تصنيف هرتزشبرونج-راسل

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث

تصنيف هرتزشبرونج-راسل أو مخطط هرتزشبرونج-راسل (بالإنجليزية: Hertzsprung–Russell diagram) هو رسم بياني للنجوم يبين العلاقة بين القدر المطلق لضياء النجم ونوع طيفه أو تصنيف النجوم وعلاقته بدرجة حرارة النجم الفعلية. ويجمع الرسم البياني هرتزشبرونج-راسل تصنيف النجوم ويعطي احداثياتها على المحاور الآتية: القدر المطلق للضياء ، اللون ، والحرارة.

وضع تصنيف هرتزشبرونج-راسل عام 1910 وكان خطوة عظيمة لتفهمنا لتطور النجوم وبالتالي لمعرفة عمر النجوم ومصيرها.

الرسم البياني[عدل]

Hertzsprung-Russell diagram [ مختلف أنواع النجوم مقيدة في هذا الرسم البياني. ويتضح من الرسم أن معطم النجوم تتبع المنحنى المائل في الشكل الذي يمتد من الركن اليساري العلوي (نجوم ساخنة شديدة السطوع) إلى الركن اليميني الأسفل (نجوم أقل سخونة وأقل سطوعا) وتسمى تلك المجموعة النسق الأساسي. كما يوجد توزيع الأقزام البيضاء وهذا التوزيع يكاد أن يمتد أفقيا أسفل المجموعة الرئيسية. كما توجد أعلى المجموعة الرئيسية مجموعة شبه العمالقة subgiants، والعمالقة giants، والعمالقة العظام supergiants تضم طبقا لتسميتها نجوما أضخم كثيرا عن الكتلة الشمسية. وتوجد الشمس في منتصف المجموعة الرئيسية تقريبا كنجم يبلغ قدره الظاهريوقدره المطلق 8 و4، ومؤشر اللون له B-V color index) 0.66) ودرجة حرارة السطح 5.780 كلفن ونوع الطيف G2. http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html Richard Powell. 23000

نشأة النجم[عدل]

يتكون النجم في البدء من سديم أو جزء من سديم مكون من الهيدروجين والهيليوم وغبار كوني في الوسط بين النجمي وينكمش في صورة كروية، ويكون عندئذ متجانسا ويحتوي على 70% من الهيدروجين و 28% من الهيليوم ونحو 2% من عناصر أخرى مختلفة. [1]

وخلال ذلك الانكماش يُنتج النجم قبل وصوله إلى مرحلة النسق الأساسي الطاقة عن طريق الجاذبية. وعندما تصل كثافة النجم إلى حد مناسب يبدأ في قلب النجم الاندماج النووي الذي يحول الهيدروجين إلى الهيليوم.

عندئذ يسود إنتاج الطاقة في النجم الاندماج النووي ويصبح في حالة توازن بين قوة الطاقة النووية الصادرة من قلب النجم المنتقلة إلى سطحه وبين قوة الجاذبية التي تحاول جذب الطبقات العلوية من النجم نحو مركزه. [2] عندئذ يصل النجم في تصنيف هرتزشبرونج-راسل إلى منحنى النسق الأساسي. ويطلق الفلكيون على تلك المرحلة "مرحلة النسق الأساسي لبدء العمر" Zero Age main Sequence ZAMS. [3]

وقد شكّل الفزيائيون ذلك المنحنى عن طريق نماذج محسوبة بالحاسوب (وهي تختص بالوقت الذي يبدأ فيه النجم إنتاج الهليلوم) ومعتمدة على قياسات المراصد المختلفة، ومع تقدم النجم في العمر يبدأ قدر سطوعه ودرجة حرارة سطحه في تزايد تدريجي. [4] ويبقى النجم بالقرب من موضعه الأولي على منحنى النسق الأساسي إلى أن يتقدم تحول الهيدروجين إلى هيليوم ويبقى نحو 10 % فقط من الهيدروجين. وتلك هي المرحلة الكبرى من عمر النجم حيث المراحل التالية التي تتضمن تفاعلات الهيليوم وتفاعلات الكربون تمر سريعا. عندئذ يبدأ قدر سطوع النجم في الارتفاع بشدة (وعلى منحنى النسق الأساسي ينتقل النجم إلى أعلى وإلى اليمين من النسق الأساسي). وبذلك يصف النسق الأساسي مرحلة الاندماج النووي للهيدروجين من عمر النجم.

وتقع معظم النجوم على منحنى النسق الأساسي. ولذلك يكون ذلك الحزام متميزا في الرسم البياني حيث يعتمد نوع طيف النجم وقدر سطوعه المطلق على كتلة النجم طالما وجد هيدروجين يدمجه (يحرقه) النجم، وهذا هو ما يجري في جميع النجوم تقريبا حيث يقضون معظم عمرهم "النشيط " على هذا المنوال في اندماج الهيدروجين. [5]

وتسمى نجوم النسق الأساسي النجوم القزمة. وذلك ليس لكونهم صغيري الحجم وإنما لكون قطر كل منهم صغير وكذلك قدر سطوعهم صغير بالمقارنة بأنواع أخرى من النجوم العملاقة. [6]

ومجموعة الأقزام البيضاء هي نوع آخر من النجوم، وهي أصغر من نجوم النسق الأساسي وتقترب أحجامها من حجم الكرة الأرضية ولكن كثافة مادتها عالية جدا. وهؤلاء يمثلون المرحلة النهائية من عمر نجوم كثيرة من نجوم النسق الأساسي. أي أن نجما من نجوم النسق الأساسي ينتقل عند نهاية عمره (بعد أن يستهلك كل الهيدروجين) من النسق الأساسي إلى نسق الأقزام البيضاء. [7]

موقع الشمس في النسق الأساسي[عدل]

تقع الشمس على منحنى الرسم البياني للنسق الأساسي تقريبا في الوسط (وبالتحديد في الثلث السفلي على اليمين) حيث تعتبر من ضمن النجوم ذات كتلة صغيرة. وتؤخذ كتلتها في العادة على أنها الكتلة المتوسطة للنجوم إلا أن الأبحاث الأخيرة تبين أن كتلتها أكثر من المتوسط بعض الشيئ، وأن الكتلة المتوسطة لعموم النجوم تبلغ نحو 6 و0 من كتلة الشمس. [8]

منحنى النسق الأساسي طبقا لكتالوج هيباركوس الذي يبين العالقة بين اللون ودرجة حرارة السطح (المحورالأفقي) والقدر المطلق للسطوع (المحور الرأسي)، ويُرى اتساع عرض المنحنى للنجوم في بداية عمرها.

ويغلب حزام النسق الأساسي في الرسم البياني لأن معظم النجوم تقضي فيه معظم أوقات عمرها (أثناء الاندماج النووي للهيدروجين في قلب النجم)، ويكون النجم في حالة توازن. ومع تحول الهيدروجين إلى الهيليوم يتغير التركيب الكيميائي للنجم، وبذلك يتغير أيضا لونه وطيفه وقدر سطوعه المطلق، ولذلك فإن نجما يتحرك خلال عمره على النسق الأساسي إلى أعلى وإلى اليمين.

كما يتصف الجزء العلوي للنسق الأساسي بسمك معين، وتفسير ذلك أن طريق تطور نجمين مختلفين ولهما نفس الكتلة على النسق الأساسي (تصنيف هرتزشبرونج-راسل) يختلف بسبب أختلاف نسبة وجود معادن في بداية عمر كل منهما عند تكوّن كل منهما من سديم يحتوي على نسب مختلفة من الهيدروجين والهيليوم والغبار الكوني. وعلاوة على ذلك يختلف النجمان لأن قدر السطوع المطلق للنجم يرتفع مع تقدمه في العمر بسبب الاستهلاك المستمر للهيدروجين في النجم وتحول الهيدروجين بصفة أساسية إلى الهيليوم مع تكوّن نسبة قليلة من المعادن في قلب النجم.

وعندما يكاد أن يتم استهلاك الهيدروجين (استهلاك 90% منه) وتبدأ التفاعلات في الغلاف تغادر النجوم النسق الأساسي إلى اليمين وإلى أعلى وتتطور إلى عمالقة حمراء. كما يمكن لنجم أن يعبر النسق الأساسي بطريقة أخرى إذا كانت كتلته أقل من كتلة الشمس، عندئذ يتخذ طريقا آخر في تطوره مؤديا إلى أن يصبح قزما أبيضا، ثم تختلف صفاته عن صفات نجوم النسق الأساسي.

اعتماد قدر السطوع المطلق للنجم على كتلته في بداية عمره طبقا للنسق الأساسي. ويقارن سطوعه المطلق وكذلك الكتلة بكتلة الشمس (كتلة الشمس = 1)، وقدر سطوعها المطلق في الوقت الحاضر. (قدر السطوع المطلق = Luminosity، وكتلة النجم = Mass)

دراسة نجوم المجرات[عدل]

يبين الرسم البياني أسفله توزيع نجوم كل من مجرة مسييه 67 والمجرة NGC 188 طبقا لتصنيف هرتزسبرونج-راسل ومنها يتبين أن معظم النجوم تتبع فعلا النسق الأساسي.

وكما يبين الشكل هنا العلاقة بين درجة الحرارة (المحور الأفقي) وهي ترتفع في إتجاه اليسار، بينما يعطي المحور الرأسي قدر السطوع المطلق لكل نجم.

توزيعان طبقا لتصنيف هرتزشبرونج-راسل لمجموعتي النجوم مسييه 67 و NGC 188، وتبين نجوم النسق الأساسي لكل منهما، وترجع الإزاحة الموجودة بينهما إلى اختلاف عمرالمجموعتين.
موقعي الشعرى اليمانية أ ، ب (Sirius A ; Sirius B ) في مخطط هرتزشبرونج-راسل .

المراجع[عدل]

  1. ^ Gloeckler، George؛ Geissc, Johannes (2004). "Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions". Advances in Space Research (باللغة Englisch) 34 (1): 53–60. doi:10.1016/j.asr.2003.02.054. اطلع عليه بتاريخ 2007-12-09. 
  2. ^ Schilling، Govert (2001). "New Model Shows Sun Was a Hot Young Star". Science (باللغة Englisch) 293 (5538): 2188–2189. doi:10.1126/science.293.5538.2188. PMID 11567116. اطلع عليه بتاريخ 2007-02-04. 
  3. ^ "Zero Age Main Sequence". The SAO Encyclopedia of Astronomy (باللغة Englisch). Swinburne University. اطلع عليه بتاريخ 2007-12-09. 
  4. ^ Clayton، Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (باللغة Englisch). University of Chicago Press. ISBN 0-226-10953-4. 
  5. ^ "Main Sequence Stars" (باللغة Englisch). Australia Telescope Outreach and Education. اطلع عليه بتاريخ 2007-12-04. 
  6. ^ Moore، Patrick (2006). The Amateur Astronomer (باللغة Englisch). Springer. ISBN 1-85233-878-4. 
  7. ^ "White Dwarf". COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy (باللغة Englisch). Swinburne University. اطلع عليه بتاريخ 2007-12-04. 
  8. ^ S. Ninkovic und V. Trajkovska (2006), "On the mass distribution of stars in the solar neighbourhood" (in Englisch), Serb. Astron. J. 172: pp. 17–20, doi:10.2298/SAJ0672017N

اقرأ أيضا[عدل]