التصنيف: فضاء

إن مقدار الكتلة التي يولد بها النجم هو ما يحدد مصيره. النجوم هي أجسام ولدت بكتل كبيرة، وبالتالي فإنها تمتلك جاذبية ذاتية قوية، بحيث ينضغط النجم على نفسه مما يخلق درجات حرارة داخلية عالية. تثير درجات الحرارة المرتفعة تفاعلات الاندماج النووي الحراريداخل النجم، وهي التي تمكن النجوم من التألق. من ناحية أخرى، تمتلك الكواكب كتلًا أصغر بكثير وبالتالي تكون جاذبيتها أضعف ولا يدث لها اندماج داخلي. وإنهم يلمعون بشكل رئيسي من الضوء المنعكس من نجومهم. يقع تصنيف الأقزام البنية في مكان ما بين كتل الكواكب العملاقة مثل زحل والمشتري، وبين أصغر النجوم.

يمكننا التحدث عن تحديد كتل القزم البني  باستخدام أجزاء من كتلة شمسنا، لكن علماء الفلك يستخدمون عادةً كتلة كوكب المشتري كمقياس نموذجي. تعتبر قيمة 13 ضعف كتلة المشتري هي الحد الأعلى للكواكب الغازية العملاقة. إذا كانت كتلة الكوكب الغازي أكبر من 13 ضعف كتلة كوكب المشتري، فيمكن أن يحدث احتراق نووي حراري (اندماج) للديوتيريوم، وهو عنصر نادر من بقايا الانفجار العظيم، في داخل الجسم. الديوتيريوم هو اسم آخر للهيدروجين الثقيل، وهو نظير للهيدروجين تحتوي نواته على على نيوترون متصل ببروتون. القيمة التي تزيد عن 80 ضعف كتلة كوكب المشتري هي الحد الأدنى لحرق الهيدروجين العادي، وهي العملية التي يمكن للنجوم من خلالها أن تتألق، وبالتالي لتمكين جسم ما من التأهل ليكون نجمًا كاملاً. وهكذا يُعرَّف القزم البني عادةً بأنه أي جسم يقع في نطاق كتلة 13 و 80 من كتلة المشتري.

الاكتشاف

تم افتراض وجود الأقزام البنية لأول مرة في عام 1963م من قبل عالم الفلك الأمريكي “شيف كومار” الذي أطلق عليها اسم الأقزام السوداء. ثم اقترحت عالمة الفلك الأمريكية “جيل تارتر” اسم القزم البني في عام 1975م. على الرغم من أن الأقزام البنية ليست بنية اللون حيث أن لونها يميل إلى اللون البرتقالي أو الأحمر، إلا أن الاسم عالق لأنه كان يُعتقد أن هذه الأجسام تحتوي على غبار، وقد وصف اسم القزم الأحمر الأكثر دقة نوعًا مختلفًا من النجوم. من أجل التمييز بين الأقزام البنية والنجوم التي لها نفس درجة الحرارة، يمكن للمرء أن يبحث في أطيافها عن دليل على الليثيوم (الذي تدمره النجوم عندما يبدأ اندماج الهيدروجين). بدلاً من ذلك، يمكن للمرء أن يبحث عن أجسام (خافتة) أقل من درجة حرارة النجم الصغرى. في عام 1995م، أتت كلتا الطريقتين ثمارها.

مركز القزم الغريب

قد يكون من المغري تصنيف الأقزام البنية على أنها مجرد مجموعة غريبة من الكواكب الكبيرة جدًا. بعد كل شيء، تبرد الكواكب أيضًا بشكل مطرد مع تقدم العمر وليس لديها مصادر جديدة للطاقة لإبقاء نيرانها مشتعلة لمليارات أو تريليونات السنين. لكن معظم الأقزام البنية تلعب لعبة خاصة. يتطلب الأمر حدًا معينًا من الكتلة (حوالي 80 ضعف كتلة المشتري) للوصول إلى درجات الحرارة المحمومة والضغط في قلب الجسم اللازمة لدمج الهيدروجين إلى الهيليوم، وهو ما يتطلبه الأمر لجعل نفسك نجمًا. لكن هناك حد أقل بكثير، حوالي 13 ضعف كتلة كوكب المشتري، حيث يمكن أن يحدث نوع مختلف من الاندماج.

في هذه الظروف الأكثر برودة ، يمكن أن يصطدم الديوتيريوم (وهو مجرد بروتون واحد ونيوترون واحد ملتصقان معًا في نواة) ببروتون طائش، مما يؤدي إلى تحويل الديوتيريوم إلى هيليوم 3 وإطلاق قدر ضئيل من الطاقة. تمر النجوم المناسبة بمرحلة قصيرة من احتراق الديوتيريوم أثناء تسخينها، لكن الأقزام البنية يمكنها الاستمرار في العملية لفترة أطول، حيث لا تنتقل أبدًا إلى اندماج الهيدروجين الكامل. ومع ذلك، فهي لا تدوم إلى الأبد. تستهلك أكبر الأقزام البنية كل ما لديها من الديوتيريوم في بضعة ملايين من السنين القصيرة. والسبب في ذلك هو أن الأجزاء الداخلية لهذه الأقزام لا يتم فصلها بدقة إلى طبقات مستقلة.

لذلك، فإن أي ديوتيريوم في أي مكان في قزم بني كبير سيجد نفسه في نهاية المطاف مسحوبًا إلى هلاكه في وسط القزم البني ويتحول إلى الهيليوم -3. (في جسم ذي طبقات، قد يكمن بعض الديوتيريوم في مكان آخر دون أن يتم استهلاكه). أما بالنسبة للأقزام البنية الأصغر فإنها تبرد بسرعة، وتنخفض درجات الحرارة الداخلية إلى ما دون الحد اللازم للحفاظ على التفاعلات. لذلك، في كلتا الحالتين، يتم استهلاك الديوتيريوم بسرعة في هذه الأشياء.

لماذا لا يتم تصنيفها كنجوم؟

إن الأقزام البنية صغيرة. قد تعتقد أن كتلة تساوي 50 ضعف كتلة كوكب المشتري أكبر بكثير من كوكب المشتري، لكن بدلاً من ذلك، الأقزام البنية تقاوم التوقعات وترفض أن تكون أكبر من كوكب غازي عملاق نموذجي. تتمكن النجوم من منع نفسها من الانكماش كثيرًا عبر الاندماج القوي الذي يحدث في قلبها. تتنافس تلك الطاقات المنبعثة باستمرار مع سحق الجاذبية الداخلي، في محاولة لإعادة توسيع الطبقات الخارجية للنجم. ولكن، كما نعلم، لا تتمتع الأقزام البنية بهذه الميزة (على الأقل، ليس على المدى الطويل). وعلى عكس الكواكب، ليس لديهم نوى صخرية لدعم أنفسهم. بدلاً من ذلك، كل ما تبقى هو القوة الكمومية الغريبة المعروفة باسم ضغط الانحلال (degeneracy pressure)، والتي تجعلها تستطيع ضغط الكثير من الجسيمات في حجم صغير جدًا. في هذه الحالة، يتم دعم الأقزام البنية بالكامل بواسطة ضغط الانحلال، لذا فهم أقل حجم ممكن لكتلتهم.

مصدر الضوء

على عكس النجوم، لا تتوهج الأقزام البنية من حرارة التفاعلات النووية المستعرة في قلوبهم. لكن ضوءها وحرارتها هم مجرد بقايا من تكوينها الأولي. وُلدت الأجسام من سحب الغاز والغبار المنهارة، وأطلق هذا الانهيار التثقالي كمية هائلة من الطاقة. لكن الطاقة حُبست في المادة المتساقطة، وظلت محبوسة بالداخل لعشرات الملايين من السنين، وذلك على الرغم من أن الحرارة تشع ببطء بعيدًا في الفضاء على شكل ضوء فاتر. ومع هروب هذه الحرارة، يستمر القزم البني في الإظلام، وينزلق من اللون الأحمر الناري إلى اللون الأرجواني المرقط إلى الأشعة تحت الحمراء غير المرئية. وكلما زادت الكتلة عند ولادة الجسم، زادت الحرارة التي يمكن أن يحبسها، وبالتال تطول مدة قدرته على محاكاة النجم المناسب. لكن المصير النهائي هو نفسه لكل قزم بني، بغض النظر عن بدايته.

المصادر

• britannica
• space
• quantum magazine
• earth sky

حزام كايبر (Kuiper Belt) هو منطقة على شكل قرص من الأجسام الجليدية. والتي تقع خارج مدار نبتون على بعد مليارات الكيلومترات من شمسنا. تبدأ الحافة الداخلية للحزام عند مدار نبتون، على بعد حوالي 30 وحدة فلكية (AU) من الشمس. (الوحدة الفلكية هي المسافة من الأرض إلى الشمس). تمتد الحافة الخارجية نحو الخارج إلى ما يقرب من 1000 وحدة فلكية، مع وجود بعض الأجسام في مدارات تتجاوز ذلك.

هناك أجزاء من الصخور والجليد والمذنبات والكواكب القزمة في حزام كايبر. إلى جانب بلوتو ومجموعة من المذنبات، هناك أجسام أخرى مثيرة للاهتمام في حزام كويبر مثل إيريس وماكيماك وهوميا. وهي عبارة عن كواكب قزمة مثل بلوتو. إن أجسام حزام كايبر كلها صغيرة لأنها ربما تكون قد اجتمعت لتشكيل كوكب لو لم يكن نبتون موجودًا هناك. بدلاً من ذلك. أثارت جاذبية نبتون هذه المنطقة من الفضاء بشكل كبير. وذلك لدرجة أن الأجسام الصغيرة الجليدية هناك لم تكن قادرة على الاندماج في كوكب كبير.

الاكتشاف

تكهن عالم الفلك الأيرلندي “كينيث إيدجوورث” في عام 1943م. أن توزيع الأجسام الصغيرة في النظام الشمسي لم يكن مقيدًا بالمسافة الحالية لبلوتو. طور عالم الفلك “جيرارد كايبر” حجة أقوى في عام 1951م. من خلال تحليل التوزيع الكتلي للأجسام اللازمة للاندماج في الكواكب أثناء تكوين النظام الشمسي. أثبت كايبر أن كمية كبيرة متبقية من الأجسام الجليدية الصغيرة عبارة عن أنوية مذنبات غير نشطة. ولكنها يجب أن تقع في المنطقة ما بعد نبتون.

قبل ذلك بعام، اقترح عالم الفلك الهولندي يان أورت وجود خزان كروي أبعد بكثير للأجسام الجليدية، يسمى الآن سحابة أورت. والتي تتجدد منها المذنبات باستمرار. هذا المصدر البعيد يفسر بشكل مناسب أصل المذنبات طويلة المدى التي لها فترات تزيد عن 200 عام. لاحظ كايبر أن المذنبات ذات الفترات القصيرة جدًا (20 عامًا أو أقل). والتي تدور جميعها في نفس اتجاه جميع الكواكب حول الشمس وقريبة من مستوى النظام الشمسي، تتطلب مصدرًا أقرب وأكثر تسطيحًا. أصبح هذا التفسير، الذي أعيد ذكره بوضوح في عام 1988م من قبل عالم الفلك الأمريكي “مارتن دنكان” وزملاؤه. أفضل حجة لوجود حزام كايبر حتى اكتشافه المباشر.

في عام 1992م. اكتشف عالم الفلك الأمريكي “ديفيد جيويت” وطالبة الدراسات العليا “جين لو” ((15760) 1992 QB1). والذي كان يعتبر أول جسم من أجسام حزام كايبر. يبلغ قطر الجسم حوالي 200-250 كم (125-155 ميلاً)، حسب تقدير سطوعه. ويتحرك في مدار دائري تقريبًا في مستوى النظام الكوكبي على مسافة 44 وحدة فلكية (6.6 مليار كم). يقع هذا خارج مدار بلوتو، الذي يبلغ متوسط نصف قطره 39.5 وحدة فلكية (5.9 مليار كيلومتر ). نبه اكتشاف QB1 عام 1992م علماء الفلك إلى جدوى اكتشاف أجسام حزام كايبر الأخرى. وفي غضون 20 عامًا تم اكتشاف حوالي 1500 جسم في نطاق حزام كايبر.

كيف تكون حزام كايبر؟

عندما تشكل النظام الشمسي، تماسك الكثير من الغازات والغبار والصخور معًا لتشكيل الشمس والكواكب. ثم جرفت الكواكب معظم الحطام المتبقي في الشمس أو خارج النظام الشمسي. لكن الأجسام الموجودة على حافة النظام الشمسي كانت بعيدة بما يكفي لتجنب قوى الجاذبية للكواكب الأكبر مثل المشتري. وبالتالي تمكنت من البقاء في مكانها لأنها تدور ببطء حول الشمس. يحتوي حزام كايبر وشريكته، سحابة أورت الأكثر بعدًا على بقايا من بداية النظام الشمسي ويمكنهما تقديم رؤى قيمة حول ولادته.

وفقًا لنموذج نيس (Nice model). أحد النماذج المقترحة لتشكيل النظام الشمسي. ربما يكون الحزام قد تشكل بالقرب من الشمس، بالقرب من المكان الذي يدور فيه نبتون الآن. في هذا النموذج، انخرطت الكواكب في رقصة متقنة، حيث قام نبتون وأورانوس بتغيير أماكنهما والتحرك إلى الخارج بعيدًا عن الشمس. مع تحرك الكواكب بعيدًا عن الشمس. ربما تكون جاذبيتها قد حملت معها العديد من أجسام حزام كايبر، مما أدى إلى رعاية الأجسام الصغيرة أثناء هجرة الكوكبين. نتيجة لذلك. تم نقل العديد من أجسام حزام كايبر من المنطقة التي نشأت فيها إلى الجزء الأكثر برودة من النظام الشمسي.

ويقع الجزء الأكثر ازدحامًا في الحزام بين 42 و 48 ضعف مسافة الأرض من الشمس. يظل مدار الأجسام في هذه المنطقة مستقرًا في معظم الأحيان. وذلك على الرغم من أن بعض الأجسام قد تغير مسارها قليلاً في بعض الأحيان عندما تنجرف بالقرب من نبتون. يقدر العلماء أن آلاف الأجسام التي يزيد قطرها عن 100 كيلومتر تسافر حول الشمس داخل هذا الحزام. وهي تسافر جنبًا إلى جنب مع تريليونات الأجسام الأصغر. والعديد منها عبارة عن مذنبات قصيرة الأمد. تحتوي المنطقة أيضًا على العديد من الكواكب القزمة. وهي عوالم مستديرة كبيرة جدًا بحيث لا يمكن اعتبارها كويكبات ولكنها صغيرة جدًا بحيث لا يمكن اعتبارها كوكبًا.

بلوتو وحزام كايبر

بناءً على تقديرات السطوع. تقترب أحجام أجسام حزام كايبر المعروفة الأكبر حجمًا من حجم أكبر أقمار بلوتو، شارون. والذي يبلغ قطره 1،208 كيلومتر أو تتجاوزها. يبدو أن واحدة من أجسام الحزام التي تسمى أيريس لديها ضعف ذلك القطر، أي أصغر قليلاً من بلوتو نفسه.

نظرًا لأن العديد من أجسام حزام كايبر مثل أيريس كانت بحجم بلوتو تقريبًا. بدءًا من التسعينيات. تساءل علماء الفلك عما إذا كان يجب اعتبار بلوتو كوكبًا أو كواحد من أكبر الأجسام في حزام كايبر. تم إثبات أن بلوتو كان أحد الكواكب القزمة التي تم اكتشافها قبل 62 عامًا قبل اكتشاف (1992 QB1) بعام. وفي عام 2006م صوت الاتحاد الفلكي الدولي لتصنيف بلوتو وإيريس على أنهما كواكب قزمة.

لماذا هو مهم؟

أحد أهم جوانب حزام كايبر هو وجهة النظر التي يقدمها في تكوين نظامنا الشمسي. من خلال دراسة حزام كايبر، قد يتمكن العلماء من فهم كيفية تشكل الكواكب والكواكب المصغرة. والتي تعتبر اللبنات الأساسية للكواكب، بشكل أفضل. أرسلت المركبة الفضائية نيو هورايزونز (New Horizons) بيانات حول جسم حزام كايبر القديم أروكوث (2014 MU69). قال العلماء إنه مثلما تكشف الأحافير عن تكوين الحياة على الأرض. فإن أجسامًا مثل أروكوث تُظهر كيف تشكلت الكواكب في الفضاء.

يعد حزام كايبر مصدرًا غنيًا لمعرفة المزيد عن الأجسام في نظامنا الشمسي. حتى الآن، تم فهرسة أكثر من 2000 من أجسام حزام كايبر. يعتقد الباحثون أن هذه ليست سوى جزء صغير من العدد الإجمالي للأشياء التي يعتقد العلماء أنها موجودة هناك. في الواقع. يقدر علماء الفلك أن هناك مئات الآلاف من الأجسام في المنطقة التي يزيد عرضها عن 100 كيلومتر أو أكبر. حزام كايبر منطقة ما زلنا في بداية استكشافها وفهمنا لا يزال يتطور. جاءت أفضل المعلومات من البعثات الأخيرة، لذلك لا زال هناك الكثير لاكتشافه وتعلمه.

المصادر

• space.com
• spacecenter.org
• britannica
• planetary science

ما هي النجوم النيترونية

عندما ينفجر نجم ضخم على شكل مستعر أعظم في نهاية حياته، يمكن أن ينهار قلبه لينتهي به المطاف كجسم صغير فائق الكثافة لا تزيد كتلته كثيرًا عن كتلة شمسنا. هذه النوى الصغيرة والكثيفة بشكل لا يصدق من النجوم المتفجرة هي نجوم نيوترونية. إنها من بين أكثر الأشياء غرابة في الكون. وتبلغ كتلة النجم النيوتروني النموذجي حوالي 1.4 مرة بحجم كتلة شمسنا، لكنها تصل إلى ما يقرب من كتلتين شمسيتين (solar mass).

ضع في اعتبارك الآن أن قطر شمسنا يبلغ حوالي 100 ضعف قطر الأرض. ولكن في النجم النيوتروني، يتم ضغط كل كتلته الكبيرة التي تصل إلى ضعف كتلة شمسنا في نجم صغير يبلغ عرضه حوالي 15 كم فقط، أو بحجم مدينة أرضية. لذلك ربما يمكنك أن ترى أن النجوم النيوترونية كثيفة جدًا جدًا. حيث يمكن أن تزن ملعقة كبيرة من مادة النجم النيوتروني أكثر من مليار طن (900 مليار كجم). هذا أكبر من وزن جبل إيفرست، أعلى جبل على وجه الأرض!

طريقة تكونها

طوال معظم حياتهم، تحافظ النجوم على توازن دقيق. حيث تحاول الجاذبية ضغط النجم بينما يسبب الضغط الداخلي للنجم دفع خارجي. والضغط الخارجي ناتج عن الاندماج النووي في قلب النجم. هذا الاحتراق الاندماجي هو العملية التي تتألق بها النجوم. في انفجار المستعر الأعظم، حيث تصبح للجاذبية فجأة وبشكل كارثي اليد العليا في الحرب التي تشنها مع الضغط الداخلي للنجم لملايين أو بلايين السنين. مع استنفاد الوقود النووي وإزالة الضغط الخارجي، تضغط الجاذبية فجأة على النجم نحو الداخل. وتنتقل موجة الصدمة إلى قلب النجم وترتد، وتفجر النجم بعيدًا. قد تستغرق هذه العملية برمتها بضع ثوانٍ.

لكن انتصار الجاذبية لم يكتمل بعد. فمع تطاير معظم النجم في الفضاء، يبقى اللب والذي قد يمتلك ضعف كتلة شمسنا فقط. تستمر الجاذبية في ضغطها، لدرجة أن الذرات تصبح مضغوطة جدًا ومتقاربة جدًا بحيث يتم دفع الإلكترونات بعنف إلى نواتها الأم، وتتحد مع البروتونات لتشكيل نيوترونات. وهكذا حصل النجم النيوتروني على اسمه من تركيبته. وما أوجدته الجاذبية هو مادة فائقة الكثافة وغنية بالنيوترونات، تسمى النيوترونيوم، في مجال بحجم المدينة.

خصائص النجوم النيترونية

وضع علماء الفلك نظرية لأول مرة حول وجود هذه الكيانات النجمية الغريبة في ثلاثينيات القرن الماضي، بعد وقت قصير من اكتشاف النيوترونات. لكن لم يكن لدى العلماء دليل جيد على وجود النجوم النيوترونية في الواقع حتى عام 1967م. حيث لاحظت طالبة دراسات عليا تُدعى جوسلين بيل في جامعة كامبريدج في إنجلترا نبضات غريبة في تلسكوبها اللاسلكي، وصلت بانتظام لدرجة أنها اعتقدت في البداية أنها قد تكون إشارة من حضارة فضائية، ووفقًا لجمعية الفيزياء الأمريكية. تبين أن الأنماط ليست دليل لحياة فضائية. بل بالأحرى الإشعاع المنبعث من النجوم النيوترونية سريعة الدوران.

المستعر الأعظم الذي يؤدي إلى نشوء نجم نيوتروني يضفي قدرًا كبيرًا من الطاقة على الجسم المضغوط، مما يجعله يدور حول محوره بين 0.1 و60 مرة في الثانية، وحتى 700 مرة في الثانية. وتنتج المجالات المغناطيسية الهائلة لهذه الكيانات أعمدة إشعاعية عالية الطاقة، والتي يمكن أن تجتاح الأرض مثل أشعة المنارة، مكونة ما يعرف باسم النجم النابض (Pulsar).

خصائص النجوم النيوترونية خارجة تمامًا عن هذا العالم. حيث أن ملعقة صغيرة واحدة من مادة النجوم النيوترونية يمكن أن تزن مليار طن. وإذا وقفت بطريقة ما على سطحها دون أن تموت، فستواجه قوة جاذبية أقوى بمقدار 2 مليار مرة مما تشعر به على الأرض.

قد يكون المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني العادي أقوى بتريليونات المرات من المجال المغناطيسي للأرض. لكن بعض النجوم النيوترونية لديها مجالات مغناطيسية أكثر قوة، ألف مرة أو أكثر من متوسط النجم النيوتروني. وهذا يخلق شيئًا يعرف باسم النجم المغناطيسي (Magnetar).

يمكن للزلازل النجمية (Starquakes) على سطح نجم مغناطيسي، ما يعادل حركات القشرة الأرضية على الأرض التي تولد الزلازل، وإطلاق كميات هائلة من الطاقة. وفقًا لوكالة ناسا، في غضون عُشر من الثانية قد ينتج نجم مغناطيسي طاقة أكثر من التي بعثتها الشمس في آخر 100000 عام.

النجم المغناطيسي (Magnetar)

النجم المغناطيسي هو نوع غريب من النجوم النيوترونية، ميزته أنه يحتوي على مجال مغناطيسي فائق القوة. وهذا الحقل المغناطيسي أقوى بحوالي 1000 مرة من النجم النيوتروني العادي وحوالي تريليون مرة أقوى من الأرض. إذا كنت ستغامر بالقرب من نجم مغناطيسي يزيد عن 600 ميل (1000 كم)، فسوف تموت بسرعة كبيرة. سوف يدمر المجال المغناطيسي جسمك، وتتمزق الإلكترونات من ذراتك وتتحول إلى سحابة من الأيونات أحادية الذرة، أي ذرات مفردة بدون إلكترونات.

النجوم النابضة (Pulsar)

غالبًا ما تبدو النجوم النابضة من الأرض وكأنها نجوم تومض. يبدو أنهم يومضون بإيقاع منتظم. لكن الضوء الصادر عن النجوم النابضة لا يومض أو ينبض في الواقع، وهذه الأجسام ليست نجومًا في الواقع. فتشع النجوم النابضة حزمتين ثابتتين وضيقتين من الضوء في اتجاهين متعاكسين. وعلى الرغم من أن ضوء الحزمة ثابت، يبدو أن النجوم النابضة تومض لأنها تدور أيضًا. إنه نفس السبب الذي يجعل المنارة تبدو وكأنها تومض عندما يراها بحار على المحيط. عندما يدور النجم النابض، قد يكتسح شعاع الضوء الأرض، ثم يتأرجح بعيدًا عن الأنظار، ثم يتأرجح مرة أخرى. بالنسبة لعالم الفلك على الأرض، يدخل الضوء ويختفي مما يعطي الانطباع بأن النجم النابض يومض ويطفأ. السبب في أن شعاع ضوء النجم النابض يدور حوله مثل شعاع المنارة هو أن شعاع ضوء النجم النابض لا يتماشى عادةً مع محور دوران النجم النابض. في الواقع، النجوم النيوترونية هي حراس الوقت السماوي في الكون، ودقتها تضاهي دقة الساعات الذرية.

الكيلونوفا (kilonova)

مثل النجوم العادية، يمكن لنجمين نيوترونيين أن يدور أحدهما حول الآخر. إذا كانوا قريبين بدرجة كافية، فيمكنهم حتى أن يدوروا إلى الداخل مما يسبب هلاكهم في ظاهرة شديدة تعرف باسم كيلونوفا. وقد تسبب اصطدام نجمين نيوترونيين في سماع الموجات حول الكون في عام 2017. عندها اكتشف الباحثون موجات الجاذبية والضوء القادم من نفس الاصطدام الكوني. قدم البحث أيضًا أول دليل قوي على أن اصطدامات النجوم النيوترونية هي مصدر الكثير من الذهب والبلاتين والعناصر الثقيلة الأخرى في الكون. أطلق الاصطدام القوي كميات هائلة من الضوء وخلقت موجات جاذبية تموجت عبر الكون. لكن ما حدث للشيئين بعد تحطيمهما يظل لغزا.

النجوم النيترونية في مجرتنا

يقدر أن هناك أكثر من مائة مليون نجم نيوتروني في مجرتنا درب التبانة. ومع ذلك، سيكون الكثير منهم قديمًا وباردًا وبالتالي يصعب اكتشافه. يعتقد أن تصادمات النجوم النيوترونية العنيفة التي لا يمكن تصورها. والتي تم اكتشاف أحدها في عام 2017 بواسطة مراصد موجات الجاذبية LIGO والمسمى GW170817، هي المكان الذي يتم فيه تكوين العناصر الثقيلة مثل الذهب والبلاتين، حيث لا يعتقد أن المستعرات العظمى العادية تولد الضغوط المطلوبة ودرجات الحرارة.  يُعتقد أن النجوم النيوترونية، بما في ذلك النجوم المغناطيسية والنجوم النابضة، مسؤولة عن العديد من الظواهر غير المفهومة. بما في ذلك الاندفاعات الراديوية السريعة الغامضة (FRBs) وما يسمى بـ (Soft Gamma Repeaters (SGRs.

طرق الاستفادة منها

فكر الباحثون في استخدام نبضات النجوم النيوترونية المستقرة التي تشبه الساعة للمساعدة في التنقل باستخدام المركبات الفضائية، تمامًا مثل GPS التي تساعد في توجيه الناس على الأرض. تجربة على محطة الفضاء الدولية تسمى (SEXTANT) كانت قادرة على استخدام الإشارة من النجوم النابضة لحساب موقع محطة الفضاء الدولية في نطاق 10 أميال (16 كم).

يكتسب الباحثون أيضًا أدوات جديدة لدراسة ديناميكيات النجوم النيوترونية بشكل أفضل. باستخدام مرصد موجات الجاذبية بالليزر (LIGO)، تمكن الفيزيائيون من مراقبة موجات الجاذبية المنبعثة عندما يدور نجمان نيوترونيان حول بعضهما البعض ثم يصطدمان. قد تكون عمليات الاندماج القوية هذه مسؤولة عن صنع العديد من المعادن الثمينة التي لدينا على الأرض، بما في ذلك البلاتين والذهب والعناصر المشعة، مثل اليورانيوم.

المصادر

• space
• earth sky
• earth sky
• space
• live science

ما هو القزم الأبيض؟

القزم الأبيض، هو أي فئة من النجوم الباهتة تمثل نقطة النهاية لتطور النجوم متوسطة ومنخفضة الكتلة. تتميز النجوم القزمية البيضاء، التي سميت بهذا الاسم بسبب اللون الأبيض للقلة الأولى التي تم اكتشافها، بأن كتلتلها تقترب من كتلة شمسنا تقريبًا ولكن بحجم لا يزيد عن حجم كوكبنا. صغر حجمها يجعل من الصعب العثور عليها ولا يمكن رؤيتها بالعين المجردة. ونظرًا لكتلتها الكبيرة وأبعادها الصغيرة، فإن هذه النجوم عبارة عن أجسام كثيفة ومضغوطة بمتوسط كثافة تقترب من 1000000 ضعف كثافة الماء. ينشأ الضوء الذي الخاص بها من الإطلاق البطيء والثابت لكميات هائلة من الطاقة المخزنة بعد مليارات السنين التي قضاها كمصدر للطاقة النووية.

كيف يولد القزم الأبيض؟

تعتمد كيفية تطور النجوم خلال حياتها على كتلتها. حيث أنه لن تصبح النجوم الأكثر ضخامة، التي تبلغ كتلتها ثمانية أضعاف كتلة الشمس أو أكثر، أقزامًا بيضاء. بدلاً من ذلك، في نهاية حياتهم، سوف ينفجرون في مستعر أعظم عنيف، تاركين وراءهم نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود. ومع ذلك، فإن النجوم الأصغر ستأخذ مسارًا أكثر هدوءًا. أما النجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى المتوسطة، مثل الشمس، سوف تتضخم في النهاية إلى عمالقة حمر. بعد ذلك، تلقي النجوم طبقاتها الخارجية في حلقة تعرف باسم السديم الكوكبي. واللب المتبقي سيكون قزمًا أبيض، قشرة نجم لا يحدث فيها اندماج هيدروجين.

هذا الإشعاع المستمر من القزم الأبيض، إلى جانب عدم وجود مصدر داخلي للطاقة، يعني أن القزم الأبيض يبدأ في البرودة. في نهاية المطاف، بعد مئات المليارات من السنين، سيبرد القزم الأبيض إلى درجات حرارة لا يعود مرئيًا عندها وسيصبح قزمًا أسود. مع هذه النطاقات الزمنية الطويلة للتبريد، ومع عمر الكون المقدّر حاليًا بـ 13.7 مليار سنة، حتى أقدم الأقزام البيضاء لا تزال تشع عند درجات حرارة تصل إلى بضعة آلاف كلفن، أما الأقزام السوداء فهي كيانات افتراضية.

النجوم الأصغر، مثل الأقزام الحمر، لا تصل إلى حالة العملاق الأحمر. إنهم ببساطة يحرقون كل الهيدروجين الخاص بهم، وينهون العملية كقزم أبيض خافت. ومع ذلك، فإن الأقزام الحمر تستغرق تريليونات السنين لاستهلاك وقودها. وهي فترة أطول بكثير من عمر الكون البالغ 13.8 مليار عام، لذلك لم تصبح الأقزام الحمراء أقزامًا بيضاء بعد.

مكونات القزم الأبيض

يتكون القزم الأبيض من نوى الهيليوم والكربون والأكسجين تسبح في بحر من الإلكترونات عالية الطاقة. الضغط المشترك للإلكترونات يجعل القزم الأبيض متماسكًا. مما يمنع المزيد من الانهيار نحو كيان أكثر غرابة مثل النجم النيوتروني أو الثقب الأسود.

خصائص فريدة

عندما ينفد وقود النجم، فإنه لم يعد يواجه ضغط خارجي من عملية الاندماج وينهار على نفسه داخليًا. وعلى الرغم أن الأقزام البيضاء تحتوي تقريبًا على نفس كتلة الشمس. لكن لها نصف قطر الأرض تقريبًا، وذلك وفقًا لموسوعة علم الفلك (Cosmos) من جامعة سوينبرن في أستراليا. وهذا يجعلها من بين أكثر الأجسام كثافة في الفضاء، حيث لا يمكن التغلب عليها إلا بالنجوم النيوترونية والثقوب السوداء. وفقًا لوكالة ناسا، فإن الجاذبية على سطح قزم أبيض تساوي 350 ألف ضعف الجاذبية على الأرض. وهذا يعني أن 150 رطلاً (68 كيلوجرامًا) على سطح الأرض قد تزن 50 مليون رطل (22.7 مليون كجم) على سطح قزم أبيض.

تصل الأقزام البيضاء إلى هذه الكثافة المذهلة لأنها انهارت بشدة بحيث تحطمت إلكتروناتها معًا، مكونة ما يسمى المادة المتحللة (degenerate matter). وستستمر النجوم السابقة في الانهيار حتى توفر الإلكترونات نفسها ما يكفي من قوة الضغط الخارجية لوقف السحق. وكلما زادت الكتلة، زادت قوة الجذب للداخل، وبالتالي فإن نصف قطر القزم الأبيض الأكثر كتلة أصغر من نظيره الأقل كتلة (كلما زادت كتلة القزم الأبيض، كلما صغر حجمه). تعني هذه الظروف أنه بعد فقدان الكثير من كتلته خلال مرحلة العملاق الأحمر، لا يمكن لأي قزم أبيض أن يتجاوز 1.4 مرة كتلة الشمس، يُعرف هذا بشكل مناسب باسم حد شاندراسيخار (Chandrasekhar limit) وهو الحد الأعلى النظري للكتلة التي يمكن أن يمتلكها القزم الأبيض ولا يزال قزمًا أبيض لأنه بعد هذه الكتلة، لم يعد ضغط الإلكترون قادرًا على دعم النجم وينهار إلى حالة أكثر كثافة – إما نجم نيوتروني أو ثقب أسود. يبلغ وزن أثقل قزم أبيض تمت ملاحظته حوالي 1.2 كتلة شمسية، بينما يزن الأخف وزنًا حوالي 0.15 كتلة شمسية فقط.

القزم الأبيض في نظام ثنائي

تتلاشى العديد من الأقزام البيضاء في غموض نسبي، وفي النهاية تشع كل طاقتها وتتحول إلى ما يسمى بالأقزام السوداء، لكن أولئك الذين يتشاركون في نظام مع النجوم المصاحبة قد يعانون من مصير مختلف.

إذا كان القزم الأبيض جزءًا من نظام ثنائي، فقد يتمكن من سحب مادة من رفيقه إلى سطحه. يمكن أن تؤدي زيادة كتلة القزم الأبيض إلى بعض النتائج المثيرة للاهتمام. أحد الاحتمالات هو أن الكتلة المضافة يمكن أن تتسبب في انهياره إلى نجم نيوتروني أكثر كثافة. أما النتيجة الأكثر إثارة هي تحوله إلى المستعر الأعظم من النوع 1a. فعندما يسحب القزم الأبيض المواد من النجم المرافق، تزداد درجة الحرارة، مما يؤدي في النهاية إلى رد فعل سريع يسبب انفجاره لمستعر أعظم عنيف يدمر القزم الأبيض. وتُعرف هذه العملية باسم النموذج الانحلال الفردي (single-degenerate model) للمستعر الأعظم من النوع 1a.

إذا كان الرفيق قزمًا أبيض آخر بدلاً من نجم نشط، فإنهما يندمجان معًا لبدء ما يشبه الألعاب النارية. تعرف هذه العملية باسم نموذج الانحلال المزدوج (double-degenerate model) للمستعر الأعظم من النوع 1a. وفي أحيان أخرى، قد يسحب القزم الأبيض ما يكفي من المواد من صاحبه ليشتعل لفترة وجيزة في مستعر، وهو انفجار أصغر بكثير. نظرًا لأن القزم الأبيض يظل سليمًا، ويمكنه تكرار العملية عدة مرات عندما يصل إلى تلك النقطة الحرجة، ويعيد الحياة إلى النجم المحتضر مرارًا وتكرارًا.

المصادر

• space
• nasa
• earth sky
• britannica
• astronmy.swin.edu

يعج كوننا بمليارات المجرات المختلفة، والتي غالبًا ما تزين سماءنا في شكل أضواء خافتة نحسبها نجومًا. بعض المجرات شبيه بمجرة درب التبانة، قرص أزرق منتفخ وأذرع لولبية على الأطراف. وبعضها الآخر يميل إلى البساطة ويتخذ شكل كرات حمراء. أما أكثرها تفردًا وجمالًا فتكون ما بين بين، عشوائيةً غير متناظرة. ولكن لما كل هذا التنوع؟ وما السر وراء أشكال المجرات المختلفة؟

تصنيف المجرات

يخبرنا شكل المجرة عن قصة حياتها وتطورها. وتصنف المجرات ضمن أربع مجموعات رئيسة حسب شكلها؛ هي: «المجرات الحلزونية أو اللولبية-Spiral galaxies»، و«المجرات البيضوية-Elliptical galaxies»، و«المجرات غير المنتظمة-Irregular galaxies»، و«المجرات العدسية أو المحدبة-Lenticular galaxies». [1]

وقد توصل العلماء إلى أشكال المجرات ثلاثية الأبعاد اعتمادًا على آلاف الصور ثنائية الأبعاد الملتقطة لها. وبالاستعانة ببعض الخواص الأخرى كلون المجرة وطبيعة حركتها. على سبيل المثال، يشير لون المجرة الأزرق لاحتوائها على عدد أكبر من النجوم الحديثة التي تكون أكثر حرارة. في حين يشير اللون الأحمر لاحتواء المجرة على عدد كبير من «الأقزام الحمراء-Red dwarfs» (مرحلة متأخرة من حياة النجوم) وبالتالي عمر تقديري أكبر.  [2]

المجرات اللولبية

بنيتها وخواصها

تشبه المجرات اللولبية البيضة المقلية: «انتفاخ-Bulge» في الوسط و«أذرع لولبية-Spiral arms» نحو الخارج. يتكون الانتفاخ من أعداد كبيرة من النجوم القديمة، مما يعطي الانتفاخ لونه الأقرب إلى الأصفر. أما الأذرع اللولبية فتتكون من عدد أقل من النجوم يقل تدريجيًا بالاتجاه نحو الخارج. ويشكل الغاز والغبار القسم الأكبر من منها، ويغلب عليها اللون الأزرق؛ لأن نجومها حديثة التشكل. ومن أمثلة المجرات اللولبية مجرة درب التبانة ومجرة المرأة المتسلسلة المعروفة ب «أندروميدا-Andromeda».

كما تصنف المجرات اللولبية في ثلاث مجموعات فرعية هي: Sa و Sb و Sc، وتندرج مجرة درب التبانة في مجموعة Sb. تتميز مجرات المجموعة Sa بأذرع لولبية غير متمايزة بالكاد تُرى، بالإضافة إلى انتفاخات مركزية كبيرة. أما مجرات المجموعتين Sb وSc فلها أذرع لولبية سهلة التمييز وانتفاخات أصغر حجمًا. [3]

تشكلها

أما شكلها اللولبي فيعود لكيفية تشكلها. فبحسب النظرية؛ تتشكل المجرات اللولبية من سحب عملاقة من الهيدروجين. تتقارب فيها جزيئات الغاز من بعضها بفعل الجاذبية. فتزداد كثافة الغاز وقوة جاذبيته ويبدأ بالدوران. تزداد سرعة الدوران تباعًا لازدياد الكثافة إلى أن تنهار السحابة على نفسها مشكلةً قرصًا دوارًا من الغاز. تنشأ النجوم في مناطق تجمع الغاز لتدور حول مركز المجرة، مثلها مثل جزيئات الغاز والغبار الأخرى. فنرى أن طبيعتها الدوارة تعطيها شكلها اللولبي المميز. وقد سماها الفلكي الشهير «إدوين هابل-Edwin Hubble» المجرات المتأخرة؛ لأنه اعتقد أنها تشكلت في مرحلة متأخرة من تطور الكون. [4]

المجرات البيضوية

بنيتها وخواصها

تبدو هذه المجرات بيضوية الشكل دون أي قرص أو انتفاخ أو أذرع مميزة مع كميات أقل من الغاز والغبار. أما لونها فيميل للأحمر؛ فهي تجمعات من النجوم القديمة. تدور النجوم فيها بطريقة عشوائية أكثر من نظيرتها اللولبية، كما أنها أكبر حجمًا منها.

تصنف المجرات البيضوية في ثمان مجموعات فرعية أولها E0 وأخرها E7. تكون مجرات المجموعة E7 أكثر استطالةً من غيرها، في حين تبدو المجرات E0 أقرب إلى الشكل الكروي. [5]

تشكل المجرات البيضاوية

في معظم الحالات؛ تتشكل المجرات البيضوية من اندماج مجرتين آخرتين. حيث تندمج مجرتان لهما الكتلة ذاتها تقريبًا، فتشد كل منها الأخرى بنفس القوة مشتتةً مدارات النجوم ومعطيةً المجرة شكلها البيضوي. كما يعتقد العلماء أن مجرة أندروميدا ستندمج مع مجرتنا بعد حوالي أربعة مليارات سنة، مشكلين مجرةً بيضوية عملاقة. [6]

وليس كل اندماج مجري يؤدي إلى تشكل مجرة بيضوية. فمجرتنا اللولبية درب التبانة قديمة وكبيرة الحجم، ولكنها لا تزال محافظة على شكل قرصها، لأنها تندمج مرارًا وتكرارًا مع مجرات أصغر منها، وتسحب الغبار والغاز المتناثرين في الكون. [7]

المجرات غير المنتظمة

بنيتها وخواصها

من أمثلتها سحابتي ماجلان الكبيرة والصغيرة. وكما يخبرنا اسمها؛ هي تجمعات من النجوم والغاز والغبار ذات شكل غير محدد أو منتظم. أما لونها فغالبًا ما يميل إلى الأزرق؛ لأنها تنتج عن اندماج مجرتين لولبيتين نجومهما حديثة.

تشكلها

باختصار؛ المجرات غير المنتظمة هي عملية اندماج غير مكتملة. حيث أن عمليات اندماج المجرات ليست فوريةً على الإطلاق، بل تستغرق مئات ملايين السنين على الأقل. لذلك تحصل عدة عمليات اندماج حاليًا في الكون دون أن نلاحظها، فلشدة بطئها نحسبها مجرة ثابتة لا مجرتين تندمجان. [8]

المجرات المحدبة

بنيتها وخواصها

تبدو المجرات المحدبة مزيجًا بين المجرات اللولبية والبيضوية، حيث تتكون من قرص دوّار بيضوي الشكل يشبه العدسة المحدبة، ولكن دون أذرع لولبية. كما أنها مجموعة أقل شيوعًا من غيرها. أما لونها فيميل للأحمر كالمجرات البيضوية؛ لأنها تجمعات من النجوم القديمة يتخللها كميات قليلة من الغاز والغبار.

تشكلها

يعتقد العلماء أنها تتشكل عند نفاذ وقود مجرة لولبية، وتصبح غير قادرة على تكوين المزيد من النجوم، فتبدأ النجوم القديمة بالتفاعل مع بعضها البعض. وتطبق كل من النجوم قوة شد جاذبية على قرائنها، فتختفي الأذرع اللولبية ويبقى القرص الدوار الذي يصبح أكثر استطالة. [9]

وحتى الآن؛ لا يزال هناك الكثير لنتعلمه عن أشكال المجرات وخواصها. كما لا يزال تَشكّل المجرات وتطورها من أكبر الأسئلة المفتوحة في علم الفلك والفيزياء الفلكية.

المصادر:

[1] Hubble Space Telescope

[2] Oxford Academic

[3] Space

[4] Scientific American

[5] Space-2

[6] Oxford Academic-2

[7] California Institute of Technology

[8] NASA

[9] Astronomy & Astrophysics

ما هو السديم؟

السديم هو سحابة ضخمة من الغبار والغاز تحتل الفراغ بين النجوم وتعمل كمهد لميلاد النجوم الجديدة. نشأت جذور كلمة سديم من الكلمة اللاتينية (nebula)، والتي تعني ضباب وبخار ودخان. تتكون السدم من الغبار والعناصر الأساسية مثل الهيدروجين والغازات المتأينة الأخرى. تتشكل إما من خلال سحب من الغاز والغبار البينجمي (interstellar) البارد أو من خلال تداعيات المستعر الأعظم (supernova). على سبيل المثال، في سديم كارينا، تتآكل النجوم الشابة الساخنة وتُنحت الغيوم في هذا المشهد الخيالي عن طريق إرسال رياح نجمية كثيفة وإشعاع فوق بنفسجي حار. حيث يتم تمزيق المناطق منخفضة الكثافة في السديم بينما تقاوم الأجزاء الأكثر كثافة التعرية وتبقى كأعمدة سميكة.

من هو مكتشف السدم؟

كما هو الحال مع معظم الأشياء في السماء، يمكن للكثير من الناس المطالبة بلقب مكتشف السدم. قد يكون أول ذكر لها في عام 964 م من قبل عالم الفلك الفارسي “عبد الرحمن الصوفي”، الذي كتب عن مجرة المرأة المسلسلة، عندما استطاع ملاحظة وجود سحابة صغيرة مميزة في الفضاء. كما لاحظ علماء الفلك العرب والصينيون الأوائل نشوء سديم السرطان نتيجة انفجار مستعر أعظم عام 1054م. ولكن لم يتم ملاحظة السدم بشكل كبير حتى حلول القرن السابع عشر الذي صاحبه تقدم هائل في علم البصريات. وفي عام 1610م، اكتشف “نيكولاس كلود فابري دي بيريس” سديم الجبار، والذي تمت ملاحظته مرة أخرى بعد ذلك في عام 1618م من قبل “يوهان بابتيست سيسات”. وعلى الرغم من ذلك، فقد حصلنا على الملاحظات التفصيلية الأولى للسدم من قبل العالم الشهير “كريستيان هويجنز” في عام 1659.

بعد حوالي 50 عامًا، كتب “إدموند هالي” عن ستة سدم مختلفة. وبعد ذلك توافدت الأسماء الشهيرة على السدم على مر السنين. وقد ساعد “إدوين هابل” في تصنيفهم بناءً على أطياف الضوء التي تنتجها، واكتشف أيضًا أن جميعها تقريبًا مرتبطة بالنجوم وتضيء بضوء النجوم.

طريقة تكون النجوم في السدم:

تتكون السدم من الغبار والغازات، معظمها من الهيدروجين والهيليوم. وينتشر الغبار والغازات في السدم بشكل كبير، ولكن الجاذبية يمكن أن تبدأ ببطء في تجميع كتل الغبار والغاز معًا. كلما كبرت هذه الكتل، أصبحت جاذبيتها أقوى وأقوى. في نهاية المطاف، تصبح كتلة الغبار والغاز كبيرة جدًا بحيث تنهار بفعل جاذبيتها. يؤدي الانهيار إلى تسخين المادة الموجودة في مركز السحابة، وهذا اللب الساخن هو بداية تكون النجم.

أنواع السدم:

السديم الكوكبي (planetary nebula)

 وهو من فئة السدم اللامعة التي تقوم بتوسيع طبقات من الغازات المضيئة التي تطردها النجوم المحتضرة. عند رصدها عن طريق التلسكوب، نرى أنها تتمتع بمظهر مدمج دائري نسبيًا بدلاً من الأشكال الفوضوية غير المنتظمة للسدم الأخرى ومن هنا جاء اسمها بسبب تشابهها مع أقراص الكواكب عند رؤيتها بالأدوات الخاصة في أواخر القرن الثامن عشر، عندما تم اكتشاف السدم الكوكبية الأولى.

السديم الانبعاثي (emission nebula)

في علم الفلك، يرتبط الضوء الساطع المنتشر أحيانًا بالنجوم التي تتجاوز درجة حرارتها 20000 كلفن. كانت عملية الإثارة اللازمة لتوفير الطاقة الضوئية وطاقة الراديو المرصودة في مثل هذه المناطق الغازية لغزًا فلكيًا لفترة طويلة. وقد وُجد أن الضوء فوق البنفسجي من النجم يؤين الهيدروجين القريب. من ثم تبعث ذرات الهيدروجين الضوء المرئي بعد إعادة اتحاد الإلكترونات والنوى وتنخفض الذرات إلى مستويات طاقة أقل.

سديم الانعكاس (reflection nebula)

هو عبارة عن سحابة بينجمية تكون عادةً سديمًا مظلمًا (أو سحابة جزيئية) ولكن غبارها يعكس الضوء القادم من نجم لامع قريب ليس ساخنًا بدرجة كافية لتأيين الهيدروجين الموجود في السحابة.

السديم المظلم (dark nebula)

هو عبارة عن سحابة من الغبار تحجب الضوء عن الأشياء الموجودة خلفها. إنها تشبه إلى حد كبير السدم الانعكاسية في التركيب ولكنها تبدو مختلفة في المقام الأول بسبب موضع مصدر الضوء. عادة ما تُرى السدم المظلمة جنبًا إلى جنب مع السدم الانبعاثية والانعكاسية. ومن المحتمل أن يكون سديم رأس الحصان في الجبار أشهر مثال على السديم المظلم. وهو عبارة عن منطقة مظلمة من الغبار على شكل رأس حصان تحجب الضوء من سديم انبعاثي أكبر بكثير خلفها.

بقايا المستعر الأعظم (supernova remnant)

هي سحب من الغاز تتوسع بسرعة مئات أو حتى آلاف الكيلومترات في الثانية نشأت من انفجارات حديثة نسبيًا للنجوم الضخمة. إذا كانت بقايا المستعر الأعظم أصغر من بضعة آلاف من السنين، فقد يُفترض أن الغاز في السدم قد قذف في الغالب من النجم المتفجر. خلاف ذلك، سيتكون السديم أساسًا من غاز بين نجمي جرفته البقايا المتوسعة للأجسام القديمة.

هل يمكن رؤية السدم بالعين المجردة؟

بعض السدم ساطعة بما يكفي لتراها بالعين المجردة. وسديم الجبار هو أحد تلك السدم المميزة، ويقع بين النجوم في السيف الخاص بشكل الجبار في كوكبة الجبار. ويمكن رؤية العديد من السدم من خلال التلسكوبات، اعتمادًا على عدد النجوم المحيطة بها والتي تلقي الضوء على غيوم الغبار التي تشكل السدم. ومع ذلك، غالبًا ما يكون من الصعب التفريق بين العناقيد النجمية والمجرات والسدم بسبب تركيبتها المتشابهة.

المصادر:

• spaceplace.nasa
• spacecenter.org
• britannica: planetary nebula
• emission-nebula: britannica
• Historical-survey-of-the-study-of-nebulae: britannica
• reflection-nebula: britannica
• seasky

ما هي زخات الشهب؟

زخات الشهب، ارتفاع مؤقت في معدل مشاهدة الشهب، ناتج عن دخول عدد من النيازك في الغلاف الجوي للأرض في نفس المكان تقريبًا في السماء وفي نفس الوقت من العام، يسافرون في مسارات متوازية و لها أصل مشترك على ما يبدو. من المعروف أو يعتقد أن معظم زخات الشهب مرتبطة بالمذنبات النشطة أو غير النشطة، وأنها تمثل مرور الأرض عبر مدارات هذه المذنبات وتصادمها مع تيارات الحطام التي تركته وراءها وعادةً ما يكون في حجم حبيبات الرمل أو حجم الحصاة. تعود الزخات سنويًا، ولكن نظرًا لأن كثافات النيازك في الجداول (تسمى عادةً تيارات النيازك) ليست موحدة، حيث يمكن أن تختلف شدة الزخات بشكل كبير من سنة إلى أخرى.

من أين تأتي زخات الشهب؟

نرى العديد من زخات الشهب في أوقات محددة من العام بفضل مدار الأرض، والذي يأخذنا عبر بقع كثيفة من الغبار بينما ندور حول الشمس. هذه السحب من ذرات الغبار وحبيبات الصخور والجليد الصغيرة هي الحطام الذي أطلقته المذنبات والكويكبات التي عبرت طريقنا. في كل مرة تتأرجح إحدى هذه الكرات الكبيرة من الصخور والجليد بالقرب من الشمس فإنها تفقد القليل من مادتها على شكل تيار من الضباب، مما يؤدي إلى إطلاق الغبار والحصى المحاصر بالداخل.

ونظرًا لأن غالبية الشهب التي تُرى في زخات الشهب تأتي من نفس تيار الجسيمات، فيبدو كأنها تمطر جميعًا من أحد أركان السماء. عادة ما تأخذ زخات الشهب اسم الكوكبة التي يبدو أن الشهب تتساقط منها. على سبيل المثال، أثناء زخات البرشاويات (Perseid) في أغسطس، يبدو أن الشهب تنطلق من نقطة في كوكبة حامل رأس الغول (Perseus). وإذا كان هناك نجم لامع بالقرب من زخات الشهب، فقد تأخذ الزخات اسم النجم، على سبيل المثال: Eta (η) Aquarids. يستخدم علماء الفلك مصطلح المعدل السمتي في الساعة « Zenithal Hourly Rate (ZHR)» لوصف ذروة كثافة الشهب التي يمكن ملاحظتها في الساعة في ظل ظروف مثالية.

هل يمكن أن تلحق زخات الشهب الضرر؟

تحترق الغالبية العظمى من النيازك قبل ارتطامها بالأرض بوقت طويل، ولا تشكل أي تهديد للممتلكات أو الأشخاص. من حين لآخر، تنجو كمية صغيرة من المواد عند دخولها الغلاف الجوي للأرض وتنفجر فوق سطح الكوكب. إذا سقط جزء من نيزك على الأرض، فإنه يُعرف باسم حجر نيزكي. وهناك بعض التقارير كل عام عن وجود نيازك تلحق أضرارًا بالممتلكات، وقد تم الإبلاغ عن حالة وفاة واحدة بسبب حجر نيزكي.

أفضل زخات الشهب في العام

1. زخات شهب الرباعيات (Quadrantids)

تظهر بشكل عام بين 28 ديسمبر و6 يناير، وقد تشهد منطقة الرباعيات ذروة نشاط حادة في 3 يناير. وتتراوح المعدلات النموذجية بين 40 و100 في الساعة. وعندما تم التعرف على الزخة على أنها سنوية لأول مرة في عام 1839م، حدث هطول للشهب في كوكبة لم تعد معروفة تسمى Quadrans Muralis (Wall Quadrant). تم تقسيمها الآن بين هرقل والعواء (Boötes) والتنين (Draco). ولكن ليالي الشتاء الباردة في نصف الكرة الشمالي والشهب الباهتة تمنع هذه الزخة من أن تحظى بشعبية حقيقية.

2. زخات شهب القيثاريات (Lyrids)

تظهر من 16 إلى 25 أبريل وتبلغ ذروتها (من 10 إلى 15 في الساعة) في 21 أبريل، وتظهر الزخة بين كوكبة هرقل والقيثارة. تعود الملاحظات الصينية لهذه الزخة إلى 687 قبل الميلاد، مما يجعل القيثاريات أقدم زخات شهب مسجلة. تعرف الفلكيون على شهب القيثاريات على أنها زخة سنوية في عام 1839م وربطوها بمذنبها الأم (C \ 1861 G1) في عام 1867م. شهب القيثاريات ساطعة وسريعة إلى حد ما (30 ميلاً [48 كم] في الثانية).

3. زخات شهب إتا الدلويات (Eta Aquarids)

واحدة من زختي الشهب الناشئتين من مذنب هالي، وتحدث في الفترة من 19 أبريل إلى 28 مايو، وتصل إلى ذروتها (10 إلى 20 في الساعة) في 6 مايو. تقع الزخة بالقرب من المجمة على شكل حرف Y في كوكبة الدلو وتسمى الزخة على مسمى أحد هذه النجوم. تم اكتشاف الزخة في عام 1870م وتم ربطها بهالي في عام 1876م.

4. زخة شهب دلتا الدلويات (Southern Delta Aquarids)

كما يوحي الاسم، يمكن رؤيتها بشكل أفضل في نصف الكرة الجنوبي. ويمكن رؤية هذه الشهب بين 12 يوليو و19 أغسطس والذروة (من 15 إلى 20 في الساعة) بالقرب من 28 يوليو. النيازك متوسطة السرعة (27 ميلاً [43 كم] في الثانية) وتميل إلى أن تكون باهتة.

5. زخة شهب البرشاويات (Perseids)

هي أشهر زخات النيازك، فإنها لم تفشل أبدًا في تقديم عرض جيد وبفضل ذروة الزخة في أواخر الصيف فعادة ما يتم ملاحظتها على نطاق واسع. يمكن رؤيتها عمومًا من 17 يوليو إلى 24 أغسطس. أصبح أول وابل نيزكي مرتبط بمذنب (109P / Swift-Tuttle) في عام 1865م. تتنبأ نماذج من البرشاويات بانخفاض تدريجي في النشاط من الذروة في عام 2004م.

6. زخة شهب التنين (Draconids)

يحدث نشاط زخة شهب التنين بين 6 و 10 أكتوبر، وتبلغ ذروتها في 8 أكتوبر (إذا حدث على الإطلاق).

7. زخة شهب الجباريات (Orionids)

تنشأ من حطام مذنب هالي. تم اكتشافها في عام 1864م، ولم يتم ربط شهب الجباريات بهالي حتى عام 1911م. يمكن العثور على الشهب الجباريات بين 2 أكتوبر و7 نوفمبر وتبلغ ذروتها حوالي 25 في الساعة في 21 أكتوبر. هذه الشهب تتميز بسرعتها التي قد تصل إلى (42 ميلاً [67 كم] في الثانية).

8. زخة شهب الثوريات (Southern Taurids)

تُرى بين 1 أكتوبر و25 نوفمبر، هذه هي الأقوى من بين العديد من التيارات التي نشأت من مذنب إنكي. يحدث الحد الأقصى بين 3 و5 نوفمبر، ولكن هذه الزخة عادة ما تجلب معدل أقل من 15 نيزك بالساعة. تم التعرف على الزخة لأول مرة في عام 1869م وارتبطت بمذنب إنكي في عام 1940م. وتكون خافتة وبطيئة جدًا (19 ميلاً [30 كم] في الثانية) لأنها تقترب من الأرض من الخلف ويجب أن تلحق بالركب.

9. زخة شهب الأسديات (Leonids)

تصل شهب الأسديات بشكل عام بين 14 و21 نوفمبر، بمعدل ذروة في الساعة يتراوح بين 10 و15 نيزكًا في الساعة في 17 نوفمبر. نظرًا لأن الأرض تصطدم بالجسيمات التي تدور حولها بشكل مباشر تقريبًا، فإن شهب الأسديات تسافر أسرع من تلك الموجودة في أي زخة أخرى وتصل سرعتها إلى 45 ميلاً (71 كم) في الثانية.

10. زخة شهب التوأميات (Geminids)

تنشط بين 7 و17 ديسمبر وتبلغ ذروتها بالقرب من 13 ديسمبر، ومع معدلات نيزك نموذجية فإن كل ساعة يظهر حوالي 80 شهاب ولكن في بعض الأحيان قد يظهر أكثر من 100. ولأنها تتقاطع مع مدار الأرض بالقرب من الجانب المقابل للشمس مباشرة، فإن هذه الزخة هي واحدة من القلائل التي تظهر جيدًا قبل منتصف الليل. الجسد الأم لهذه الشهب هو كائن غريب تم تسميته 3200 Phaethon. ما يجعله مثيرًا للاهتمام هو أنه يبدو أنه كويكب بدلاً من مذنب. ويقترح علماء الكواكب أن العديد من الكويكبات التي تتقاطع مداراتها مع الأرض قد تكون في الواقع مذنبات مهترئة.

المصادر

1. science alert
2. britannica
3. astronomy

استحوذت سماء الليل بأجرامها الرائعة على اهتمام البشر منذ أول تجوالٍ لهم على الأرض. ومنذ فجر الإنسانية وعبر حضاراتها المختلفة نسب الإنسان أسماءً وقصصًا شاعرية أسطورية لها. ولا سيما للأشكال التي ترسمها النجوم في السماء والتي نعرفها اليوم باسم الكوكبات النجمية أو الأبراج الفلكية. فما هذه الكوكبات؟ وما أهميتها في حياتنا المعاصرة؟

ما هي الكوكبات؟

«الكوكبة النجمية-Constellation» أو البرج الفلكي هي مجموعة من النجوم البعيدة التي ترسم شكلاً معينًا في السماء واستطاع علماء الفلك إطلاق اسم محدد عليها.

وكون هذه النجوم مجتمعة ضمن برج فلكي معين لا يعني بالضرورة وجود أي ارتباط بينها في الواقع. فبالرغم أن بعضها يكون قريبًا أو متجمعًا ضمن عنقود كما هو الحال في عنقود وكوكبة الثريا؛ إلا أنها غالبًا ما تكون بعيدة جدًا عن بعضها البعض. ولكن منظورنا الأرضي هو ما يجعلنا نراها متقاربة ونضمها في مجموعات. فإذا قمت برسم خطوط خيالية بين تلك النجوم؛ فغالبًا ما سترى شكلًا قابلاً للتمييز قد يكون إنسانًا أو حيوانًا أو جمادًا حتى!

وفي وقتنا الحالي يوجد 88 كوكبة مصنفة بشكل رسمي من قبل الاتحاد «الفلكي الدولي-IAU».

أصلها وأقدم تسجيل لها

يعتقد بحسب الدراسات الأثرية أن أول تسجيل فعلي للأنماط النجمية يعود إلى ما قبل 17300 عام. حيث سجل أسلافنا رؤيتهم لعنقود الثريا على جدران كهف في منطقة «لاسكو –Lascaux» جنوب فرنسا.

كما تعود أكثر من نصف الكوكبات الرسمية للحضارة الإغريقية، التي استكملت بذلك عمل الحضارة البابلية والمصرية والأشورية. بالإضافة إلى ذلك؛ فقد سجل بطليموس 48 كوكبة فلكية ضمن الكتابين السابع والثامن من أطروحته المعروفة ب «الماجست-almagest»، وعلى الرغم من كل ذلك فلا تزال الأصول الدقيقة لتلك الأبراج غير مؤكدة.

ما الكوكبات التي نراها ليلاً؟

يعتمد ذلك على عاملين رئيسين: أولهما موقع الأرض في مدارها حول الشمس أو الوقت من السنة. فنتيجة دوران الأرض حول الشمس تكون الأرض في موقع مختلف كل ليلة وبالتالي تختلف رؤيتنا للسماء بشكل ضئيل. حيث تنزاح النجوم بشكل بسيط إلى الغرب عما كانت عليه الليلة الماضية. على سبيل المثال، إذا نظرت إلى السماء يوم 21 سبتمبر سترى غالباً كوكبة الحوت، لكنك لن تتمكن من رؤية كوكبة العذراء لأنها ستكون من جهة الشمس؛ أي تظهر في السماء خلال فترة النهار مع ظهور الشمس وبالتالي لن تراها بسبب ضوء الشمس.

وثانيهما موقع الراصد على كوكب الأرض. فنتيجة ميلان محور الأرض بمقدار 23.5 درجة؛ يكون النصف الشمالي من الأرض موجهًا باتجاه مختلف عن النصف الجنوبي. لهذا السبب يرى فلكيو أستراليا كوكبات مختلفة عما يراه فلكيو أمريكا!

ما أهمية الكوكبات في علم الفلك الحديث؟

استُخدمت الكوكبات النجمية في الملاحة منذ قديم الزمان، حيث اعتمد البحارة والمسافرون عامة عليها في تحديد الاتجاهات معتبرين السماء خريطتهم، أما الآن ومع تطور نظم الملاحة الحديثة يكاد ينعدم استخدامها إلا في نطاقات محدودة.

ولعل أبرزها استخدامها كنقاط استدلال في السماء، فالكوكبات تبقى ثابتة في مكانها المحدد لسنوات طويلة، ولا تتحرك في السماء إلا على مدار اليوم نتيجة دوران الأرض حول نفسها، ونتيجة لذلك فقد تم تسمية العديد من النجوم والسدم وغيرها من الأجرام السماوية تبعًا للكوكبة النجمية التابعة لها.

فمثلًا اعتمد علماء الفلك على تسمية زخات الشهب حسب اسم الكوكبة التي تبدو الشهب آتية منها، فشهب «الجباريات-orionids» التي تحدث في شهر أكتوبر سنويًا تظهر وكأنها قادمة من كوكبة الجبار.

والجدير بالذكر أن دور الكوكبات في الملاحة لم ينته بعد، فلا تزال ناسا تدرب رواد الفضاء التابعين لها على الاستدلال بالنجوم أو ما يعرف باسم “الملاحة السماوية” وذلك استعدادًا لأي خطر طارئ قد يحدث في أجهزة الملاحة المتقدمة التي يستخدمونها.

المصادر:

NASA
IAU