معدنية (فلك)

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
تجمع نجمي مغلق (مسييه 80). النجوم في التجمعات النجمية المغلقة تكون عادة نجوم معمرة وفقيرة المعدنية ، وتنتمي إل التصنيف II للنجوم.

المعدنية في الفلك (بالإنجليزية:metallicity) هي نسبة العناصر المكونة لجرم سماوي أثقل من الهيدروجين والهيليوم. ونظرا لأن معظم النجوم والتي تشكل المادة المرئية في الكون تتكون من الهيدروجين والهيليوم فيستخدم الفلكيون تعبير "المعدنية" لوصف وجود عناصر أخرى بصفة عامة. وعلى ذلك فيمكن أن يوصف سديم يحتوي على الكربون والنتروجين والأكسجين والنيون بأنه "غني المعدنية" من الوجهة الفلكيية رغم أن تلك العناصر لا تعتبر عناصر معدنية من الوجهة الكيميائية. ولا يجب الخلط بين المعدنية التي اخترناها هنا للتعبير عن ذلك و"المعادن" أو "الترابط المعدني" حيث أنه لا يوجد ترابط كيميائي أو معدني في النجوم ما عدا في النجوم الباردة من التصنيفين K and M stars. ولا ينتسب نوع الترابط الكيميائي الذي نعهده على الأرض على الحالات في باطن النجوم.

ويمكن عن طريق معرفة معدنية أحد الأجرام السماوية تحديد عمره. فعندما نشأ الكون طبقا لنظرية الانفجار العظيم كان يتكون من اصليا من الهيدروجين وعن طريق تخليق العناصر أثناء الانفجار العظيم تكون منه قدر كبير من الهيليوم ونسب صغيرة جدا من الليثيوم والبريليوم ولم تتكون أثناء الانفجار العظيم عناصر أثقل من ذلك. وبناء على ذلك فالنجوم المعمرة تكون معدنيتها أقل مما تحويه نجوم حديثة النشأة مثل الشمس.

تصنيفات النجوم I و II و III[عدل]

تصنف النجوم بالأصناف Iو IIو III حيث تتناقص معدنيتها بتزايد عمرها. ويعود ذلك التصنيف إلى تتابع اكتشافها وهو بعكس تسلسل نشأتهم. أي أن أول نجوم تكونت في الكون (كانت تحوي معدنية قليلة) تصنف بالتصنيف III ، وأما النجوم الناشئة حديثا (ذات معدنية عالية) فتصنف بالتصنيف I .

ورغم أن النجوم ومنها النجوم المعمرة تحتوي عادة على نسبة من العناصر الثقيلة فإن ذلك يصعب التصنيف ، ولذلك فقد اقترح افتراض وجود تصنيف نجوم خالية من المعدنية عندنشأة الكون وتسمى تلك بالتصنيف III. أي أن الكون في فترة وجيزة بعد الانفجار العظيم لم يحتو على معدنية ، ويعتقد أن المعدنية تكونت في أفران نجوم كبيرة تبلغ كتلة كل منها مئات المرات من كتلة الشمس، وقرب نهاية أعمار تلك النجوم الضخهمة كان قد تكون فيها العناصر ال 26 الأولى حتى عنصر الحديد طبقا للجدول الدوري للعناصر عن طريق تخليق العناصر.

وطبقا لنظرية تكون النجوم فقد استهلكت النجوم الأولى وقودها بسرعة بسبب ضهامتها التي تفوق كتلة الشمس مئات المرات ، وانفجرت كمستعرات عظمى. وبانفجارها تبعثرت مكوناتها في الفضاء بما تخلق فيها من معادن ، ثم تجمعت بعض سحب تلك العناصر مكونة أجيال جديدة من النجوم التي نراها في وقتنا هذا. وبسبب الكتل الضخمة للنجوم الأولى وقصر عمرها فإننا لا نجد اليوم (حتى عام 2010) من نجوم التصنيف III . ونظرا لانفجار تلك النجوم في هيئة مستعرات عظمى بعد عدة مئات الملايين من السنين بعد نشأة الكون ، فإننا لا نستطيع رؤية نجوم التصنيف III إلا في المجرات البعيدة عنا حيث يأتينا ضوؤها الآن بعد قطعه مسافات تقدر بمليارات السنين ،ويعد البحث عن تلك

النجوم القديمة من المواضيع النشطة في البحث الفلكي في الوقت الحالي.

وقد اقترح لتفسير مستعرين عظميين اكتشفا حديثا وهما SN 2006gy و SN 2007bi بأنهما انفجاران لنجمين بالغي الكتلة من التصنيف III في هيئة مستعر زوجي غير مستقر . [1].

ثم تكون الجيل التالي من النجوم من أشلاء المادة التي تبعثرت عند انفجار النجوم الضخمة الأولى. والنجوم المعمرة التي نراها في وقتنا هذا والمعروفة بالتصنيف Population II فهي تحتوي على معدنية قليلة جدا [2],[3] لأن الأجيال التالية لها تتميز بزيادة معدنيتها حيث تكونت من غبار كوني غني المعدنية عن ما سبقه من أجيال. وعند نهاية عمر تلك النجوم فإنها تبعثر مادتها ذات المعدنية الغنية في الوسط البيننجمي عن طريق السدم الكوكبية والمستعرات العظمى والتي تتكون منها نجوم الجيل اللاحق . وتلك النجوم الناشئة ومن ضمنها الشمس فتكون معدنيتها أعلى نسب معدنية نشاهدها ، وهذا هو التصنيف I للنجوم.

مقياس المعدنية[عدل]

تعطى معدنية أحد الأجرام السماوية بعدد وحيد عادة يعطي نسبة العناصر الثقيلة جميعا بالمقارنة بنسبتهم في الشمس. ونظرا لأن نسب العناصر متساوية في الكون فإن ذلك ينطبق أيضا على نجوم النسق الأساسي. وفي الشمس نجد أن نسبة الحديد إلى الهيدروجين 1: 31.000 . وغالبا يستخدم مقياس لوغاريتمي للمقارنة يرجع إلى شدة خطوط الطيف الامتصاصي للحديد Fe والهيدروجين H:


 [\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)} - \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\odot}}

وتقع تلك النسبة في نجوم مجرتنا بين -2و5 و 1 حيث تصل القيمة -5 فقط لنجوم التصنيف II ويوجد منها عدد ضئيل. وعينت القيمة للنجم CD−38°245 في عام 1984 بأنها -4. وهذا يعني أن محتواه من الحديد اقل 10.000 مرة عن نسبة الحديد في مادة الشمس. وفي عام 2002 عينت النسبة للنجم HE 1327−2326 واتضح انها بمقدار −5,4 مما يعني أن نسبة الحديد فيه أقل من نسبته في الشمس نحو 250.000 مرة ، إلا أن النجم يحتوي على نسب أعلى من الصوديوم والمغنسيوم والتيتانيوم. وفي العادة تعين أيضا أطياف عناصر ثقيلة أخرى مثل الثوريوم و اليورانيوم والكربون وغيرها ،ويساعد ذلك على تعيين أعمار النجوم وجدولتها. [4]

وبالنسبة لنجوم خارج النسق الأساسي فلا تنطبق المعادلة أعلاه. كما يبدو أن نسبة معدنية الشمس تعادل ضعف معدنية النجوم القريبة منها.

المراجع[عدل]

  1. ^ New Scientist article on pair-instability supernovae, 13 February 2010
  2. ^ Lauren J. Bryant. "What Makes Stars Tick". Indiana University Research & Creative Activity. اطلع عليه بتاريخ September 7, 2005. 
  3. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Salvaterra.2C_R..3B_Ferrara.2C_A..3B_Schneider.2C_R.
  4. ^ Anna Frebel: Auf der Spur der Sterngreise. In: Spektrum der Wissenschaft. September 2008, S. 24–32

اقرأ أيضا[عدل]