تنشأ النجوم في الغالب داخل حاضنة كونية غنية بأكسير حياة النجوم … الهيدروجين الكوني الذي يكون غزيراً جداً في أعماق الحاضنة .
يسمي العلماء هذه الحاضنة بالسديم Nebula وهي سحابة من عنصر الهيدروجين بشكل رئيسي تمتد في الفضاء لمسافات قد تصل في بعض الأحيان إلى عشرات السنين الضوئية مثل السديم المشهور في كوكبة الجبار Orion , M42 والذي يبعد عنا 1500 سنة ضوئية وتمتد هذا السديم لمسافة 27 سنة ضوئية.
يبدأ النجم بالتكون داخل هذا السديم عندما تلوح فرصة إرتصاص كتلة من الهيدروجين وتأخذ بالتجمع والانضغاط حتى تبدأ الطاقة الإشعاعية بالعمل على تسخين القلب إلى الحد المسموح لبدء سلسلة التفاعلات النووية والتي ستكون مسؤولة عن روح النجم فيما بعد . وتستمر هذه السلسلة حتى نفاذ كامل الوقود النووي للنجم .
يصل الضغط في الباطن إلى أكثر من مليون طن على السنتيمتر المربع , بل أكثر بكثير في بعض النجوم العملاقة . مثل هذه الضغوط الهائلة واجبة لتوفير الراحة لمجمل التفاعلات اللازمة لحياة النجم حتى تسير بشكل متوازن.
هنالك نوعان من التفاعلات النووية الاندماجية التي تحدث في باطن النجم حيث كشف عنهما الفيزيائي هانس بيث Hans Bethe ونال جائزة نوبل على ذلك.
فالتفاعل الأول من النمط : (بروتون - بروتون ) أي اندماج بين البروتونات فقط .
في هذه التفاعلات تتركب اندماجياً ثلاث بروتونات لتخليق نواة هليوم مع إصدار طاقة على شكل ضوء ونوترينوات n .
لكن كيف يبدأ هذا التفاعل؟! تكون الحرارة داخل النجم كافية لتقود ذرتي هيدروجين أو بروتونين للاقتراب من بعضهما البعض لدرجة تسمح فيه الحرارة الهائلة للوسط المحيط بهذين البروتونين بالاندماج متغلبة بذلك على القوى النووية الشديدة التي لا تسمح لاقتراب أي جسم كان من نواة الذرة .
بهذا الاندماج المحقق يتحرر من أحد البروتونين نيوترينو أولي و إلكترون معكوس الشحنة السالبة " أي بوزيترون موجب e+ " إضـافة إلى نيوترون متعادل الشحنة . ويبقى البروتـون الآخـر ملتصقاً بالنيوترون ليكـون معـه نواة نظير الهيدروجين الثاني أو الديتريـوم. 2D تتحرر من هذه العملية طاقة كبيرة تحفز تفاعل آخر للقيام بدور مماثل , كما يتحرر جزء كبير من هذه الطاقة على شكل طاقة ضوئية عظيمة. يصطدم بروتون آخر إثر استمرار التفاعل المتسلسل بنواة الديتريوم فيكون معه بعد الاندماج نظير نواة هليوم 3He عند ذلك يصبح من الممكن اندماج أنويه أكبر , فيواتي لنواتي نظير الهليوم 3 الفرصة للاندماج معاً مجدداً لتكوين نواة هليوم He 4 , وينطلق بروتونان كناتج بحثاً عن هدف لهما.
التدفق المتسلسل لتلك التفاعلات مشروط بوجود وسط حراري يجب إن لا يقل عن 15 مليون درجة مئوية في باطن النجم وذلك للأهمية القصوى التي تسمح للتغلب على الحاجز الطاقي المحيط بالنواة , وهذا الحاجز لا يمكن اختراقه إلا برفع حرارة المرجل إلى ملايين الدرجات . يختزن الهليوم الناتج أخيراً في باطن النجم كرماد للاحتراق النووي السابق.
أما النمط الثاني : (تفاعل دورة الكربون ) هذه التفاعلات تحدث عادة في العمق السحيق للنجم حيث تندمج ذرتي هليوم مع إصدار طاقة لتكوين البيريليوم Be , فالكربون C , فالأكسجين O وهكذا وصولاً للحديد Fe كآخر ناتج نووي على الإطلاق داخل النواة النجمية في العمق منه , حيث لا تفاعل اندماجي بعد ذلك بين نوات الحديد. طبعاً يحقق هذه التفاعلات علاقة الطاقة النسبية والتي صاغها ألبرت أينشتاين والمتمثلة بالعلاقة التالية E= m C2. فالخسارة الحاصلة في الكتلة أثناء التفاعل النووي كما هو معروف تتحول تلقائياً إلى طاقة كناتج لهذا التفاعل المتسلسل.1
وعلى أقل تقدير نجد أنه في كل ثانية يدخل 570 مليون طن من الهيدروجين هذه التفاعلات وفي كل ثانية يتحول ما يعادل 4 ملايين من المادة إلى طاقة , أي ما يعادل 4000 مليار مرة طاقة القنبلة التي دمرت مدينة هيروشيما . وعليه فإن شمسنا مثلاً تخسر كل ثانية ما يعادل 4 ملايين طن من المادة على شكل طاقة.
إذا متى سوف تنتهي شمسنا … ؟!
قبل ان نعرف متى ستنتهى شمسنا فلنتعرف اولا على طريقة تكون شمسنا طبقا للنموذج السابق ؟؟؟؟
لكى تتكون نجمه كشمسنا التى هى على بعد ملايين الأميال عن الأرض ,
فأنها تحتاج سحابه من الغاز و الغبار أكبر 100 مره من حجم مجموعتنا الشمسيه ,
هذه السحب تبدأ حياتها بارده للغايه, مئات الدرجات تحت الصفر,
لكن عندما تبدأ الجاذبيه بضغطهم معاً تبدأ درجة الحراره بالأرتفاع,
خلال بضعة مئات الألاف من السنين
يتحول شكلها الى
قرص مستوى (Flatten Disk)
[CENTER]
الجاذبية
تقوم بضغط هذا القرص فى نقطة المنتصف الى شكل كروى ,
حيث ترتفع الحراره الى 2 مليون درجه مئويه ,
وهذا النظام الجديد يدعى :
Protostar
بعد 10 مليون سنه, القلب الهيدروجينى لهذا النظام ترتفع حرارته
الى أكثر من 18 مليون درجه و عندها شىء مدهش يحدث ,
مركز النظام تكون حرارته مرتفعه للغايه حيث يستطيع
ان يحدث أندماج نووى حرارى
الأندماج النووى الحرارى
(Thermonuclear Fusion) .
هو ببساطه عملية أندماج و ألتحام ذرات أخف لتكون ذرات أثقل,
فذرات الهيدروجين تتحرك بسرعه جدا لوجود هذا الضغط الهائل
بسبب الجاذبيه فى مركز النجم, فتبدأ الذرات تتصادم مع بعضها
لتكون ذرات الهيليوم, وهذه التفاعلات النوويه التى تعطى النجم الطاقه ليعمل
طوال فترة حياته لتعطيه مصدر ثابت من الضوء و الحراره.
وقتما تحصل على تفاعل نووى فلديك نجم ,
بعد ذلك حياة النجم هى معركه مستمره , حرب متواصله ضد الجاذبية..
فالجاذبية
هى التى كونت النجم فى البدايه هى نفس الجاذبيه التى تريد تدميره,
فالجاذبية لا تستسلم فهى تريد ان تجذب كل شىء مع بعضه ,
فاذا كان النجم يريد ان يعيش فعليه ان يجد طريقه ليقاتل الجاذبية.
انت تشعر بالجاذبية طوال الوقت عندما تحاول القفز او تحاول تسلق صخره ,
فدائما الجاذبية تريد ان تجذبك الى الأسفل, و لكى تستطيع ان تتغلب
على الجاذبية فيجب عليك ان تجد قوه تساعدك على التسلق
و تعمل عكس اتجاه الجاذبية, مثل حبل تستخدم عضلاتك لتتسلقه
و تتغلب على الجاذبية, هذا لا يعنى ان الجاذبيه ستستسلم فهى
تعمل دائما لذا فعليك ان تستمر فى التسلق حتى لا تقع تحت رحمتها ..
نفس الشىء مع النجوم , فالنجم يحاول ان يقاوم الجاذبيه طوال الوقت.
والأندماج النووى
هو الحبل الذى يستخدمه النجم , فهو يعمل على هيئه ضغط للخارج ..
فكمية الأندماج النووى الذى يحدث داخل النجم يتناسب طرديا
مع مقدار ضغط الجاذبيه, لذلك النجوم لديها القدره على المحافظه
على الثبات النسبى فى الهيئه و الشكل لأن قوة الجاذبيه ثابته دائما.
النجم يعيش معظم حياته فى هذا الحاله من المساواه
وهذه المرحله تسمى التسلسل الرئيسى
(The Main Sequence)
و هى الحاله التى تعيشها شمسنا الأن و نحن سعيدون انها فى هذه المرحله ,
فهى تعطينا نفس كمية الطاقه طوال الوقت و تحرق نفس كمية وقودها
بثبات و هذا ما يجعل الحياه ممكنه .
كل النجوم فى مرحة التسلسل الرئيسى متشابهون ,
هناك البعض أقل سخونه و أقل حجماً من شمسنا أو أكثر سخونه و أكبر حجماً ,
و يحدد العلماء حجم و درجة حرارة نجم ما عن طريق لون الضوء الذى يخرجه,
فنجم مثل الشمس يخرج ضوئا يميل الى درجه من درجات اللون الأصفر, اذا كانت الشمس أكثر سخونه فيجب ان نرى ضوئه أقرب الى الأزرق او البنفسجى..
اما النجوم الأقل سخونه فلون ضوئها يميل الى اللون الأحمر .
النجوم الصغيره و البارده:،
(بالنسبه للشمس)
مثل بروكسيما سينتورى
(Proxima Centauri)
و هى أقرب النجوم الينا
(بعد الشمس) تعرف بالقزم الأحمر
(Red Dawrf) فحجمهم يتراوح بين
1/2 الى 1/10 حجم الشمس و درجة حرارة سطحها أقل من الشمس
بآلاف الدرجات المئويه,
و هى من أكثر انواع النجوم انتشاراً فى الكون, لكن هذه النجوم
ليست ما تراها عندما تنظر الى السماء فهى لا ترى بالعين المجرده ,
النجوم التى تراها هى النجوم الأقليه الضخمه مرتفعة الحراره.
قزم أحمر (Red Dwarf)
و على الطرف الأخر من المعادله نجد النجوم الضخمه
المسماة بالمتسلسل الأساسى الأزرق
( Blue Main Sequence )
Blue Main Sequence Star
متوسط درجة حرارة سطح نجم كهذا هو 45000 درجة فهرينهايت ,
قد يصل حجمهم الى 20 مره حجم الشمس و 10000 مره أكثر ضيائاً,
و فى الحياه و الموت الخاصه بالنجم, الحجم بيفرق كتير
 |