ما هو النجم ؟
عرض للطباعة
ما هو النجم ؟
النجم :
هو كرة ضخمة من البلازما، تنتج الطاقة من داخلها بالطاقة النووية وترسلها إلى الفضاء الخارجي عن طريق موجات كهرطيسية، رياح شمسية وفيض نيترينو وقليل من الأشعة السينية. أقرب نجم إلى الأرض هو الشمس، التي هي مصدره الأكبر للطاقة.
في المعنى الشائع هو كل جسم سماوي غير القمر يرى في السماء أثناء الليل، ويشمل ذلك أيضا (النجوم الجوالة)، الكواكب (التي لا تشع بذاتها)؛ أما في الفلك فيدل النجم على كرة حالتها غازية ليست صلبة (فإذا كانت صلبة تعتبر من الكواكب) مضيئة وذات درجة حرارة عالية. وتسمى النجوم أيضا في المعنى الفلكي بالنجوم الثوابت، لأنه افترض في القدم أنها كواكب ثابتة في السماء على النقيض من "النجوم الجوالة".
مراحل ولادة وفناء النجوم:
تمر النجوم بمراحل التكون والتشكل قبل أن يبدأ فيها التفاعل النووي وقبل أن تُستهلك وتضمحل أو تنفجر. ونعلم بأن نحو 70% من الغلاف الغازي للشمس مكون من غاز الهيدروجين و30% من غاز الهيليوم، أما في باطن الشمس فالعكس ملحوظ حيث نجد إن النسب معكوسة. وقد افترض العلماء أن الهيدروجين بالباطن يتعرض لضغط عال جدا يسبب انفصال الإلكترونات عن النواة مما يجعل الهيدروجين مكوناً من نواة فقط. وتندمج نوى الهيدروجين ذات البروتون الواحد في باطن النجم معاً لتتحول إلى نوى هليوم ذات بروتونين فيما يسمى بالاندماج النووي، مما يُولد طاقة كبيرة تندفع بقوة إلى خارج النواة صانعة بذلك ضغطاً باتجاه الخارج يَمنع النجم من الانهيار على نفسه نتيجة لجاذبيته. تنقل الطاقة الناتجة عن هذا الاندماج النووي بعد ذلك إلى السطح بطريقتين هم الحمل والإشعاع، وهناك تستمد النجوم من هذه الطاقة ضوءها وحرارتها الذين يُميزانها. تواصل النجوم خلال معظم فترة حياتها حرق الهيدروجين في نواها مولدة الطاقة، وفي ذلك الوقت تكون داخل المرحلة التي تعرف بالنسق الأساسي، ويُمكن أن تتراوح مدة هذه المرحلة من ترليونات السنين إلى بضعة ملايين حسب كتلة النجم (فكلما زادت كتلته حرق الهَيدروجين في نواته بسرعة أكبر).
لكن بعد انقضاء هذه المدة - سواء أخذت ملايين أم ترليونات السنين - يَنفذ جميع وقود الهيدروجين الذي كان النجم يَحرقه في نواته لتوليد الطاقة، ولذا فإنه يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه لأن جاذبيته تشد طبقاته الخارجية باتجاه النواة في حين لم تعد توجد وسيلة لإيقاف هذا بتوليد ضغط معاكس باتجاه الخارج. وما يَعتمد عليه ما سيَحدث لاحقاً هو كتلة النجم، ففي حال كانت فوق حد (تشاندراسيخار) وتحت 4-5 (ك.ش) فسيَبدأ النجم بدمج الهيدروجين المتبقي حول النواة، مما يَتسبب بتمدد النجم إلى بضع أضعاف حجمه الأصلي وبتحوله إلى ما يُعرف بعملاق أحمر، لكن سرعان ما يُستنفذ كل الهيدروجين المتبقي في طبقات النجم فيَعود مهدداً بالانهيار على نفسه، ولإيقاف هذا يَقذف طبقاته الخارجية في رياح نجمية قوية مُحولاً إياها إلى سديم كوكبي، فلا تبقى سوى نواته الباردة التي تتحول إلى قزم أبيض. والقزم الأبيض لا يُولد أي طاقة في نواته، لكن ما يَمنعه من الانهيار على نفسه هو مبدأ الاستبعاد الباولي (فذراته قريبة من بضعها لدرجة أنه لا يُمكنها الانهيار إلى مساحة أصغر)، ولذا فهو يَكون كثيفاً جداً. ولاحقاً يَبرد القزم الأبيض تدريجياً نتيجة لعدم امتلاكه لمصدر للطاقة، ويَستمر ضوؤه بالخمود حتى يَتحول إلى قزم أسود لا يَملك أي ضوء أو حرارة تقريباً.
أما النجوم التي تملك كتلة فوق 4 إلى 5 (ك.ش) فعندما يَنفذ وقودها الهيدروجيني تشرع بحرق نوى الهليوم (التي كانت قد دمجتها سابقاً من نوى الهَيدروجين) فتتحول إلى نوى كربون، وعندما يَنفذ الهليوم تشرع بدمج نوى الكربون لإنتاج النيون أو المغنيسيوم، وتستمر بعد ذلك بحرق العناصر المختلفة وصولاً إلى الحديد. لكن في كل مرة يَحرق فيها النجم عنصراً أثقل في نواته تصبح الطاقة الناتجة عن عملية الاندماج النووي أقل، وفي المقابل تأخذ العملية وقتاً أقصر وتحتاج إلى حرارة أكبر، ولذا ففي آخر مرحلة من حرق العناصر وهي حرق السيليكون إلى حديد يُمكن أن تأخذ العملية بضعة أيام فقط لاستنزاف مخزون السيليكون، وعند الوصول إلى الحديد يُصبح العنصر ثقيلاً جداً بحيث لا يَعود النجم قادراً على دمج نواه إلى عناصر أثقل، ولذا فإنه يَخسر جميع وسائله لمقاومة جاذبيته فيَنهار على نفسه في انفجار مستعر أعظم. وبعد هذه الانفجار تتحول بقايا النجم إما إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود حسب كتلتها.
(حدّ شاندراسيخار) (Chandrasekhar limit) : نسبة إلى الفيزيائي الحائز على جائزة نوبل عام 1983 "سابرامانين تشاندراسخار"(Subrahmanyan Chandrasekhar). تعريف هذا الحد الفيزيائي هو: أكبر كتلة غير دوارة يمكن لضغط الانفطار للإلكترونات فيها أن يمنع تفردها الجذبوي.
هذا الحد يقدر بأنه 1.44 كتلة شمسية. وتختلف القيم الحسابية لهذا الحد بناء على التكوين النووي للكتلة والتقديرات المستخدمة قياسيا وحسابيا.
(ك.ش) : كتلة شمسية وحدة قياس تستعمل في الفيزياء الفلكية وعلم الفلك لقياس بشكل تقاربي كتلة النجوم وغيرها من أجسام الكون كالمجرات. تساوي كتلة شمسية واحدة كتلة الشمس وحوالي 332.950 مرة كتلة الأرض.
(الأقزام البيضاء)
نوع من النجوم يسمى قزم أبيض. تتكون معظم الأقزام البيضاء من عنصر الكربون والأكسجين، التي تكون قد تكونت أثناء الاندماج النووي فيها للعناصر الهيدروجين والهيليوم.
وتبلغ كثافة القزم الأبيض نحو طن/سنتيمتر مكعب. وتحت هذا الضغط العظيم يصل فيها الغاز فيه إلى حالة انفطار (فيزياء) كما يسميها العلماء. هذه الحالة تعني انشطار مستويات الطاقة في نظام يتبع ميكانيكا الكم إلى مستويات ثانوية.
ويتحكم في القزم الأبيض قوي تنبع من مبدأ استبعاد باولي. وطبقا له فلا يمكن لإلكترونين شغل نفس مستوى الطاقة في بلازما القزم الأبيض. وطبقا لميكانيكا الكم تتوزع مستويات الطاقة الممكنة بحيث تزيد المسافة بينها تزايدا عكسيا مع ضمور حجم النجم.
ونظرا لاشغال مستويات الطاقة في المتسويات التحتية ينشأ عن الضغط الناشئ عن قوي الجاذبية أن تشغل الإلكترونات مستويات الطاقة العليا في البلازما. وينتج عن ذلك ضغطا مضادا يقاوم الضغط الناشئ عن الجاذبية. فإذا كانت كتلة النجم في البدء 1,44 من كتلة الشمس فلا يمكن تعادل تلك القوتان بذلك الشكل.
ومن العجيب ان قطر القزم الأبيض يعتمد على كتلة الإلكترون، أي أن أحد المقاييس الكونية متعلق بأحد المقاييس الذرية أو تحت الذرية مباشرة. كذلك يعتمد التوازن في النجوم النيوترونية على سريان مبدأ استبعاد باولي، والذي فيه تشغل النيوترونات مستويات الطاقة في النجم، بدلا عن الإلكترونات في القزم الأبيض، حيث تمتص البروتونات الإلكترونات وينتج عنها نيوترونات هي بمفردها مكونات النجم النيوتروني.
وتبلغ كثافة الأقزام البيضاء كثافة عالية (1 طن/ سنتيمتر مكعب) بحيث تنطبق عليه نظرية النسبية الخاصة لأينشتاين فهو يُبدي ظاهرة انزياح نحو الأحمر في مجال جاذبيته، وقد شوهد ذلك عملليا وأثبته العلماء.
ويعلق العلماء فوق ذلك أملا كبيرا في العثور على مزدوج نجمين من الأقزام البيضاء، حيث تنتج عنهما موجات جاذبية لم تشاهد بعد، ولكن يبذل العلماء جهودا لمشاهدتها عمليا. ولهذا قررت إنجلترا وألماني على توحيد الجهود والعمل على تنفيذ بناء مرصد بالاقمار الصناعية يسمى ليزا ((LISA (Detektor) لتحسس موجات الجاذبية وإثبات تواجدها، حيث تتنبأ بها نظرية أينشتاين.
(الانفطار) في ميكانيكا الكم هو وجود حالات متعددة للطاقة في نظام كمومي تتميز جميعا بنفس الطاقة .
وبحسب درجة الانفطار يمكن وجود انفطار ثنائي أوثلاثي أو رباعي وهكذا.
وتختلف حالات الانفطار عن بعضها باختلاف قيمة أحد الخصائص المشاهدة ، مثل عزم الدوران المداري للإلكترونات في الذرة أو العزم الدوران الكلي ، حيث عزم الدوران الكلي هو جمع متجه لعزمي الدوران المداري وعزم الدوران المغزلي spin.
وينشأ الانفطار بسبب وجود تناظر في النظام الطبيعي . فتناظر حالات الدوران في الذرة مثلا ينشأ عنها الانفطار . ويمكن مشاهدة ذلك في تأثير زيمان عند التأثير على الذرة بمجال مغناطيسي ويحدث أنشقاق خطوط الطيف رغم امتلاكها لنفس الطاقة .
وعلى سبيل المثال أيضا وصف ذرة الهيدروجين بدون الحاجة لمراعاة تأثيرات النظرية النسبية الخاصة ، نجد أن جميع الحالات منفطرة التي تنتمي لعدد الكم الرئيسي n.
عدد الكم الرئيسي في الفيزياء الذرية والتي غالبا ما تكتب n هي رقم الكم لمدار إلكتروني. وهو يمثل بصفة عامة طاقة المدار ومدى بعده عن النواة. ومجموعة المدارات التي لها نفس n يطلق عليها الغلاف الإلكتروني أو مستوى الطاقة.
المدارات الذرية التي لها n = 1 يطلق عليها الغلاف K.
المدارات الذرية التي لها n = 2 يطلق عليها الغلاف L.
المدارات الذرية التي لها n = 3 يطلق عليها الغلاف M.
المدارات الذرية التي لها n = 4 يطلق عليها الغلاف N.
المدارات الذرية التي لها n = 5 يطلق عليها الغلاف o.
المدارات الذرية التي لها n = 6 يطلق عليها الغلاف p.
المدارات الذرية التي لها n = 7 يطلق عليها الغلاف Q.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/Bohr_model.jpg
نموذج بور لذرة الهيدروجين
المصدر: ويكيبيديا الموسوعة العلمية ( لبساطة اسلوبها)
كانت رغبتي ان اتخصص في علم الفلك
لكن الظروف لم تتحقق و إخترت مجالا آخر
ما لديّ اليوم عنه هي فقط معلومات عامة مثلما هي عند العموم،
بعيدة عن النظريات ...بعيدة عن اعماقه
كم أشعر بالخواء تجاه هذا العلماقتباس:
المشاركة الأصلية كتبت بواسطة ماجدة2
ولدي فقر مدقع فيه
حبذا لو كانت أسئلة تتعلق به
السلام عليكم
أرفق بالموضوع صور
http://dl.dropbox.com/u/36710202/600px-EtaCarinae.jpg
النجم فائق الكتلة اتا كاريناي Eta Carinae في صورة رصدها هابل، النجم سيموت قريبا خلال انفجار نجمي
http://dl.dropbox.com/u/36710202/600px-SN1994D.jpg
صورة تمثل مجرة درب التبانة
http://dl.dropbox.com/u/36710202/800px-Size_IK.jpg
مقارنة بين أحجام القزم الأبيض بيجازي B (في الوسط) والشمس (إلى اليمين) والنجم بيجازي A. وتبلغ درجة حرارة سطح بيجازي B نحو 35.500 درجة كلفن بينما تصل درجة حرارة سطح الشمس 6.500 درجة فقط.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/800...rsinthesky.jpg
منطقة تكوّن نجوم جديدة سحابة ماجلان الكبرى. صورة من ناسا/إيسا.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/600...8Hubble%29.jpg
منكب الجوزاء كما صورها مرصد هابل الفضائي.
منكب الجوزاء أو بيت الجوزاء (بالإنجليزية: Alpha Orionis أو Betelgeuse) نجم متغير غير منتظم هو ثاني أكثر النجوم لمعانًا في كوكبة الجبار، وتاسع أكثر النجوم لمعانًا في السماء. يعتبر نجم منكب الجوزاء عملاقًا أحمر. ويرجع السبب في شدة احمرار لونه إلى الانخفاض الشديد في درجة حرارته السطحية التي تعادل نصف درجة حرارة الشمس. غير أن حجم منكب الجوزاء يفوق حجم الشمس بحوالي 460 ضعفًا حيث وصل النجم إلى نهاية عمره بعد أن استهلك معظم وقودة من الهيدروجين. وهو يبعد عن الأرض مسافة 430 سنة ضوئية تقريبًا، أي ما يعادل 130 فرسخ فلكي تقريبًا.
منكب الجوزاء ولد بعد نشأة الشمس ولكن بالحسابات الفلكية وجدنا انه سيموت قبل الشمس ولذلك لأن التفاعل الاندماجى بين أنوية الهيدروجين يحدث داخله بمعدل كبير جدا أكبر كثيرا من معدل ذلك التفاعل في الشمس.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/507...el_diagram.jpg
رسم بياني تصنيف هرتزشبرونج-راسل يبين النسق الأساسي في تصنيف النجوم ، وصفات الشمس بينها. المحور الأفقي يبين فئات الطيف وبالتالي درجات حرارة سطح النجم (منخفضة إلى اليمين مرتفعة إلى اليسار) ، والمحور الراسي يعطي نسبة ضياء النجم إلى ضياء الشمس ، وتبلغ تلك النسبة في أعلى الرسم نحو 500.000 مرة أشد من ضياء الشمس.
في علم الفلك، التصنيف النجمي (بالإنكليزية: stellar classification) هو تصنيف النجوم على أساس خصائصها الطيفية. رتبة النجم الطيفية هي رتبة للنجم تصف التأين في طبقة النجم الخارجية (سطح النجم)، حيث يتم حث الذرات ليتم إطلاق الضوء، مما يعطي طريقة عملية لقياس درجة حرارة سطح النجم. يتم تحليل الضوء القادم من النجم عن طريق فصل مكوناته بواسطة جهاز فصل الطيف ، ليتم فصل الفوتونات القادمة في هيئة خطوط ضوئية لها ألوان قوس قزح مفصولة بخطوط امتصاص . كل خط امتصاص يشير إلى أيون لعنصر كيميائي معين . وجود هذه خطوط الامتصاص في الطيف يدل على درجة حرارة سطح النجم المؤثرة على الأيون.
معظم النجوم يتم تصنيفها حالياً باستخدام الأحرفO, B, A, F, G, K, M، حيث نجوم O هي الأسخن والأحرف المتتابعة تشير إلى التدرج في البرودة حتى نصل إلى الحرف M وهو الأبرد. عادةً تكون نجوم O ذات لون أزرق، B بلون أزرق مبيضّ ، A بلون أبيض، F بلون أبيض مصفرّ، G بلون أصفر، K بلون برتقالي و M بلون أحمر. لكن لون النجم الفعلي قد يختلف قليلاً حسب درجة حرارة النجم وخصائصه .
تخليق العناصر:
تخليق العناصر بدأ في الشمس بتحول الهيدروجين الذي يكون 77 % من مادتها إلى هيليوم من خلال الاندماج النووي، كما تحتوي الشمس على الهيليوم من الأصل بنسبة 23 % من كتلتها. هذا المرحلة من عمر الشمس تمر بها جميع النجوم أيضا، فشمسنا ما هي إلا أحد النجوم المتوسطة الحجم. فإذا ما تحول الهيدروجين وكتلته الذرية 1 إلى الهيليوم وكتلته الذرية 4 تعمل الجاذبية على ضغط قلب النجم إلى حيز أصغر ويصاحب ذلك ارتفاع في درجة الحرارة وعندها يبدا اندماج الهيليوم.
ويتميز اندماج الهيليوم بما يسمى تفاعل ألفا الثلاثي أو بالانجليزية Triple-alpha process وهي عدة تفاعلات تندمج فيها ثلاثة من أنوية الهيليوم وهي أشعة ألفا ويكونوا الكربون الذي تبلغ كتلته 12.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/750...ha_process.jpg
مراحل التخليق:
تبدأت النجوم بتكوين الهيليوم بواسطة التفاعل بروتون-بروتون التسلسلي، وتفاعلات أخرى مثل دورة الكربون والنيتروجين والأكسجين في قلبها. وهناك تفاعلات اندماجية أخرى تتم في قلب النجم، مثل التحام البروتون والهيليوم، أو هيليوم وهيليوم ونتيجتهما كتل ذرية من 5 إلى 8، فتلك العناصر غير مستقرة وتتحلل في الحال إلى عناصر أخف. وعندما يبدأ النجم استهلاك كل مافيه من هيدروجين، تبدأ منطقته المركزية في التقلص بفعل الجاذبية وترتفع بذلك درجة حرارته إلى 100 مليون درجة كلفن. وعندها يبدأ اندماج الهيليوم بمعدل يقاوم به معدل تحلل البيريليوم-8 إلى نواتي هيليوم ثانيا.وهذا ما يفسر وجود قليل من البيريليوم في قلب النجم تستطيع الاندماج مع 1 هيليوم أخرى لتكوين الكربون ذو الكتلة الذرية 12، والكربون عنصر مستقر.
تخليق الحديد:
تتباري قوى الجاذبية التي تعمل على كبس المنطقة المركزية للنجم وتؤدي إلى ارتفاع الحرارة مع التفاعلات النووية الجارية في هذا الحيز المركزي الذي يزيد ضيقا، ويؤدي ارتفاع الحرارة في قلب النجم إلى بدء تفاعلات جديدة لتخليق عناصر أثقل مما سبقها، عندما تصل درجة الحرارة بين 800 - 2000 مليون درجة يبدأ تحول الكربون والهيليوم إلى أكسجين-16 ويكون مصحوبا بإنتاج الطاقة
ويؤدي ذلك إلى تكون كميات هائلة من الكربون ووزنه الذري 12 والأكسجين ووزنه الذري 16. وعند تلك الحرارة العالية تتكون العناصر المجاورة للأكسجين في الجدول الدوري مثل الفسفور والكبريت والسيليكون، ويكاد الهليوم أن يُستهلك بأكمله عند تلك المرحلة.
يؤدي الارتفاع المستمر في درجة الحرارة والاندماج الثلاثي للهيليوم عند 100 مليون درجة إلى انتفاخ بطيئ للطبقات السطحية من النجم ويتزايد هذا الانتفاخ بزيادة الحراره الصادرة من قلب النجم ويتحول النجم إلى عملاق أحمر . بالنسبة لشمسنا فلا يزال بها قدر كبير من الهيدروجين ، وتفاعلاتها النووية لا تزال في مرحلة تحويل الهيدروجين إلى هيليوم. ولكن من المتوقع مستقبلا بعد نحو 5 مليارات السنين وقرب انتهاء اندماج الهيدروجين ، وبدء اندماج الهيليوم أن يتمدد الغلاف الشمسي ويتسع حتى يصل إلى مدارات الكواكب عطارد والزهرة ثم الأرض. ويبقى قلب الشمس كقزم أبيض.
وبحسب كتلة النجم، فالنجم ذو كتلة صغيرة نسبيا مثل الشمس تكون قوى الجاذبية فيه ضعيفة نسبيا ولا تستطيع رفع درجة الحرارة بحيث يبدأ الاندماج النووي التالي لاندماج الهيليوم. وتنتهي تلك النجوم كاقزام بيضاء.
أما النجوم الأكبر 10 إلى 100 مرة من الشمس فيستمر الاندماج النووي فيها وكذلك يستمر تخليق العناصر ، حتى تصل درجة حرارة قلب النجم 3500 مليون درجة كلفن يتتابع خلالها تخليق عناصر أكثر كتلة حتى الوصول إلى تكوّن الحديد (كتلته الذرية 56). ولكن الحديد والعناصر المجاورة له مثل الكوبلت والنيكل عناصر مستقرة. أي أن تخليقها لا يكون مصحوبا بارتفاع ذو شأن في درجة الحرارة. وعندما تضعف التفاعلات المنتجة للحديد تتغلب قوى الجاذبية وينهار النجم على نفسه في وقت قصير مؤديا إلى انفجار في صورة مستعر أعظم.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/480px-Ring_Nebula.jpg
سديم Messier 57 وقد طرد النجم غلافة وتحول قلبه إلى قزم أبيض
تخليق العناصر الثقيلة:
من ضمن التفاعلات الجارية في قلب النجم تفاعلات يدخل فيها الكربون والأكسجين وينتج عنها نيوترونات بغزارة. وحيث أن النيوترون متعادل الشحنة فهو لا يتنافر مع أنوية الذرات ذات الشحنة الموجبة. وباستطاعة النيوترون دخول النواة وتمتصه النواة، ويرتفع بذلك وزنها بمقدار 1 وحدة كتل ذرية. بواسطة تلك التفاعلات التي تتميز بامتصاص الأنوية للنيوترونات neutron capture تتكون مجموعة من العناصر الجديدة وبوساطة تحلل بيتا الذي يتبعها .وبتلك الطريقة تتكون في النجوم الكبيرة العناصر ذات كتلة ذرية بين 60 و 210. ومن ضمن تلك العناصر المخلقة بواسطة الامتصاص النيوتروني الزئبق والباريوم والفضة والذهب والتي لا يمكن تفسير وجودها إلا من خلال ذلك التفاعل.
وتوجد عملية أخرى مشابهة لزيادة الكتلة الذرية من خلال الامتصاص النيوتروني، وتصاحب تلك العملية التي تتم سريعا انتهاء عمر النجم الكبير عندما ينفجر في صورة مستعر أعظم. ينتج عن ذلك الانفجار درجات حرارة تصل إلى 200 مليار درجة كلفن، تصتدم الأنوية مع بعضها وينتج عنها المزيد من النيوترونات، وهذه مرحلة تسمي الامتصاص النيوتروني السريع وينتج عنها عناصر أكثر ثقيلة. ففي هالة المتسعر الأعظم الغنية بالنيوترونات تمتص الأنوية الذرية نيوترونا تلو الآخر من قبل أن تتحلل بإصدار أشعة بيتا ، وتتكون بذلك العناصر الغنية بالنيوترونات. وهذا هو الفرق بين الامتصاص النيوترون البطيء والامتصاص النيوتروني السريع. فخلال الامتصاص البطيء يكون للأنوية متسعا من الزمن لإصدار إلكترونا والتحلل من قبل امتصاصها لنيوترون جديد. وبواسطة الامتصاص النيوتروني السريع تنتج العناصر الثقيلة الغير مستقرة مثل البولونيوم و اليورانيوم.
وجود اليورانيوم في الأرض:
ينتج اليورانيوم والعناصر الثقيلة القريبة منه عندما ينفجر نجم بالغ الكتلة في صورة مستعر أعظم . ففي نجم تبلغ كتلته كتلة الشمس لا تكفي درجة حرارة قلبه لتخليق عناصر أثقل من الحديد. أما المستعر الأعظم فهذا الانفجار يحدث لنجوم تبلغ كتلتها 10 إلى 100 كتلة شمسية . كما أن النجم كبير الكتلة كهذه يستهلك وقودة النووي بسرعة أكبر عن معدل إستهلاك الشمس لوقودها ، فبينما يبلغ عمر الشمس حتى الآن 5و4 مليار سنة وباقي في عمرها نحو 5 مليار سنة أخرى حتى تنتهي في صورة عملاق أحمر ، يستهلك نجم كبير الكتلة وقوده خلال ربما 1 مليار سنة وينفجر في صورة مستعر أعظم ، مثال على ذلك نجم النسر الواقع الذي يبلغ عمره نحو 500 مليون سنة وباقي من عمره نحو 500 مليون سنة ، ينفجر بعدها كمستعر أعظم . و يتفق العلماء على أن المجموعة الشمسية قد تكونت من أشلاء انفجار نجم سابق ضخم (مستعر أعظم ) وبذلك نجد في الأرض والشمس بعض الآثار من العناصر الثقيلة كاليورانيوم و الرصاص و الذهب و الفضة.
الثقب الأسود :
هو منطقة في الفضاء تحوي كتلة كبيرة في حجم صغير يسمى بالحجم الحرج لهذه الكتلة، والذي عند الوصول إليه تبدأ المادة بالانضغاط تحت تأثير جاذبيتها الخاصة، ويحدث فيها انهيار من نوع خاص بفعل الجاذبية ينتج عن القوة العكسية للانفجار، حيث أن هذه القوة تضغط النجم وتجعله صغيرًا جدًا وذا جاذبية قوية خارقة. وتزداد كثافة الجسم (نتيجة تداخل جسيمات ذراته وانعدام الفراغ البيني بين الجزيئات)، تصبح قوّة جاذبيته قوّية إلى درجة تجذب أي جسم يمر بالقرب منه، مهما بلغت سرعته. وبالتالي يزداد كمّ المادة الموجودة في الثقب الأسود، وبحسب النظرية النسبية العامة لأينشتاين، فإن الجاذبية تقوّس الفضاء الذي يسير الضوء فيه بشكل مستقيم بالنسبة للفراغ، وهذا يعني أن الضوء ينحرف تحت تأثير الجاذبية.
يمتص الثقب الأسود الضوء المار بجانبه بفعل الجاذبية، وهو يبدو لمن يراقبه من الخارج كأنه منطقة من العدم، إذ لا يمكن لأي إشارة أو موجة أو جسيم الإفلات من منطقة تأثيره فيبدو بذلك أسود.[1] أمكن التعرف على الثقوب السوداء عن طريق مراقبة بعض الأشعاعات السينية التي تنطلق من المواد عند تحطم جزيئاتها نتيجة اقترابها من مجال جاذبية الثقب الأسود وسقوطها في هاويته.
لكي تتحول الكرة الأرضية إلى ثقب أسود، يستدعي ذلك تحولها إلى كرة نصف قطرها 0.9 سم وكتلتها نفس كتلة الأرض الحالية، بمعنى انضغاط مادتها لجعلها بلا فراغات بينية في ذراتها وبين جسيمات نوى ذراتها، مما يجعلها صغيرة ككرة الطاولة في الحجم ووزنها الهائل يبقى على ما هو عليه، حيث أن الفراغات الهائلة بين الجسيمات الذرية نسبة لحجمها الصغير يحكمها قوانين فيزيائية لا يمكن تجاوزها أو تحطيمها في الظروف العادية.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/750...e_Milkyway.jpg
رسم خيالي لثقب أسود تتشوه حوله صور النجوم التي وراءه.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/Black_hole.jpg
المادة تندفع إلى ثقب أسود. تدور حوله البلازما بسرعات فائقة ويندفع جزء منها في هيئة نفاثات تحت تأثير مجاله المغناطيسي الشديد.
تاريخ مفهوم الثقوب السوداء:
كان طرح فرضية إمكانية وجود مثل هذه الظاهرة هو اكتشاف رومر أن للضوء سرعة محدودة، وهذا الاكتشاف طرح تساؤلاً وهو لماذا لا تزيد سرعة الضوء إلى سرعة أكبر؟. فُسر ذلك على أنه قد تكون للجاذبية تأثير على الضوء، ومن هذا الاكتشاف كتب "جون مينشل " عام 1783م، مقالاً أشار فيه إلى أنه قد يكون للنجم الكثيف المتراص جاذبية شديدة جدًا، إلا أن الضوء لا يمكنهُ الإفلات منها، فأي ضوء ينبعث من سطح النجم تعيده هذه الجاذبية.[2] هناك فرضية تقول أيضًا أنه هناك نجوم عديدة من هذه النجوم، مع أننا لا يمكننا أن نرى ضوئها، لأنها لا تبعثه إلا أننا نستطيع أن نتحسس جاذبيتها. هذه النجوم هي ما نسميها بـ "الثقوب السوداء"، أي الفجوات في الفضاء. أهملت هذه الأفكار، لأن النظرية الموجية للضوء كانت سائدة في ذلك الوقت. وفي 1796 م، أعاد العالم الفرنسي بيير سيمون لابلاس هذه الفكرة إلى الواجهة في كتابه (بالفرنسية: Exposition du Système du Monde) (مقدمة عن النظام الكوني)،[3][4] لكن معاصريه شككوا في صحة الفكرة لهشاشتها النظرية.[5] إلى أن جاءت نظرية النسبية العامة لالبرت اينشتاين، التي برهنت على إمكانية وجود الثقوب السوداء.[6] فبدأ علماء الفلك في البحث عن آثارها، حيث تم اكتشاف أول ثقب أسود سنة 1971 م.
وتحولت الآراء حول الثقب الأسود إلى حقائق مشاهدة عبر المرقاب الفلكي الراديوي الذي يتيح للراصدين مشاهدة الكون بشكل أوضح، وجعل نظرية النسبية حقيقة علمية مقبولة عند معظم دارسي علوم الفيزياء. [7][8]
حياة النجم :
كما ذكرنا سابقا ، يتكون النجم من سحابة من غاز الهيدروجين (والقليل من الهيليوم) تبدأ بالتجمع والتكدس على بعضها ثم بالدوران حول نفسها، ومع هذا التكثف يَزداد الضغط على نواتها بشكل كبير، فيَسخن الغاز في النواة حتى يصبح حاراً جداً إلى درجة أن تندمج ذرات الهيدروجين لتكونّ الهليوم،[9] وبهذه العملية يَستطيع النجم توليد ضغط باتجاه الخارج في نواته يَمنعها من الانهيار على نفسها.[10] لكن عندما يَنفذ وقود النجم من الهيدروجين يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه نتيجة لضغط كتلته، فيَبدأ بحرق الهيليوم ثم الكربون وصولاً إلى الحديد، فحينها لا يَعود النجم قادراً على دمجه إلى عناصر أثقل لأن الطاقة التي يُولدها الاندماج النووي لا تعود كافية لمنعه من الانهيار، فيَنهار على نفسه في انفجار المستعر الأعظم مطلقاً طاقة هائلة.[11]
لكن ما يُحدد مصير النجم بعد انفجاره هو ما يُسمى "حد تشاندراسيخار"، هذا الحد هو مقدار الكتلة (1.4 كتلة شمسية) الذي إن لم يَتجاوزه النجم فسيَتحول إلى قزم أبيض، وإن تجاوزه فيَتحول إما إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود (ما يُحدد أيهما هو حد أوبنهايمر-فولكوف).[12] إذا ما كانت كتلة النجم عالية، فسيَعني هذا أنه سيَكون أكثر كثافة، ولذلك فإن النجوم الكثيفة تصبح نجوماً نيوترونية أو ثقوباً سوداء. النجوم النيوترونية هي أجسام عالية الكثافة جداً، ولذا فعندما تتكون تندمج الإلكترونات والبروتونات لتصبح نيوترونات تستطيع تحمل الضغط الهائل في النواة (فقطر هذه النجوم لا يَتجاوز الـ20 كم)، أما عندما تكون الكثافة أعلى من ذلك، فإن حتى النيوترونات لا تعود قادرة على تحمل الضغط الهائل، فيَنهار النجم متحولاً إلى ثقب أسود هائل الكثافة.[13][14]
الثقوب السوداء والنظرية النسبية:
أفق الحدث هو (حدود منطقة من الزمان والمكان التي لا يمكن للضوء الإفلات منها) وبما أنه لا شي يمكنه السير بأسرع من الضوء، فإن أي شي يقع في هذه المنطقة سوف يبلغ بسرعة منطقة ذات كثافة عالية ونهاية الزمان.
وتتنبأ النسبية العامة بأن الأجسام الثقيلة المتحركة سوف تتسبب ببث موجات جاذبية وهي تموجات في أنحناء الفضاء (هذه التموجات على حسب فهمي هي ليست مثل موجات الراديو بل هي موجات في الزمكان تخيل أنك تمشي في بركة ماء سوف تتكون موجات من الماء بسبب حركة في البركة وهذه الموجات الناشئة هي مكانية ذات ثلاث أبعاد وموجة مثلها معها زمانية لتكون موجات من بعد رابع هي التي يقصد بها أنحناءات الفضاء) تنتقل بسرعة الضوء وتشبه موجات الضوء التي هي تموجات الحقل الكهرمغناطيسي إلا أنها يصعب اكتشافها وهي كالضوء تأخذ الطاقة من الأجسام التي تبثها وبالتالي يتوقع أن ينهار نظام من الأجسام الضخمة ويعود في النهاية إلى وضع مستقر لان الطاقة في أي حركة سوف تحمل بعيدا.
على سبيل المثال دوران الأرض حول الشمس يولد موجات جاذبية ويكون تأثير مسارات الطاقة في تغير مدار الأرض حول الشمس الذي يؤدي في آخر المطاف إلى أن الأرض تقترب من الشمس حتى تستقر داخلها ومعدل ضياع الطاقة ضئيل جدا.
وشوهد هذا التأثير في نظام النجم النابض وهو نوع خاص من النجوم النيوترونية تبث نبضات منتظمة من موجات الراديو، ويضم هذا النظام نجمين نيترونيين يدوران حول بعضهما البعض.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/750px-BH_LMC.jpg
تشوهات المتسببة نتيجة الجاذبية الهائلة للثقب الأسود أمام سحابة ماجلان الكبرى (تفسير تصوري)
رصد الثقب الأسود:
قد نفتش عن أشعة غاما التي تبثها الثقوب السوداء الأولية طوال حياتها مع إن إشعاعات معظمها سوف تكون ضعيفة بسبب بعدها عنا بعدا كبيرا، ولكن اكتشافها من الممكن. ومن خلال النظر إلي خلفية أشعة غاما لا نجد أي دليل على ثقوب سوداء أولية ولكنها تفيد بأنه لا يمكن تواجد أكثر من 300 منها في كل سنه ضوئية مكعبة من الكون. فلو كان تواجدها مثلا أكثر بمليون مرة من هذا العدد فإن أقرب ثقب أسود إلينا يبعد ألف مليون كيلومتر، وكي نشاهد ثقبا أسودا أوليا علينا أن نكشف عدة كمات من أشعة غاما صادرة في اتجاه واحد خلال مدى معقول من الزمن كأسبوع مثلا، ولكن نحتاج إلى جهاز استشعار كبير لأشعة غاما وأيضا يجب أن يكون في الفضاء الخارجي لأن الغلاف الجوي للأرض يمتص قدرا كبيرا من أشعة غاما الآتية من خارج الأرض.. إن أكبر مكشاف أشعة غاما يمكنه التقاطها وتحديد نقطة الثقوب السوداء موجود لدينا هو الطبقة الهوائية للأرض بكاملها. فعندما يصطدم كم عالي من الطاقة من أشعة غاما بذرات جو الأرض يـُولد أزواجا من الإلكترونات والبوزيترونات (نقيض الإلكترون) ونحصل على وابل من الإلكترونات السريعة التي تـُشع ضوءاً يدعى إشعاع شيرنكوف. إن فكرة إشعاع الثقوب السوداء هي من أمثلة التنبؤ الفيزيائي المبني على النظريتين الكبيرتين المـُكتشفتان في هذا القرن : النظرية النسبية العامة وميكانيكا الكم. وهذه أول إشارة إلى أن ميكانيكا الكم قادرة على حل بعض التفردات الثقالية التي تنبأت بها النسبية العامة.
وعلى الرغم من عدم تمكننا من رؤية أو تصوير الثقوب السوداء، فهناك سبل لمعرفة مكانها. وقد استطاع العلماء الالمان في السنوات القليلة الماضية اكتشاف حقيقة تواجد أحد تلك الثقوب السوداء في مركز المجرة. بالطبع لم يروه رؤية مباشرة، ولكنهم دئبوا على مراقبة حركة نجم كبير قريب من مركز المجرة لمدة سنوات عديدة، ويدور هذا النجم في مدار حول مركز خفي.
وعلى أساس معرفة كتلة النجم ونصف قطر فلكه، استطاع العلماء استنتاج وجود الثقب الأسود في مجرتنا وحساب كتلته التي تبلغ نحو 2 مليون ضعف لكتلة الشمس.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/Bla...ensing_web.gif
ثقب أسود يمر بين المشاهد ومجرة تقع خلفه، ويرى تشوه ضوء المجرة القادم إلينا (محاكاة تشبيهية)
هل يمكن رؤية الثقب الأسود؟
ينشأ الثقب الأسود عندما ينتهي عمر أحد النجوم البالغة الكبر (حجما) وينتهي وقوده، فينفجر وينهار على نفسه. ويتحول النجم من سحابة كبيرة عظيمة إلى تجمع صغير محدود جدا للمادة المكثفة. وتعمل ذلك التجمع المادي المركز على جذب كل ما حولها من جسيمات أو أي مادة أخرى. وحتى فوتونات الضوء لا تفلت منه بسبب جاذبيته الخارقة، فالثقب الأسود لا ينبعث منه ضوء.
ولكن كل ما ينجذب وينهار على الثقب الاسود يكتسب سرعات عالية جدا وترتفع درجة حرارتها. وتستطيع التلسكوبات الكبيرة على الأرض رؤية تلك الدوامات الشديدة الحرارة. أي أن الثقب الأسود يفصح عن نفسه بواسطة شهيته وجشعه لالتقات كل مادة حوله. ولا يتعين علينا أن نخاف لأن الفلكيين لم يجدوا أي ثقب اسود بالقرب من المجموعة الشمسية.
http://dl.dropbox.com/u/36710202/750...etion_disk.jpg
ثقب أسود يجذب إليه المادة من نجم مجاور
مصادر
ماهي نظرية النسبية - لانداو ورومر - دار مير - موسكو - 1974م.
المجرات والكوازرات - تأليف وليام.ج. كاوفمان - بغداد - 1989م.
الكون - تأليف دافيد برجاميني - مكتبة لايف العلمية - بيروت - 1971م.
النسبية بين نيوتن وأنشتاين - تأليف د. طالب ناهي الخفاجي - 1978م.
الكون - تأليف كولين رونان - الأهلية للنشر والتوزيع - بيروت - 1980م.
الكون الأحدب - تأليف د. عبد الرحيم بدر - بيروت - لبنان - 1980م.
آينشتين والنظرية النسبية - د. محمد عبد الرحمن مرحبا - دارالقلم - بيروت - الطبعة الثامنة - شباط - 1981م.
الكون الراديوي - تاليف جي. أس. هي - ترجمة عبد الكريم علي - بغداد -1991م.
موقع الكون
[1] Davies, P. C. W. (1978). "Thermodynamics of Black Holes". ''Rep. Prog. Phys. 41: 1313–13
[2] Michell, J. (1784). "On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose". Phil. Trans. R. Soc. (London) 74: 35–57. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 74.
[3] Dark Stars (1783). Thinkquest
(1999).وُصِل لهذا المسار في 2008-05-28.
[4] Laplace; see Israel, Werner (1987), "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Sec. 7.4
[5] Thorne (1994:123–124)
[6] Schwarzschild, Karl (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 189–196. and Schwarzschild, Karl (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 424–434.
[7] Oppenheimer, J. R. and Volkoff, G. M. (1939-01-03). "On Massive Neutron Cores". Physical Review 55 (4): 374–381. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
[8] Ruffini, Remo and Wheeler, John A. (January 1971). "Introducing
the black hole". Physics Today: 30–41.
[9] النجوم: الاندماج النووي في النجوم - تجميع النواة. من وكالة الفضاء ناسا. تاريخ الولوج 29-12-2010.
[10] معلومات المستعرات العظيمة: النجوم المتفجرة. من ناشيونال جيوغرافيك. تاريخ الولوج 29-12-2010.
[11] الاندماج النووي في النجوم. تاريخ الولوج 29-12-2010.
[12] حد تشاندراسيكار. "the internet Encyclopedia of science" (موسوعة العلم الإلكترونية). تاريخ الولوج 29-12-2010.
[13] كيف تتكون الثقوب السوداء؟. اسأل فيزيائياً فلكياً - وكالة الفضاء ناسا. تاريخ الولوج 29-12-2010.
[14] ولادة الثقب الأسود. تاريخ الولوج 29-12-2010.
اقتباس:
المشاركة الأصلية كتبت بواسطة طارق شفيق حقي
أشكر مرورك الكريم أخي طارق
بالفعل العلوم عموما و هذا المجال خصوصا يحرض على كثير من الاسئلة،
التفسير في هذا المجال لا يستغني عن الفيزياء النووية ، و نظريات ميكانيكا الكم و النسبية، إضافة الى المطيافية (Spectroscopie)
او ما يعرف كذلك بالتحليل الطيفي (analyse spectrale) في دراسة الاشعة الكونية التي تتلقها الارض خارج طبقة الغلاف الجوي بواسطة ما يعرف بكواشف الاشعاعات الكونية (detecteur des radiations cosmiques) ; و طبعا انواع التلسكوب لمراقبة النجوم و السماء عموما
ربما فاتني ذكر أدوات أخرى (:
تحياتي