هكذا ستموت شمسنا

كل نجمه تراها تتلألأ فى السماء هى عباره عن كتله غازيه بالغة السخونه
أكبر بكثير من أى كوكب و كل منهم لديه قصه مختلفه عن كيفية نشأتهم
و مسار حياتهم و كيفية موتهم , الجاذبيه تكون النجم فى البدايه و نفس الجاذبيه
تريد تدميره , و عندما تتمكن, كل شىء يذهب فى لمحة بصر محدثه
أكبر الأنفجارات فى الكون كله.
كمدينه مزدحمه ومضيئه وسط الصحراء, المجرات
توجد وسط ظلام الكون العظيم مكونه من مليارات الأضواء اللامعه
التى تدعى النجوم , فيوجد فى مجرتنا وحدها أكثر من 400 مليار نجم .
لكن كيف تولد هذه النجوم ؟
و كيف يموتون ؟
و كيف كل المخلوقات الحيه على الأرض تدين بحياتها الى موت هذه النجوم ؟
الأجابه على هذه الأسئله تبدأ مع سحب الغبار و الغازات الكونيه الموجوده
فى صحراء الكون العظيمه
التى هى :

أعمدة الحياه (Pillars Of Creation)

أعمدة الحياه:
هو الرحم الذى تولد منه النجوم, نجوم جديده فى مرحلة التكون,
على بعد حوالى 7000 سنه ضوئيه من الأرض نستطيع رؤية أعمدة الحياه
هذه التى هى جزء من سديم النسر
(Eagle Nebula)
و الذى هو فقط واحد من مليارات السدم المنتشره فى الكون ,
هذه الأعمده تتكون من سحب من الغبار و غاز الهيدروجين .

اذا كنت مازلت تتذكر الجدول الدورى من حصص الكيمياء,
ستجد الذرات الأقل خفه موجوده على قمة الجدول
(هيدروجين, هيليوم, ليثيوم)
ثم الذرات الأكثر ثقلاً كلما نزلت الى الأسفل.

انه الهيدروجين أكثر الذرات خفه و بساطه و أنتشاراً فى أرجاء الكون ,
هو المفتاح الأساسى لصنع نجم .. فى داخل السديم نجد السحب الغازيه
تبدأ ببطء فى التقارب من بعضها لتصنع سحبا أقل حجماً و أكثر كثافه خلال ملايين السنين عن طريق قوه معروفه, هى نفس القوه التى تربطنا بالأرض الا و هى الجاذبيه , هى نفس القوه التى توحد الأجرام و الذرات معاً لتكون
الكواكب و النجوم و الجرات فى الكون

الجاذبيه هى أهم القوى فى علم الفلك, و الشىء الأساسى
الذى تفعله الجاذبيه هو تكوين النجوم, كل سحابه غازيه تستطيع
ان تكون أى كميه من النجوم سواء بالعشرات او بالألاف.

لكى تتكون نجمه كشمسنا التى هى على بعد ملايين الأميال عن الأرض ,
فأنها تحتاج سحابه من الغاز و الغبار أكبر 100 مره من حجم مجموعتنا الشمسيه ,
هذه السحب تبدأ حياتها بارده للغايه, مئات الدرجات تحت الصفر,
لكن عندما تبدأ الجاذبيه بضغطهم معاً تبدأ درجة الحراره بالأرتفاع,
خلال بضعة مئات الألاف من السنين

يتحول شكلها الى :

قرص مستوى (Flatten Disk)

الجاذبيه
تقوم بضغط هذا القرص فى نقطة المنتصف الى شكل كروى ,
حيث ترتفع الحراره الى 2 مليون درجه مئويه ,
وهذا النظام الجديد يدعى :

Protostar

بعد 10 مليون سنه, القلب الهيدروجينى لهذا النظام ترتفع حرارته
الى أكثر من 18 مليون درجه و عندها شىء مدهش يحدث ,
مركز النظام تكون حرارته مرتفعه للغايه حيث يستطيع
ان يحدث أندماج نووى حرارى
(Thermonuclear Fusion) .

الأندماج النووى الحرارى
هو ببساطه عملية أندماج و ألتحام ذرات أخف لتكون ذرات أثقل,
فذرات الهيدروجين تتحرك بسرعه جدا لوجود هذا الضغط الهائل
بسبب الجاذبيه فى مركز النجم, فتبدأ الذرات تتصادم مع بعضها
لتكون ذرات الهيليوم, وهذه التفاعلات النوويه التى تعطى النجم الطاقه ليعمل
طوال فترة حياته لتعطيه مصدر ثابت من الضوء و الحراره.

وقتما تحصل على تفاعل نووى فلديك نجم ,
بعد ذلك حياة النجم هى معركه مستمره , حرب متواصله ضد الجاذبيه..
فالجاذبيه:،
هى التى كونت النجم فى البدايه هى نفس الجاذبيه التى تريد تدميره,
فالجاذبيه لا تستسلم فهى تريد ان تجذب كل شىء مع بعضه ,
فاذا كان النجم يريد ان يعيش فعليه ان يجد طريقه ليقاتل الجاذبيه.

انت تشعر بالجاذبيه طوال الوقت عندما تحاول القفز او تحاول تسلق صخره ,
فدائما الجاذبيه تريد ان تجذبك الى الأسفل, و لكى تستطيع ان تتغلب
على الجاذبيه فيجب عليك ان تجد قوه تساعدك على التسلق
و تعمل عكس اتجاه الجاذبيه, مثل حبل تستخدم عضلاتك لتتسلقه
و تتغلب على الجاذبيه, هذا لا يعنى ان الجاذبيه ستستسلم فهى
تعمل دائما لذا فعليك ان تستمر فى التسلق حتى لا تقع تحت رحمتها ..
نفس الشىء مع النجوم, فالنجم يحاول ان يقاوم الجاذبيه طوال الوقت.

الأندماج النووى:،
هو الحبل الذى يستخدمه النجم , فهو يعمل على هيئه ضغط للخارج ..
فكمية الأندماج النووى الذى يحدث داخل النجم يتناسب طرديا
مع مقدار ضغط الجاذبيه, لذلك النجوم لديها القدره على المحافظه
على الثبات النسبى فى الهيئه و الشكل لأن قوة الجاذبيه ثابته دائما.

النجم يعيش معظم حياته فى هذا الحاله من المساواه,
وهذه المرحله تسمى التسلسل الرئيسى
(The Main Sequence)
و هى الحاله التى تعيشها شمسنا الأن و نحن سعيدون انها فى هذه المرحله ,
فهى تعطينا نفس كمية الطاقه طوال الوقت و تحرق نفس كمية وقودها
بثبات و هذا ما يجعل الحياه ممكنه .

كل النجوم فى مرحة التسلسل الرئيسى متشابهون ,
هناك البعض أقل سخونه و أقل حجماً من شمسنا أو أكثر سخونه و أكبر حجماً ,
و يحدد العلماء حجم و درجة حرارة نجم ما عن طريق لون الضوء الذى يخرجه,
فنجم مثل الشمس يخرج ضوئا يميل الى درجه من درجات اللون الأصفر, اذا كانت الشمس أكثر سخونه فيجب ان نرى ضوئه أقرب الى الأزرق او البنفسجى..
اما النجوم الأقل سخونه فلون ضوئها يميل الى اللون الأحمر .

النجوم الصغيره و البارده:،
(بالنسبه للشمس)
مثل بروكسيما سينتورى
(Proxima Centauri)
و هى أقرب النجوم الينا
(بعد الشمس) تعرف بالقزم الأحمر
(Red Dawrf) فحجمهم يتراوح بين
1/2 الى 1/10 حجم الشمس و درجة حرارة سطحها أقل من الشمس
بآلاف الدرجات المئويه,
و هى من أكثر انواع النجوم انتشاراً فى الكون, لكن هذه النجوم
ليست ما تراها عندما تنظر الى السماء فهى لا ترى بالعين المجرده ,
النجوم التى تراها هى النجوم الأقليه الضخمه مرتفعة الحراره.

قزم أحمر (Red Dwarf)

و على الطرف الأخر من المعادله نجد النجوم الضخمه
المسماه بالمتسلسل الأساسى الأزرق
( Blue Main Sequence )

Blue Main Sequence Star

متوسط درجة حرارة سطح نجم كهذا هو 45000 درجة فهرينهايت ,
قد يصل حجمهم الى 20 مره حجم الشمس و 10000 مره أكثر ضيائاً,
و فى الحياه و الموت الخاصه بالنجم, الحجم بيفرق كتير

الكتله هى العامل الأساسى الذى يحدد العمر المتوقع للنجم, فالنجوم الأكبر حجما عمرها أقل من النجوم الأصغر حجماً, وهذا قد يبدو غريباً حيث ان النجوم الكبيره
لديها وقود أكثر لتحرقه فتعتقد انهم يجب ان يعيشوا مده أطول ..
لكن النجوم الكبيره تحرق وقوداً بمعدل أكبر من النجوم الأصغر,
فكلما زادت الكتله كلما أرتفعت الحراره و أرتفع الضغط و أرتفع
معدل التفاعلات النوويه .. فهى ببساطه عمليه حسابيه ,

تعتمد على سؤالين :
1- ماهى كمية الوقود بالنجم ؟
2- ما هو معدل أستخدام هذا النجم؟

فنجم كتلته كبيره جداً قد يموت خلال مليون عاماً فقط ..
فشمسنا مدة حياتها حتى وقت موتها هو 10 مليار عام فاذا قمنا بمقارنتها
مع نجم حجمه 10 أضعاف حجم الشمس سنجد انه عمره الكلى حوالى 10 مليون
عاما فقط , بينما نجد ان النجوم الضخمه عمرها يقاس بملايين السنيين ,
فالنجوم صغيرة الحجم يقاس عمرها بعشرات المليارات وربما تريلونات السنين.

لكن كل النجوم لا تستطيع ان تعيش فى حالة التسلسل الأساسى للأبد,
فان النجم يستطيع فقط ان يعيش طالما عنده وقود ليحرقه ,
عندما تستهلك كل وقودها فالتفاعلات النوويه تتوقف و الجاذبيه تنتصر ,
فالجاذبيه لا تستسلم أبداً بينما الوقود قد ينتهى بعد فتره.

حجم النجم لا يحدد فقط عمره المتوقع , لكنه أيضا يحدد كيف سيموت ..
فالنجوم الضخمه تموت بطريقه صاخبه عن طريق الأنفجار,
لكن النجوم الأصغر محكوم عليها بان تنطفىء ببطء تدريجياً .

شمسنا ذات الكتله المتوسطه فى منتصف عمرها , قضت حتى الأن
5 مليار عام تحرق فى مخزونها من الهيدروجين بسعاده وراحة بال,
لكن مهما طال الزمن فهناك نهايه حتميه واحده, العلماء يتوقعون انه بعد
5 مليارات عاماً فى المستقبل شمسنا ستصل لهذا المنعطف لخطير, فوقودها من الهيدروجين سيكون قد أستهلك و التفاعلات النوويه ستقل و الجاذبيه ستبدأ بتحطيم الشمس و عندما يحدث هذا فالموقف ميأوس منه , لكن أملها الوحيد للنجاه
هو ان تجد مصدرا جديداً لأستخدامه كوقود .

ان لديها هيليوم , لكن لكى تستطيع ان تحرق هيليوم يجب ان يكون درجة حرارة
مركزها أكثر 10 مرات مما كان سابقا, فهى لن تستطيع ان تحرق وقودها
من الهيليوم و تحوله الى كربون الى عندما تصل درجة الحراره
فى مركز الشمس الى 180 مليون درجه فهرنهايت ,
وهذا لأنه من الصعب ان تجعل ذرات الهيليوم متقاربه لدرجة
ان تتولى القوى النوويه القويه بأدماجهم معاً .

بينما تستمر الشمس فى التقلص بفعل الجاذبيه تقذف الطبيعه لها طوق النجاه,
فمركز الشمس سيصبح ساخن للغايه بسبب الجاذبيه التى تحاول تدميره,
فعندما يصل مركز الشمس الى 180 مليون درجه فهرنهايت ستبدأ بحرق
الهيليوم و تحويله الى كاربون فى مقامره يائسه للنجاه , لكن هذا فقط يؤخر المحتم ,
و المحتم للنجم هو الموت.

فالشمس التى قضت 10 مليار عاماً تحرق مخزونها من الهيدروجين,
سوف تستهلك مخزونها من الهيليوم فى 100 مليون عاما فقط ..
ثم بعد ذلك ستحاول ان تستهلك الكاربون و لكنها ستفشل ,
لكن كل هذه المغامرات لن تحدث الا فى آخر 10% من حياة الشمس.

درجة الحراره المرتفعه الناتجه من الهيليوم المحترق ستجعل الطبقه الخارجيه
من الشمس ان تنتفخ , عند هذه المرحله يكون الغلاف الخارجى للشمس متمسك بالجاذبيه بطريقه ضعيفه جدا , لذلك فالأنفجارات الشمسيه ستدفع الطبقه الخارجيه خارج نطاق جاذبية الشمس, و خلال تسلسل يسمى الولاده الكونيه
(Cosmic Birth)
ستقوم الشمس بقذف طبقاتها التى متماسكه بشكل ضعيف من الجاذبيه
لتشكل حلقات من الغاز حول الشمس المحتضره

و هذا ما يسبب :

ظاهرة السديم الكوكبى (Planetary Nebula Phenomena)

حلقات جميله من الغاز تحيط المركز المحتضر من شمسنا ,
و عندما يصبح مركز الشمس لا يستطيع عمل اى تفاعلات نوويه
فالجاذبيه تكسب اليد العليا, و الشمس تبدأ بالسقوط فى جاذبيتها
كمتسلق متعب من الأمساك بحبل التسلق .

لكن هناك أحتمال قد يستخدمه هذا المتسلق اذا كان قد تعب من التمسك
بالحبل وهذا اذا استطاع ان يجد حافه ليقف عليها , فالجاذبيه تستطيع
ان تجذبه كما تريد لكن هذه الحافه ستدعمه ضدها,
وهو ليس عليه ان يبذل اى مجهود لكى يكسب هذه المعركه.

هناك بعض أنواع النجوم -وشمسنا هى واحده منهم- تجد هذه الحافه
التى تجعلها تنتصر على الجاذبيه, وهذه الحافه هى الألكترونات
وهى جزيئات صغيره جداً من الذره سالبة الشحنه, فالألكترونات لا تحب
ان تكون قريبه من بعضها بسبب شحنتها السالبه, لذا فاذا قامت
الجاذبيه بضغط الألكترونات بشكل كافى فالألكترونات المتنافره
ستكون قادره على ان تحافظ على النجم ضد الجاذبيه.

فعندما يتم ضغط شمسنا الى حجم الكره الأرضيه,
فما يسمى بضغط الأنحطاط الألكترونى
(Electron degeneracy pressure)
سوف يجلس فى مقعد السائق , الجاذبيه لن تستطيع ان تضغط النجم
أكثر من ذلك, سوف يجلس هناك ليبرد ببطء حتى يصل الى حاله

تسمى بـ :

القزم الأبيض (White Dwarf)