Low-Mass Stars: Red Giants and White Dwarfs

النجوم منخفضة الكتلة: العمالقة الحمراء والأقزام البيضاء

المسار التطوري للنجوم الشبيهة بالشمس بعد استنفاد الهيدروجين في النواة، وينتهي كأقزام بيضاء مضغوطة

عندما ينهي نجم شبيه بالشمس أو نجم منخفض الكتلة آخر (تقريبًا ≤8 M⊙) حياته في التسلسل الرئيسي، لا ينفجر في مستعر أعظم. بدلاً من ذلك، يتبع مسارًا أكثر هدوءًا لكنه لا يزال دراميًا: يتمدد ليصبح عملاقًا أحمر، ويشعل الهيليوم في نواته، وفي النهاية يتخلص من طبقاته الخارجية ليترك خلفه قزمًا أبيض مضغوطًا. تهيمن هذه العملية على مصير معظم النجوم في الكون، بما في ذلك شمسنا. أدناه، سنستعرض كل خطوة من تطور النجم منخفض الكتلة بعد التسلسل الرئيسي، موضحين كيف تعيد هذه التغيرات تشكيل البنية الداخلية للنجم، واللمعان، والحالة النهائية.

1. نظرة عامة على تطور النجوم منخفضة الكتلة

1.1 نطاق الكتلة وأعمار النجوم

تُعتبر النجوم "منخفضة الكتلة" عادةً ضمن نطاق يتراوح من حوالي 0.5 إلى 8 كتل شمسية، على الرغم من أن الحدود الدقيقة تعتمد على تفاصيل اشتعال الهيليوم وكتلة النواة النهائية. ضمن هذا النطاق الكتلي:

  • السوبرنوفا الناتجة عن انهيار النواة غير محتملة؛ هذه النجوم ليست ضخمة بما يكفي لتكوين نواة حديدية تنهار.
  • بقايا الأقزام البيضاء هي النتيجة النهائية.
  • حياة طويلة في التسلسل الرئيسي: النجوم ذات الكتلة الأقل تستمتع بعشرات المليارات من السنين في التسلسل الرئيسي إذا كانت قريبة من 0.5 M⊙، أو حوالي 10 مليارات سنة لنجم بكتلة 1 M⊙ مثل الشمس [1].

1.2 لمحة عن تطور ما بعد التسلسل الرئيسي

بعد استنفاد الهيدروجين في النواة، ينتقل النجم عبر عدة مراحل رئيسية:

  1. احتراق قشرة الهيدروجين: تنكمش نواة الهيليوم بينما توسع قشرة احتراق الهيدروجين الغلاف إلى عملاق أحمر.
  2. اشتعال الهيليوم: بمجرد أن ترتفع درجة حرارة النواة بما يكفي (~108 ك)، يبدأ اندماج الهيليوم، أحيانًا بشكل انفجاري في "وميض الهيليوم".
  3. فرع العملاق المتقارب (AGB): مراحل الاحتراق المتأخرة بما في ذلك احتراق قشرة الهيليوم والهيدروجين فوق نواة كربون-أكسجين.
  4. طرد السديم الكوكبي: تُطرد الطبقات الخارجية للنجم بلطف، مكونة سديمًا جميلًا، تاركةً النواة خلفها كـ قزم أبيض [2].

2. مرحلة العملاق الأحمر

2.1 مغادرة التسلسل الرئيسي

عندما يستنفد نجم شبيه بالشمس الهيدروجين في النواة، ينتقل الاندماج إلى قشرة محيطة. مع عدم وجود اندماج في نواة الهيليوم الخاملة، تنكمش تحت الجاذبية، وترتفع حرارتها. في الوقت نفسه، يتوسع الغلاف الخارجي للنجم بشكل كبير، مما يجعل النجم:

  • أكبر وأكثر لمعانًا: يمكن أن تنمو الأنصاف أقطار بمقدار عشرات إلى مئات المرات.
  • سطح أبرد: التمدد يخفض درجة حرارة السطح، مما يمنح النجم لونًا أحمر.

وبالتالي، يصبح النجم عملاقًا أحمر على فرع العملاق الأحمر (RGB) في مخطط هرتزبرغ-راسل [3].

2.2 احتراق قشرة الهيدروجين

في هذه المرحلة:

  1. انكماش نواة الهيليوم: نواة رماد الهيليوم تنكمش، مما يرفع درجة الحرارة إلى ~108 ك.
  2. احتراق القشرة: الهيدروجين في قشرة رقيقة خارج النواة يندمج بنشاط، غالبًا ما ينتج لمعانًا كبيرًا.
  3. تمدد الغلاف: الطاقة الزائدة من احتراق القشرة تُنفخ الغلاف. النجم يصعد على فرع العملاق الأحمر (RGB).

يمكن للنجم أن يقضي مئات الملايين من السنين على الفرع العملاق الأحمر، يبني تدريجيًا نواة هيليوم متدهورة.

2.3 وميض الهيليوم (لـ ~2 M⊙ أو أقل)

في النجوم ذات الكتلة ≤2 M⊙، تصبح نواة الهيليوم متدهورة إلكترونيًا، مما يعني أن ضغط الكم من الإلكترونات يقاوم المزيد من الانضغاط. بمجرد أن تتجاوز درجة الحرارة عتبة (~108 كلفن)، يشتعل اندماج الهيليوم بشكل انفجاري في النواة—وهو وميض الهيليوم—مطلقًا دفعة من الطاقة. يرفع الوميض التدهور، معيدًا ترتيب تركيب النجم دون طرد كارثي للغلاف. تشتعل النجوم الأكثر كتلة الهيليوم بلطف أكثر، دون وميض [4].

3. الفرع الأفقي واحتراق الهيليوم

3.1 اندماج الهيليوم في النواة

بعد وميض الهيليوم أو الاشتعال اللطيف، يتشكل نواة احتراق الهيليوم مستقرة، تندمج 4He → 12C، 16O بشكل رئيسي عبر عملية الثلاثي ألفا. يعيد النجم ضبط نفسه إلى تكوين مستقر على الفرع الأفقي (في مخططات HR للعناقيد) أو العنقود الأحمر للكتل الأقل قليلاً [5].

3.2 زمن احتراق الهيليوم

نواة الهيليوم أصغر وذات درجة حرارة أعلى من عصر احتراق الهيدروجين، لكن اندماج الهيليوم أقل كفاءة. نتيجة لذلك، تستمر هذه المرحلة عادةً حوالي 10–15% من عمر النجم في التسلسل الرئيسي. مع مرور الوقت، تتطور نواة كربونية-أكسجينية خاملة (C–O)، تتوقف في النهاية قبل اندماج العناصر الأثقل في النجوم منخفضة الكتلة.

3.3 بداية احتراق غلاف الهيليوم

بعد استنفاد الهيليوم المركزي، يشتعل احتراق غلاف الهيليوم خارج النواة الكربونية-الأكسجينية الآن، دافعًا النجم نحو الفرع العملاق التقاربي (AGB)، المعروف بأسطحه المضيئة والباردة، والنبضات القوية، وفقدان الكتلة.

4. الفرع العملاق التقاربي وطرد الغلاف

4.1 تطور AGB

خلال مرحلة AGB، يتميز تركيب النجم بـ:

  • نواة C–O: نواة خاملة ومتدهورة.
  • أغلفة احتراق الهيليوم والهيدروجين: تنتج الأغلفة الاندماجية سلوكًا نابضيًا.
  • غلاف ضخم: تتضخم الطبقات الخارجية للنجم إلى أنصاف أقطار هائلة، مع جاذبية سطحية منخفضة نسبيًا.

يمكن للنبضات الحرارية في غلاف الهيليوم أن تدفع توسعات ديناميكية، مسببة فقدانًا كبيرًا للكتلة عبر الرياح النجمية. غالبًا ما يثري هذا التدفق الوسط بين النجوم بالكربون والنيتروجين وعناصر عملية s التي تتكون في وميض الغلاف [6].

4.2 تكوين السديم الكوكبي

في النهاية، لا يستطيع النجم الاحتفاظ طبقاته الخارجية. تؤدي الرياح الفائقة النهائية أو الطرد الكتلي المدفوع بالنبضات إلى كشف النواة الساخنة. يتوهج الغلاف المطرود تحت إشعاع الأشعة فوق البنفسجية من النواة النجمية الساخنة، مكونًا سديم كوكبي—وهو غلاف معقد غالبًا من الغاز المؤين. النجم المركزي هو فعليًا نجم قزم أبيض أولي، يتألق بشدة في الأشعة فوق البنفسجية لعشرات الآلاف من السنين بينما يتوسع السديم بعيدًا.

5. بقايا القزم الأبيض

5.1 التركيب والبنية

عندما يتشتت الغلاف المطرود، يظهر النواة المتحللة المتبقية كـ قزم أبيض (WD). عادةً:

  • قزم أبيض من الكربون-الأكسجين: كتلة نواة النجم النهائية ≤1.1 M⊙.
  • قزم أبيض من الهيليوم: إذا فقد النجم غلافه مبكرًا أو كان في تفاعل ثنائي.
  • قزم أبيض من الأكسجين-النيون: في النجوم الأثقل قليلاً بالقرب من الحد الأعلى لكتلة تكوين WD.

يدعم ضغط استبعاد الإلكترون WD ضد الانهيار، محددًا أنصاف أقطار نموذجية حول حجم الأرض، بكثافات تبلغ 106–109 g cm−3.

5.2 التبريد وأعمار WD

يقوم القزم الأبيض بإشعاع الطاقة الحرارية المتبقية على مدى مليارات السنين، مبردًا ومخفتًا تدريجيًا:

  • السطوع الابتدائي معتدل، يضيء بشكل كبير في الطيف البصري أو فوق البنفسجي.
  • على مدى عشرات المليارات من السنين، يخفت إلى "قزم أسود" (افتراضي، لأن الكون ليس قديمًا بما يكفي لكي يبرد WD بالكامل).

بدون اندماج نووي، ينخفض لمعان WD مع إطلاقه للحرارة المخزنة. يساعد رصد تسلسلات WD في تجمعات النجوم على معايرة أعمار التجمعات، حيث تحتوي التجمعات الأقدم على WDs أبرد [7,8].

5.3 التفاعلات الثنائية والنوفا / سوبرنوفا من النوع Ia

في الأنظمة الثنائية القريبة، يمكن للقزم الأبيض امتصاص المادة من نجم مرافق. هذا يمكن أن ينتج:

  • نوفا كلاسيكية: هروب نووي حراري على سطح WD.
  • سوبرنوفا من النوع Ia: إذا اقتربت كتلة WD من حد تشاندراسيخار (~1.4 M⊙)، يمكن لانفجار الكربون أن يدمر WD بالكامل، مكونًا عناصر أثقل ومطلقًا طاقة كبيرة.

لذا، يمكن لمرحلة WD أن تؤدي إلى نتائج درامية أخرى في أنظمة النجوم المتعددة، ولكن في العزلة، يبرد ببساطة إلى ما لا نهاية.

6. الأدلة الرصدية

6.1 مخططات اللون-اللمعان للعناقيد

تُظهر بيانات العناقيد المفتوحة والكروية تسلسلات مميزة لـ“فرع العمالقة الحمراء”، “الفرع الأفقي”، و“تسلسلات تبريد الأقزام البيضاء”، تعكس المسار التطوري للنجوم منخفضة الكتلة. من خلال قياس أعمار الانحراف عن التسلسل الرئيسي وتوزيعات لمعان الأقزام البيضاء، يؤكد الفلكيون الأعمار النظرية لهذه المراحل.

6.2 مسوحات السدم الكوكبية

تكشف مسوحات التصوير (مثلًا باستخدام هابل أو التلسكوبات الأرضية) عن آلاف السدم الكوكبية، كل منها يستضيف نجمًا مركزيًا حارًا يتحول بسرعة إلى قزم أبيض. تنوع أشكالها—من الحلقية إلى ثنائية القطبية—يُظهر كيف يمكن لعدم تماثل الرياح، والدوران، أو الحقول المغناطيسية تشكيل الغاز المطرود [9].

6.3 توزيع كتلة القزم الأبيض

تجد المسوحات الطيفية الكبيرة أن معظم الأقزام البيضاء تتجمع حول 0.6 M⊙، متوافقة مع التنبؤات النظرية للنجوم متوسطة الكتلة. كما أن ندرة الأقزام البيضاء بالقرب من حد تشاندراسيخار تتطابق مع نطاق كتلة النجوم التي تشكلها. خطوط الطيف التفصيلية للأقزام البيضاء (مثلًا من النوع DA أو DB) تكشف عن تركيبات النواة وأعمار التبريد.

7. الاستنتاجات والبحوث المستقبلية

النجوم منخفضة الكتلة مثل الشمس تسير على مسار مفهوم جيدًا بعد استنفاد الهيدروجين:

  1. فرع العمالقة الحمراء: تنكمش النواة، ويتوسع الغلاف، ويصبح النجم أحمر وأكثر إشراقًا.
  2. احتراق الهيليوم (الفرع الأفقي/العنقود الأحمر): تشتعل النواة بالهيليوم، ويحقق النجم توازنًا جديدًا.
  3. فرع العمالقة غير المتناظرة: احتراق قشرتين حول نواة C–O متحللة، تنتهي بفقدان كتلة قوي وطرد سديم كوكبي.
  4. القزم الأبيض: تبقى النواة المتحللة كخلف نجم مضغوط، تبرد لآلاف السنين.

الأعمال الجارية تحسن نماذج فقدان الكتلة على فرع العمالقة غير المتناظرة، وومضات الهيليوم في النجوم منخفضة المعادن، والبنية المعقدة للسدم الكوكبية. تساعد الملاحظات من المسوحات متعددة الأطوال الموجية، والاهتزاز النجمي، وبيانات التوازي المحسنة (مثلًا من Gaia) في تأكيد الأعمار النظرية والداخلية. في الوقت نفسه، تكشف دراسات الأنظمة الثنائية القريبة عن المستعرات الجديدة ومحفزات المستعرات العظمى من النوع Ia، مما يؤكد أن ليس كل الأقزام البيضاء تبرد بهدوء—بعضها يواجه نهايات انفجارية.

بشكل عام، العمالقة الحمراء والأقزام البيضاء تجسد الفصول النهائية لمعظم النجوم، مما يشير إلى أن استنفاد الهيدروجين لا يعني نهاية النجم بل تحول دراماتيكي إلى احتراق الهيليوم وفي النهاية التلاشي الهادئ لنواة نجمية متحللة. مع اقتراب شمسنا من هذا المسار خلال بضعة مليارات من السنين، يذكرنا أن هذه العمليات تشكل ليس فقط النجوم الفردية، بل أنظمة كوكبية كاملة والتطور الكيميائي الأوسع للمجرات.

المراجع والقراءة الإضافية

  1. إدينغتون، أ. س. (1926). التركيب الداخلي للنجوم. مطبعة جامعة كامبريدج.
  2. إيبن، إ. (1974). “تطور النجوم داخل وخارج التسلسل الرئيسي.” المراجعة السنوية للفلك والفيزياء الفلكية، 12، 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “الأغلفة المحيطة وفقدان الكتلة في نجوم العملاق الأحمر.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “الوميض الهيليومي في نجوم العملاق الأحمر.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “خلط الهيليوم في تطور العملاق الأحمر.” سلسلة ملحقات مجلة الفيزياء الفلكية, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “تطور نجوم العملاق الأحمر المتأخر.” المراجعة السنوية للفلك والفيزياء الفلكية, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “الأقزام البيضاء: البحث عنها في الألفية الجديدة.” مراجعة الفلك والفيزياء الفلكية, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “النظر داخل النجم: الفيزياء الفلكية للأقزام البيضاء.” المراجعة السنوية للفلك والفيزياء الفلكية, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “أشكال وتشكيل السدم الكوكبية.” المراجعة السنوية للفلك والفيزياء الفلكية, 40, 439–486.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة