جمهرة النجوم

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة

في علم الفلك جمهرة النجوم (بالإنجليزية: Stellar population)‏ مصطلح يشير إلى مجموعة من النجوم داخل المجرة التي تشبه بعضها البعض في التوزيع المكاني، والتركيب الكيميائي والمعدنية (كميات العناصر) ولها نفس العمر وهي طريقة لكشف الأحداث الماضية في مجرتنا وطريقة تشكلها.[1] في عام 1944، صنف والتر بادي مجموعة من النجوم في مجرة درب التبانة بحسب أطيافها.ونظرا للاختلافات الكبيرة للغاية في أطياف النجوم، قسمت النجوم إلى شعبتين رئيسيتين تحت مسمى جمهرة النجوم الأولى وجمهرة النجوم الثانية بناء على تكوينها الكيميائي أو المعدني، وإضيف تقسيم آخر يعرف باسم جمهرة النجوم الثالثة في عام 1978.

جمهرة النجوم I هي النجوم الشابة ذات المعدنية العالية، في حين أن جمهرة النجوم II هي النجوم القديمة ذات المعدنية المنخفضة.[2][3]

جمهرة النجوم[عدل]

ميو آرا من جمهرة النجوم الأولى غني بالمعادن.

كشفت مراقبة أطياف النجوم أن معدنية النجوم القديمة والعناصر الثقيلة أقل بالمقارنة مع الشمس. وهذا يوحي على الفور أن المعدنية تطورت تدريجيا عبر أعمار النجوم خلال عملية تطور النجوم. في النماذج الكونية الحالية، كانت المادة التي تكونت نتيجة الانفجار العظيم في الغالب تتكون من الهيدروجين والهيليوم، مع وجود نسبة ضئيلة جدا من العناصر الخفيفة مثل الليثيوم والبريليوم.بعد ذلك، عندما برد الكون بما فيه الكفاية، ولدت النجوم الأولى وكانت نجوم ذات معدنية فقيرة للغاية أو من دون معادن، ويفترض بأن كتل هذة النجوم كانت أكبر بمئات المرات من الشمس وفي المقابل، فأن هذه النجوم الضخمة تطورت بشكل سريع جدا وأنشت عملية التخليق النووي بسرعة العناصر 26 الأولى.[4]

جمهرة النجوم الأولى[عدل]

جمهرة النجوم الأولى أو النجوم الغنية بالمعادن هي النجوم الشابة ذات المعدنية العالية بمعنى أخر، تلك التي تشكلت قبل حوالي 1,000,000 إلى 100,000,000 سنة [5]..الشمس هي مثال النجم الغني بالمعادن. وهذه النجوم شائعة في الأذرع الحلزونية لمجرة درب التبانة.[1]

جمهرة النجوم الثانية[عدل]

تصور فني للنجوم الأولى، بعد 400 مليون سنة من الإنفجار العظيم .

جمهرة النجوم الثانية أو النجوم ذات المعدنية المنخفضة هي من أقدم النجوم المعروفة وتتكون من عناصر قليلة (الهيدروجين والهيليوم) ناتجة عن الانفجار العظيم مع وجود (آثار من ليثيوم-7).[6] وتوجد هذة النجوم في الغالب ضمن العناقيد الكروية ونواة المجرة وتمتاز بلمعانها الأقل ودرجة حرارتها المنخفضة مقارنة مع جمهرة النجوم الأولى . وقلة العناصر في جمهرة النجوم II قد يكون سببة اعمارها الكبيرة (نحو 6 مليار سنة) أو انها تشكلت في مناطق لايوجد فيها وفرة عناصر ثقيلة. وتستخدم المعدنية كمؤشر للأعمار النجوم [7]

جمهرة النجوم الثالثة[عدل]

توهج محتمل لجمهرة النجوم الثالثة صورة بواسطة مقراب ناسا الفضائي سبيتزر

جمهرة النجوم III أو النجوم ذات المعدنية المنخفضة للغاية (EMP)،[8] هي جمهرة افتراضية من النجوم الساطعة الضخمة للغاية والساخنة ذات المعدنية المنخفضة للغاية.

إن النظرية الحالية منقسمة حول ما إذا كانت النجوم الأولى ذات كتل كبيرة جدا أم لا وتشير النظريات المقترحة في عام 2009 و 2011 أن مجموعات النجوم الأولى قد تألفت من نجم كبير الكتلة تحيط به العديد من النجوم الصغيرة.[9][10][11] جمهرة النجوم الثالثة يستدل على وجودها نظريا فقط من علم الكون الفيزيائي، وقد تم العثور على أدلة غير مباشرة على وجودها باستخدام عدسات الجاذبية في جزء بعيد جدا من الكون[12]

ويفترض علماء الفلك ان جمهرة النجوم III تتكون من الغاز البدائي - الهيدروجين والهليوم وكميات صغيرة جدا من الليثيوم والبريليوم.ورغم عمليات البحث المكثفة فأن جمهرة النجوم III ماتزال نجوم افتراضية [13]

في يونيو 2015، أفاد علماء الفلك ان هناك أدلة على وجود نجوم الجمهرة III في مجرة الانزياح الأحمر 7 ومن المرجح أن تكون هذة النجوم تواجدت في الكون المبكر جدا، وربما تكون بدأت بإنتاج العناصر الكيميائية الأثقل من الهيدروجين المطلوبة لتشكل الكواكب والحياة كما نعرفها.[14][15]

تم الاستدلال على وجود نجوم الجمهرة III من علم الكونيات الفيزيائي ، لكن لم يتم رصدها بشكل مباشر بعد. تم العثور على دليل غير مباشر على وجودهم في مجرة ذات عدسة جاذبية في جزء بعيد جدًا من الكون. قد يفسر وجودها حقيقة أن العناصر الثقيلة - التي لا يمكن أن تكون قد نشأت في الانفجار العظيم - تمت ملاحظتها في أطياف انبعاث الكوازارات. يُعتقد أيضًا أنها مكونات لمجرات زرقاء باهتة. من المحتمل أن تكون هذه النجوم قد أثارت فترة إعادة تأين الكون ، وهي مرحلة انتقالية رئيسية لغاز الهيدروجين الذي يتكون من معظم الوسط بين النجمي. تشير ملاحظات المجرة UDFy-38135539 إلى أنها ربما لعبت دورًا في عملية إعادة التأين هذه. اكتشف المرصد الأوروبي الجنوبي جيبًا مشرقًا من النجوم السكانية المبكرة في المجرة الساطعة للغاية Cosmos Redshift 7 من فترة إعادة التأين حوالي 800 مليون سنة بعد الانفجار العظيم ، عند z = 6.60. [16][17] بقية المجرة بها بعض جمهرة من النجوم الحمراء من جمهرة النجوم II. تقول بعض النظريات أنه كان هناك جيلين من جمهرة النجوم III .

تنقسم النظرية الحالية حول ما إذا كانت النجوم الأولى ضخمة جدًا أم لا. أحد الاحتمالات هو أن هذه النجوم كانت أكبر بكثير من النجوم الحالية: عدة مئات من الكتل الشمسية ، وربما تصل إلى 1000 كتلة شمسية. ستكون مثل هذه النجوم قصيرة العمر جدًا وستدوم من 2 إلى 5 ملايين سنة فقط. [30] ربما كانت مثل هذه النجوم الكبيرة ممكنة بسبب نقص العناصر الثقيلة والوسط النجمي الأكثر دفئًا من الانفجار العظيم. [9][10][18] محاطة بالعديد من النجوم الصغيرة. النجوم الأصغر ، إذا بقيت في مجموعة الولادة ، سوف تراكم المزيد من الغازات ولن تتمكن من البقاء حتى يومنا هذا ، لكن دراسة عام 2017 خلصت إلى أنه إذا نتج نجم ذو كتلة 0.8 كتلة شمسية (M☉) أو أقل من مجموعة ولادته ، قبل أن تتراكم كتلته أكثر ، يمكنه البقاء على قيد الحياة حتى يومنا هذا ، وربما يكون في مجرتنا درب التبانة.

يشير تحليل بيانات جمهرة النجوم الثانية ذات المعادن المنخفضة للغاية مثل HE 0107-5240 ، والتي يعتقد أنها تحتوي على المعادن التي تنتجها المجموعة الثالثة من النجوم ، إلى أن هذه النجوم الخالية من المعادن لها كتل من 20 إلى 130 كتلة شمسية. من ناحية أخرى ، يشير تحليل العناقيد الكروية المرتبطة بالمجرات الإهليلجية إلى أن المستعرات الأعظمية غير المستقرة ، والتي ترتبط عادةً بالنجوم الضخمة جدًا ، كانت مسؤولة عن تكوينها المعدني. وهذا يفسر أيضًا سبب عدم وجود نجوم منخفضة الكتلة مع وجود معدنة صفرية ملحوظة ، على الرغم من إنشاء نماذج لعدد أصغر من النجوم الثالثة. [19]إغلاق </ref> مفقود لوسم <ref> [20]

يعد اكتشاف نجوم الجمهرة III هدفًا من تلسكوب جيمس ويب الفضائي التابع لناسا. المسوحات الطيفية الجديدة ، مثل SEGUE أو SDSS-II ، قد تحدد أيضًا نجوم الجمهرة III. [بحاجة لمصدر]

في 8 ديسمبر 2022 ، أبلغ علماء الفلك عن احتمال اكتشاف نجوم من جمهرة النجوم الثالثة.

راجع أيضًا[عدل]

مراجع[عدل]

  1. ^ أ ب "Stellar Populations". مؤرشف من الأصل في 18 أكتوبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 8-مارس-2017. {{استشهاد ويب}}: تحقق من التاريخ في: |تاريخ الوصول= (مساعدة)
  2. ^ D. Kunth؛ G. Östlin (2000). "The Most Metal-poor Galaxies". The Astronomy and Astrophysics Review. ج. 10 ع. 1. مؤرشف من الأصل في 2018-09-16. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الاستشهاد بدورية محكمة يطلب |دورية محكمة= (مساعدة) والوسيط غير المعروف |last-author-amp= تم تجاهله يقترح استخدام |name-list-style= (مساعدة)
  3. ^ W. Sutherland (26 مارس 2013). "The Galaxy. Chapter 4. Galactic Chemical Evolution" (PDF). مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-01-26.
  4. ^ A. Heger؛ S. E. Woosley (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". Astrophysical Journal. ج. 567 ع. 1: 532–543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. DOI:10.1086/338487.
  5. ^ "Populations I and II". موسوعة بريتانيكا. مؤرشف من الأصل في 2015-05-09.
  6. ^ Wolfe, Gawiser, Prochaska, "DAMPED Lyalpha SYSTEMS", Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2005. 43: 861–918 http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept05/Wolfe/Wolfe3.html نسخة محفوظة 2018-11-21 على موقع واي باك مشين.
  7. ^ "Populations I and II Stars". hyperphysic. مؤرشف من الأصل في 26 سبتمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 7-مارس-2017. {{استشهاد ويب}}: تحقق من التاريخ في: |تاريخ الوصول= (مساعدة)
  8. ^ N. Tominga؛ وآخرون (2007). "Supernova Nucleosynthesis in Population III 13-50 Msolar Stars and Abundance Patterns of Extremely Metal-poor Stars". Astrophysical Journal. ج. 660 ع. 5: 516–540. arXiv:astro-ph/0701381. Bibcode:2007ApJ...660..516T. DOI:10.1086/513063. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-01-26.
  9. ^ أ ب Nola Redd (فبراير 2011). "The Universe's First Stars Weren't Loners After All". Space.com. مؤرشف من الأصل في 2018-11-21. اطلع عليه بتاريخ 2015-02-01.
  10. ^ أ ب Andrea Thompson (يناير 2009). "How Massive Stars Form: Simple Solution Found". Space.com. مؤرشف من الأصل في 2019-02-03. اطلع عليه بتاريخ 2015-02-01.
  11. ^ Bernard J. Carr. "Cosmology, Population III". مؤرشف من الأصل في 2017-10-20.
  12. ^ R. A. E. Fosbury؛ وآخرون (2003). "Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357" (PDF). Astrophysical Journal. ج. 596 ع. 1: 797–809. arXiv:astro-ph/0307162. Bibcode:2003ApJ...596..797F. DOI:10.1086/378228. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2014-06-13.
  13. ^ "COSMOS - The SAO Encyclopedia of Astronomy ›Population III". Centre for Astrophysics and Supercomputing. مؤرشف من الأصل في 4 أبريل 2019. اطلع عليه بتاريخ 8-مارس-2017. {{استشهاد ويب}}: تحقق من التاريخ في: |تاريخ الوصول= (مساعدة)
  14. ^ Sobral، David؛ Matthee، Jorryt؛ Darvish، Behnam؛ Schaerer، Daniel؛ Mobasher، Bahram؛ Röttgering، Huub J. A.؛ Santos، Sérgio؛ Hemmati، Shoubaneh (4 يونيو 2015). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation". المجلة الفيزيائية الفلكية. ج. 808 ع. 2: 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. DOI:10.1088/0004-637x/808/2/139.
  15. ^ Overbye، Dennis (17 يونيو 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". نيويورك تايمز. مؤرشف من الأصل في 2018-06-12.
  16. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Sobral-etal-2015-06
  17. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Astronomy-2017-06-17-ESO
  18. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Carr-essay
  19. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue أرخايف:2212.04476.
  20. ^ Callaghan، Jonathan (30 يناير 2023). "Astronomers Say They Have Spotted the Universe's First Stars - Theory has it that "Population III" stars brought light to the cosmos. The James Webb Space Telescope may have just glimpsed them". Quanta Magazine. مؤرشف من الأصل في 2023-02-09. اطلع عليه بتاريخ 2023-01-31.
مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=جمهرة_النجوم&oldid=61712229»