الدراسة النظرية للمرحلة المبكرة للتطور النجمي

عند المقارنة بين عدة مواضع حول المنطقة الكثيفة من المادة بين النجمية، يؤخذ بعين الاعتبار بدء التكوين - ذرات غازية ودقائق غبار – تبدأ بالتجمع ببطء تحت تأثير قوة الجاذبية المتبادلة بينهما. وعند تنامي المنطقة الكثيفة وبتأثير الجاذبية والكثير من المواد التي تنجذب إليها، وأخيراً فإن المادة الموجودة في أعلى المنطقة الكبيرة من الفضاء تسقط باتجاه مركز التكثيف.

تستطيع ذرات الغاز والدقائق الصلبة والتي تتحرك بسرعة تساوي سرعة هروب منطقة الجاذبية أن يتجمع جزء منها. وما لم تتصادم مع الذرات الأخرى أو الدقائق المتداخلة فإنها لا ترتبط النجم الجديد. وكلما اقتربنا من مركز التكثيف فإن سرعة الهروب تكون أكبر، وكلما ابتعدنا فإن سرعة الهروب تكون أبطأ وبذلك تعطي حركة قليلة إلى الدقائق والتي تعطيها سرعة كافية للهروب. وعند مسافة كبيرة تقطعها الحركات غير المنتظمة للدقائق والذرات وبما فيه الكفاية من الغرض لجعل حجم المنطقة ينكمش ويحد بواسطة الحركات غير  المنتظمة من الدقائق.

عند حصول تكاثف المنطقة ذاتها، عندها تتحرر طاقة جذب كامنة وتشع كثيراً من هاذه الطاقة بعيداً عن مصدرها وبهذا فإن النظام قد فقد طاقة، ومن المؤكد بأنه ليس للدقائق معدل من السرعة الكافية كي تحملها بعيداً عن بعضها البعض. وتكون هذه الكتلة محاطة جاذبياً، ويتولد بعد ذلك النجم الأولى. وعند نهاية الأمر فإن المادة المتكثفة تكون لها كثافة عالية جداً، حيث تصبح بعدها مادة مشعة غير شفافة. ثم يرشح هذا الإشعاع من خلال هذه المادة غير الشفافة ببطء، وكلما تزداد قوة التماسك والتكاثف لكتلته، فإنه يتحرر مقدار أكبر من الطاقة الكامنة لها. بعد ذلك تخزن هذه الطاقة على شكل حرارة داخلية بدلاً من أن كما هو الحال في الوهلة الأولى.

تصبح دقائق البخار الصلبة والغازية أكثر تأيناً، كما أن الضغط ينمو عالياً بسبب الزيارة في الكثافة ودرجة الحرارة، وبالنهاية فإن الضغط العالي هذا يكون بما فيه الكفاية كي يوقف السقوط الإضافي من المادة، وهذا يخضع للتوازن الهيدروستاتيكي، وعنده يتشكل النجم الشاب المستقر. وقد لوحظ حالما يتوقف الانهيار الجاذبي للنجم الأولي فإن المادة في النجم الجديد تكون قد تحولت تماماً. وتنتقل الطاقة من المركز إلى السطح الخارجي بواسطة تيار حمل حراري، وكيفما كان الحال، فهي مصادر للطاقة، والأكثر من ذلك، الجاذبية والحرارة تحاول إشعاع كمية من الحرارة الداخلية والتي تؤدي إلى انخفاض في الضغط ودرجة الحرارة، ولأجل حفظ عملية التوازن الهيدروستاتيكي، فإن النجم يتقلص ببطء، والذي ينتج عنه ارتفاع في الضغط ودرجة الحرارة مرة ثانية. بالواقع إن درجة الحرارة والضغط هناء هنا، هما أكثر من الذي كان عليه سابقاً ب بسبب التقلص البطء للنجم، لذلك فإن الضغط يجهز في بعض الأحيان وزناً أكبر للمادة التي تكسو النجم.

(تذكر بأن وزن الطبقة الخارجية في النجم تتناسب عكسياً مع مربع بعدها عن المركز). ويعني هذا كلما تقلص النجم فإنه ستتحرر طاقة كامنة أكثر. والآن فإن النجم الذي هو في حالة توازن هیدروستاتيكي، تتحرر نصف طاقته الجذبية عن طريق الإشعاع ويتحول النصف الآخر إلى حرارة داخلية في النجم . بعد ذلك يشع النجم طاقته بالتدرج ويستمد طاقته انكماش بطيء جداً، بينما تستمر درجة حرارته الداخلية والضغط بالارتفاع، وتخضع العملية بأكملها إلى التوازن الهيدروستاتيكي بالتدريج ولا تنقلب مطلقاً

هذه هي العملية التي يعتمدها بالضبط كل من هيلمولتز، وكلفن في شرح مصادر الطاقة الشمسية لأكثر من قرن مضى، ففي هذه المرحلة تمر التيارات المتحولة من خلال التدخل والتي هي نموذج لانتقال الطاقة. ولأجل أن نتابع نظرياً، متعددة وكل نجاح يمثل نقطة طفيفة من الزمن المتأخر. ولأخذ نموذج معين، تحسب النسبة التي يحصل بسببها التغير، أي التقلص الجاذبي أو التغير في التركيب الكيميائي. لذلك فإن التغير الكلي الذي يحصل خلال الزمن اللازم في الحالة يكون موجوداً بعد الحساب للنموذج الجديد للنجم، مقروناً مع الحالات المتغيرة ضمن الزمن اللازم لعملية الانتقال.

 يمكن حساب مدى سطوعية ودرجة الحرارة المؤثرة لنموذج النجم الجديد المفترض من خلال  مخطط بياني H-R بكل ما يتضمنه. عندما نرى النجم قد بدأ الآن وجوده في توازن موصل للحمل الحراري، وأشرق بواسطة تأثير انكماشه الجاذبي البطي، تتنبأ هنا بأثره نظرياً في التحول على مخطط HR عندما تتقلص نجوم الحمل الحراري convective في المراحل الأولى من تطورها، فإنها تتحرك في منحنى H-R باتجاه الأسفل في المنطقة على الطول الذي ي يسمى بخطوط هايشي Hayashi Linxes.

(في عام 1963م اقترح كل من Hayashi, Hoshi & Sugimoto بإعطاء علاقة تحليل تقريبي بين القياسات النجمية لـ (I, M, Teff, E, ko and Z) للسطوعية (اللمعان) التي هي أقل من الشمس (1L) فقد وجد أن النجوم ذات الكتل المعينة تقع على الخط العمودي من مخطط H-R).

يعتمد الموقع الدقيق لخط هايشي نوعاً ما على كتلته وتركيبه الكيميائي. فالكثير أو القليل الذي يمثل أثر النجوم ذات الكتل والتراكيب الكيميائية العديدة هي أكثر أو أقل شبهاً من الشموس التي ترى في الشكل. نلاحظ من خلال مرحلة الحمل الحراري نقصان سطوع النجم دون أن يحصل تغير كبير في درجة حرارته. ويتوقع للنجم ذي الكتلة الصغيرة وبعد فترة مقدارها عدد من آلاف ملايين السنين بأن تيارات حمله الحراري - انتقال الطاقة بواسطة التيارات المتحركة لسائل يحوي تلك الطاقة - تتوقف في مركزها. وتنتقل طاقتها بواسطة الإشعاع. تنمو المنطقة المركزية لتوازن الإشعاع تدريجياً في حجمها بينما تمتد تيارات الحمل الحراري أقل عمقاً تحت السطح النجمي.

في هذه المرحلة من التحول لا يزال النجم يتقلص (ينكمش) ببطء ، ويستمد طاقته من التقلص الجاذبي التسخين راجعاً بحدة بعيداً عن خطه الهايشي في مخطط H-R ومتحركاً باتجاه اليسار وأكثر أفقياً باتجاه التسلسل الرئيسي. وعند نهاية الأمر يستمر تحرر طاقة الجاذبية في الداخلي، وتصبح درجة حرارته أكبر بما فيه الكفاية لكي تجهز التفاعل النووي. وحالما تجهز هذه المصادر الجديدة للطاقة كمية من الحرارة إلى باطن النجم، فإن الطاقة تشع بعيداً بعد ذلك تحفظ درجة الحرارة والضغط المركزي ويتوقف تقلص النجم وهو الآن على التسلسل الرئيسي وهي - النقاط بموجب النظرية – بينما يحصل تحرر في الطاقة النووية.

وحسب زمن النجوم ذات الكتلة أكبر من الشموس التي تصل إلى التسلل الرئيسي، فإن مناطق الحمل الحراري تختفي، لكن الجواهر الجديدة للحمل الحراري توجد في مراكزها، في الطبقات الخارجية، وبأعماقها الداخلية في التوازن الإشعاعي، أما النجوم التي لها كتلة منخفضة تبقى في توازن الحمل الحراري في كل مكان فيها وتمر خلال خطوط هايشي باتجاه الأسفل اليميني من التسلسل الرئيسي، بينما يوقف التفاعل النووي انكماشها نهائياً. ومن جهة أخرى فهذه النجوم التي لها كتلة منخفضة لا تمتلك درجة حرارة كافية كي أقوم بغرض التفاعل النووي تستمر في التقلص حتى (بعد تطرف في طول الزمن) تصبح نشأت منها وتصل مرحلة الأقزام البيضاء White Dwart Stage تعتبر القطة التي تكونت فيها النجوم ذات كتلة تظهر وكأنها أكثر بما فيه الكفاية لتقوية عملية التفاعل النووي بنسبة ملائمة كي توقف الانكماش الجاذبي، في أخفض أسفل نهاية التسلسل الرئيسي. هذه الكتلة العظمى يعتقد بأنها تقترب من 1/12 من الشمس.

من جهة أخرى تنتهي أعلى نهاية في التسلسل الرئيسي النقطة التي تكون فيها كتلة النجم عالية جداً ودرجة حرارتها الداخلية أعلى من الضغط الإشعاعي الذي تعطيه، يكون الإشعاع الناتج من التفاعل النووي حاداً عندما يمتص بواسطة المادة النجمية ويمنحها قوة أكبر من التي تنتج بواسطة الجاذبية، ويكون مثل هذا النجم غير مستقر وإن أعلى حد للكتلة النجمية في مدى من 60 إلى 100 من الكتل الشمسية، وبصورة عامة فإن عملية ما يعتقد تطور التسلسل الرئيسي للنجم تبطئ مع تتابع الزمن، وتعتمد النقاط بتقسيمها على مسار التطور إلى قطع تعتمدها النجوم بفترات زمنية منفصلة. فالزمن الكلي للعملية التطورية كيفما كان يعتمد على كتلة عالية، فالنجوم التي لها كتلة أعلى من الشموس تصل التسلسل الرئيسي في عدد قليل من ملايين السنين أو أقل، فيجب أن يكون للشمس ما تتطلبه من عشرات الملايين من السنين. بالنسبة لجميع النجوم وكيفما كان الحال، يمكن تمييز ثلاثة مقاييس زمنية تحولية لها هي:

1- إن الانهيار الجاذبي الأولي من المادة النجمية الداخلية هو سريع نسبياً، وإن أحد الكتل المتكيفة 1000 وحدة فلكية في قطرها. ويقاس الزمن اللازم لها كي تصل إلى التوازن الهيدروستاتيكي بلايين السنين.

2- إن الانكماش الجذبي للتسلسل الرئيسي الأولي هو أكثر من مستهل التوازن الهيدروستاتيکي كي يحفظ التسلسل المطلوب، وكنموذج هو ملايين السنين.

3- يكون التطور اللاحق في التسلسل الرئيسي بطيئاً جداً بالنسبة إلى تغير النجوم في التفاعلات النووية الحرارية فقط ويبدل تركيبها الكيميائي. وبالنسبة إلى النجم ذي الكتلة الشمسية (أي كتلة تعادل كتلة شمسنا)، تحتاج هذه العملية المتدرجة إلى بلايين السنين. وكل المراحل التحولية هي ذات الكتل العالية. وأخفض من التي هي اقل كتلة.

وحول الكثير من التأكيدات النظرية، عدنا نختبر بعض التفاصيل المرصودة والتي تعطي شيئا كمستمسك بأن نظريتنا فيها شيء من الصحة.

فقد عرض مخطط بياني H-R) Hertzspung Russell) في عام 1910م. رسم نقطة تمثل النجم مع قيم معينة من اللمعان ودرجة حرارة السطح كما هو موضح بالشكل. وسرعان ما أصبح واضحاً بأنه لا يتم رسم مخطط H-R عشوائيا، لكن يتم إسقاط النجوم بشكل تفصيلي في بعض مناطق معينة، وأغلب النجوم تحتل الشريط الذي يسمى التسلسل الرئيسي sequence main  كما هو موضح بالشكل. والتي تعكس تماماً حقيقة بأن كل النجوم تقضي معظم وقتها في حرق وقود الهيدروجين مع : تألق مستمر ودرجة حرارة السطح. هنالك النجوم المتغيرة Variable Stars، والتي تغير لمعانها، اللون، والطيف والخصائص الأخرى بالترتيب من ساعات إلى أيام إلى مئات الأيام. إنها تبدو كظاهرة عابرة في الرسم البياني H-R. ويمكن تتبع المسار التطوري للنجم بانفراد مع كتلة معينة، كما هو مبين بالشكل، ويمكن تقدير العمر من العناقيد النجمية من جهة فرع لمخطط H-R.

لقد جاء مخطط H-R بالعديد من المتغيرات المرتبطة السطوعية ودرجة الحرارة والكثير من الكميات، مثل، السطوعية المرتبطة بالقيمة المطلقة، حيث إن درجات الحرارة المختلفة من النجوم تولد مجموعة مختلفة من خطوط الامتصاص الطيفية، ويمكن أن يترجم هذا النطاق إلى أنواع طيفية مثل:

O, B. A, F G, K, and M، كما هو موضح في المخطط البياني. كل نوع طيفي ينقسم إلى أرقام إضافية مثل: G2 للشمس والتي تقع في منتصف التسلسل الرئيسي، والتي تسمى أحياناً المحور الأفقي لمؤشر لون B - V or mB - mV يعني القيمة بالزرقاء، وتقاس القيمة الصفراء مباشرة بواسطة مقاس الصورة المجهز بالمرشحات اللونية.