تجمع نجمي مغلق (مسييه 80). النجوم في التجمعات النجمية المغلقة تكون عادة نجوم معمرة وفقيرة المعدنية، وتنتمي إل التصنيف II للنجوم.
**المعدنية** في الفلك (بالإنجليزية: metallicity)‏ هي نسبة العناصر المكونة لجرم سماوي أثقل من الهيدروجين والهيليوم. ونظرًا لأن معظم النجوم والتي تشكل المادة المرئية في الكون تتكون من الهيدروجين والهيليوم فيستخدم الفلكيون تعبير «المعدنية» لوصف وجود عناصر أخرى بصفة عامة.
وعلى ذلك فيمكن أن يوصف سديم يحتوي على الكربون والنيتروجين والأكسجين والنيون بأنه «غني المعدنية» من الوجهة الفلكية رغم أن تلك العناصر لا تعتبر عناصر معدنية من الوجهة الكيميائية. ولا يجب الخلط بين المعدنية التي اخترناها هنا للتعبير عن ذلك و«المعادن» أو «الترابط المعدني» حيث أنه لا يوجد ترابط كيميائي أو معدني في النجوم ما عدا في النجوم الباردة من التصنيفين K and M stars. ولا ينتسب نوع الترابط الكيميائي الذي نعهده على الأرض على الحالات في باطن النجوم.

ويمكن عن طريق معرفة معدنية أحد الأجرام السماوية تحديد عمره. فعندما نشأ الكون طبقًا لنظرية الانفجار العظيم كان في الأصل يتكون من الهيدروجين وعن طريق تخليق العناصر أثناء الانفجار العظيم تكون منه قدر كبير من الهيليوم ونسب صغيرة جدًا من الليثيوم والبيريليوم ولم تتكون أثناء الانفجار العظيم عناصر أثقل من ذلك. وبناء على ذلك فالنجوم المعمرة تكون معدنيتها أقل مما تحويه نجوم حديثة النشأة مثل الشمس.

ينحدر وجود العناصر الأثقل من التخليق النوويّ النجميّ، وذلك حسب النظرية التي تقول أنّ غالبيّة العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم الموجودة في الكون («المعادن»، المذكورة أدناه) تتشكّل في قلب النجوم أثناء تطوّرها. بمرور الوقت، ترسل الرياح النجمية والمستعرات الأعظميّة المعادن إلى البيئة المحيطة، مما يثري الوسط البين نجمي ويوفر الموادّ الأوليّة التي يعاد تدويرها وتشكّل نجوماً جديدة. ونتيجةً لذلك، تتمّتع الأجيالُ الأقدم من النجوم -التي تشكّلت في بداية الكون الذي يفتقر إلى المعادن- بمعادن أقل من تلك الموجودة في الأجيال الشابة، والتي تكوّنت في كون أكثر غنىً بالمعادن.

أدّت التغييرات التي لوحظت في الوفرة الكيميائية لأنواع مختلفة من النجوم -بناءً على الخصائص الطيفيّة التي تُعزى إلى المعدنيّة- بعالم الفلك والتر بايد في عام 1944 إلى اقتراحه وجود مجموعتين مختلفتين من النجوم. وعرفت هاتين المجموعتين باسم الجمهرة الأولى Population I (غنيّة بالمعادن) والجمهرة الثانية Population II (فقيرة بالمعادن). واستحدثت تسمية ثالثة لمجموعة أخرى من النجوم في عام 1978، وعرفت باسم الجمهرة الثالثة Population III  النجوم الفقيرة جدّاً بالمعادن هي أولى النجوم التي وجدت في الكون (نظريّاً).

تصنيفات النجوم I و II و III
---------------------------

تصنف النجوم بالأصناف
**I**و **II**و **III** حيث تتناقص معدنيتها بتزايد عمرها. ويعود ذلك التصنيف إلى تتابع اكتشافها وهو بعكس تسلسل نشأتهم. أي أن أول نجوم تكونت في الكون (كانت تحوي معدنية قليلة) تصنف بالتصنيف **III**، وأما النجوم الناشئة حديثًا (ذات معدنية عالية) فتصنف بالتصنيف **I** .

ورغم أن النجوم ومنها النجوم المعمرة تحتوي عادة على نسبة من العناصر الثقيلة فإن ذلك يصعب التصنيف، ولذلك فقد اقترح افتراض وجود تصنيف نجوم خالية من المعدنية عند نشأة الكون وتسمى تلك بالتصنيف **III**. أي أن الكون في فترة وجيزة بعد الانفجار العظيم لم يحتو على معدنية، ويعتقد أن المعدنية تكونت في أفران نجوم كبيرة تبلغ كتلة كل منها مئات المرات من كتلة الشمس، وقرب نهاية أعمار تلك النجوم الضخمة كان قد تكون فيها العناصر ال 26 الأولى حتى عنصر الحديد طبقًا للجدول الدوري للعناصر عن طريق تخليق العناصر.

وطبقًا لنظرية تكون النجوم فقد استهلكت النجوم الأولى وقودها بسرعة بسبب ضخامتها التي تفوق كتلة الشمس مئات المرات، وانفجرت كمستعرات عظمى. وبانفجارها تبعثرت مكوناتها في الفضاء بما تخلق فيها من معادن، ثم تجمعت بعض سحب تلك العناصر مكونة أجيال جديدة من النجوم التي نراها في وقتنا هذا. وبسبب الكتل الضخمة للنجوم الأولى وقصر عمرها فإننا لا نجد اليوم (حتى عام 2010) من نجوم التصنيف **III**. ونظرًا لانفجار تلك النجوم في هيئة مستعرات عظمى بعد عدة مئات الملايين من السنين بعد نشأة الكون، فإننا لا نستطيع رؤية نجوم التصنيف **III**  إلا في المجرات البعيدة عنا حيث يأتينا ضوؤها الآن بعد قطعه مسافات تقدر بمليارات السنين، ويعد البحث عن تلك النجوم القديمة من المواضيع النشطة في البحث الفلكي في الوقت الحالي.

وقد اقترح لتفسير مستعرين عظميين اكتشفا حديثًا وهما SN 2006gy و SN 2007bi بأنهما انفجاران لنجمين بالغي الكتلة من التصنيف III في هيئة مستعر زوجي غير مستقر.

ثم تكون الجيل التالي من النجوم من أشلاء المادة التي تبعثرت عند انفجار النجوم الضخمة الأولى. والنجوم المعمرة التي نراها في وقتنا هذا والمعروفة بالتصنيف **Population II** فهي تحتوي على معدنية قليلة جدًا
، لأن الأجيال التالية لها تتميز بزيادة معدنيتها حيث تكونت من غبار كوني غني المعدنية عن ما سبقه من أجيال. وعند نهاية عمر تلك النجوم فإنها تبعثر مادتها ذات المعدنية الغنية في الوسط البين نجمي عن طريق السدم الكوكبية والمستعرات العظمى والتي تتكون منها نجوم الجيل اللاحق. وتلك النجوم الناشئة ومن ضمنها الشمس فتكون معدنيتها أعلى نسب معدنية نشاهدها، وهذا هو التصنيف  **I** للنجوم.

مقياس المعدنية
--------------

تعطى معدنية أحد الأجرام السماوية بعدد وحيد عادة يعطي نسبة العناصر الثقيلة جميعًا بالمقارنة بنسبتهم في الشمس. ونظرًا لأن نسب العناصر متساوية في الكون فإن ذلك ينطبق أيضًا على نجوم النسق الأساسي. وفي الشمس نجد أن نسبة الحديد إلى الهيدروجين 1: 31.000. وغالبًا يستخدم مقياس لوغاريتمي للمقارنة يرجع إلى شدة خطوط الطيف الامتصاصي للحديد Fe والهيدروجين H:

{\displaystyle [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\lg {\left({\frac {N\_{\mathrm {Fe} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)}-\lg {\left({\frac {N\_{\mathrm {Fe} }}{N\_{\mathrm {H} }}}\right)\_{\odot }}}

وتقع تلك النسبة في نجوم مجرتنا بين -2و5 و 1 حيث تصل القيمة -5 فقط لنجوم التصنيف II ويوجد منها عدد ضئيل. وعينت القيمة للنجم *CD−38°245* في عام 1984 بأنها -4. وهذا يعني أن محتواه من الحديد أقل 10.000 مرة عن نسبة الحديد في مادة الشمس. وفي عام 2002 عينت النسبة للنجم *HE 1327−2326* واتضح أنها بمقدار −5,4 مما يعني أن نسبة الحديد فيه أقل من نسبته في الشمس نحو 250.000 مرة، إلا أن النجم يحتوي على نسب أعلى من الصوديوم والمغنسيوم والتيتانيوم. وفي العادة تعين أيضًا أطياف عناصر ثقيلة أخرى مثل الثوريوم واليورانيوم والكربون وغيرها، ويساعد ذلك على تعيين أعمار النجوم وجدولتها.

وبالنسبة لنجوم خارج النسق الأساسي فلا تنطبق المعادلة أعلاه. كما يبدو أن نسبة معدنية الشمس تعادل ضعف معدنية النجوم القريبة منها.

الطرق الشائعة للحساب
--------------------

يستخدم علماء الفلك عدّة طرق مختلفة لوصف وتقدير وفرة المعدن في النجم، وذلك بالاعتماد على الأدوات المتاحة والجسم المدروس. تتضمّن بعض الطرق تحديدَ الجزء من الكتلة المنسوب إلى الغاز مقابل المعادن، أو قياس نسب عدد ذرّات عنصرين مختلفين مقارنةً بالنسب نفسها في الشمس.

### نسبة الكتلة

غالباً ما يتمّ تعريف تكوين النجوم من خلال البارامترات X, Y, Z بحيث ترمز X إلى كتلة الهيدروجين و Y ترمز إلى كتة الهيليوم، أمّا Z فترمز إلى بقيّة العناصر المكوّنة للنجم، بذلك يكون:
X + Y + Z = 1.00
إنّ العنصرين المهيمنين في تكوين أغلب النجوم والسدّيمات ومناطق الهيدروجين الثنائي وبقيّة المصادر الفلكيّة هما الهيدروجين والهيليوم. يتمّ التعبير عن كتلة الهيدروجين بشكلٍ عام من خلال المعادلة:

{\displaystyle Z=\sum \_{i>{\text{He}}}{\frac {m\_{i}}{M}}=1-X-Y.}
حيث M هي الكتلة الكلّيّة للنظام المدروس، و ###رمز### هي كتلة الهيدروجين في هذا النظام، ويتمّ التعبير عن كتلة الهيليوم في النظام المدروس بنفس الطريقة:
{\displaystyle Y\equiv m\_{\text{He}}/M}

يُشار إلى بقيّة العناصر المكوّنة للنظام على أنّها «معادن» أو معدنيّة – يمكن حساب كتلة العناصر الأثقل من الهيليوم عن طريق المعادلة التالية:

{\displaystyle m\_{\text{H}}}

وُجد من خلال دراسة سطح الشمس، أنّ نسبة كتلة الهيدروحين فيها هي: {\displaystyle X\_{\text{sun}}=0.7381}
ونسبة كتلة الهيليوم هي: {\displaystyle Y\_{\text{sun}}=0.2485}
أمّا نسبة كتلة المعادن: {\displaystyle Z\_{\text{sun}}=0.0134}
لا يتشابه التركيب السطحي الحالي للشمس مع التركيب الأوّلي لها ولا تملك الآن نفس الحجم الأوليّ لها، ويعود ذلك إلى تأثيرات التطوّر النجمي.

نسب الوفرة الكيميائيّة
----------------------

غالبًا ما يتمّ تعريف المعدنيّة النجميّة الكلّيّة باستخدام إجمالي محتوى الحديد في النجم، نظرًا لأنّ كشف وقياس الحديد باستخدام الرصد الطيفي للطيف المرئي هو الأسهل مقارنة مع بقيّة العناصر (على الرغم من أنّ الأكسجين هو العنصر الثقيل الأكثر وفرة - انظر العناصر المعدنية في مناطق HII أدناه). تُعرَّف نسبة الوفرة بأنها لوغاريتم نسبة وفرة الحديد في النجم مقارنةً مع نسبته في الشمس، ويتم التعبير عنها كالتالي: 

{\displaystyle [{\text{Fe}}/{\text{H}}]=\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\text{Fe}}}{N\_{\text{H}}}}\right)\_{\text{star}}}-\log \_{10}{\left({\frac {N\_{\text{Fe}}}{N\_{\text{H}}}}\right)\_{\text{sun}}},}
حيث {\displaystyle N\_{\text{Fe}}} هو عدد ذرّات الحديد في واحدة الحجم، و {\displaystyle N\_{\text{H}}} هو عدد ذرّات الهيدروجين في واحدة الحجم أيضاً. واحدة الحجم التي يتمّ استخدامها في المعدنية هي "dex" وهي اختصار لـ "decimal exponent" بمعنى «أسّ عشري». نجد من خلال الصيغة السابقة أنّ النجوم التي تحوي على معدنيّة أكبر من معدنيّة الشمس لها قيمة لوغاريتميّة موجبة، بينما تملك النجوم ذات نسب المعدنية الأقلّ من الشمس قيمة لوغاريتميّة سالبة. فعلى سبيل المثال: النجوم التي تملك قيمة [Fe/H] +1 تملك معدنيّة أكبر بعشر مرّات من معدنيّة الشمس، (101)، وعلى العكس من ذلك، فإنّ النجوم التي تملك قيمة -1 لـ [Fe/H] تحوي معدنيّة أقل من معدنيّة الشمس بعشر مرّات، أمّا النجوم التي تملك قيمة 0 فتطابق نسبة المعدنيّة فيها مع نسبة معدنيّة في الشمس، وهكذا. تملك النجوم الفتيّة في المجموعة الأولى نسب حديد إلى هيدروجين Fe/H أعلى بكثير من تلك الموجودة في النجوم الأقدم في المجموعة الثانية.

من المقدّر أن تملك نجوم المجموعة الثالثة معدنيّة أقلّ من -6.0 يمعنى أنّها تملك معدنيّة أقل بمليون مرّة من معدنيّة الشمس.

المراجع
-------

1. ↑  
**خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1/Identifiers على السطر 614: attempt to index field 'known\_free\_doi\_registrants\_t' (a nil value).**
2. ↑  
**خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1/Identifiers على السطر 614: attempt to index field 'known\_free\_doi\_registrants\_t' (a nil value).**
3. ↑  
**خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1/Identifiers على السطر 614: attempt to index field 'known\_free\_doi\_registrants\_t' (a nil value).**
4. ↑  J. L. Puget؛ J. Heyvaerts (1980). "Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation". *Astronomy and Astrophysics*. ج. 83 ع. 3: L10–L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: no-break space character في `|مؤلف=` في مكان 3 (مساعدة)
5. ↑  New Scientist article on pair-instability supernovae, 13 February 2010 نسخة محفوظة 23 أبريل 2015 على موقع واي باك مشين.
6. ↑  Lauren J. Bryant. "What Makes Stars Tick". *Indiana University Research & Creative Activity*. مؤرشف من الأصل في 2016-05-16. اطلع عليه بتاريخ 2005-09-07.
7. ↑  Anna Frebel: *Auf der Spur der Sterngreise.* In: *Spektrum der Wissenschaft.* September 2008, S. 24–32
8. ↑  **خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1/Identifiers على السطر 614: attempt to index field 'known\_free\_doi\_registrants\_t' (a nil value).**
9. ↑  Matteucci، Francesca (2001). *The Chemical Evolution of the Galaxy*. Astrophysics and Space Science Library. Springer Science & Business Media. ج. 253. ص. 7. ISBN:978-0792365525. مؤرشف من الأصل في 2019-12-17.

انظر أيضاً
----------

* تخليق العناصر
* خط زمني للانفجار العظيم
* تفاعل نووي
* اندماج نووي
* تخليق نووي
* نجم
* انفجار عظيم
* انفجار أشعة غاما 090423
* انفجار أشعة غاما 971214
* انفجار أشعة غاما 080916C
* انفجار أشعة غاما 060218
* انفجار أشعة غاما 080319ب
* انفجار أشعة غاما 970228
* مستعر أعظم II
* مستعر أعظم نوع Ia
* مستعر أعظم

| * ع
* ن
* ت
النجوم |
| --- |
| التطور | 
* تكون النجوم
* نجم قبل النسق الأساسي
* النسق الأساسي
* رأس فرع العملاق الأحمر
* فرع العملاقة الحمراء
* الفرع الأفقي
* عملاق مقارب
* تجريف
* شريحة متقلبة
* متثاقل أحمر
* شبة هالك
* نجوم الأعجوبة
* سديم كوكبي
* سديم كوكبي أولي
* متألق أحمر متعاظم
* متغير أزرق شديد الضياء
* نجم وولف-رايت
* جمهرة النجوم
* مستعر أعظم مخادع
* مستعر أعظم
* مستعر فوق عظيم
* رسم هرتزبرونغ-راسل
* رسم هرتزبرونغ-راسل
* خط بياني لون–لون

 |
| نجم أولي | 
* سحابة جزيئية
	+ منطقة هيدروجين II
* كرة بوك
* أجسام نجمية فتية
* جرم هيربج هارو
* مسار هياشي
* مسار هينيي
* جبار
	+ نجم T الثور
	+ إف يو الجبار
* نجم هيربيغ Ae/Be

 |
| درجة اللمعان | 
* نجم شبه قزم
* قزم
	+ قزم أزرق
	+ قزم أحمر
	+ قزم أبيض
	+ قزم أسود
	+ قزم بني
* شبه عملاق
* نجم عملاق
	+ عملاق أزرق
	+ عملاق أحمر
* عملاق ساطع
* عملاق ضخم
	+ عملاق أزرق ضخم
	+ عملاق أحمر ضخم
	+ أصفر
* عملاق فائق
	+ أصفر
* نجم أزرق شارد

 |
| تصنيف نجمي | 
* نجوم النسق الأساسي نوع-O
* B
* A
* F
* نجوم النسق الأساسي نوع-G
* K
* قزم أحمر
* Be
* OB
* نجم B شبه قزم
* نوع-متأخر
* متميز
	+ نجم إيه إم
	+ نجوم Ap وBp
		- متذبذبة
	+ نجوم الباريوم
	+ كاربون
	+ نجم CH
	+ نجم هيليوم متطرف
	+ لامدا العواء
	+ نجم رصاصي
	+ زئبق-منغنيز
	+ S
	+ نجم قذيفي
	+ نجم تكنيشيوم

 |
| بقايا | 
* + قزم أبيض
	+ قزم أسود
	+ كوكب هيليوم
* نجم نيوتروني
	+ نباض
	+ نجم مغناطيسي
* ثقب أسود نجمي
* بقايا نجمية متراصة
	+ نجم كواركي
	+ نجم غريب
* Stellar core: EF النهر

 |
| نجوم افتراضية | 
* نجم مظلم
* نجم مجمد
* شبيه النجم
* جسم ثورن-زيتكوف
* نجم حديدي

 |
| تفاعلات الانصهار النجمي | 
* عملية ألفا
* تخليق العناصر
* تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل
* وميض هيليوم
* دورة كربون-نيتروجين-أكسجين
* احتراق الليثيوم
* عملية احتراق الكربون
* عملية احتراق النيون
* عملية احتراق الأكسجين
* عملية احتراق السيليكون
* عملية التقاط النيوترون البطيئة
* عملية التقاط النيوترون السريعة
* الفيوزر
* مستعر
	+ بقايا مستعر

 |
| البنية | 
* نواة الشمس
* منطقة الحمل الحراري
	+ اضطراب جزئي
	+ تذبذبات
* منطقة الإشعاع
* غلاف النجم الجوي
	+ غلاف ضوئي
	+ كلف نجمي
	+ غلاف لوني
	+ هالة (فضاء)
* ريح نجمي
	+ فقاعة
* أستيروسيسمولوجي
* حد إدنجتون
* آلية كلفن هلمهولتز

 |
| خصائص | 
* تسمية النجوم
* ديناميكا
* درجة الحرارة الفعالة
* علم حركة النجوم
* المجال المغناطيسي
* قدر
	+ قدر مطلق
* كتلة نجمية
* معدنية
* دوران
* نظام القياس الضوئي UBV
* نجم متغير

 |
| نظام نجمي | 
* نجم ثنائي
	+ ثنائي متصل
	+ مغلف مشترك
* نظام نجمي
* قرص مزود
* نظام كوكبي
* المجموعة الشمسية

 |
| ملاحظات بأعتبار الأرض -نقطة مركزيةللرصد | 
* كوكبات قطبية
	+ نجوم أبدية الظهور
	+ نجم القطب
* قدر
	+ القدر الظاهري
	+ الإخماد الفلكي
	+ تصوير ضوئي
	+ خط بياني لون–لون
* سرعة شعاعية
* حركة خاصة
* تزيح
* المنظور النجمي
* قياس ضوء النجوم المعيارية

 |
| قائمة النجوم | 
* قائمة أسماء النجوم التقليدية
	+ قائمة أسماء النجوم العربية
	+ الصينية
* قائمة أكثر النجوم ضخامة
* النجوم الخفيفة
* قائمة أكبر النجوم
* قائمة أشد النجوم لمعانا
	+ تاريخيا
	+ قائمة النجوم المحددة للملاحة
* الأكثر ضياء
* قائمة أقرب النجوم إلينا
	+ نجوم لامعة قريبة
* نجوم مستضيفة
* الأقزام البنية
* الثقوب السوداء
* قائمة السدم الكوكبية
* قائمة المستعرات في مجرة درب التبانة
* قائمة المستعرات الأعظمية
* قائمة بقايا المستعرات العظيمة
* قائمة مرشحي المستعر الأعظم
* قائمة جزيئات الأقراص حول النجمية والوسط بين النجمي
* Timeline of stellar astronomy

 |
| مقالات ذات صلة | 
* جرم دون نجمي
	+ قزم بني
	+ قزم بني
	+ كوكب
* عنقود نجمي
	+ علم حركة النجوم
	+ عنقود مفتوح
	+ عنقود مغلق
	+ عنقود نجمي فائق
* سنة مجرية
* مجرة
* عنقود مجري هائل
* علم الرجفات الشمسية
* نجم زائر
* كوكبة
* مجمة
* جاذبية
* نجم بين المجرات
* سحابة داكنة تحت حمراء
* قزم بني
	+ قزم شبه بني
* تصادم النجوم
* غلاف حول نجمي

 |
|  **بوابة نجوم** |

* أيقونة بوابةبوابة المجموعة الشمسية
* أيقونة بوابةبوابة الفضاء
* أيقونة بوابةبوابة علوم
* أيقونة بوابةبوابة رياضيات
* أيقونة بوابةبوابة الفيزياء
* أيقونة بوابةبوابة الكيمياء
* أيقونة بوابةبوابة علم الفلك
* أيقونة بوابةبوابة علم الكون
* أيقونة بوابةبوابة نجوم