التطور النجمي.. دورة حياة مديدة لعمالقة الفضاء الشاسع وأقزامه

بعد الانفجار العظيم للكون بنحو 380 ألف سنة، زاد حجم الكون وتمدد نسيج الزمكان وانخفضت درجة حرارة البلازما المنتشرة في الأرجاء إلى حدٍ يسمح لجسيم الإلكترون بالالتحاق والانضمام إلى النيترون والبروتون في إطار ذرّي محكم، ومعه انبثق أوّل ضوء في الوجود وتحوّل الكون من الضبابية المعتمة إلى الحالة الشفافة سامحا للأشعة الضوئية بالتنقل في أقطار الكون الفسيح.

ثمّ أخذت ذرات الهيدروجين بالتشكّل، وتعد أبسط الذرات الكيميائية تركيبا إذ تحتوي على بروتون وإلكترون واحد فقط، وتحت تأثير قوة الجاذبية تجمّعت سحبٌ كونية هيدروجينية ضخمة وتكوّرت على نفسها، مانحة بذلك ظهور أوّل معالم الأجسام العملاقة في الكون: النجوم.

ووفق تقدير علماء الفلك، فإن أوّل نجم بدأت معالمه بالتكوّن كان بعد نحو 100 مليون سنة من خلق الكون، وكان ينتمي إلى حقبة “جمهرة النجوم الثالثة” (Stellar Population III) وهي أقدم الحقب النجمية وتحتوي على نجوم ذات “نسبة معدنية منخفضة” للغاية لأنّ الذرات الثقيلة لم تكن قد تشكّلت حيئنذ. كما لم يتم اكتشاف أيّ نجم بعد ينتمي لهذه الفترة، ويبقى كلّ ما في هذا السياق افتراضات علمية.

وعوضا عن ذلك فإنّ الباحثين صبّوا جلّ اهتمامهم في دراسة نشأة النجوم وتموقعها وأنواعها وأحجامها وتركيبها الكيميائي ودورتها الحياتية في سلسلة طويلة من المراقبة والبحث والرصد، بدأت منذ أولى الحضارات البشرية التي ظهرت على سطح الأرض في مختلف القارات.

وفي هذا المقال نستعرض تطوّر حياة تلك الأجرام السماوية العملاقة من ولادتها إلى نهايتها، وهو ما يمثل صلب مجال علم الفلك الحديث.

تشكّل النجوم.. بطاريات وزينة للكون

تمكن مسبار “ويلكينسون لقياس التباين الميكروي” (WMAP) في عام 2001 من التقاط صورة للكون بالأشعة الميكروية يعود تاريخها إلى الحقبة التي تلت الانفجار العظيم بـ380 ألف سنة، وهي فترة زمنية قصيرة للغاية قياسا على عمر الكون البالغ 13.8 مليار سنة وفق تقدير العلماء، لذلك يُطلق على هذه الصورة بالكون الرضيع.

كما يُطلق على الصورة علميا “إشعاع الخلفية الكونية الميكروي”، وفيها تظهر بصمات انفجار ضخم بدأ من نقطة ما، حيث تنتشر الأشعة الأوّلية بانتظام عبر الكون، وهو ما يؤيد بشكل كبير نظرية الانفجار العظيم. فضلا عن ذلك، فإنّ مجموعة من العلماء يعتقدون بأنّ من الممكن أن تكون هذه الصورة مفتاحا وإشارة لكيفية نشوء أولى النجوم في الكون.

يقول المؤرخ الأمريكي “ديفد كريستيان” في حوار أجراه ضمن “مشروع التاريخ العظيم” (Big History Project) في عام 2014: إنّ العصر الذي سبق تكوّن النجوم كان حقبة مظلمة في الكون، وإنّ صورة الإشعاع الكوني الميكروي تلبي الشروط الأساسية لتشكيل أوّل نجم من الأعداد الضخمة من الذرات بنسبة 75% من الهيدروجين و24% من الهيليوم، والنسبة الضئيلة المتبقية كانت ذرات الليثيوم والبيريليوم والبورون، وهي العناصر الذرية الأخف في الجدول الدوري. وكانت الشروط هي وجود المادة والجاذبية، وأخيرا اختلافات ضئيلة في توزيع المادة.

فأما بالنسبة للمادة والجاذبية فهو أمر لا خلاف في وجوده، وبالنسبة للاختلافات الضئيلة، فعند دراسة الصورة يتضح بأنّ ثمة وجودا لذلك الاختلاف في درجات الحرارة بين المناطق المحاذية لبعضها يصل إلى بضعة آلاف درجة مئوية. وعند مناطق التباين تلك يأتي دور قوة الجاذبية لتفعل فعلها.

فعند المناطق الأكثر سخونة، وبالتالي أكثر كثافة، فإنّ الجاذبية تكون أعلى، وكلّما زادت الكثافة زادت الجاذبية معها، وشيئا فشيئا تبدأ سحابة من الغازات بالتشكّل، وبفعل الجاذبية مجددا فإنّ مركز السحابة يتعرض لضغط شديد فترتفع درجة الحرارة إلى نحو 10 ملايين درجة مئوية، وعند هذه النقطة أمرٌ ما مذهل يحدث، إذ تبدأ البروتونات بالاصطدام ببعضها البعض إلى درجة تتفوق على قوة الطرد الحاصلة بين الشحنات الموجبة، فتحدث عملية اندماج بين البروتونات يتولد منها طاقة هائلة، وهو ما يُعرف بالقوة النووية القوية. وهذه الطاقة المنبعثة تكون على هيئة حرارة وضوء، وبهذا الشكل وُلِدت أولى النجوم وأضيء الكون، ومنذ ذلك الحين لم تتوقف عملية الولادة حتى هذه اللحظة.1

ولأنّ فترة زمنية طويلة مرّت على نشأة الكون، لم يستطع العلماء العثور على أي من النجوم التابعة لتلك الحقبة. ويعد أقدم النجوم اكتشافا نجم “أتش دي 140283” الذي يبلغ عمره نحو 12 مليار سنة. ولا يختلف الحال بالنسبة لتشكّل جميع النجوم اللاحقة، وتعد السُّدُم هي حاضنة النجوم مثل سديم الجبّار، وفيها يجتمع الغبار الكوني والمادة المنتشرة تحت تأثير الجاذبية فتنضغط على بعضها.

ووفق التطبيقات الرياضية والبرامج الحاسوبية ثلاثية الأبعاد، فإنّ السحب الكونية الدوّارة تنفصل في نهاية المطاف إلى جسمين أو ثلاثة، وهذا ما يفسر اقتران غالبية النجوم بنجوم أخرى في مجرة درب التبانة بدلا من أن تكون منعزلة، وهذا ما يدفع إلى الاعتقاد بأنّ نجمة المجموعة الشمسية لم تكن وحيدة حين ولادتها، بل كان ثمّة خلٌ لها ولكنهما افترقا منذ سنوات طويلة تحت تأثير عارضٍ ما، وما زالت الدراسة حتى اليوم تبحث عن ذلك الخل المفقود عن طريق مقارنة الحجم والتركيب الكيميائي بين الشمس والنجوم الأخرى القريبة.2

آلية دراسة النجوم.. من العين المجردة إلى العين البصيرة

لم تكن ثمّة أي وسيلة لمعاينة النجوم ودراستها إلا باستخدام العين المجرّدة، ولم يحدث أن استعان الإنسان بآلة للبحث في أعماق الكون حتى مطلع القرن الـ17 على يد الفلكي الإيطالي الشهير “غاليليو غاليلي”، الذي استطاع أن يرفع الستار عن أربعة من أقمار كوكب المشتري بمنظاره البدائي.

ومع مرور السنوات والتطور العلمي، انتقل التلسكوب من مجرّد آلة بسيطة يُحمل باليد إلى أجهزة ضخمة يتم نصبها على قمم الجبال وفي المناطق النائية بمرافق للدراسة والعمل البحثي، وكانت قمّة جبل مونت ويلسون في مدينة كاليفورنيا شاهدة على أضخم التلسكوبات المرئية التي استعان بها الفلكي الأمريكي “إدوين هابل” في الكشف عن أحد أبرز الاكتشافات العلمية في القرن العشرين، وهو قانون توسّع الكون.

وفي منتصف القرن الماضي، انتقل التلسكوب المرئي إلى مرحلة أخرى تماما، إذ تم إرسالها إلى الفضاء الخارجي حيث ينعدم التلوث الضوئي وتُصبح الرؤية واضحة للغاية، وكانت نهضة لا مثيل لها مع إطلاق تلسكوب “هابل” الفضائي في عام 1990، فقد فتح بوابة الكون على مصراعيه لعين الإنسان، والعديد من الصور والمشاهد الخلّابة يعود الفضل فيها إلى هذه التحفة العلمية البارعة.

وعلى هذا النحو، كان استخدام التقنية المرئية والمشاهدة العينية أولى الوسائل المستخدمة لدراسة النجوم، إلا أنّ المعضلة الكبرى هنا هو عدم قدرة هذه العدسات على التقاط كلّ شيء في الكون، أو بمعنى آخر التقاط ما توارى خلف السحب الغازية والغبار الكوني الكثيف وما هو في أعماق الفضاء وفي منتصف المجرّات، فالرؤية تكون ضبابية إذا ما واجه الأشعة الضوئية أيّ عقبة أمامه قبل وصوله إلينا، هذا إذا لم تكن معدومة تماما في الكثير من الحالات، لذا استوجب الانتقال إلى وسيلة أخرى.

جيمس ويب.. عيون عملاقة ترى ما وراء السحب

تعد التلسكوبات الراديوية أحد أعظم ما توصّل إليه الإنسان في محاولة مخاطبة الفضاء السحيق ودراسة أدق التفاصيل به، ولا يخفى على أيّ عالم مدى قدرة هذه التقنية على مجابهة أعتى التجمعات الدخانية، لأنّ الأشعة الراديوية تمتلك خاصية النفاذ على عكس الأشعة الضوئية. ويتم بناء التلسكوبات الراديوية على هيئة أطباق مكافئة وغالبا ما يتم ترتيبها ضمن مصفوفات معيّنة بدلا من أن تكون تلسكوبات أنبوبية.3

وعلى الرغم من أن أعظم تلسكوب صنع حتى الآن -وهو تلسكوب “جيمس ويب” الفضائي- ليس تلسكوبا راديويا لأنه يدرس طيف الأشعة تحت الحمراء وهي تقع مباشرة بعد الأشعة المرئية من حيث الطول الموجي؛ فإنه يستخدم ذات التقنية الراديوية تقريبا إذ إنها جميعها أشعة غير مرئية تنتمي إلى حزام الأشعة الكهرومغناطيسية.

وبفضل هذه التلسكوبات التي ترى الأشعة غير المرئية، أصبح هناك معنى للعديد من الأجرام السماوية مثل النجوم النابضة والبولزارات والكوازارات، وهي اليوم ضمن المعجم الفلكي.

وأخيرا وليس آخرا، تعتلي تقنية التحليل الطيفي (Spectroscopy) هرم استخدامات الفلكي في أثناء عمله على دراسة النجوم، إذ كان انتصارا عظيما حين استطاع العلماء معرفة التركيب الكيميائي للشمس بينما كانوا هم على الأرض. وفي ضوء ذلك يقول البروفيسور “فريد واتسون” من المرصد الفلكي الأسترالي: إنّ التحليل الطيفي يُعد أقوى وسيلة يستخدمها علماء الفلك، وفكرته ببساطة هي التقاط الضوء القادم من أيّ نجم أو كوكب أو مجرّة ومن ثمّ تمريره عبر المطياف، وهو جهاز يشبه عمل المنشور، ويقوم بدوره في تقسيم وتجزئة الضوء إلى الألوان المركبة له.

وبهذه العملية يمكن التعرّف على كافة التفاصيل المتعلقة بالتركيب الكيميائي للنجوم، وتأثير “دوبلر” المعني بدراسة حركة النجوم سواء القادمة باتجاهنا أو المبتعدة، بالإضافة إلى إمكانية التحقق من درجة حرارة النجم وكتلته وجاذبيته.4

مخطط “هيرتسبرنغ- رسل”.. دورة حياة النجوم وطبيعتها ومآلاتها

بالحصول على قاعدة بيانات صلبة لأعداد غفيرة من النجوم، لاحظ مجموعة من العلماء أنّ ثمة علاقة مشتركة بين لمعان النجم ودرجة حرارته، وأدركوا أنّ النجوم لا تتوزّع بشكل عشوائي إذا ما أُدرجت في رسم بياني، بل إنها تتجمع في مناطق وفروع واضحة تمثل دورة حياة وتطوّر النجوم بشكل مختصر وسلس.

يُطلق على هذا الرسم البياني مخطط “هيرتسبرنغ- رسل” (Hertzsprung–Russell diagram). وقد شُرع بالعمل عليه في عام 1911 بواسطة العالمين الدانماركي “إغنار هرتزبرينغ” والأمريكي “هنري نوريس رسل”، ويشبه إلى حد كبير فكرة وجود الجدول الدوري للعناصر في الكيمياء، فهذا الرسم يتيح للباحث فهم طبيعة النجوم الواقعة في مناطق مشتركة، والقدرة على التنبؤ بمستقبل ومآل النجم حينما يقضي نحبه وينفد وقوده.

فمن موقع النجم على الرسم البياني يُعرف مقدار لمعانه ونوعه الطيفي ولونه ودرجة حرارته وكتلته وتركيبته الكيميائية وعمره. وتبدأ حياة جميع النجوم في النسق الأساسي (Main Sequence)، وتعد الكتلة الأولية هي الفيصل في تحديد مصير النجم لاحقا سواء بانتقاله إلى مجموعة النجوم العمالقة أو العمالقة الضخمة.

كما يتضح من مخطط “هيرتسبرنغ- رسل” ثمّة اليوم ما يزيد على 90% من النجوم تنتمي إلى خط التتابع الرئيسي بما فيها الشمس، والتتابع الرئيسي هو دلالة عن حالة النجم وأنه ما زال على قيد الحياة بشكل سليم. فعند لحظة بدء عمليات اندماج الهيدروجين النووية في مركز النجم تتولّد قوة ضغط تندفع إلى السطح ليقابلها قوّة جاذبية تندفع إلى المنتصف مما يخلق شيئا من التوازن، وعندما يبدأ وقود النجم بالنفاد يحدث اختلال لهذا التوازن فيتضخّم النجم وبناءً على كتلته يتحدد مصيره.

وقد تتراوح كتل النجوم في هذه المجموعة من عُشر كتلة الشمس إلى نحو 80 ضعف كتلة الشمس. وتظهر المجموعة في الرسم البياني بمنحنى ينطلق من أعلى الزاوية اليسرى حتى أسفل الزاوية اليمنى.

وأصغر أنواع نجوم التتابع الرئيسي هم الأقزام الحمراء (Red Dwarfs)، وتمتلك 10% فقط من كتلة الشمس، كما تبلغ درجة حرارتها بين 3000 و4000 درجة مئوية. وتعد الأقزام الحمراء النجوم المهيمنة في الكون وتعيش عمرا أطول من غيرها فتتجاوز ترليون سنة بحكم تقنينها في استهلاك الوقود، على عكس النجوم الكبيرة والعملاقة التي لا تعمر طويلا.

نجوم عملاقة.. عمالقة تتضاءل الشمس أمامها

إذا كانت النجوم بحجم الشمس وأكبر، فإنّ أمرا مثيرا يحدث، إذ يبدأ النجم بالتضخم ليصبح عملاقا (Giant)، وإذا كانت النجوم تفوق 8 أضعاف كتلة الشمس، فإنّها تتحوّل إلى عملاق ضخم (Supergiant) قد يصل حجمه إلى مليون ضعف قياسا بحجم الشمس. ويمكن القول إن مرحلة النجوم العملاقة هي الطور ما قبل الأخير من حياة النجم.

ولحسن الحظ، فإنّ الشمس تعد نجما متوسط الحجم ينتمي إلى نجوم التتابع الرئيسي من “نوع جي”، ويبلغ متوسط أعمار هذا النوع 10 مليارات سنة. وبحسب تقدير العلماء، فإنّ الشمس قد استهلكت نصف وقودها تقريبا، وتبقى نحو 5 مليارات سنة أخرى قبل أن تبدأ بالتضخم لتخرج عن التتابع الرئيسي وتتحوّل إلى عملاق أحمر (Red Giant) فتلتهم كوكبي عطارد والزهرة وتبلغ حدود الأرض، ثم تنهار على نفسها بفعل الجاذبية فتخلع رداءها الغازي في الفضاء وتتكشف عن قزم أبيض ساطع بحجم الأرض.

أمّا النجوم الأكبر حجما، فإنها ستتحوّل إلى فوق عملاق أحمر (Super Red Giant) قبل أن تتسبب بانفجار عظيم يُعرف باسم مستعِر أعظم (Supernova)، فتطرد أغلب ما في جعبتها من مواد وعناصر ثقيلة قد تشكّلت بفعلي الحرارة والضغط في أثناء الانفجار، وما تبقى من كتلة نواة النجم المنهارة يتحوّل إما إلى نجم نيوتروني أو إلى ثقب أسود.5

أقزام بيضاء.. نجوم فقدت طاقتها فاستحالت ضئيلة

في علم الفلك يجري تصنيف النجوم بمقارنتها بكتلة الشمس، فعلى سبيل المثال تنتمي إلى فرع الأقزام البيضاء (White Dwarfs) تلك النجوم “الميتة” بعد أن فقدت قدرتها على إنتاج الطاقة عبر التفاعلات النووية. ويتراوح حجمها الطبيعي حينما كانت في حالة التتابع الرئيسي بين 0.8 إلى 8 أضعاف كتلة الشمس، إلا أنّها تفقد كتلتها وحجمها مع مرور الوقت فتبدو في غاية الصغر في هذه المرحلة، ليبلغ حجمها مثل حجم كوكب الزهرة ولكنها تفوقه لمعانا بعض الشيء، وبكثافة عالية للغاية وحرارة شديدة، ورويدا رويدا تفقد هذه النجوم حرارتها عبر الإشعاعات ثمّ تغدو أجساما صماء لتتحوّل إلى أقزام سوداء (Black Dwarfs) في نهاية المطاف.

وعلى أرض الواقع، فإنّ الأقزام السوداء لا تزال فرضية علمية لم يتم رصدها، لأنّ رصدها عملية شبه مستحيلة، فهي ضئيلة الكتلة وعديمة النور. ووفقا للباحثين، فإنّ 97% من نجوم مجرة درب التبانة ستتحوّل إلى أقزام بيضاء مع مرور الوقت، والأمر يشمل الشمس كذلك.6

وختاما، يمكن اختصار ما سبق بشرح أكثر تبسيطا بعيدا عن التفصيلات، إذ يبدأ تشكل النجم من الغبار الكوني وبقايا المستعِرات العظمى، فإما أن يكون متوسط الحجم كالشمس فيتضخم إلى أن يصبح عملاقا أحمر ثمّ ينهار على نفسه فيصبح قزما أبيض، أو أن يكون النجم كبير الحجم فيتضخم إلى أن يصبح عملاقا أحمر ضخما ثم يتسبب بانفجار مستعِر أعظم ثمّ ينهار ما تبقى من النجم على نفسه، فيكون هناك خياران: إما أن يصبح نجما نيوترونيا أو ثقبا أسود. ومن بقايا انفجار المستعر تولد نجوم جديدة وتعود عجلة حياة النجوم إلى الدوران على النحو نفسه.

 

المصادر:

[1] مقطع فيديو (2014). كيف تشكلت النجوم؟ مشروع التاريخ الكبير. تم الاسترداد من: https://www.youtube.com/watch?v=CckMF8b8Qgo&ab_channel=OERProject

[2] ستار، مايكل (2018). ربما اكتشف علماء الفلك للتو التوأم المتطابق الذي فقدته شمسنا منذ فترة طويلة. تم الاسترداد من: https://www.sciencealert.com/we-may-have-found-our-sun-s-long-lost-identical-twin-star

[3] كريستال، مايك (2017). الأدوات التي يستخدمها علماء الفلك. تم الاسترداد من: https://sciencing.com/instruments-used-study-stars-6571627.html

[4] جاري، ستوريت (2010). كيف يستخدم الفلكيون الضوء لدراسة النجوم والكواكب؟. تم الاسترداد من: https://www.abc.net.au/science/articles/2010/10/07/3012690.htm

[5] تيليمان، نولا (2018). النجوم النيوترونية: تعريف وحقائق. تم الاسترداد من: https://www.space.com/22180-neutron-stars.html

[6] تيليمان، نولا (2022). الأقزام البيضاء: حقائق عن البقايا النجمية الكثيفة. تم الاسترداد من: https://www.space.com/23756-white-dwarf-stars.html