عرف الناس الشمس والقمر والكواكب والنجوم منذ العصور القديمة. ولكن لإدراك حقيقة أن النجوم تشبه إلى حد ما الشمس ، إلا أنها بعيدة جدًا عن الأرض ، كان ذلك ممكنًا فقط بفضل التطور الألفي للعلم.
نحن نعلم الآن: النجوم هي كرات بلازما في حالة توازن مستقر ، يتم دعم إشعاعها بمصدر داخلي للطاقة. لكن هذا المصدر ليس أبديًا ، ويتم استنفاده تدريجياً. ما هو محفوف بالنجوم؟ ما هي التغييرات التي تنتظرهم؟
إن عمر حتى أقصر النجوم عمرا أطول بعدة مرات من عصر الوجود البشري. لذلك ، من المستحيل ببساطة تتبع مسار أي نجم من ولادته حتى الموت. يجمع علماء الفلك المعلومات حول الأجسام الفضائية ومصائرها شيئًا فشيئًا - بمساعدة التلسكوبات المثبتة على الأرض والمحمولة في مدارات بعيدة. ومع ذلك فإن النجوم تتحدث عن نفسها باعتدال. كثير منهم يتصرفون بهدوء ، لكن هناك من تكون حياتهم مليئة بالمفاجآت: فهي تشتعل ، ثم تتلاشى ، ثم تزداد ، ثم تنخفض ، ويحدث أنها تنفجر - ثم يزداد سطوعها حرفيًا أمام أعيننا عشرات ، مئات المرات. منذ وقت ليس ببعيد ، تم اكتشاف النجوم النابضة التي تنبعث منها الطاقة في دفعات قصيرة …
كيف نفسر مثل هذه المجموعة المتنوعة من النجوم؟ أليست نزوة من الطبيعة - وفرة من الأجسام الفضائية التي تختلف تمامًا عن بعضها البعض؟ أم أنها جميعًا بأشكال مختلفة تتوافق مع مراحل مختلفة من حياة النجوم؟
عادة ما يتم إخفاء ولادة نجم بواسطة ستارة من الغبار الكوني تمتص الضوء. فقط مع ظهور القياس الضوئي بالأشعة تحت الحمراء (IR) وعلم الفلك الراديوي ، أصبح متاحًا لدراسة الظاهرة في مجمعات الغاز والغبار ، والتي ، في جميع الاحتمالات ، كانت مرتبطة بولادة النجوم. حدد الباحثون المناطق التي يكون فيها الغالبية من الشباب ، وتشكيل الأجسام - النجوم الأولية. في معظم حياتهم ، يختبئون بقذيفة مغبرة تستقر عليهم ببطء. إنه "يطفئ" إشعاع اللب ، ويسخن حتى مئات الدرجات وينبعث من نفسه وفقًا لدرجة الحرارة هذه. هذا هو الإشعاع الذي يمكن ملاحظته في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، وهذه هي الطريقة الوحيدة تقريبًا للكشف عن النجوم الأولية.
في عام 1967 ، تم اكتشاف نجم الأشعة تحت الحمراء (مع درجة حرارة إشعاع 700 درجة كلفن) في سديم الجبار ، أكبر بحوالي ألف مرة من لمعان الشمس وقطرها. يمثل هذا الاكتشاف بداية دراسة فئة كاملة من الأجسام الأولية.
اتضح لاحقًا أنه في مناطق مجرة درب التبانة (هذه مجرتنا) ، حيث يبدو أن ولادة النجوم على الأرجح ، هناك مصادر مضغوطة تنبعث ليس فقط في الأشعة تحت الحمراء ، ولكن أيضًا في نطاق الراديو. كان هذا مطمئنًا ، لأن إشارات الراديو ، على عكس الترددات الأخرى ، لا تتشوه بامتصاص كتل الغبار. سمحت المعلومات التي تم جمعها بواسطة التلسكوبات الراديوية لعلماء الفلك أن يؤكدوا أن: سديم الجبار ، المشبع بأشياء غير مرئية تمامًا في النطاق البصري ، هو أحد "مصانع إنتاج النجوم".
من المفترض أن العملية المعقدة لتكوين النجوم يمكن أن تحدث في أي سحابة كبيرة من الغاز والغبار. على سبيل المثال ، يمكن لموجة الصدمة ، وهي نوع من صدى انفجار مستعر أعظم بعيد ، أن تكون بمثابة حافز لتشكيل نجم. مثل هذه الموجة تزعزع التوازن غير المستقر - تنقسم السحابة إلى أجزاء يبدأ كل منها في الانكماش. يعتمد معدل انضغاط الغاز على كثافة المادة ووجود مجال مغناطيسي. هذا هو الجزء الأول على مسار تشكل النجوم.
يجب أن تمر ملايين السنين قبل أن يتم إنشاء الشروط اللازمة لإطلاق التفاعلات النووية الأولى في أحشاء الجسم المكون. عندها سيأتي "عيد ميلاد" النجم.ومع ذلك ، سوف يستغرق الأمر ملايين السنين حتى تتراكم الطاقة ويتم إطلاقها من الشرنقة المتربة التي تحيط بها. يتم تأكيد العملية الموصوفة لتشكيل النجوم من الوسط البينجمي من خلال مجموعات كبيرة - اتحادات النجوم الساخنة الضخمة ذات الإضاءة العالية.
بالنسبة لـ 90٪ من النجوم ، وكذلك بالنسبة للشمس ، فإن مصدر الطاقة هو التفاعلات الحرارية النووية ، أي تحويل الهيدروجين إلى هيليوم. الشمس ، التي يبلغ عمرها بالفعل 4.5 مليار سنة ، مستقرة تمامًا: لا يتغير حجم السطح وكتلته ودرجة حرارته عمليًا.
توصل علماء الفلك الذين يراقبون خصائص نجمنا إلى استنتاج مفاده أن الطاقة المنتجة في باطن الشمس كافية للحفاظ على الإشعاع المستمر لفترة طويلة جدًا. لكن احتياطيات الهيدروجين محدودة ، وعندما تنفد ، تبدأ مرحلة أخرى في حياة النجوم.
في النجوم ذات الكتل المختلفة ، ستستمر عملية الشيخوخة بطرق مختلفة. في أولئك الذين تساوي كتلتهم واحدة أو اثنتين من الطاقة الشمسية ، يتم تكوين قلب الهيليوم. على سطحه ، في طبقة كروية رقيقة ، يستمر الهيدروجين في الاحتراق ، مما يعطي النجم لمعانًا. تبدأ مناطقه الخارجية بالتمدد وتنخفض درجة حرارة السطح. عندما يحترق الهيدروجين ، يتقلص قلب الهيليوم ، وتزداد كثافته ، وترتفع درجة الحرارة ، لكن كتلة النجم لا تكفي لتوفير درجة حرارة في اللب كافية للاحتراق. وفي مرحلة ما ، على الرغم من استمرار وجود الهيدروجين ، يتوقف احتراقه. تفقد النواة القدرة على الاحتفاظ بالصدفة المتوسعة ، ويبدأ فصلها تدريجيًا. هل هذا السيناريو النظري مدعوم بالملاحظات؟ نعم ، إن مرحلته الأولى تؤدي إلى ظهور عمالقة حمراء - نجوم باردة ضخمة ذات أصداف ممتدة ومتخلخلة ونواة كثيفة ساخنة. أي أن منطقة العمالقة الحمراء هي مكان شيخوخة النجوم ذات الكتلة المتوسطة. يرتبط مصيرهم الإضافي بأجسام أخرى - السدم الكوكبية.
السديم الكوكبي عبارة عن غلاف من الغاز ، في وسطه نجم ذو درجة حرارة عالية إلى حد ما. الغلاف هو الجزء الخارجي من الغلاف الجوي للعملاق الأحمر السابق ، والنجم المركزي هو لبه ، متخلفًا بعد انفصال الغلاف الجوي. يتوهج غاز القشرة تحت تأثير الإشعاع المؤين من النجم. في عملية التطور ، يتمدد الغلاف بسرعة تتراوح من 10 إلى 50 كيلومترًا في الثانية ، ويتقلص النجم ، وترتفع درجة حرارته. لذلك ، في النهاية ، يتشكل قزم أبيض في مركز كل سديم كوكبي - نجم مضغوط تبلغ درجة حرارته حوالي 100000 درجة كلفن.
يتوقع المنظرون أن مصير النجوم الأكثر ضخامة قد يكون مأساويًا للغاية. لذلك ، في النجوم التي تبلغ كتلتها عشرة أضعاف كتلة الشمس ، يحدث تحول الهيدروجين إلى هيليوم بسرعة كبيرة ، ثم تبدأ المرحلة التالية - يتحول الهيليوم إلى كربون ، وتشكل ذرات الكربون عناصر أثقل. تستمر التفاعلات بشكل مستمر ، ولكنها تتلاشى تدريجياً عند تكوين الحديد. في هذه المرحلة ، يتكون لب النجم من أيونات الحديد.
يتم تحديد استقرار النجم من خلال التوازن بين قوى الجاذبية وضغط الغاز المسخن ، الذي توفره الإلكترونات. لكن نوى الحديد يمكنها التقاط الإلكترونات من الغاز المحيط ، ويقل الضغط وتسيطر الجاذبية. تدريجيًا ، تبين أن كل المادة الموجودة في مركز النجم تتكون من نيوترونات. عند الوصول إلى قيمة حرجة ، يحدث الانهيار - ضغط فوري لا رجوع فيه تقريبًا. في الوقت نفسه ، يتم إطلاق كمية هائلة من الطاقة ، وينفجر الغلاف الخارجي للنجم ، وينتشر في الفضاء ويكشف النواة المركزية - نجم نيوتروني. انفجار سوبرنوفا يحدث. (نتيجة هذا الانفجار ، الذي لوحظ على الأرض عام 1054 ، كان ما يسمى بسديم السرطان).
في عصرنا هذا ، لا شك في وجود النجوم النيوترونية وعلاقتها بانفجارات السوبرنوفا. وفي عام 1932 ، ظهرت فرضية الفيزيائي السوفيتي L. D.كان يُنظر إلى لانداو حول تكوين مثل هذه الأجسام الفضائية على أنه تجريد نظري بحت.
بالحديث عن موت النجوم ، لا يسع المرء إلا أن يذكر الثقوب السوداء. من الناحية النظرية ، من الممكن أن يكون للنجم في نهاية وجوده كتلة أكبر من أن يصبح قزمًا أبيض أو نجمًا نيوترونيًا مستقرًا ، وبالتالي ستنهار بقاياه إلى ثقب أسود - جسم له مجال جاذبية قوي ويفعل. لا تسمح لأي إشعاع بالهروب.
تتحول النجوم المحتضرة إلى أجسام مضغوطة ، تقذف جزءًا من كتلتها في الفضاء وبالتالي تضمن ولادة الأجيال النجمية التالية.
