النجم هوكرة ضخمة من البلازما، تنتج الطاقة من داخلها وترسلها إلى الفضاء الخارجي عن طريق موجة كهرومغناطيسية، رياح شمسية ونيترينو. أقرب نجم إلى الأرض هوالشمس ، التي هي مصدره الأكبر للطاقة، وقد درِست الشمس أكثر من غيرها من النجوم.

في المعنى الشائع هوجميع جسم سماوي غير القمر يرى في السماء أثناء الليل، ويضم ذلك أيضا (النجوم الجوالة)، أي الكواكب (التي لا تشع بذاتها)؛ أما في الفلك فيدل النجم على كرة غازية 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".

وتنتمي النجوم التي تُرى بالعين المجردة جميعها إلى مجرّة درب التبانة المَجرّة. ويمكن حتى يُرى أكثر من 5000 نجم بالعين المجردة، لكنها لا تُرى كلها في أيّ وقت كان أومن أيّ مكان كان. وتحمل أسطع النجوم أسماء عربية تعود إلى الأزمنة الغابرة ولج الكثير منها محرَّفاً إلى اللغات الأجنبية. وتَدُل هذه التسميات على موضع النجم في كويكبته constellation. ويبين الجدول (1) أسماء أسطع النجوم مرتبة حسب درجة سطوعها، وبُعد جميع منها عن الأرض مقدراً بالسنين الضوئية (السنة الضوئية هي المسافة التي يبترها الضوء في سنة كاملة، وهي تساوي 9.47×1510م):

يمكن ـ بالاستعانة بمقراب telescope صغير ـ رؤية مئات ألوف النجوم، من بينها 200 ألف نجم في مجرّة درب التبانة. أما أكبر المقاريب فيكشف ملايين المجرّات التي يمكن حتى تحتوي الواحدة منها أكثر من مئتي ألف نجم. ويعتقد الفلكيون المعاصرون أنه يوجد في الكون 2210 نجماً، منها الكبير الذي إذا وُضع في مكان الشمس ابتلع الأرض والمريخ وزحل المجموعة الشمسية، ومنها الصغير القزم الذي لا يتجاوز حجمه حجم الكرة الأرضية، ومنها النجوم النترونية التي لا يتجاوز قطرها 20 كيلومتراً النجم النبّاض.

تتألف النجوم من غاز حار متوهج، والأغلفة الخارجية لبعض النجوم شبه فارغة، وهناك نجوم كثيفة جداً إلى درجة حتى ملعقة شاي من المادة التي تشكل غلافها الخارجي تزن عدة أطنان. تتألف النجوم بصورة أساسية منالهدروجين ومن كمية أقل من الهليوم. وتوجد في النجوم عناصر أخرى مثل الأكسجين والكربون والنيون، إنما بكميات ضئيلة جداً.

تبعد الشمس ـ وهي أقرب النجوم إلى الأرض ـ نحو150 مليون كيلومتر عن الأرض. وتبدومختلفة عن النجوم التي تشاهد ليلاً في السماء؛ لأنها أقرب إلى الأرض بنحو250000 مرّة من النجم الذي يلي الشمس في قربه، وهوProxima Centauri الذي يبعد أكثر من 30 تريليون (3×1310) كيلومتر عن الأرض. وفي حين لا يستغرق الضوء حتى يصل إلى الأرض من الشمس سوى نحوثماني دقائق فإنه يستغرق مليارات السنين حتى يصل من أبعد النجوم.

يختلف لون النجوم من الأحمر الغامق إلى البرتنطقي والأصفر أوالأبيض المزرق وذلك تبعاً لدرجة حرارتها. فأبرد النجوم أحمر، وأسخنها أزرق. ومعظم النجوم يُصدر الضوء نتيجة لعدة أنواع من الاندماج النووي الحراري، وهوالعملية التي تندمج فيها نوى الذرات، فتشكل نوى عناصر أثقل، وتُصدرالطاقة الطاقة النووية. وإحدى أكثر عمليات الاندماج النووي في النجوم شيوعاً هي اتحاد أربع ذرات هدروجين لتشكيل ذرة هليوم وانطلاق طاقة تتحول إلى ضوء وحرارة.

وقد اكتشف الفلكيون في تسعينيات القرن العشرين كواكب تدور حول النجوم خارج المجموعة الشمسية، وذلك على الرغم من صعوبة مثل هذا الاكتشاف، وهم يعتقدون حتى لكثير من النجوم منظومات كوكبية تدور حولها.

مراحل ولادة وفناء النجوم

إن النجوم تمر بمراحل قبل حتى تضمحل أوتنفجر. ونفهم بأن نحو70% من الغلاف الغازي للشمس مكون من غاز الهيدروجين و30% من غاز الهليوم، أما في باطن الشمس فالعكس ملحوظ حيث نجد إذا النسب معكوسة. وقد أفترض الفهماء حتى الهيدروجين بالباطن يتعرض لضغط عال جدا يسبب أنفصال الإلكترونات عن النواة مما يجعل الهيدروجين مكوناً من نواة فقط، وتتحول نواة الهيدروجين إلى نواة هليوم بما يسمى بالإندماج النووي (nuclear fusion)، وتنقل الطاقة الفائضة والناتجة عن التحويل (الإندماج النووي)، إلى السطح بطريقتين إحداهما تدوم ملايين من السنوات والأخرى أسرع منها، وإن الطاقة الناتجة عن التحويل هي مورد الطاقة الشمسية من الإضاءة والحرارة، وتواصل الشمس في أستهلاك الهيدروجين إلى حتى يستنفد المخزون فهماً حتى باطن الشمس يعتمد على مخزون السطح في عملية التحويل (الإندماج النووي)، فبانعدام المخزون تبدأ الشمس بالتمدد خاضعة تحت سيطرة جاذبيتها وتكبر حتى تحرق عطارد والزهرة والأرض حتى تصل المريخ ثم تصبح بيضاء ويتدرج ضوئها إلى حتى تخمد وتضمحل إلى الأبد، هذه هي مراحل ولادة وفناء النجوم (حسب قول فهماء الفلك)، ولكن جميع نجم أصغر أوبمثل الشمس في حجمه له نفس التطورات إلا حتى النجوم الكبيرة أوالعظيمة الحجوم تنفجر بما يسمى مستعر أعظم (supernova)، وتختلف نواتج الإنفجار فربما يبقى النجم وربما تتشكل فجوة سوداء (ثقب أسود)، أويتشكل نجم آخر حديث (قزم أبيض).

تحديد العمر بواسطة الدوران

سرعة دوران النجم تحدد عمره. لقد عثر فهماء الفلك على أمكانية جديدة لتحديد عمر النجوم عن طريق مراقبة سرعة دورانها حول نفسها. وتتناقص هذه السرعة أثناء حياة النجم بصورة مميزة، وذلك عندما يفقد بعضا من كتلته بواسطة الإشعاع الذي يبثه في الفضاء، وبالتالي يمكن ربطها بعمر ولون النجم. بما حتى هذه العملية لا تقتضي على النقيض من أخريات ملاحظة بعد النجم الذي لا يمكن تحديده بدقة، ويستطيع الباحثون تقدير عمر النجم بخطأ لا يتجاوز قدره ١٥%. ويناسب هذا القياس بصورة خاصة النجوم المفردة التي لا تظهر في عناقيد نجمية.

تاريخ مراقبة النجوم

اقدم رسم بياني مدقق للنجوم بدأ في مصر القديمة في 1534 ق.م.. فهماء الفلك المسلمين صنفوا الكثير من النجوم باسماء عربية والتي لا تزال تستخدم إلى اليوم، وابتكروا الكثير من الادوات الفلكية لحساب مواقع النجوم. وفي القرن الحادي عشر ، فالعالم الفلكي أبوالريحان البيروني وصف مجرة درب التبانة بأنها كماً وافر من الشظايا التي لها خصائص سديم، كما وفر خطوط عرض بعض النجوم خلال خسوف قمري في 1019.

النجوم في المعتقدات

وانفجار النجم قد تحدث عنه القرآن الكتاب المقدس لدى المسلمين حيث نطق "فإذا أنشقت السماء فكانت وردة كالدهان" سورة الرحمن الآية"37" والمقصود بالسماء النجم حيث نطق عبدالله ابن عباس المتوفي سنة 687م، نطق (كالوردة الحمراء أوالأديم الأحمر) وفي اليسار مثال لإنفجار النجم.

سمات النجوم

يحصل الفلكيون على معلومات عن الخواص الفيزيائية والكيمياوية لنجم ما من دراسة الطاقة التي يُصدرها. فهم يستطيعون رصد جوالنجم ـ وهوالطبقة الغازية الخارجية للنجم ـ مباشرة. ويستنتجون من دراسة جوالنجم ومن حجمه ومن الطاقة التي يطلقها الكثير من الخواص المتعلقة بباطن النجم وببنيته الداخلية، مثل هجريبه الكيمياوي وكتلته. كما يرصد الفلكيون كذلك حركات النجوم بغية الحصول على معلومات حول تشكّل النجوم والمجرّات.

1ـ جوالنجم: إذا الجزء الوحيد الذي يُرى من نجم ما منطقته الغازية الخارجية، أوجوّه. ويبلغ سمك جوالشمس 320 كيلومتراً، ويبلغ قطرها 1392000 كيلومتر. ومع حتى الجوصغير نسبياً مقارنة بحجم النجم كله؛ فإن باستطاعة الفلكيين الحصول على قدر كبير من المعلومات من دراسة هذا الجو.

أ ـ المرتبة magnitude والسطوع brightness : صنَّف الفلكيون النجوم بادئ ذي بدء تبعاً لمرتبتها الظاهرية أولسطوعها النسبي. فجمعوا النجوم المرئية بالعين المجردة في ست مجموعات، أومراتب، الأولى منها هي الأشد سطوعاً، وتليها تلك التي هي أقل سطوعاً بـ 2.5 مرّة، إلى غير ذلك دواليك في سلّم لغاريتمي بصورة حتى خمس مراتب تقابل عاملاً مقداره 100 في السطوع. وتُصنَّف النجوم التي تكاد ترى بالعين المجردة في المرتبة السادسة، أما أضعف النجوم التي لا يمكن رصدها إلا بوساطة مرقاب هَبل Hubble الفضائي فهومن المرتبة 28. أما المرتبة المطلقة فتختلف عن الظاهرية ـ وهي السطوع الذي يرى من الأرض ـ في أنها السطوع الحقيقي كما يرى من نقطة بعيدة عن النجم خارج الأرض. ويساعد الفرق بين هذين النوعين من السطوع على التمييز بين النجوم التي تبدوساطعة؛ لأنها قريبة نسبياً من الأرض وتلك التي تبدوساطعة؛ لأنها عملياتً ذات تألق luminosity عالٍ، أي ما يشعه النجم من الطاقة جميع ثانية. ويتوقف التألق غالباً على الفترة التي يوجد فيها النجم من مراحل تطوره. والطاقة التي تصدرها النجوم تكون على شكل إشعاع كهرطيسي يحتوي على الأشعة فوق البنفسجية والضوء المرئي الضوء والأشعة تحت الحمراء والأمواج الراديوية الأمواج الكهرمغنطيسية.

ب ـ النوع الطيفي: يحدد الفلكيون النوع الطيفي spectral type لنجم ما بتحليل الضوء الصادر منه بوساطة المطياف. يتألف الطيف عادة من شريط مستمر من الألوان يبترها الكثير من الخطوط المظلمة التي تدعى خطوط فراونهوفر Fraunhofer. وتدل مجموعة من هذه الخطوط على وجود عنصر معيّن في النجم يمتص الأطوال الموجية الناسيرة في الطيف المضيء. ويتوقف ظهور أي من هذه الطيوف بصورة أساسية على درجة حرارة النجم. أما الفروق في هجريب النجوم الكيمياوي فتعطي آثاراً أكثر رهافة بحاجة إلى تحليل متأن للعثور عليها. وقد رصد الفلكيون الخطوط الطيفية لمئات الألوف من النجوم، ووجدوا بعد دراستها أنه يمكن ترتيب جميع الطيوف تقريباً في متتالية sequence مستمرة مستندة إلى الشدة النسبية لخطوط الامتصاص المظلمة في الطيوف. وصنَّفوا بذلك معظم الطيوف النجمية في متتالية مؤلفة من سبع فئات عيارية. وبما حتى شدة الخطوط الطيفية تدل على الحالة الفيزيائية للذرات والجزيئات المُؤلِّفة للنجوم، فقد تمكنوا من الربط بين الطيوف من جهة وألوان مختلف النجوم ودرجات حرارتها من جهة أخرى. ورتبوا هذه النجوم في متتالية مستمرة تبعاً لدرجة حرارة سطوعها، ورمزوا لها ـ ابتداء من الأشد حرارة إلى الأقل ـ بالحروف: O وB وA وF وG وK وM (أضيف إليها فيما بعد ـ في العام 1999 ـ النوعان L وT)، ثم قسموا جميع نوع إلى عشر فئات فرعية. في حين لا تختلف نجوم المتتالية العيارية إلا قليلاً من حيث هجريبها فطيوفها مختلفة بسبب اختلاف درجات حرارتها. وقد قام الفيزيائيان الفلكيان، الدنماركي هرتزبرونغ E.Hertzsprung والأمريكي رسّل H.N.Russel، جميع على حدة ـ في بداية القرن العشرين ـ بإنشاء مخطط يُعهد اليوم بمخطط هرتزبرونغ ـ رسّل (واختصاراً مخطط H-R) يُرسم فيه السطوع المطلق بدلالة النوع الطيفي، الشكل (1). يقع أسطع النجوم بالقرب من قمة المخطط، وتقع أشد النجوم حرارة إلى اليسار. ويقع في هذا المخطط معظم النجوم ـ بما فيها الشمس ـ على خط قطري يصل بين أعلى يسار المخطط وأسفل يمينه. ويدعى هذا الخط المتتالية الرئيسية main sequence. وتقع الغالبية العظمى للنجوم المجاورة للشمس على الجزء الأسفل من المتتالية الرئيسية للمخطط H-R، وهناك عدد قليل نسبياً يقع على الجزء فوق الشمس من هذه المتتالية. وهذا يعني حتى معظم النجوم المجاورة للشمس أقل حرارة منها وأضعف سطوعاً. ويحتل عدد صغير من النجوم الأكثر سطوعاً ـ إنما الأقل حرارة ـ المنطقة العلوية من المخطط، وهذه تُعهد بالعمالقة الفائقة supergiants.وتقع نجوم أخرى باهتة جداً بالقرب من أسفل المخطط H-R وتدعىالأقزام البيضاء white dwarfs.

جـ ـ الحجم: القطر الزاوي للنجم هوقطره كما يُرصد من الأرض معبّراً عنه بالدرجات والثواني القوسية. فإذا عُرف بعد النجم عن الأرض وقيس أمكن حساب قطره. وقد وُجد حتى قطر نجم السِّماك الرامح ـ وهورابع أسطع نجم في السماء ـ يبلغ 23 ضعفاً من قطر الشمس (فهماً حتى قطر الشمس يبلغ 1.39×610 كيلومتر). أما نجم منكب الجوزاء فيبلغ قطره نحو1000 ضعف من قطر الشمس.

د ــ درجة الحرارة: تختلف درجة حرارة باطن النجم حيث تبلغ ملايين الدرجات عن جوه البارد نسبياً. فدرجة حرارة قلب الشمس ـ على سبيل المثال ـ تبلغ 16 مليون درجة مئوية في حين درجة حرارة طبقتها الخارجية هي نحو5800ْس.

2ـ باطن النجوم: تحدد كتلة النجم وهجريبه الكيمياوي درجة حرارة باطنه، كما تحدِّد الضغط نحوالخارج الذي تؤثر فيه الغازات المحترقة. فإذا فاقت قوى الضغط هذه ـ المتجهة نحوالخارج ـ قوى الثنطقة المتجهة نحوالداخل التي تتوقف على كتلة النجم؛ توسع النجم حتى يحصل التوازن.

أـ الكتلة: يستطيع الفلكيون حساب كتلة نجم ثنائي مؤلف من نجمين يدور جميع منهما حول الآخر من قياس البعد بين النجمين والمدة اللازمة لإتمام الدورة. وقد وجدوا حتى كتل النجوم التي قاسوها تراوح بين جزء من خمسين من كتلة الشمس وخمسين ضعفاً منها فهماً حتى كتلة الشمس تبلغ 1.99×1310 كيلوغرام. ويستخدم الفلكيون كذلك علاقة تعهد بقانون الكتلة ـ الضيائية لتقدير كتلة نجم ما من درجة سطوعه. وينص هذا القانون على حتى نجوم المتتالية الرئيسية ذات الكتل الأكبر أشد سطوعاً من تلك ذات الكتل الأصغر، ذلك أنه حدثا كانت كتلة النجم أكبر كان قلبه أشد تراصاً بعمل قوى الثنطقة، وحدثا كان الضغط المركزي أشد كانت درجة حرارة القلب أعلى. وبما حتى سرعة التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في قلب النجم تزداد عند درجات الحرارة العليا، فإن النجوم ذات الكتل الكبرى تولد طاقة أكبر، وتحترق بسطوع أشد من احتراق النجوم الأصغر كتلة. وقد تحقق الفلكيون من صحة هذه العلاقة إذ وجدوا أنها تطبق على النجوم التي تولّد طاقتها بوساطة الاندماج النووي لذرات الهدروجين، وهي النجوم الواقعة على السلسلة الرئيسية. أما النجوم التي لا تقع على السلسلة فتنحرف عن هذا القانون. فالأقزام البيض تبدوأقل سطوعاً مقارنة بمثيلاتها في الكتلة لأنها استنفدت مخزونها من الوقود النووي.

ب ـ الهجريب الكيمياوي: تختلف نجوم المتتالية الرئيسية بعضها عن بعضها الآخر في هجريبها الكيمياوي مع أنها تتألف كلها بصورة أساسية من الهدروجين ومن كميات أقل من الهليوم. وتحتوي بعض النجوم غير العادية ـ مثل الأقزام البيضاء ـ كميات كبيرة من الهليوم وقليلاً من الهدروجين. أما العمالقة الحمراء ـ وهي النجوم التي بلغت المراحل الأخيرة من تطورها ـ فقد استنفدت مخزونها من الهدروجين، وهي تحرق الهليوم والعناصر الأثقل. وقد مكَّنت الاختلافات في الهجريب الكيمياوي بين نجم وآخر الفلكيين من تحديد أجيال النجوم في الكون. فبينما تشكلت بعض النجوم من مواد جديدة، تشكل بعضها الآخر من مواد قذفتها في الفضاء نجوم قديمة لدى موتها، وهي لذلك تنتمي إلى الجيل التالي.

حركة النجوم

على الرغم من حتى النجوم تبدوثابتة في الكويكبات (مجموعات النجوم) إلا أنها تتحرك في الواقع بسرعات كبيرة يمكن قياسها مع مرور الزمن بوساطة تغيرات بسيطة في مواضعها. وتُعهد حركة النجوم مع مرور الزمن بالحركة الذاتية، وهذه الحركة مستقلة عن الحركة الظاهرية للنجوم عبر السماء في الليل، فهذه الحركة الظاهرية سببها دوران الأرض. وبالإمكان تحديد سرعة نجم ما يتحرك مقترباً من الأرض أومبتعداً عنها بوساطة فحص طيفه استناداً إلى مفعول دوبلر . وقد عثر الفلكيون حتى النجوم المجاورة للشمس تتحرك في اتجاهات عشوائية بسرعة وسطية تقدر بنحو24 كيلومتراً في الثانية، بعضها بالنسبة إلى بعض. أما سرعة الشمس بالنسبة إلى النجوم المجاورة فهي نحو26 كيلومتراً في الثانية، وهي تتحرك باتجاه الكويكبة هرقل بالقرب من نجم النسر الواقع Vega.

الطاقة المتولدة من النجوم

يُستدل من الأحفوريات الأرضية على حتى الشمس تشع منذ مئات الملايين من السنين. ولا يمكن لأيّ تفاعل احتراق كيمياوي حتى يوفر طاقة من كتلة مماثلة لكتلة الشمس لأكثر من بضعة آلاف من السنين. ولم يُكتشف حتى عشرينيات القرن العشرين حتى التفاعلات النووية هي مصدر توليد الطاقة في النجوم. تحدث التفاعلات النووية في باطن النجوم؛ لأن درجة الحرارة فيه تبلغ ملايين الدرجات، ويكون الضغط عالياً جداً، وكذلك الكثافة، وهذه شروط تتيح لنوى الذرات حتى تدخل في تفاعلات اندماج، فتولد نتيجة لذلك طاقة هائلة.

توجد عدة تفاعلات اندماج يمكن حتى تجري في باطن النجوم. منها اندماج أربع نوى هدروجين لتشكيل نواة هليوم، وهذا يُدعى عادة «حرق الهدروجين»، وهوما يحدث في الشمس والنجوم الشبيهة بها. وعلى سبيل المثال «تحرق» الشمس أكثر من أربعة ملايين طن من الهدروجين جميع ثانية. وفي نجوم أخرى ـ درجة حرارة باطنها يفوق 20 مليون درجة مئوية ـ يحدث ما يسمى بدورة الكربون التي يقوم فيها الكربون بدور حَفّاز (وسيط) لاندماج نوى الهدروجين وتحولها إلى هليوم، وفي مثل هذه النجوم يتم التفاعل بسرعة أكبر، وتكون هذه النجوم أكثر سطوعاً. أما إذا كانت درجة حرارة باطن النجم نحو100 مليون درجة؛ فإن نوى الهليوم تندمج معضلة نوى البريليوم، وهذه يمكن حتى تندمج مع نوى هليوم أخرى، فتتشكل نوى الكربون. وتدعى هذه التفاعلات «حرق الهليوم». وهذا يحدث في النجوم العملاقة الفائقة ذات اللون الأبيض المزرق وفي النجوم العملاقة الصفراء. وإذا كانت درجة الحرارة أعلى أمكن للكربون والهليوم حتى يندمجا لتشكيل الأكسجين، ويمكن لعملية الاندماج هذه حتى تستمر، فتتشكل عناصر ذات أعداد ذرية أكبر فأكبر وصولاً إلى الحديد. لكن هذه العمليات لا تستمر إلا فترات زمنية محدودة، ولا تحدث إلا في النجوم ذات الكتل الكبيرة جداً. ويُعتقد حتى معظم العناصر الموجودة على الأرض تشكلت بهذه الطريقة في باطن النجوم التي كانت موجودة قبل تشكل الشمس بزمن طويل.

النجوم المضاعفة والمتعددة

معظم النجوم هي أفراد من نوع ما من المنظومات، من المضاعفة، أوالثنائية، إلى المتعددة إلى العناقيد (التجمعات) clusters. وتختلف المسافة الفاصلة بين فردي منظومة ثنائية من آلاف الوحدات الفلكية (الوحدة الفلكية هي المسافة بين الأرض والشمس) إلى حتى يمس النجمان أحدهما الآخر. ويبلغ دور دوران النجمين جميع منهما حول الآخر في الحالة الأولى مليون سنة، وهولا يتجاوز الساعات في الحالة الثانية. يراوح عدد النجوم في المنظومات المتعددة بين عدة نجوم وعشرات الملايين كما في العناقيد. أما التجمعات الكبرى من النجوم والغازات والغبار فتدعى مجرّات galaxies، وهذه يمكن حتى تحتوي مليارات النجوم التي يتآثر بعضها مع بعض تثاقلياً، وتدور حول مركز مشهجر مجرة.

دورات حياة النجوم وأعمارها

تتشكل النجوم من الغبار والسحب الغازية، ويمكن حتى تولد كواكب في أثناء عملية التشكل. وللهجريب الكيمياوي لنجم ما ولكتلته دور مهم في مراحل حياته وفي عمره.

أ ـ تشكّل النجوم: يعتقد الفلكيون حتى النجوم تتشكل عندما تَخلق موجات ضغط هائلة تعبر سحابةً غازية عقداً كثيفة فيها. ثم تجذب قوى الثنطقة لهذه المناطق الكثيفة جسيمات الغاز القريبة، فتنموالعقدة، وتزداد قواها التثاقلية، فتجذب مزيداً من الغاز إليها. وفي النهاية تلتحم العقدة متحولة إلى كرة متنامية من غاز مضغوط تصل درجة حرارتها الداخلية إلى عدة ملايين الدرجات المئوية. عندئذ تبدأ نوى ذرات هذا الغاز الحار جداً بالاندماج، وتولّد بذلك كميات كبيرة من الطاقة النووية، فيتشكل نجم جديد. ومثل هذه النجوم اللامعة المتشكلة حديثاً موجودة في البنية الحلزونية لمجرة درب التبانة. ويسبب ضغط إشعاع النجوم الجديدة بدوره تشكل مناطق كثيفة جديدة في السحابة الغازية تكون البداية لمولد نجوم أخرى. وتتشكل أجرام تشبه النجوم تدعى الأقزام البنّية brown dwarfs بالطريقة ذاتها، وهي أكبر من الكواكب، لكن كتلها غير كافية لأن تبدأ التفاعلات النووية الحرارية فيها لتصبح نجوماً حقيقية.

ب ـ تطور النجوم:قد يكون النجم العادي ـ مثل الشمس ـ في مراحله الأولى كبيراً، ويصدر إشعاعاً تحت أحمر. وبعد نحومليون سنة تسبب قوى الثنطقة لمادة النجم نفسه انكماشه، فيصبح في مثل حجم الشمس الحالي. ويسبب الضغط الزائد الناتج من انكماش النجم ازدياد درجة حرارته الداخلية إلى درجة تكفي لقدح التفاعلات النووية في القلب. ويحدث نوع من الاستقرار في حرق الهدروجين ـ كما في نجوم المتتالية الرئيسية ـ يستمر نحواً من عشرة مليارات سنة يستهلك النجم في أثنائها بالتدريج مخزونه من الهدروجين. ولكن بعد نفاد هذا المخزون في القلب الداخلي تبدأ مراحل أخرى من التوسع والانكماش فيما يقترب النجم من نهاية دورة حياته. يبدأ القلب بالانكماش بعد حتىقد يكون مخزونه من الهدروجين قد استنفد، فيتحول الهدروجين إلى هليوم في طبقات أكبر فأكبر حول القلب الداخلي. لكن هذا يؤدي ـ على الرغم من انكماش القلب ـ إلى توسع النجم نفسه؛ لأنه يحرق الهدروجين في طبقة محيطة بالقلب المؤلف من الهليوم، وهذا يجعل طبقات الجوالخارجية تتضخم. وفي النهاية يتوسع النجم حتى يصبح عملاقاً أحمر، وقد يبلغ قطرهعشرة إلى 100 ضعف قطر الشمس. وبما حتى انكماش القلب يزيد الضغط الداخلي؛ فإن هذا يؤدي إلى ازدياد درجة الحرارة، فتصبح كافية لقدح تفاعلات نووية بين نوى الهليوم الموجودة في النجم. وتطلق هذه السلسلة الجديدة من التفاعلات النووية مزيداً من الطاقة، فيتوقف القلب عن الانكماش؛ وعندئذ يبدأ جوالنجم الخارجي بالتقلص. يمكن حتى يتطور نجم ذوكتلة كبرى إلى نجم يدعى العملاق الفائق، إذ يسبب الإشعاع المنطلق من اندماج الهليوم وتحوله إلى كربون حتى يتوسع العملاق الأحمر، فيصبح عملاقاً فائقاً، وهونجم يفوق حجمُه حجمَ الشمس بأكثر من 500 مرّة.

أما حين يستنفد نجم ـ كتلته متوسطة أوصغيرة ـ وقوده النووي في القلب فإنه ينهار تحت تأثير الضغط الثنطقي الناتج من وزنه نفسه، ويصبح نجماً متراصاً وكثيفاً إلى أقصى حد يعهد بالقزم الأبيض white dwarf. وحين ينهار نجم كتلته أكبر من كتلة الشمس بستّ مرات إلى ثمانٍ، ويتحول إلى قزم أبيض، فإنه يقذف أكثر من نصف طبقته الخارجية إلى الفضاء على شكل سديم؛ أي غاز وغبار يمكن حتىقد يكونا مادة لتشكيل كواكب في مجموعات شمسية جديدة. ويستمر القزم الأبيض ـ مع أنه أقل سطوعاً من النجم الأصلي ـ بإشعاع الضوء عدّة مليارات من السنين بفضل الطاقة الحرارية المحتجزة في باطنه.

وحين يستنفد عملاق فائق الهليوم الموجود فيه ينكمش القلب مجدداً، فإن كان القلب ذا كتلة كافية بدأت فيه تفاعلات نووية أخرى تحوّل الكربون والعناصر الأخرى إلى عناصر أثقل فأثقل إلى حتى يصبح القلب مؤلفاً من الحديد بصورة رئيسية. تشكل بعض النجوم العملاقة الفائقة ـ عندما تستمر بالانهيار وتزداد كثافة المادة في قلبها أكثر فأكثر إلى درجة حتى نوى الذرات تصبح قريبة جداً من بعضها فتتحول إلى نترونات ـ جرماً فلكياً يعهد بالنجم النتروني النجم النبّاض. وحين يحدث هذا يتوقف القلب عن الانكماش، ويبقى نجماً نترونياً يدور حول نفسه بسرعة كبيرة. ويحتوي النجم النتروني كتلة تساوي بين 1.4 و3 مرات كتلة الشمس، لكنها مضغوطة في حجم صغير لا يتجاوز قطره 20 كيلومتراً.

يمكن حتى تستمر عمالقة فائقة كتلها أكبر من خمسة أضعاف كتلة الشمس بالانهيار حتى تتحطم النوى فيها، وتصبح مادة أكثف مما هي في النجم النتروني، يتشكل عندئذ ما يسمى بالثقب الأسود black hole، وهوجسم في غاية الكثافة ذوحقل ثنطقي هائل يمنع حتى الضوء من الخروج منه؛ ولذلك فهوغير مرئي.

جـ ـ أعمار النجوم: توجد نجوم فتية لا يتجاوز عمرها 25000 سنة، ونجوم أخرى عمرها أكثر منعشرة مليارات سنة. ويبلغ عمر الشمس 4.6 مليار سنة. ويعتقد الفلكيون أنه بمجرد حتى تتشكل النجوم ذات الحجم المتوسط فإنها تظل حتىعشرة مليارات سنة. ويُعتقد حتى قلب الشمس يفترض أن يستنفد وقوده من الهدروجين بعد نحوسبعة مليارات سنة في حين تصرف النجوم الأكثر حرارة طاقتها بسرعة أكبر بكثير، ومن ثم تموت؛ أي تصبح معتمة وباردة.

مصادر

• الكون - تأليف دافيد برجاميني - مخطة لايف الفهمية - بيروت - 1971م.
• الكون - تأليف كولين رونان - الأهلية للنشر والتوزيع - بيروت - 1980م.
• الكون الأحدب - الدكتور عبد الرحيم بدر - دار القلم - بيروت -1980م.
• مسقط الكون

مراجع