد أفراد المجموعة الأولى من السكان، وتكونت نجوم المجموعة الأولى بعد أن أنتجت الأجيال السابقة من النجوم عناصر ثقيلة وأخرجتها إلى الوسط بين النجوم. تحتوي النجوم المنتفخة، التي يبلغ عمر معظمها أكثر من 10 مليارات سنة، على كميات كبيرة بشكل غير عادي من العناصر الثقيلة، ربما بسبب وجود العديد من نجوم الجيل الأول الضخمة في هذه المنطقة الكثيفة، وسرعان ما زودت هذه النجوم الأجيال القادمة من النجوم بعناصر أثقل.

مسرد المصطلحات

عدد السكان الذين نجمهم: نجمة تحتوي على عناصر ثقيلة؛ عادة ما تكون صغيرة وتوجد في القرص

عدد السكان بالنجمة الثانية: نجم ذو وفرة منخفضة جدًا من العناصر الثقيلة؛ موجود في جميع أنحاء المجرة