hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
نجم التسميات
بدأ مفهوم الكوكبة منذ القدم خلال الفترة البابلية حيث أدت مراقبتهم للسماء إلى تخيلهم لتشكل النجوم في أشكال يرونها في خيالهم أشكال حيوانات كالأسد والحوت والحمل وغيرها. ومن تلك الأشكال التي سميت كوكبات اختاروا منها 12 كوكبة موزعة على الأفق بحيث تشمل الأفق كله. ورأوا أن الشمس تسير خلال سنة عبر تلك ال 12 كوكبة؛ بهذا بدأ تقسيم السنة إلى 12 شهرا. ومن العجيب أن قدماء المصريين توصلوا على ذلك فقد قسموا السنة إلى 12 شهر، وقسموا كل أربعة أشهر إلى فصل سنوي؛ فكانت السنة لدى المصريين القدماء ثلاثة فصول. هذا بعكس النظام البابلي الذي يقسم السنة إلى أربعة فصول. بالإضافة إلى تعرف القدماء على أشهر السنة واقترانها بأحداث طبيعية معينة مثل حدوث فيضان النيل في كل سنة، وحلول وقت بذر البذور ومعرفة وقت الحصاد فقد قاموا بربطها أيضا بجوانب من حياتهم الشخصية، ومن هنا نشأ علم التنجيم. وتم إعطاء العديد من النجوم البارزة أسماء وخصوصا أسماء عربية أو لاتينية بعدما اندثرت الأسماء المصرية والبابلية القديمة. وعندما نتمعن في أسماء النجوم البارزة كما نعرفها بالوضع الحالي نجدها في الأصل أسماء عربية أو لاتينية.
نجم التسميات
وكذلك بعض الأبراج والشمس نفسها، والنجوم الفردية كانت بحد ذاتها أساطير.
بالنسبة إلى الثقافة الإغريقية القديمة، بعض «النجوم»، والمعروفة باسم الكواكب (اليونانية πλανήτης (بلانتيس)، وتعني «الهيام»)، تمثل مجموعة من الإلهات المهمة المختلفة، والتي اخذت منها أيضا أسماء الكواكب عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل وأورانوس ونبتون كانوا أيضاً من الآلهة اليونانية والرومانية، ولكن لم يكن أي من هذه الكواكب معروفا في العصور القديمة وذلك لان لمعانها منخفض. حيث قام علماء الفلك في وقت لاحق بتسمية هذه الكواكب.
في عام 1600 كانت الأبراج تسمى على حسب موقعها في السماء. أنشأ عالم الفلك الألماني يوهان بيير سلسلة من خرائط النجوم ووضعها بالحروف الإغريقية كدلالة للنجم في كل مجموعة. بعد ذلك كان نظام الترقيم استنادا إلى الصعود الأيمن للنجم حيث تم اختراعه وضمّه إلى كاتالوج النجوم لجون فلامستيد في كتابه «وصف مواقع النجوم - الطبعة 1712»، والذي به تم تسمية نظام الترقيم بتعيين فلامستيد أو ترقيم فلامستيد.
نجم التسميات
يعتبر الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) هو الجهة الوحيدة المعترف بها دولياً لتسمية الأجرام السماوية، هناك عدد من الشركات الخاصة تبيع أسماء النجوم، وهي ما تعتبرها المكتبة البريطانية مؤسسات تجارية غير نظامية. بينما الاتحاد الفلكي الدولي قد أبعد نفسه عن هذه الممارسة التجارية، كما أن هذه الأسماء غير معترف بها من قبل الاتحاد الفلكي الدولي ولا يتم استخدامها. أحد هذه الشركات الخاصة لتسمية النجوم هي السجل النجمي الدولي، والتي في الثمانينيات، كانت متهمة بممارسات مضللة لتوحي على أنها جهة مصرح بها وعلى أن اسمها المعين كان رسمياً. نشاطات شركة السجل النجمي الدولي -الموقفة حالياً- كانت مصنفة بشكل غير رسمي على أنها شركة نصابة، كما أن إدارة شؤون المستهلك بنيويورك صدرت مخالفة ضد السجل النجمي الدولي في المشاركة في ممارسة تجارية مضللة.
نجم وحدات القياس
بالرغم من انه يمكن التعبير عن المعايير النجمية (قياسات النجوم) بنظام الوحدات الدولي والذي يرمزله بالرمز (SI) أو نظام وحدات سنتيمتر جرام للثانية إلا انه غالبا ما يكون أكثر ملائمة هو استخدام الوحدات الشمسية لقياس الكتلة واللمعان (السطوع) ونصف القطر النجمي، وذلك بالمقارنة بخصائص الشمس التالية:
لم يتم تعريف الكتلة الشمسية ⊙M بشكل صريح بواسطة الاتحاد الفلكي الدولي بسبب عدم التيقن النسبي الكبير (10−4) من ثابت الجاذبية النيوتوني والذي يرمز له بالرمز (G). ومع ذلك، منذ أن تم إنتاج ثابت الجاذبية النيوتونية والكتلة الشمسية معا (⊙GM) والتي مصممة على دقة أكبر بكثير حيث حدد الاتحاد الفلكي الدولي معلمة الكتلة الشمسية الإسمية لتكون:
نجم وحدات القياس
ومع ذلك، يمكن للمرء أن يجمع بين معلمة الكتلة الشمسية الإسمية وتقدير لجنة بيانات العلوم والتقنية الأحدث (2014) لثقل الجاذبية النيوتوني (G) لاشتقاق الكتلة الشمسية بحوالي 1.9885 × 1030 كجم.
على الرغم من أن القيم الدقيقة للمعان النصوع، ونصف القطر، ومعلمة الكتلة، والكتلة قد تختلف قليلاً في المستقبل بسبب عدم التيقن الرصدي، فإن الثوابت الإسمية لوحدة الاتحاد الفلكي الدولي لعام 2015 ستظل نفس قيم نظام الوحدات الدولي لأنها تظل مقاييس مفيدة للاقتباس من المعلمات النجمية.
غالبًا ما يتم التعبير عن الأطوال الكبيرة، مثل نصف قطر النجم العملاق أو المحور شبه الرئيسي لنظام النجوم الثنائية، من حيث الوحدة الفلكية — مساوية تقريبًا للمسافة المتوسطة بين الأرض والشمس (150 مليون كم أو حوالي 93 مليون ميل).
في عام 2012، حدد الاتحاد الفلكي الدولي الثابت الفلكي ليكون الطول الدقيق بالأمتار: 149,597,870,700 م.
فنقول مثلا هذا النجم يعادل 2.4 كتلة شمسية أو هذا النجم يبلغ ضياؤه أشد 1000 مرة من ضياء الشمس.
أما بالنسبة للأطوال الأكبر مثل قياسات نصف المحور الرئيسي لأنظمة النجوم الثنائية أو بعد كوكب ما عن نجمه الذي يدور حوله فغالبا يتم استخدام الوحدة الفلكية (AU) للتعبير عن تلك المسافات - والوحدة الفلكية تعادل متوسط المسافة بين الأرض والشمس (150 مليون كيلومتر أو 93 مليون ميل).
نجم تشكّل النجوم وتطورها
النجوم تولد في مناطق ممتدة ذات كثافة عالية في وسط بين نجمي، حيث يتكون الوسط بين النجمي بصفة أساسية من الهيدروجين والهيليوم وقليل من العناصر المعدنية؛ وكثافة تلك السحب على الرغم من كثافتها تكون كثافتها لا تزال أقل من كثافة قارورة فارغة من الغاز في مختبر (غرفة فارغة). هذه السحب تسمى السحابات الجزيئية وتحتوي غالبا على الهيدروجين مع 23-28% هيليوم ونسبة قليلة من عناصر ثقيلة أخرى. مثال واحد لهذه المناطق المولدة للنجوم هي سديم أوريون.
عندما تتولد هذه النجوم الهائلة في السحب الجزيئية فهي تتكور تحت تأثير قوة الجاذبية (قوة الثقالة)وتزداد كثافتها وترتفع حرارتها. وهي تظل تنكمش بقوة الجاذبية وتشتد كثافتها وتزداد درجة حرارتها ويزداد الضغط في قلبها إلى أن يبدأ اندماج الهيدروجين فيها (عند درجة حرارة نحو 10 مليون كلفن)، وتنتج عن اندماج الهيدروجين طاقة هائلة فيشع النجم ويضيء، ويكون هذا هو مولد نجم جديد. ويحدث توازن بين ضغط الإشعاع من الداخل غلى الخارج وقوة الثقالة من الخارج للداخل ويحتفظ النجم بذلك بحجمه.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
تنشأ النجوم في مناطق غنية بالهيدروجين. وعند بداية الكون تشير معلومات العلماء إلى أن الغاز الذي نتج عن الانفجار العظيم كان مكونا أساسا من نحو 77% من الهيدروجين ونحو 23% من الهيليوم. مكان تكون النجوم الأولى الابتدائي من الهيدروجين والهيليوم. وبتفاعلات الاندماج النووي للهيدروجين ثم اندماج الهيليوم في تلك النجوم الأولى بدأت عناصر أثقل منهما تتكون مثل الكربون والأكسجين والنيون والعناصر التي تعتبر خفيفة حتى الحديد. عند الحديد يتوقف النجم عن إنتاج عناصر أثقل من الحديد حيث أن تفاعلاته لا تؤتي بطاقة كبيرة مثل طاقة اندماج الهيليوم مثلا. عنما كبرت النجوم الأولى في عمرها ولم يستطع الحديد مدها بالطاقة الكافية فكانت قوة الثقالة تتغلب على ضغدط الإشعاع وينهار النجم على نفسه في انفجار كبير نعرفه كمستعر أعظم. ينتج المستعر الأعظم درجات حرارة عالية جدا وتجري خلاله تفاعلات نووية تنتج العناصر الأثقل من الحديد، مثل الرصاص واليورانيوم. وتنتشر معظم المادة الخارجية للنجم في الفضاء كما نراه في صور المستعرات العظمى ويتخلف قلب النجم ويكون شديد الكثافة.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
إذن تنتج النجوم الأولى العناصر المعدنية الخفيفة حتى الحديد، ولهذا نستطيع معرفة عمر النجم من رصد طيفه واستنتاج ما به من «معدنية». تختلط منتجات انفجار المستعرات العظمى بسحب الهيدروجين الكوني، وتنتج مها جيل نجوم أجديدة - ليست تحتوي على الهيدروجين والهيليوم فقط وإنما على نجو 1% من المعادن. تلك هي الأجيال التالية من النجوم. وعندما تصبح نجوما مضيئة فإنها تضيء تلك السحب حولها بقوة. وايضا تؤين الهيدروجين حولها وتسمى تلك المناطق منطقة هيدروجين 2.
نعرف أن الشمس قد نشأت من الجيل الثاني المحتوي على «معدنية أو معادن» ويدل على ذلك وجود الكواكب التي تحتوي على عناصر من العناصر التي نعرفها على الأرض. ونشأت الشمس والمجموعة الشمسية قبل نحو 4.5 مليار سنة. أما عمر الكون فيقدر بنحو 13.7 مليار سنة.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
تقضي النجوم معظم حياتها كنجوم تمر في مرحلة تسمى النسق الأساسي، تغذيها في المقام الأول الاندماج النووي للهيدروجين في قلب النجم. طبقا للنسق الأساسي الذي يجري إحصاء للنجوم وتوزيعها في رسم بياني على أساس كتلتها ودرجة ضيائها ولونها وتصنيفات أخرى مثل تصنيفها الطيفي، تتبع النجوم خلال حياتها نسق النسق الأساسي. تتقدم النجوم في العمر بازدياد تحول الهيدروجين إلى هيليوم وتحول الهيليوم إلى الكربون والأكسجين وهكذا إلى أن يستهلك وقودها من الهيدروجين. المصير النهائي لأكثر النجوم الضخمة مختلف عن نظيرتها من النجوم الأقل ضخامة وهذا بالمقارنة بتطور عمر الشمس؛ كذلك تختلف في درجة لمعانها وتأثيرها على ما حولها طوال حياتها. لذلك، غالبا ما يتم تصنيف النجوم بالكتلة، كما يتم تصنيفها حسب تصنيف طيفها.
النجوم ذات الكتل المنخفضة - كتلتها نحو 0.5 كتلة شمسية - تكون منخفضة الحرارة ويتم فيها اندماج الهيروجين بمعدل منخفض؛ يكون لونها أحمر أو بني وتبلغ من العمر طويلا قد يصل عمرها إلى 13 مليار سنة . تلك النجوم تسمى اقزام حمراء.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
نجوم ذات الكتل المتوسطة (مثل الشمس) وتصل كتلتها بين 1 كتلة شمسية إلى 1.44 كتلة شمسية، يكون طيفها أصفر إلى البرتقالي. يتم فيها اندماج الهيدروجين بمعدل أعلى من اندماجه في النجوم الصغيرة، كما يتم فيها اندماج الهيليوم والكربون والسيليكون حتى الحديد، ويصل عمرها النهائي إلى نحو 10 مليارات سنة. عمر الشمس الحالي 4.5 مليار سنة؛ ومن المتوقع طبقا لنظرية تطور النجوم أن تبدأ في التمدد خلال الأربعة مليار سنة قادمة فتقترب حافتها من الأرض وتفنى الحياة على الأرض ثم تستمر في تمددها وتشع طيفا أحمر، حتى تصبح بعد نحو 4 مليارات سنة عملاقا احمرا. وينتهي عمرها بانفجارها في شكل مستعر أعظم مخلفة قلبها المتماسك من العناصر الثقيلة والحديد وتصبح قزما أبيض - وتنفض طبقاتها الخارجية في الفضاء.
النجوم الكبيرة ذات كتلة أكبر بـ 3 مرات من كتلة الشمس يتم فيها اندماج الهيدروجين واندماج الهيليوم حتى الحديد بطريقة اسرع من معدله في الشمس، فهي تعمر عشرات ملايين السنين فقط وينتهي عمرها وتنفجر في شكل مستعر أعظم ويتبقى منها قلبها الذي يصبح ثقبا أسودا، شديد الجاذبية حتى أن الضوء لا يستطيع الإفلات منه.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
تكّون النجوم يبدأ بوجود جاذبية غير مستقرة ضمن سحابة جزيئية، مسببّة من مناطق ذات كثافة عالية مثارة غالباً من موجات الصدم من نجوم متفجرة قريبة (انفجارات نجمية هائلة)، حيث تتصادم سحابات جزيئية مختلفة أو تصادم لمجرات (مثل الذي في مجرة ستاربرست -مجرة نجمية). عندما تصل منطقة إلى كثافة كافية للمواد كي تلبي معايير جينس لعدم الإستقرارية، تبدأ بالانكماش تحت قوتها الجاذبية.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
كلما انكمشت السحابة، تنكمش في سحب جزيئات والهيدروجين بما يعرف بكرات بوك. كلما انكمشت الكرة وزادت كثافتها فإن طاقة الوضع الناتجة فيها عن قوة الثقالة تتحول إلى حرارة مما يسبب ارتفاع درجة الحرارة ويرتفع الضغط وتظل تنكمش حتى تصبح حرارتها وضغطها كافيان لابتداء اندماج الهيروجين (عند نحو 10 ملايين درجة كلفن) وتصبح نجما مضيئا وفيه ينشأ ضغط الإشعاع الذي يوازن قوة الثقالة ويمنع زيادة انكماش النجم، ويصل النجم إلى حالة استقرار للتوازن الهيدروستاتيكي، لا يكبر ولا ينكمش لمدة طويلة وهو النجم الاولي. هذه النجوم التي تستعد للتطور تكون في العادة محاطة بقرص كوكبي. من القرص الكوكبي حول النجم تتكون كواكب ومع مرور الوقت يعمل الريح النجمي والإشعاع على إزاحة الجسيمات الخفية إلى خارج المجموعة ويصبح النجم ظاهرا لامعا. تستغرق فترة الانكماش الأولي لتكوين نجم ما يقارب من 10 إلى 15 مليون سنة.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
تسمى النجوم ذات الكتلة الأقل من 2 كتلة شمسية بنجم تي تاوري، في حين تسمى النجوم ذات كتلة أكبر «نجمة هيربيغ». تنبعث من هذه النجوم حديثة الولادة غازات على طول محور دورانها مما قد يقلّل زاوية سقوط النجم وينتج بقع صغيرة من الضبابية تعرف بأجسام هييربج هارو. هذه الانبعاثات بالإضافة إلى إشعاعات النجوم القريبة ربما تساعد في إبعاد السحب المحيطة عن مكان تشكّل النجم.
في وقت مبكر من حياة نجوم تي تاوري تتبع مسار هياشي حيث وجد بأنها تنكمش ويقل لمعانها في حين تبقى تقريباً في نفس درجة الحرارة. نجوم تي تاوري الأقل ضخامة تتبع هذا المسار إلى التسلسل الرئيسي، بينما النجوم الأكثر ضخامة تتحول إلى مسار هينيي.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
لوحظ أن معظم النجوم أعضاء في أنظمة النجوم الثنائية وخصائص تلك الثنائيات هي نتيجة للظروف التي تشكلت فيها حيث يجب أن تفقد سحابة الغاز زخمها الزاوي من أجل الانهيار وتشكيل نجمة حيث يؤدي تجزئة السحابة إلى نجوم متعددة إلى توزيع بعض الزخم الزاوي.
تنقل الثنائيات البدائية بعض الزخم الزاوي عن طريق تفاعلات الجاذبية أثناء مواجهات مع نجوم أخرى في مجموعات نجمية شابة. تميل هذه التفاعلات إلى الفصل بين الثنائيات (اللينة) المنفصلة على نطاق واسع مع التسبب في أن تصبح الثنائيات الصلبة أكثر ارتباطا.
تقضي النجوم حوالي 90% من حياتها في اندماج الهيدروجين لإنتاج الهيليوم في تفاعلات ذات درجة حرارة عالية وضغط عالي بالقرب من لب النجم. ويقال أن هذه النجوم تكون على التسلسل الرئيسي وتسمى النجوم القزمة. ابتداء من الساعة صفر في مرحلة التسلسل الرئيسي، فإن نسبة الهيليوم في قلب النجم في زيادة مطردة، معدل الاندماج النووي في قلب النجم سيزيد ببطء، وكذلك لدرجة حرارة النجم ولمعانه. الشمس على سبيل المثال تشير التقديرات إلى أن زيادة في لمعانها بنحو 40% منذ أن وصلت إلى مرحلة التسلسل الرئيسي منذ 4.6 مليار (4.6 × 109) سنة.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
كل نجم يولّد رياحا نجمية من الجسيمات الأولية (معظمها بروتونات ونيوترينوات) التي تتدفق باستمرار إلى الفضاء، بالنسبة إلى معظم النجوم فإن كمية الكتلة المفقودة مع تلك الرياح متواضعة. الشمس تفقد 14−10 من كتلتها الشمسية كل سنة بسبب تحول الكتلة إلى طاقة خلال الاندماج النووي وبسبب الجسيمات المنطلقة منها على الفضاء، أو حوالي 0.01% من مجموع كتلتها في كل عمرها وعلى الرغم من ذلك، فإن عدداً من النجوم الهائلة جداً قد تفقد 10−7 إلى 10−5 من كتلتها الشمسية كل سنة، مما يؤثر على تطورها بشكل ملحوظ. النجوم التي تبدأ بأكثر من 50 كتلة شمسية قد تفقد أكثر من نصف مجموع كتلتها في حين تبقى في تسلسلها الرئيسي.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
تعتمد المدة التي يقضيها النجم في التسلسل الرئيسي في المقام الأول على كمية من الوقود التي تندمج ومعدل اندماج الهيدروجين، أي كتلتها الأولية ولمعانها. بالنسبة للشمس، تقدر حياتها في أن تكون حوالي 10 مليار (1010) سنة. النجوم الضخمة تستهلك وقودها بسرعة جدا وقصيرة الأجل، إذ تكون درجة حرارتها عالية جدا، تبلغ مليارات الدرجات المئوية. النجوم ذات الكتلة المنخفضة تستهلك وقودها ببطء شديد وتسير فيها التفاعلات عند درجات حرارة أقل (نحو 12 مليون درجة مئوية). النجوم الأقل ضخامة من 0.25 كتلة شمسية تسمى: الأقزام الحمراء تكون قادرة على ادماج الهيدروجين إلى ما يقارب كتلتها كوقود في حين أن النجوم ذات كتلة تعادل 1 كتلة شمسية لا يمكن أن تستهلك إلا حوالي 10% من كتلتها كوقود. يسير اندماج الهيدروجين في النجوم ذات كتلة تعادل حوالي 0.25 من كتلة الشمس بطيئا ويمكن أن يستمر لحوالي تريليون (1012) سنة وفقا لحسابات التطور النجمي؛ في حين أن النجوم الأقل كتلة (0.08 كتلة شمسية) سوف تستمر لمدة حوالي 12 تريليون سنة. وفي نهاية حياتها، الأقزام الحمراء تصبح ببساطة اخفت لمعانا وابهت. ومع ذلك، بما ان عمر بعض هذه النجوم ذات كتلة اقل من 0.85 كتلة شمسية قد يصل إلى 12 مليار سنة (مقارنة بالعمر الحالي للكون (13.8 مليار سنة)، فتكون قد استهلكت طاقتها وانطفأت . يتوقع أن تكون قد انتقلت للخروج من التسلسل الرئيسي.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
بالإضافة إلى الكتلة، فإن العناصر الأثقل من الهيليوم تلعب دورا هاما في تطور النجوم. في علم الفلك كل العناصر الأثقل من الهيليوم تسمى «معادن» (اصطلاح فلكي يختلف عن التعريف الكيميائي للمعدن)، ويسمى تركيزها في النجم معدنية النجم. تؤثر هذه العناصر المعدنية على مدة حرق النجم لوقوده، كما تسيطر على تكوين الحقول المغناطيسية فيه نظرا لتكوّن بعض الحديد أثناء تفاعلات الاندماج. وتخفف قوة الرياح النجمية. في أقدم تصنيف للنجوم، النجوم المعمرة تحتوي على معدنية أعلى من النجوم الناشئة التي تتكون من انكماش موضعي في سحب الهيدروجين والغبار الكوني. مع مرور الوقت تثري هذه النجوم العناصر الأثقل (المعادن)على نحو متزايد كما تموت النجوم القديمة.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
نجم تبلغ كتلته 1 كتلة شمسية يستهلك هيدروجينه خلال نحو 8 مليارات سنة، تزداد في نهاية تلك الفترة درجة حرارته إلى درجة يتمدد فيها النجم ويصبح عملاقا أحمر. أما قلبه الثري بالمعادن فينكمش تحت تأثير الجاذبية ويكوّن قزما أبيضا؛ وتغادر الشمس مرحلة النسق الأساسي وتصبح قزما أبيضا (أنظر الرسم البياني لهرشل-راسل). وهذا ما تتوقعه نطرية تطور النجوم بالنسبة إلى الشمس حيث ستصبح الشمس بعد نحو 4 - 5 مليار سنة عملاقا أحمر وتصل حافتها الخارجية إلى الأرض وتتعداها لتصل إلى مدار المريخ وخلال تلك المرحلة سوف ترتفع درجة الحرارة في الأرض لدرجة لا تسمح بوجود حياة عليها.
النجوم ذات كتلة أكبر من كتلة الشمس تنتهي بانفجار كبير يسمى مستعر أعظم. تتبعثر خلال الانفجار الطبقات الخارجية للنجم في الفضاء. فإذا كانت كتلة النجم الابتدائية 4.2 كتلة شمسية ينكفيء قلب النجم تحت تأثير الجاذبية البالغة مكونا نجما نيوترونيا شديد الكثافة. وإذا كانت الكتلة الابتدائية للنجم أكبر من ذلك فينشأ عن انفجار النجم كمستعر أعظم ثقبا أسود بالغ الكتلة وبالغ الكثافة.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
في الوقت الذي تستهلك النجوم ذات الكتلة الشمسية والتي لا تقل عن 0.4 مخزونها من الهيدروجين في باطن النجم، تتمد طبقاته الخارجية بشكل كبير ثم تبرد لتشكل عملاق أحمر.
خلال 5 بليون سنة وعندما تدخل الشمس هذه المرحلة سوف يتمدد نصف قطرها إلى حوالي 1 وحدة فلكية (150 مليون كيلومتر)، أي مايعادل 250 مرة حجمها الحالي. عندها تصبح الشمس عملاقا احمر، فسوف تفقد تقريبا 30% من كتلتها الحالية.
في أي عملاق أحمر بكتلة تبلغ حوالي 2.25 كتلة شمسية يتواصل اندماج الهيدروجين داخل قشرة تحيط بباطن النجم. وبمرور الوقت يصبح باطن النجم مضغوطا بشكل كافي بحيث يبدأ اندماج الهيليوم. في ذلك الوقت ينكمش نصف قطره تدريجيا وتزداد درجة حرارة سطحه.
بالنسبة للنجوم الكبيرة فإن منطقة باطن النجم تتحول مباشرة من عملية اندماج الهيدروجين إلى اندماج الهيليوم.
بعد أن يقوم النجم باستنزاف الهيليوم الموجود في باطنه، تستمر علمية الاندماج النووي داخل قشرة تحيط بباطنه حرارة شديدة تحتوي على الكربون والاكسجين.
يتبع النجم بعد ذلك مساراً تطورياً يوازي مرحلة العملاق الأحمر الأصلية، لكن بدرجة حرارة سطح أعلى.
نجم تشكّل النجوم وتطورها
خلال مرحلة احتراق الهيليوم، تتسع النجوم ذات كثافة عالية جدا مع أكثر من 9 كتل شمسية لتُشكل عملاق أحمر ضخم. حالما يُستَنزف هذا الوقود في لُّب النجم، يستمر التفاعل النووي فيه ليندمج لتكوين مواد أثقل من الهيليوم.
نجم تصنيف النجوم
بدأت محاولات تصنيف أطياف النجوم عن طريق توضيح الصلة بين ضياء نجم ودرجة حرارته، وقام بها «أنجلو سكي» الإيطالي في عام 1865، وصنف النجوم في 3 تصنيفات . ثم اقترح «هيرمان فوجل» الألماني عام 1874 نظام يضم نظريات ذلك العهد عن تطور النجوم . وحسن أنجلو سكي تصنيفه في عام 1868 وصنف اطياف النجوم في 4 تصنيفات أساسية ، كالآتي:
ثم أزاد عليهم التصنيفات التالية عام 1878:
قام «هنري درابر» بتحليل أطياف نجوم كثيرة ، وتبعه «إدوارد بيكرينج» عام 1890 وتعاون مع «ويليامينا فليمنج» و«أني كانون» واقترحوا تصنيفا جديدا استخدمو فيه الحروف الأبجدية المتتابعة من A إلى Z
طبقا لسلسلة بالمر (وهي تبين انتقالات الإلكترونات التي تصدر خطوط طيف الهيدروجين. ثم استعيض عن ذلك باستمرار البحث العلمي «بتصنيف هارفارد» والتي تقسم الأطياف إلى الأنواع Q - A.
نجم تصنيف النجوم
ثم لاحظت «أني كانون» بعد ذلك أن ترتيب التصنيفات يحتاج إلى تعديل ، حيث تأتي النجوم-O البيضاء والزرقاء الشديدة السخونة بعد النجوم الحمراء M وN التي تقل فيها درجة الحرارة. فكان الاقتراح بأن يتم التصنيف على أساس درجة حرارة النجم . وفي عام 1912 إجري التصنيف على هذا الأساس الجديد الذي يعتمد على درجة حرارة سطح النجم ونتج التصنيف في 7 فئات الذي يستخدم حتى الآن لتصنيف أطياف النجوم.
خلال الفترة ما بين عامي 1860 و1870 قام الكاهن «سكتشي» بتمهيد الطريق أمام التصنيف الطيفي النجمي الحديث بإنشائه لتصنيف «سكتشي» وهو تصنيف قديم لأطياف النجوم. وبحلول عام 1866 كان قد أنشأ 3 أنواع لأطياف النجوم، وتابع بعدها حتى أنشأ 5 أنواع رئيسية لأطياف النجوم.
نجوم بيضاء وزرقاء تملك خطوط هيدروجين واضحة وقوية، وهذا النوع يتضمن نوع "A" الحديث ونوع "F" القديم، ومن النجوم من هذا النوع: النسران الواقع والطائر.
نجوم صفراء تملك خطوط هيدروجين بقوة منخفضة، وهذا النوع يتضمن نوعي "G" و"K" الحديثين ونوع "F" القديم، ومن النجوم من هذا النوع: الشمس والسماك الرامح.
نجم تصنيف النجوم
نجوم لونها ما بين برتقالي وأحمر، وهذا النوع هو تقريبا نفس نوع "M" الحديث، ومن النجوم من هذا النوع: قلب العقرب ومنكب الجوزاء.
هي نجوم ذات خطوط ابتعاثية مثل «غاما ذات الكرسي».
وفي أواخر عام 1890م بدأ تصنيف «هارفارد» يحل محل هذا التصنيف، والذي قام بتصنيف الأنواع الأخرى من النجوم.
أول مرة استخدم فيها تصنيف هارفارد كانت في تسعينيات القرن التاسع عشر بواسطة فلكيين من جامعة هارفارد (ومن هنا جاءت التسمية). يُقسّم تصنيف هارفارد أطياف النجوم إلى سبع درجات - أنواع - رئيسية، مُرتبة بحسب درجة حرارة السطح من الأسخن إلى الأبرد حيث أنها بالترتيب التالي:
بيانات الكتلة والقطر والضياء المُبيّنة في الجدول لا تصلح إلا لنجوم النسق الأساسي (وهو يُمثل جزءاً من حياة النجوم) وبالتالي فهو غير مناسب لبعض أنواع النجوم مثل العمالقة الحمراء. والدرجات الرئيسية في التصنيف تنقسم بدورها إلى درجات فرعية مُرقّمة بالأعداد العربية (0 - 9). فمثلاً، النجوم من درجة "A0" هي أكثر نجوم النوع "A" حرارة و"A9" هي أكثرها برودة. وشمسنا تنتمي إلى درجة حرارة سطحية مقدارها 5.780 كلفن، وفئة طيفية "G2".
المجموعة الكاملة الآن هي تصنيف نجمي، وكل مجموعة من تلك تقسم إلى عشرة تقسيمات فرعية من الأسخن إلى الأبرد، وتُستعمل الارقام من صفر إلى الرقم 9، وعلى سبيل المثال يعتبر (O0) أحر نجم، أما شمسنا فهي تعتبر في التصنيف G. وباستخدام النظام العشري يجعل الشمس في التصنيف (G2)، عموما التصنيف يشتق من أطياف النجوم.
حديثا تم إضافة تصنيفين أخرى ن لتفسير النجوم الحمراء الضعيفة التي اكتشفت بالتقنيات الجديدة:
نجم تصنيف أطياف النجوم
الصورة التالية تُبيّن تصنيف أطياف النجوم بألوان قريبة جدا للتي نراها بالعين المجردة. وهي مرتبة حسب حرارة أسطحها وبحسب أحجامها :
النجوم من نوع O ساخنة جدا وذات درجة ضياء عالية ومعظم ما تنتجه هو الأشعة فوق البنفسجية. وهي أندر أنواع النجوم الرئيسية طبقا للنسق الأساسي. فواحد من كل 3,000,000 نجم من نجوم النسق الأساسي ينتمي للنوع الفائق الكتلة "O". والنجوم التي تنتمي إلى هذا النوع تكون ذات كتل هائلة (بين 20 إلى 100 كتلة شمسية، وتطلق طاقة بما يعادل مليون ضعف ما تطلقه الشمس. تنتمي أكبر النجوم على الإطلاق إلى النوع O.
نجم تصنيف أطياف النجوم
تـُظهر هذه النجوم خطوط امتصاص قوية جدا. وأحيانا تصدر خطوط هيليوم II (الهيليوم المتأين)، ومن المعادن المتأينة الهامة: خطوط سيليكون IV وأوكسجين III ونيتروجين III وكربون III، وخطوط هيليوم متعادلة، تزداد قوةً من درجة O5 إلى O9. بسبب ضخامة نجوم النوع O الشديدة فنواها تكون شديدة الحرارة تصل أحيانا إلى 500 مليون كلفن. ولهذا فإنها تحرق وقودها من الهيدروجين بسرعة كبيرة، وتترك النسق الأساسي بسرعة خلال تطورها. وتبين الأرصاد الحديثة بواسطة مقراب سبيتزر الفضائي أن عملية تكوّن الكواكب لا تحدث حول النجوم من النوع O بسبب الإشعاعات الكهرومغناطيسية الشديدة التي تطلقها هذه النجوم مثل:.
نجم تصنيف أطياف النجوم
النجوم من نوع "B" ساطعة إلى أبعد الحدود وزرقاء اللون وخطوط الهيدروجين فيها معتدلة. ونجوم النوعين "B" و"O" تمتاز بأنها قوية جدا في مختلف خصائصها وأنها تحيى لمدة قصيرة جدا، ولذلك فالنجوم من هذين النوعين لا تكون بعيدة جدا عن مكان ولادتها. وغالبا ما تكون هذه النجوم في تجمعات تعرف بـ«بعناقيد OB» والتي تترافق مع سحب جزيئية عملاقة. ومن أمثلتها «عنقود الجبار OB1» النجمي الذي يغطي جزءا كبيراً نسبياً من إحدى الأذرع الحلزونية لمجرتنا - درب التبانة - ويحتوي على العديد من نجوم كوكبة الجبار اللامعة. 1 من كل 800 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى نوع "B" مثل:.
أغلب النجوم من النوع "A" تُرى بالعين المجردة ولونها بين الأبيض والأبيض المزرق، ولديها خطوط هيدروجين قوية وأقواها في نوع "A0"، 1 من كل 160 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى هذا النوع مثل:.
لونها أبيض وتملك خطوط هيدروجين ضعيفة، 1 من كل 33 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى هذا النوع مثل:
نجم تصنيف أطياف النجوم
تنتمي شمسنا إلى هذا النوع ، حيث 1 من كل 13 نجم من نجوم النسق الأساسي طبقا رسم هرتزبرونغ-راسل التي تنتمي الشمس لها ، ينتمي فئة الطيف"G". أكثر خطوط الطيف الملحوظة هما خطي "H" و"K" للكالسيومII في فئة الطيف G2. ويحوي طيف تلك النجوم خطوط هيدروجين ولكنها أضعف مما تحويه النجوم من نوع F.
وتحتوي أطياف التصنيف G أيضا خطوطا لمعادن متأينة ومعادن متعادلة، كما نجد في الطيف G خطوطا لجزيئات مركبات الكربون والهيدروجين CH.
غالبا ما يتراوح نوع طيف نجوم العمالقة العظام ووالعمالقة العظام الفائقين بين التصنيف نجم-O أو B (أزرق) وK أو M (أحمر). بينما لا تبقى تلك العمالقة طويلا في التصنيف G لمدة طويلة حيث أنها لا تكون مستقرة بسبب كتلتها العظيمة، وتفارق هذا التصنيف خلال تطورها لتصبح عمالقة عظيمة حمراء على سبيل المثال:
النجوم من نوع K برتقالية اللون حيث أنها أبرد من شمسنا. بعض نجوم النوع K هي عمالقة أو عمالقة عظيمة مثل السماك الرامح، وأيضا بعضها أقزام برتقالية مثل رجل القنطور ب. ونجوم النوع K تملك خطوط هيدروجين ضعيفة للغاية، وأكثر المعادن تواجداً فيها هي المنغنيز والحديد والسيليكون. 1 من كل 8 من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة للشمس تنتمي إلى النوع K. وهناك اعتقاد بأن نجوم النوع K تملك احتمالية كبيرة جدا بوجود حياة حولها.
من النجوم المجاورة للشمس أكثر الأنواع انتشارا على الإطلاق هو النوع M. فهي تكون نحو 76% من نجوم النسق الأساسي وشمسنا تنتمي إلى هذا النوع. بالرغم من أن معظم النجوم من نوع M هي أقزام حمراء، إلى أن معظم النجوم العملاقة والعديد من العمالقة العظيمة مثل منكب الجوزاء وقلب العقرب تنتمي إليه. يُظهر طيف نجوم النوع M خطوطاً لجميع المعادن لكن خطوط الهيدروجين لا توجد فيه عادة. يُمكن أن يكون أوكسيد التيتانيوم قوياً في طيف هذا النوع، وعادة يكون قويا في درجة M5 من الطيف على سبيل المثال:
نجم توزيع النجوم
بالإضافة إلى النجوم المعزولة، هناك نظام النجم المتعدد الذي يتكون من اثنين أو أكثر من نجوم محدودة الجاذبية تدور حول بعضها البعض. أكثر الأنظمة النجمية المتعددة شيوعا نظام النجم الثنائي، وتوجد أنظمة من ثلاثة أو أكثر من النجوم. ذلك بسبب تحقيق الاستقرار المداري، وغالبا ما تنظم هذه الأنظمة مثل نظام النجم المتعدد في مجموعات هرمية من النجوم الثنائية المشتركة المدار. أيضا اُكتُشِفَتْ مجموعات أكبر تسمى عناقيد النجوم. هذه مجموعة من الرابطات النجمية لها عدد قليل من نجوم الحرة، وقد تصل إلى مجموعات كروية هائلة من مئات الآلاف من النجوم.
ساد الافتراض الذي يذكر بأن غالبية النجوم التي توجد في محيط الجاذبية نفسه ماهي إلا أنظمة نجوم متعددة لفترة طويلة. وهذا الافتراض صحيح بشكل خاص للنجوم من فئة O وفئة B، حيث أن 80% من هذه النجوم يُعتقد بأنها جزء من أنظمة نجوم متعددة. على أي حال فإن نسبة انظمة النجوم الوحيدة تتزايد بالنسبة للنجوم الصغرى. لذلك 25% من الاقزام الحمر تعرف بان لديها قرين نجمي. وكما ان 85% من كل النجوم هي أقزام حمراء، فإن أغلب النجوم في مدار جرة درب التبانة هي على الارجح وحيدة من الولادة.