نجم

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث

النجم هو عبارة عن جسم كروي من البلازما ضخم ولامع ومتماسك بفعل الجاذبية. أقرب نجم للأرض هو الشمس، وهي مصدر أغلب الطاقة في الكوكب. تكون بعض النجوم الأخرى واضحة أثناء الليل حينما لا تغطيها السحب أو ظواهر جوية أخرى وتظهر كنقاط كثيرة مضيئة بسبب بعدها الهائل عن الأرض. تاريخياً، أهم النجوم في الكرة السماوية جمعت معاً في الكويكبات و الأبراج أما أكثر النجوم لمعاناً فلها أسماء معينة. جمع علماء الفلك فهرس شامل يحوي مسميات موحدة للنجوم.

تقع المنطقة تشكيل النجوم في سحابة ماجلان الكبرى. صورة ناسا/وكالة الفضاء الأوروبية.

على الأقل خلال جزء من حياته، يضيء النجم بسبب الاندماج النووي الحراري للهيدروجين إلى هيليوم في لُب النجم. مطلقاً بذلك الطاقة التي تخترق باطن النجم ثم يشع في الفضاء الخارجي. حالما يتم استنفاد هيدروجين النجم، فإن جميع العناصر الناشئة بشكل طبيعي تكون أثقل تقريباً من الهيليوم الذي يتم إنتاجه؛ إما عن طريق الاصطناع النووي النجمي خلال حياة النجم أو عن طريق الاصطناع النووي في المستعرّ الأعظم عندما تنفجر النجوم الضخمة جداً. ومع اقتراب نهاية حياته، يمكن أن يحتوي النجم على نسبة من المواد المتحللة. ويمكن للفلكيين تحديد الكتلة، العمر، التركيبة (التركيب الكيميائي)، والعديد من الخصائص الأخرى للنجم من خلال مراقبة حركته عبر الفضاء، لمعانه، والطيف على التوالي. الكتلة الاجمالية للنجم هي المحدد الرئيسي لتطوره ومصيره في نهاية المطاف. يتم تحديد الخصائص الأخرى للنجم بواسطة تاريخه التطوري، بما في ذلك القطر، ودورانه، وحركته ودرجة حرارته. جزء من درجة حرارة العديد من النجوم ضد لمعانها، والذي يعرف باسم مخطط هرتزشبرونج-راسل البياني يسمح بتحديد العمر والحالة التطورية للنجم.

صورة وهمية للون الشمس، وهو من نوع نجم G المتسلسل الجوهري ، والأقرب للأرض

يبدأ تكون النجم كسحابة متساقطة من مواد سديمية تحتوي على في المقام الأول على الهيدروجين، جنباً الى جنب مع الهيليوم ومقدار ضئيل من عناصر أثقل. حالما يتكثف اللبّ النجمي فإن الهيدروجين يتحول بثبات الى هليوم من خلال عملية الاندماج النووي، ومطلقا طاقة في هذه العملية.[1] ماتبقى من باطن النجم يحمل الطاقة بعيداً عن اللب من خلال خليط من العمليات الإشعاعية والحملية. ضغط النجم الداخلي يمنعه من السقوط أكثر تحت جاذبيته. حالما يتم استنفاد طاقة الهيدروجين في اللب، النجم مع ما لا يقل عن 0.4 مرة من كتلة الشمس [2] يتمدد ليصبح عملاق احمر، في بعض الحالات يتم صهر عناصر أثقل في اللب او في الطبقة الحامية حول اللب. النجم عندها يتطور الى شكل متحلل، معيداً تدوير جزء من جوهره الى بيئته النجمية، حيث أنه سيكون جيل جديد من النجوم ذات نسبة اكبر من العناصر الثقيلة.[3] في هذه الاثناء فإن اللب يصبح بقايا نجم: قزم أبيض او نجم نيتروني او ( اذا كان ضخم بما فيه الكفاية) ثقب أسود.

تتكون النظم الثنائية والمتعددة النجوم من اثنين أو أكثر من النجوم محدودة الجاذبية، والتي تتحرك عموماً حول بعضها البعض في مدارات مستقرة. عندما لا يكون لدى اثنين من هذه النجوم مدار قريب نسبياً، فإن تفاعل الجاذبية له تأثير كبير على تطورها في نشؤ هياكل ذات جاذبيات أضخم مثل العناقيد النجمية و المجرات.

تاريخ مراقبة النجوم[عدل]

شهد الناس أنماطاً في النجوم منذ العصور القديمة. وقام يوهانس هوليوس برسم صورة ١٦٩٠ هذه لبرج الأسد.

تاريخياً، كانت النجوم مهمة للحضارات في جميع أنحاء العالم. كانت النجوم جزءاً من الممارسات الدينية و كانت تستعمل في الملاحة الفلكية و لمعرفة الاتجاهات. كان العديد من علماء الفلك القدماء يعتقدون أن النجوم ثابتة بشكل دائم على مجال سماوي، و أنها غير متغيرة. بالإجماع، جمع علماء الفلك النجوم في كوكبات واستعملوها لتتبع حركة الكواكب و استنتاج موقع الشمس.[4] كان يتم استعمال حركة الشمس على خلفية من النجوم (والأفق) لصنع تقويمات من الممكن استعمالها لضبط الممارسات الزراعية[5] . يعد التقويم الميلادي (الذي يستعمل تقريباً في كل مكان على الأرض) تقويماً شمسياً يستند على درجة محور دوران الأرض بالنسبة الى نجمها المحلي، الشمس.

يمكن رؤية برج الأسد بالعين المجردة كما هو ظاهر بالصورةك وقد تم إضافة الخطوط.

ظهر أقدم رسم بياني للنجوم في علم الفلك المصري القديم في 1534 قبل الميلاد.[6] تم جمع أقدم فهرس معروف عن النجوم من قبل علماء الفلك البابليين القدماء من بلاد ما بين النهرين في نهاية القرن الثاني قبل الميلاد، خلال فترة الكيشيين (حوالي 1531-1155 قبل الميلاد).[7]

تم إنشاء أول فهرس نجوم في علم الفلك الإغريقي من قبل اريستيلوس في 300 قبل الميلاد تقريباً، بمساعدة تيموكارس.[8][9] احتوى فهرس نجوم أبرخش (القرن الثاني قبل الميلاد) على 1020 نجمة، كما تم استعماله لتجميع فهرس نجوم بطليموس.[10] يُعرف أبرخش باكتشافه لأول نجم متفجّر مؤرّخ. اشتُقت أسماء العديد من الكوكبات و النجوم المستعملة اليوم من علم الفلك الإغريقي.

على الرغم من ثبات ظهورها في السماء، كان فلكيّو الصين على وعي وإدراك أن نجوم جديدة يمكن أن تظهر.[11] في العام 185 بعد الميلاد كانوا أول من لاحظ وكتب عن نجم متفجّر -سوبر نوفا- والذي يعرف الآن SN185. [12] وكان ألمع النجوم التي سجلت في التاريخ كان SN 1006 والذي تم اكتشافه في عام 1006 وكتب عنه الفلكي المصري علي بن رضوان والعديد من الفلكيين الصينين.[13] النجم المستعر الأعظم SN 1054 والذي نشأ لسديم السرطان لوحظ من قبل علماء الفلك الصينيون والمسلمون.[14][15][16]

أعطى علماء الفلك الإسلامي في العصور الوسطى الأسماء العربية إلى العديد من النجوم التي لا تزال تستخدم اليوم، واخترعوا العديد من الأدوات الفلكية التي يمكن بواسطتها تحديد مواقع النجوم. كما بنوا أول وأكبر معاهد المراصد البحثية، وذلك أساسا لغرض إنتاج كتالوجات نجوم الزيج.[17] ومن بينها كتاب صور الكواكب الثمانية والأربعين (964) من قبل عالم الفلك الفارسي عبد الرحمن الصوفي ، الذي لاحظ ووصف عدد من النجوم وتجمعات النجوم (بما في ذلك فيلوروم او ميكرون و تجمعات بروكي) و المجرات (بما في ذلك مجرة أندروميدا).[18] ووفقا للزاهور، فإنه في القرن الحادي عشر وصف الباحث الموسوعي الفارسي أبو الريحان البيروني مجرة درب التبانة كوافر من الشظايا التي لها خصائص نجوم غامضة، وأيضا أعطى خطوط العرض من مختلف نجوم خلال الكسوف القمري في 1019.[19]

بحسب جوسيف بويج، فإن الفلكي الأندلسي ابن باجة اقترح أن درب التبانة مكونة من نجوم كثيرة توشك أن تلامس بعض وظهرت على أن تكون صورة متواصلة وذلك بسبب تأثير انحراف الضوء من المواد القمرية الفرعية، واستشهد بملاحظته اقتران كوكب المشتري وكوكب المريخ في عام 500 هجرياً (1106/1107 م) كدليل لهذا.[20] الفلكيون الأوربيون الأوائل مثل تايكو براه ميز نجوم جديدة في سماء الليل (لاحقا سميت نوفو) مرجحاً أن السموات ليست ثابتة. في 1584 أشار جوردانو برونو إلى أن النجوم مثل الشمس، وقد تكون لها كواكب أخرى، من المحتمل حتى كواكب مثل الأرض، تدور حولها[21]، وهذا الفكرة قد طرحت سابقاً من الفلاسفة اليونانيين القدامى، ديموقريطوس و إبيقور[22] [23] ومن علماء الفلك المسلمين في القرون الوسطى مثل فخر الدين الرازي.[بحاجة لمصدر] .[24] بحلول القرن التالي، وصلت الفكرة بأن النجوم مثل الشمس إلى إجماع بين الفلكييين. ولشرح لماذا هذه النجوم لا تبذل اي سحب جاذبي على النظام الشمسي, اقترح إسحاق نيوتن أن النجوم موزعة بالتساوي في جميع الإتجاهات، وهي الفكرة التي دُعمت من قِبل عالم اللاهوت ريتشارد بينتلي.[25]

سجّل عالم الفلك الايطالي جيمينانو مونتاناري ملاحظاته عن اختلاف لمعان النجم رأس الغول عام 1667. بينما نشر ادموند هالي القياسات الاولى للحركة الصحيحة لكل زوج متقارب من النجوم الثابتة، موضحاً أنهم غيروا موقعهم منذ وقت علماء الفلك اليونانيين بطليموس و هيبارخوس.[21]

كان ويليام هيرشل أول عالم فلك يحاول أن يحدد توزيع النجوم في السماء. خلال عام 1870م، قام بتنفيذ سلسلة من القياسات في 600 اتجاه، و أحصى النجوم على طول كل خط أفق. ومن هذا استطاع أن يستنتج أن عدد النجوم كان يتصاعد تدريجياً نحو جانب واحد من السماء، في اتجاه درب التبانة. أعاد ابنه جون هيرشل هذه الدراسة في نصف الارض الجنوبي ووجد زيادة مُماثلة في نفس الاتجاه.[26] بالإضافة الى انجازاته الأخرى يُعرف ويليام هيرشل باكتشافه أن بعض النجوم لا تقع فقط على نفس خط الأفق، بل هي أيضاً مترافِقة فيزيائياً والتي تشكّل أنظمة نجوم ثنائية.

يعد جوزيف فون فراونهوفر و أنجيلو سيكي رواد علم المطيافية النجمية. من خلال مقارنة أطياف النجوم مثل الشعرى اليمانية بالشمس، حيث وجدا اختلافات في قوة و عدد خطوط الامتصاص (الخطوط الداكنة في المطيافية النجمية الناتجة عن امتصاص ترددات معينة من قبل الجو). بدأ سيكي في عام 1865 بتصنيف أطياف النجوم. بالرغم من ذلك، تم تطوير النسخة الحديثة من التصنيف النجمي من قبل آني جمب كانن خلال فترة التسعينات.

يظهر نجما رجل القنطور أ و ب على أطراف كوكب زحل.

القياس الاول المباشر للمسافة لنجم (61 سيجني في 11.4 سنوات ضوئية) كان قد عمل في 1838 بواسطة فريدريك بيسيل باستخدام تقنية البارالاكس. قياسات البارالاكس تشرح الفاصل الكبير للنجوم في السماوات.[21] ازدادت أهمية رصد النجوم المضاعفة المكتسبة خلال القرن التاسع عشر. ففي 1834، رصد فريدريك بيسيل تغيرات في الحركة الحقيقية للشعرى اليمانية، واستدل بذلك على وجود مرافق خفية. بينما اكتشف ادوارد بيكيرنج أول نجم ثنائي في 1899 عندما رصد الانشقاق الدوري للخطوط الطيفية للنجم مئزر في دورة اليوم 104. جمع الفلكيون - على رأسهم ويليام ستروفه وويسلي بيرنهام - تفاصيل الرصد لعدد من أنظمة النجوم الثنائية مما سمح بتحديد كتلة النجوم وذلك بحساب العناصر المدارية. الحل الاول لمشكلة اشتقاق مدار لنجوم ثنائية من رصد لتليسكوب كانت قد عملت بواسطة فليكس سافاري في 1827.[27] شهد القرن العشرون تقدما سريعا نحو مزيد من الدراسة العلمية للنجومK كما أصبح التصوير أداة فلكية مهمة في هذه الدراسة. اكتشف كارل شوارتزشيلد بأن لون النجم وبالتالي درجه حرارته يمكن تحديدها بمقارنة المقدار الظاهري بالمقدار التصويري. سمح التطور في صناعة الفوتوميتر الكهروضوئي -جهاز لقياس شدة الضوء- بالقيام بقياسات دقيقة للمقدارعلى فترات متعددة للأطوال الموجية. أجرى ألبرت ميكلسون عام 1921م أول قياس لقطر نجمي بواسطة الانترفيروميتر -جهاز مقياس التداخل الفلكي- من تلسكوب هوكر -مرصد جبل ويلسون.[28]

حدثت أعمال مفاهيمية مهمة عن البنية المادية للنجوم خلال العقود الاولى من القرن العشرين. في عام 1913، تم تطوير تصنيف هرتزشبرونج-راسل، مما دفع بدراسة النجوم الفيزيائية الفلكية الى الأمام. تم تطوير نماذج ناجحة لشرح التصميم الداخلي للنجوم و تطور النجوم. كانت سيسيليا بيني-جابونسشكن أول من اقترح أن النجوم مكونة في الاساس من الهايدروجين والهيليوم في أطروحتها لنيل الدكتوراة عام 1925.[29]. تم فهم أطياف النجوم أكثر أيضاً بعد التطور في مجال ميكانيكا الكم. سمح هذا بتحديد التكوين الكيميائي للجو النجمي.[30]

باستثناء النجوم المتفجرة، لوحظ في المقام الأول النجوم الفردية في مجموعتنا المحلية للمجرات، وخصوصا في الجزء المرئي من مجرة درب اللبانة (كما يتضح من الفهارس التفصيلية متاحة للنجمة مجرتنا).[31] ولكن لوحظت بعض النجوم في المجرة M100 من عنقود مجرات العذراء العظيم، حوالي 100 مليون سنة ضوئية من الأرض.وفي عنقود مجرات العذراء العظيم من الممكن أن نرى عناقيد النجوم، ويمكن للتلسكوبات الحالية مبدأياً مراقبة النجوم الفردية الخافتة في المجموعة المحلية للنجوم – حيث النجوم الأكثر بعدا قد تصل إلى مائة مليون سنة ضوئية من الأرض (انظر: متغير قيفاوي). ومع ذلك، خارج عنقود مجرات العذراء العظيم، فإن كلا النجوم الفردية ومجموعات النجوم لم تلاحظ. والاستثناء الوحيد هو صورة باهتة من مجموعة نجوم كبيرة تحتوي على مئات الآلاف من النجوم تقع على بعد مليار سنة ضوئية[32]—ten times further than the most distant star cluster previously observed. - عشرة أضعاف المسافة من كتلة النجمة الأكثر بعدا التي لوحظت سابقا.

التسميات[عدل]

تحتوي هذه الصورة على نجوم زرقاء تعرف بـ"النجوم الزرقاء الشاردة" ويظهر موقعها على رسم هرسل البياني.

كان مفهوم الكوكبة معروفاً بوجوده خلال الفترة البابلية. مراقبي السماء القدماء كانوا قد تخيلوا ان الترتيب المميز للنجوم شكّل انماط محددة، وقاموا بربطها بجوانب معينة من الطبيعة أو خرافاتهم. اثني عشر من هذه التشكيلات وضع على طول الحزمة من مسير الشمس واصبحت اساس علم التنجيم.[33] تم إعطاء العديد من النجوم الفردية البارزة أسماء محددة، وخصوصا أسماء عربية أو لاتينية.

وكذلك بعض الأبراج والشمس نفسها، والنجوم الفردية كانت بحد ذاتها أساطيراً خاصة.[34] فبالنسبة إلى الثقافة الإغريقية القديمة، بعض "النجوم"، والمعروفة باسم الكواكب (اليونانية πλανήτης (بلانتيس)، وتعني "الهيام")، تمثل مجموعة من الالهات المهمة المختلفة، والتي اخذت منها ايضا أسماء الكواكب عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل. أورانوس ونبتون [34] كانوا أيضاً من الآلهة اليونانية والرومانية، ولكن لم يكن أي من هذه الكواكب معروفا في العصور القديمة وذلك لان لمعانها منخفض. حيث قام علماء الفلك في وقت لاحق بتسمية هذه الكواكب.

حوالي عام 1600 كانت الأبراج تسمى على حسب موقعها في السماء. أنشأ عالم الفلك الالماني يوهان بيير سلسلة من خرائط النجوم و وضعها بالحروف الاغريقية كدلالة للنجم في كل مجموعة. بعد ذلك كان نظام الترقيم استنادا الى الصعود الايمن للنجم تم اختراعه وضمّه إلى كاتالوج النجوم لجون فلامستيد في كتابه "وصف مواقع النجوم - الطبعة 1712"، والذي به تم تسمية نظام الترقيم بتعيين فلامستيد أو ترقيم فلامستيد.[35][36]

يعتبر الإتحاد الفلكي الدولي (IAU) هو الجهة الوحيدة المعترف بها دولياً لتسمية الأجرام السماوية[37]، هناك عدد من الشركات الخاصة تبيع أسماء النجوم، وهي ما تعتبرها المكتبة البريطانية مؤسسات تجارية غير نظامية.[38][39] بينما الإتحاد الفلكي الدولي قد أبعد نفسه عن هذه الممارسة التجارية، كما أن هذه الأسماء غير معترف بها من قبل الإتحاد الفلكي الدولي ولا يتم استخدامها.[40] أحد هذه الشركات الخاصة لتسمية النجوم هي السجل النجمي الدولي، والتي في الثمانينيات، كانت متهمة بممارسات مضللة لتوحي على أنها جهة مصرح بها وعلى أن اسمها المعين كان رسمياً. نشاطات شركة السجل النجمي الدولي -الموقفة حالياً- كانت مصنفة بشكل غير رسمي على أنها احتيال او تزوير،[41][42][43][44] كما أن إدارة شؤون المستهلك بنيويورك صدرت مخالفة ضد السجل النجمي الدولي في المشاركة في ممارسة تجارية مضللة.[45][46]

وحدات القياس[عدل]

بالرغم من انه يمكن التعبير عن المعايير النجمية (قياسات النجوم) بنظام الوحدات الدولي SI او نظام وحدات سنتيمتر غرام ثانية الا انه غالبا ما يكون اكثر ملائمة استخدام الوحدات الشمسية لقياس الكتلة و اللمعان (السطوع) ونصف القطر النجمي, وذلك اعتمادا على خصائص الشمس التالية:

الكتلة الشمسية M⊙ = 1.9891 × 1030 kg
السطوع الشمسي L⊙ = 3.827 × 1026 watts
نصف القطر الشمسي R⊙ = 6.960 × 108 m

بالنسبة للأطوال الاكبر مثل قياسات نصف المحور الرئيسي لأنظمة النجوم الثنائية فغالبا ماتستخدم الوحدة الفلكي (AU) للتعبير عنها- تساوي تقريبا متوسط المسافة بين الأرض والشمس (150 مليون كلم او 93 مليون ميل).

تشكّل النجوم وتطورها[عدل]

النجوم تتولد ضمن منطاق ممتدة ذو كثافة عالية في البيئة البينجمية، رغم أن الكثافة لا تزال أقل من داخل غرفة فارغة. هذه المناطق تسمى السحابات الجزيئية وتحتوي غالبا على الهيدروجين، مع 23-28% هيليوم، ونسبة قليلة من عناصر ثقيلة أخرى. مثال واحد لهذه المناطق المولدة للنجوم هي سديم أوريون.إغلاق </ref> مفقود لوسم <ref>

فكرة الفنان لولادة نجم داخل سحابة جزيئية كثيفة. صورة من وكالة ناسا.
  • النجوم ذات الكتل المنخفضة جداً، كتلتها أقل من 0.5 كتلة شمسية لا تدخل في فرع عملاق مقارب (AGB) ولكن بطور مباشر الىالأقزام البيضاء.
  • النجوم ذات الكتل منخفضة (بما في ذلك الشمس) مع كتلة أعلاه حوالي 0.5 وأدناه حوالي 1.8-2.2 كتل شمسية (اعتمادا على التكوين) تدخل في فرع عملاق مقارب AGB، حيث طور الهيليوم المركزي المتحلل.
  • النجوم المتوسطة تخضع لعملية انصهار الهليوم وتطوّر تحلل الكربون والأوكسجين في اللّب. النجوم الضخمة والتي لديها الحد الأدنى كتلة من 7-10 كتل شمسية، ويمكن أن تكون منخفضة مثل 5-6 كتل شمسية. هذه النجوم تخضع لانصهار الكربون مع اقتراب نهاية حياتها في مرحلة انفجار لب النجم المتفجر الأساسية.

تكوّن النجم الأولي[عدل]

تكّون النجوم يبدأ بوجود جاذبية غير مستقرة ضمن سحابة جزيئية، مسببّة من مناطق ذات كثافة عالية مثارة غالباً من موجات الصدم من نجوم متفجرة قريبة (إنفجارات نجمية هائلة)، حيث تتصادم سحابات جزيئية مختلفة أو تصادم لمجرات (مثل الذي في مجرة ستاربرست -مجرة نجمية) . عندما تصل منطقة إلى كثافة كافية للمواد كي تلبي معايير جينس لعدم الإستقرارية، تبدأ بالإنهيار تحت قوتها الجاذبية.[47]

كلما انهارت السحابة، تتكون تجمعات فردية من الرمل الكثيف والغاز بما يعرف بكرات بوك. كلما انهارت الكرة والكثافة زادت، طاقة الجاذبية تتحول الى حرارة مماي سبب ارتفاع درجة الحرارة. وعندما تصل سحابة النجم الاولي تقريبا لحالة الاستقرار للتوازن الهيدروستاتيكي، يتكون النجم الاولي في اللب.[48] هذه النجوم التي تستعد لان تتسلسل او تتتابع عادة ماتٌحاط بقرص كوكبي وتدعم بشكل اساسي بطاقة الجاذبية المتحررة. فترة الانقباض الجاذبية تظل لما يقارب من 10 الى 15 مليون سنة.

تسمى النجوم ذات الكتلة الأقل من 2 كتلة شمسية بنجم تي تاوري، في حين تسمى النجوم ذات كتلة أكبر "نجمة هيربغ" (Herbig Ae/Be star). تنبعث من هذه النجوم حديثة الولادة غازات على طول محور دورانها مما قد يقلّل زاوية سقوط النجم وينتج بقع صغيرة من الضبابية تعرف بأجسام هييربج هارو.[49][50] هذه الانبعاثات بالإضافة إلى إشعاعات النجوم القريبة ربما تساعد في إبعاد السحب المحيطة عن مكان تشكّل النجم.[51]

في وقت مبكر من حياة نجوم تي تاوري تتبع مسار هياشي، تعقد ويقل لمعانها في حين تبقى تقريباً في نفس درجة الحرارة. نجوم تي تاوري الأقل ضخامة تتبع هذا المسار إلى التسلسل الرئيسي، بينما النجوم الأكثر ضخامة تتحول الى مسار هينيي.

التسلسل الرئيسي[عدل]

تقضي النجوم حوالي 90٪ من كل حياتها في صهر الهيدروجين لإنتاج الهيليوم في التفاعلات ذات درجة الحرارة العالية والضغط العالي بالقرب من الّلب. ويقال إن هذه النجوم تكون على التسلسل الرئيسي وتسمى النجوم القزمة. ابتداء من سن الساعة صفر في التسلسل الرئيسي، فإن نسبة الهيليوم في جوهر النجم في زيادة مطردة، معدل الاندماج النووي في الّلب سيزيد ببطء، وكذلك لدرجة حرارة النجم ولمعانه.REF الشمس، على سبيل المثال، تشير التقديرات إلى أن زيادة في لمعانها بنحو 40٪ منذ أن وصلت إلى التسلسل الرئيسي منذ 4.6 مليار (4.6 × 109) سنة.[52]

كل نجم يولّد رياح نجمية من الجزيئات التي تسبب تدفق مستمر للغازات إلى الفضاء، بالنسبة إلى لمعظم النجوم فإن كمية الكتلة المفقودة متواضعة. الشمس تفقد 14−10 من كتلتها الشمسية كل سنة،[53] او حوالي 0.01% من مجموع كتلتها في كل عمرها. وعلى الرغم من ذلك، فإن عدداً من النجوم الهائلة جداً قد تفقد 10−7 إلى 10−5 من كتلتها الشمسية كل سنة، مما يؤثر على تطورها بشكل ملحوظ.[54] النجوم التي تبدأ بأكثر من 50 كتلة شمسية قد تفقد أكثر من نصف مجموع كتلتها في حين تبقى في تسلسلها الرئيسي.[55]

مثال على رسم هرسل البياني لمجموعة من النجوم التي تضمن الشمس كـ(مركز). (انظر "تصنيف" أدناه).

تعتمد المدة التي يقضيها النجم في التسلسل الرئيسي في المقام الأول على كمية من الوقود التي يجب أن تنصهر ومعدل صهر الوقود، أي كتلتها الأولية ولمعانها. بالنسبة للشمس، تقدر حياتها في أن تكون حوالي 10 مليار (1010) سنة. النجوم الضخمة تستهلك وقودها بسرعة جدا وقصيرة الأجل. النجوم ذات الكتلة المنخفضة تستهلك وقودها ببطء شديد. النجوم الأقل ضخامة من 0.25 كتلة شمسية تسمى: الأقزام الحمراء قادرة على المزج بين كل ما يقارب من كتلتها كوقود في حين أن النجوم ذات حوالي 1 كتلة الشمسية لا يمكن أن تستخدم إلا حوالي 10٪ من كتلتها كوقود. المزيج من بطء استهلاكها للوقود وإمدادات الوقود الصالحة للاستعمال واسع نسبيا يسمح للنجوم حوالي 0.25 مرة من كتلة الشمس أن تستمر لحوالي تريليون (1012) سنة وفقا لحسابات التطور النجمي، في حين أن النجوم المدموجة بالهيدروجين الأقل ضخامة (0.08 كتلة شمسية) سوف تستمر لمدة حوالي 12 تريليون سنة.[56] وفي نهاية حياتها، الأقزام الحمراء تصبح ببساطةاخفت وابهت.[57] ومع ذلك، بما ان هذه النجوم أكبر من العمر الحالي للكون (13.8 مليار سنة)، لا نجوم اقل من حوالي 0.85 كتلة شمسية [58] يتوقع أن تكون قد انتقلت للخروج من التسلسل الرئيسي.

بالإضافة إلى الكتلة، فإن العناصر الأثقل من الهليوم تلعب دورًا هامًا في تطور النجوم. في علم الفلك كل العناصر التي تبدو أثقل من الهيليوم تعتبر كمعادن، ويسمى التركيز الكيميائي لهذه العناصر بالمعدنية. تؤثر هذه العناصر المعدنية على مدة حرق النجم لوقوده، كما تسيطر على تكوين الحقول المغناطيسية[59] وتخفف قوة الرياح النجمية.[60] في أقدم تصنيف للنجوم، النجوم المعمرة تحتوي على معدنية أقل من النجوم الناشئة والتي تتكون بسبب السحب الجزيئية. مع مرور الوقت تثري هذه السحب العناصر الأثقل على نحو متزايد كما تموت النجوم القديمة وتفصل أجزائها في الجو.

مابعد التسلسل الرئيسي[عدل]

في الوقت الذي تستهلك النجوم ذات الكتلة الشمسية[57] والتي لا تقل عن 0.4 مخزونها من الهيدرجين في باطن النجم، تتمد طبقاته الخارجية بشكل كبير ثم تبرد لتشكل عملاق أحمر. خلال 5 بليون سنة وعندما تدخل الشمس هذه المرحلة سوف يتمدد نصف قطرها الى حوالي 1 وحدة فلكية (150 مليون كيلومتر)، أي مايعادل 250 مرة حجمها الحالي. عندما تصبح الشمس عملاق أحمر، فسوف تفقد تقريبا 30% من كتلتها الحالية.[61][62]

في أي عملاق احمر بكتلة تبلغ حوالي 2,25 كتلة شمسية يتواصل اندماج الهيدروجين داخل قشرة تحيط بباطن النجم.[63] وبمرور الوقت يصبح باطن النجم مضغوط بشكل كافي لأن يبدأ عملية اندماج الهيليوم، ثم في ذلك الوقت ينكمش نصف قطره تدريجيا وتزداد درجة حرارة سطحه. بالنسبة للنجوم الكبيرة فإن منطقة باطن النجم تتحول مباشرة من عملية اندماج الهيدروجين الى اندماج الهيليوم.[64]

بعد أن يقوم النجم باستنزاف الهيليوم الموجود في باطنه، تستمر علمية الاندماج النووي داخل قشرة تحيط بباطنه شديد الحرارة والمحتوي على الكربون والاكسجين. يتبع النجم بعد ذلك مساراً تطورياً يوازي مرحلة العملاق الأحمر الأصلية، لكن بدرجة حرارة سطح أعلى.

النجوم الكثيفة[عدل]

خلال مرحلة احتراق الهيليوم، تتسع النجوم ذات كثافة عالية جدا مع اكثر من تسع كتل شمسية لتُشكل العملاق الاحمر. حالما يُستَنزف هذا الوقود في لُّب النجم، تستمر بصهر مواد أثقل من الهيليوم.

يتقلص اللُّب حتى تصبح درجة الحرارة والضغط كافيان لصهر الكربون (انظر عملية حرق الكربون). تستمر هذه العملية ومع المراحل المتعاقبة التي يتم تغذيتها بواسطة النيون (انظر عملية حرق النيون)، والأوكسجين (انظر عملية حرق الاوكسجين) والسيليكون (انظر عملية حرق السيليكون). عند اقتراب نهاية حياة النجم، يستمر الاندماج على طول قشرة طبقات النجم. كل قشرة يتم فيها دمج عنصر مختلف، حيث يدمج الهيدروجين في القشرة الخارجية، التي تليها الهيليوم وهكذا دواليك.[65]

يتم الوصول إلى المرحلة الاخيرة عندما يبدأ النجم بإنتاج الحديد. وطالما نوى الحديد مترابطة أكثر من أي نواة أثقل، أي اندماج لأي عنصر آخر بخلاف الحديد لايُنتج عنه انبعاث لطاقة صافية -العملية المعاكسة سوف تستهلك طاقة. كذلك، طالما انها مترابطة بشكل اكبر من اي نواة خفيفة، فإن الطاقة لايمكنها ان تنبعث بالانشطار النووي.[63] ومنذ القدم فإن النجوم الضخمة، اللب الضخم للحديد الجامد سوف يتراكم في مركز النجم. العناصر الأثقل في هذه النجوم تستطيع ان تظهر على السطح، مكونة مواد متطورة تعرف بنجوم وولف رايت والتي بإمكانها أن تكثف رياح نجمية تضرب الغلاف الجوي.

الانهيار[عدل]

عندما ينكمش لُبّ النجم، تزداد شدة الإشعاع من سطحه، وايجاد مثل هذا الضغط الإشعاعي على الغلاف الخارجي للغاز ستدفع تلك الطبقات بعيداً، مما يشكل سديم كوكبي. إذا ما تبقى من الغلاف الجوي الخارجي بعد إسقاطه هو أقل من 1.4 كتلة شمسية، فإنه ينكمش إلى كائن صغير نسبياً عن حجم الأرض، والمعروفة باسم القزم الأبيض. حيث أنها ليست ضخمة بما فيه الكفاية للحصول على مزيد من الضغط لتأخذ مكاناً لها.[66] المواد الالكترونية المتحللة داخل القزم الأبيض لم تعد بلازما، على الرغم من أن النجوم يشار إليها عموماً على أنها مجالات بلازما. الأقزام البيضاء سوف تتلاشى في نهاية المطاف إلى الأقزام السوداء على امتداد مسافة طويلة جدا من الزمن.

أول ما لوحظ المشتعر الأعظم نسيم السرطان حوالي عام ١٠٥٠م

في النجوم الأكبر، يستمر الاندماج النووي حتى ينمو الحديد الأساسي أكبر من 1.4 كتلة شمسية والذي لن يصبح قادراً على دعم كتلته الخاصة. هذه القوة سوف تنهار فجأة في حين تتحرك الكتروناتها في داخل البروتونات، مشكلة النيوترونات، حيث تكون النيوترونات وأشعة غاما في موجة من الأسر الالكتروني واضمحلال بيتا العكسي. تشكل الهزة بسبب هذا الانهيار المفاجئ تسبب انفجارا لبقية النجوم لتكون نجوم متفجرة. النجوم المتفجرة مشرقة جداً حيث إشراقها قد يتفوق لفترة وجيزة على نجم بأكمله في المجرة الرئيسية. عندما يحدث داخل مجرة درب التبانة، لوحظ تاريخيا ان النجوم المتفجرة تشاهد بالعين المجردة, وتعرف باسم النجوم الجديدة حيث لم يكن موجودا على ما يبدو من قبل.[67]

معظم هذه المواد في النجم تنفجر بعيداً من جرّاء انفجار النجوم المتفجرة (تشكيل السدم مثل سديم السرطان) وما تبقى سيكون نجم نيوتروني (الذي تظهر أحيانا نفسها بأنها بولسار أو الأشعة السينية المفجرة) أو في حالة من نجوم أكبر (كبيرة بما يكفي ليترك بقايا نجمية أكبر من ما يقرب من 4 كتلة شمسية)، أو ثقب أسود.[68] وفي مواد النجم النيوتروني هو في حالة تعرف باسم مادة النيوترون المتحللة، مع أكثر شكل غريبة من المادة المتحللة، مادة كوارك، ربما موجودة في لُّب النجم. داخل الثقب الأسود فإن هذه المادة هو في حالة ليست مفهومة حالياً.

الطبقات الخارجية في النجوم المحتضرة قابلة للخروج وتشمل العناصر الثقيلة والتي يمكن إعادة تدويرها خلال تشكيل نجم جديد. هذه العناصر الثقيلة تسمح بتشكيل الكواكب الصخرية. يلعب التدفق من النجوم المتفجرة والرياح النجمية من النجوم الكبيرة دوراً هاما في تشكيل المتوسط بين النجوم.[67]

توزيع النجوم[عدل]

صورة لنجم قزم أبيض في المدار حول نجم الشعرى اليمانية (انطباع الفنان). صورة من ناسا.

بالإضافة إلى النجوم المعزولة، هناك نظام النجم المتعدد الذي يتكون من اثنين أو أكثر من نجوم محدودة الجاذبية تدور حول بعضها البعض. أكثر الأنظمة النجمية المتعددة شيوعا نظام النجم الثنائي، وتوجد أنظمة من ثلاثة أو أكثر من النجوم. ذلك بسبب تحقيق الاستقرار المداري، وغالبا ما تنظم هذه الأنظمة مثل نظام النجم المتعدد في مجموعات هرمية من النجوم الثنائية المشتركة المدار.[69] أيضا اُكتُشِفَتْ مجموعات أكبر تسمى عناقيد النجوم. هذه مجموعة من الرابطات النجمية لها عدد قليل من نجوم الحرة، وقد تصل إلى مجموعات كروية هائلة من مئات الآلاف من النجوم. ساد الافتراض الذي يذكر بأن غالبية النجوم التي توجد في محيط الجاذبية نفسه ماهي إلا أنظمة نجوم متعددة لفترة طويلة. وهذا الافتراض صحيح بشكل خاص للنجوم من فئة O وفئة B، حيث أن 80% من هذه النجوم يُعتقد بأنها جزء من أنظمة نجوم متعددة. على اي حال فإن نسبة انظمة النجوم الوحيدة تتزايد بالنسبة للنجوم الصغرى. لذلك 25% من الاقزام الحمر تعرف بان لديها قرين نجمي. وكما ان 85% من كل النجوم هي عبارة عن اقزام حمراء، فإن أغلب النجوم في مدار جرة درب التبانة هي على الارجح وحيدة من الولادة.[70]

لاتنتشر النجوم بشكل منتظم عبر الفضاء ولكنها عادة تتجمع في مجرات بالقرب من الغازات والاتربة النجمية. المجرة المثالية تحتوي على مئات المليارات من النجوم وهنالك اكثر من 100 مليار مجرة في الكون المرئي.[71] التعداد التقديري للنجوم في العام 2010 كان 300 سكستيليون (3 × 1023) في الكون المرئي.[72] بينما كان من المعتقد غالباً ان النجوم فقطا توجد في المجرة، اكتشفت نجوم توجد مابين المجرات.[73]

أقرب نجم إلى الأرض، بصرف النظر عن الشمس، هو بروكسيما سنتوري، والذي يبعد 39.9 تريليون كيلو متر، أو 4.2 سنة ضوئية. السفر في سرعة مدارية للمكوك الفضاء (8 كيلومتر في الثانية تقريبا، 30،000 كيلومترا في الساعة)، ان الامر سيستغرق حوالي 150،000 سنة للوصول إلى هناك.[74] مثل هذه المسافات هي نموذجية داخل أقراص المجرة، بما في ذلك في محيط النظام الشمسي.[75] النجوم يمكن ان تكون أقرب إلى بعضها البعض في مراكز المجرات والعناقيد الكروية أو أبعد من ذلك بكثير وبصرف النظر في هالات المجرة.

بسبب المسافات الشاسعة نسبيًا بين النجوم خارج نواة المجرة، فإن الاصطدامات بين هذه النجوم يُعتقد بأنها كانت نادرة. في المناطق الأكثر كثافة مثل قلب التجمع المغلق أو مركز المجرة يمكن للتصادمات فيها أن تكون أكثر شيوعًا.[76] مثل هذه الاصطدامات يمكن أن تنتج ما يُسمى بالنجوم الزرقاء الشاردة. هذه النجوم الشاذة تمتلك درجة حرارة على سطحها أعلى من درجات الحرارة للنجوم الرئيسية الأخرى مع بقاء نفس اللمعان في عنقود النجوم.[77]

الخصائص[عدل]

الشمس وهي أقرب النجوم للأرض.

يتم تحديد كل شيء تقريبا عن النجم من قبل كتلته الأولية، بما في ذلك الخصائص الأساسية مثل اللمعان والحجم، وكذلك تطور النجم، وعمره، ومصيره النهائي.

العمر[عدل]

عمر معظم النجوم هو مابين 1 مليار و 10 مليارات سنة. بعض النجوم قد يكون حتى على مقربة من 13.8 مليار سنة من عمر الكون المرصود. أقدم نجمة تم اكتشافها هي HE 1523-0901 بما يقدر ب 14.46 مليار سنة (مع نسبة خطاء 0.8 مليار سنة).[78]

كلما كان النجم أكثر ضخامة، فإنه أقصر في مدة البقاء في المقام الأول لأن النجوم الضخمة لديها مزيد من الضغط على لُّب النجم، مما يسبب لهم حرق الهيدروجين بسرعة أكبر. معظم النجوم الضخمة تستمر ما معدله بضعة ملايين من السنين، في حين نجوم الكتلة الأدنى -الأقزام الحمراء- تحرق وقودها ببطء شديد وتستمر لعشرات ومئات المليارات من السنين.[79][80]

التركيب الكيميائي[عدل]

عند تشكل النجوم في مجرة درب التبانه في الوقت الحاضر فإن قياس كتلتها يتكون من 71% هيدروجين و 27% هيليوم,[81] مع وجود نسبة ضئيلة من العناصر الأثقل. عادة مايتم قياس نسبة العناصر الثقيلة من حيث محتوى الحديد في الغلاف الجوي النجمي، وذلك لكون الحديد عنصر شائع كما انه من السهل نسبيا قياس خطوط امتصاصه. لكون السحب الجزيئية -حيث تتشكل النجوم- يتم تزويدها بشكل ثابت بالعناصر الثقيلة المستمدة من انفجارات نجوم المستعر الأعظم لذلك فإن قياس التركيب الكيميائي للنجم يمكن استخدامه لاستنتاج عمره.[82] نسبة العناصر الثقيلة يمكن ايضا ان تشير الى احتمالية ان النجم لديه نظام كواكب.[83]

إن أقل محتوى من الحديد وُجِد في نجم ما هو في القزم (HE1327-2326) في مقابل 1/200,000th كمية من الحديد الموجودة في الشمس.[84] على النقيض من ذلك، النجم مفرط الغنى بالمعدن رأس الأسد الشمالي لديه قرابة ضعف فيض الحديد الذي في الشمس، في حين النجم حامل الكواكب المسمى 14 هركولز لديه قرابة ثلاثة اضعاف فيض الحديد[85]. مما يوجد في الشمس. وايضا توجد نجوم غريبة كيميائيا والذي تظهر وفرة غير عادية لبعض العناصر في اطيافها , وخاصة الكروميوم وعناصر ارضية نادرة.[86]

القطر[عدل]

،مقارنة بين أحجام النجوم. كل صورة تبداء بالنجم الذي انتهت به الصورة السابقة للمقارنة. فالكرة الزرقاء على يمين الصورة الأولى هي الأرض، وبالتالي، فالكرة . والزرقاء على يسار الصورة الثانية هي الأرض. وهكذا دواليك.

نظراً للمسافة الشاسعة بينها و بين الأرض، تبدو جميع النجوم للعين البشرية -ماعدا الشمس- كنقاط لامعة ذات وميض في السماء ليلاً، و ذلك بسبب تأثير غلاف الأرض الجوي. مع أن الشمس نجمة أيضاً، الا أنها قريبة بما فيه الكفاية من الأرض لتبدو كقرص، و لتوفير ضوء النهار. وفيما عدا الشمس، تعد آر دورادوس أكبر نجمة من حيث الحجم الظاهر، بقطر زاوية يساوي 0.057 ثانية قوسية فقط.[87]

تعد أقراص معظم النجوم أصغر (من حيث قطر الزاوية) من أن تلاحظ بالتيلسكوبات البصرية الأرضية الحالية، و لهذا يتطلب استعمال تيليسكوبات لقياس التداخل لإنتاج صور لهذه الأجسام الفضائية.الاحتجاب هي طريقة أخرى لقياس قطر الزاوية النجمي. يُمكن احصاء قطر زاوية النجم عن طريق قياس الانخفاض في سطوع النجم بدقة حين يحجبه القمر (أو ارتفاع السطوع عندما يعاود النجم ظهوره).[88]

تتراوح النجوم في حجمها من النجوم النيوترونية، والتي يختلف قطرها في أي مكان من 20 إلى 40 كم (25 ميل)، إلى العملاقة الفائقة مثل منكب الجوزاء في كوكبة أوريون، والتي يبلغ قطرها حوالي 650 مرة أكبر من الشمس، أي حوالي 900،000،000 كم (560،000،000 ميل). ومع ذلك، منكب الجوزاء لديها كثافة أقل بكثير من الشمس.[89]

علم الحركة المجردة[عدل]

الثريا، وهي مجموعة مفتوحة من النجوم في كوكبة الثور. تتحرك هذه المجموعة في الفضاء تحت نفس القوانين الكينماتيكية[90]. الصورة من وكالة ناسا.

يمكن لحركة نجم ذو صلة بالشمس أن توفر معلومات مفيدة عن أصل وعمر النجم، فضلاً عن بنية وتطور المجرة المحيطة به. تتألف مكونات الحركة من نجم من السرعة الشعاعية باتجاه أو بعيدا عن الشمس، وحركة اجتياز الزاوي وهو ما يسمى الحركة الذاتية.

السرعة الاشعاعية تقاس بتأثير دوبلر للخطوط الطيفية للنجوم، وتعطى بوحدة كم/ث. الحركة المناسبة لنجم تقاس بمقاييس استرومترية دقيقة بوحدات اصغر من دقيقة قوسية بالسنة. بقياس اختلاف نجم، الحركة الذاتية يمكن عندها ان تُحول الى وحدات سرعة. النجوم ذات معدل عالي من الحركة الذاتية هي على الارجح اقرب نسبيا للشمس، وتجعلهم مرشحين مناسبين للقياسات المختلفة.[91]

عندما يعلم معدلي الحركة، يمكن حساب السرعة الفضائية للنجم نسبة الى الشمس او المجرة. بين النجوم القريبة، وجد ان المجتمع الاول من النجوم لديهم سرعات اقل بصفة عامة من نجوم المجتمع الثاني, والاكبر. تمتلك الأخيرة مدارات بيضاوية والتي تميل الى السطح المستوي للمجرة.[92] مقارنة علم الحركة للنجوم القريبة أدى الى التعرف على العلاقات النجمية. وهذه هي المجموعة من النجوم والتي تشترك في نقطة معينة في السحب الجزيئية العملاقة.[93]

المجال المغناطيسي[عدل]

المجال المغناطيسي لسطح نجم أس يو أور (نجمة ناشئة من نوع نجم تي الثور.)

يتم توليد المجال المغناطيسي للنجم ضمن المناطق الداخلية التي يحدث بها انتشار الحمل الحراري. هذه الحركة من وظائف البلازما الموصل مثل المولد، حيث يولد مجالات مغناطيسية تمتد إلى كافة أنحاء النجم. قوة المجال المغناطيسي تختلف بحسب كتلة النجم، وطريقة تكوينه، ومقدار النشاط السطحي المغناطيسي الذي يعتمد هو الآخر على معدل دوران النجم. ينتج هذا النشاط السطحي ما يُعرف بمنطقة البقعة النجمية، وهي مناطق حقول مغناطيسية قوية وأقل من درجات الحرارة السطحية الطبيعية. وحلقات الهالة تتسبب بتقوس المجالات المغناطيسية التي تصل بها إلى الهالة من المناطق النشطة. كما أن الانفجارات الشمسية تعتبر تفجير في الجزئيات ذات الطاقة العالية التي تنبعث بسبب النشاط المغناطيسي ذاته.[94]

عادةً ما تمتلك النجوم الحديثة سريعة الدوران مستويات عالية من النشاط السطحي بسبب مجالها المغناطيسي. يُمكن للمجال المغناطيسي أن يؤثر في الريح النجمية لنجمة، مما يعمل كفرامل لتخفيف معدل الدوران كلما أزداد عمر النجمة. لهذا تمتلك النجوم الأكبر سناً سرعة أقل في الدوران و نسبة نشاط سطحي أقل. يمكن لدرجات النشاط للنجوم التي تدور بسرعة أن تتفاوت بطريقة دورية و يمكن أن تُغلق تماماً لفترة.[95] على سبيل المثال، مرت الشمس بفترة 70 سنة من دون نشاط للبقع الشمسية خلال فترة الحد الأدنى لماوندر.

الكتلة[عدل]

احد أكثر النجوم المعروفة ضخامة هو إيتا كارينا،[96] حيث كتلته 100-150 أضعاف كتلة الشمس التي كما أنه ستعمّر عدة ملايين سنة فقط. أشارت دراسة لكتلة الأقواس إلى أن 150 كتلة شمسية هو الحد الأعلى للنجوم في العصر الحالي للكون.[97] والسبب في هذا الحد غير معروف تماماً، وإنما هو جزئياً نتيجة لمعان إدينجتون الذي يحدد الحد الأقصى لمقدار اللمعان الذي يمكن أن يمر من خلال الغلاف الجوي للنجم بدون طرد غازات إلى الفضاء. ومع ذلك، فقد تم قياس كتلة نجم اسمه نجم آر136 إيه1 في التجمّع النجمي RMC 136A وهي 265 كتلة شمسية، الأمر الذي يضع هذا الحد موضع تساؤل.[98] دراسة تحدد أن النجوم أكبر من 150 كتلة شمسية في R136 نشأت من خلال التصادم والاندماج من النجوم الضخمة في أنظمة وثيقة مزدوجة، موفرة وسيلة للتحايل على حد الكتلة الشمسية 150.[99]

ينير أوريون في ٣٨٠ السديم العاكس.

أول نجوم تكونت بعد الانفجار العظيم قد تكون ضخمة تصل إلى 300 كتلة شمسية أو أكثر،[100] بسبب انعدام وجود العناصر الأثقل من الليثيوم في تكوينها. فهذا الجيل من الضخامة عبارة عن نجوم قديمة انطفئت منذ وقت طويل غير أنها توجد حاليا فقط في البحوث النظرية.

بكتلة 93 مرة من كوكب المشتري، AB Doradus C، فإن زوجي AB Doradus A أصغر نجمة معروفة يمر الاندماج النووي في صميمها. للنجوم بمعادن مماثلة إلى الشمس، الحد الأدنى للكتلة النظرية على نجمة يمكن أن يكون، وما زال يخضع الاندماج النووي في الصلب[101]. وتشير التقديرات إلى أن حوالي 75 مرة كتلة كوكب المشتري.ref>Boss، Alan (April 3, 2001). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. تمت أرشفته من الأصل على 2006-09-28. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-08. </ref>[102] وعندما المعادن منخفضة جدا، ومع ذلك، فإن دراسة حديثة لاستقلها نجوم وجدت أن الحد الأدنى لحجم النجوم يبدو حوالي 8.3٪ من كتلة الشمس، أو حوالي 87 مره من كتلة كوكب المشتري.[103][102] وتسمى الهيئات أصغر الأقزام البنية، التي تحتل منطقة رمادية محددة بشكل واضح بين النجوم والكواكب الغازية العملاقة.

الجمع بين نصف قطر وكتلة نجم يحدد جاذبية سطحه. النجوم العملاقة لديها جاذبية سطحية أقل بكثير من نجوم التسلسل الرئيسي، في حين أن الحال هو العكس بالنسبة للمتحللة، النجوم المدمجة مثل الأقزام البيضاء. الجاذبية السطحية يمكن أن تؤثر على مظهر طيف النجم، مع ارتفاع خطورة ما تسبب في توسيع خطوط الامتصاص.[102][104]

الدوران[عدل]

نستطيع قياس معدل دوران النجوم بواسطة مقياس الطيف، أو بطريقة أكثر دقة عن طريق تتبع معدل الدور من مكان النجم. معدل الدورة للنجوم الصغيرة أكبر من مئة كيلومتر لكل ثانية (100كلم/ثانية) حول خط الاستواء. على سبيل المثال، تبلغ سرعة الدوران الاستوائية لنجم اخر النهر من الفئة ب 225 كلم/ث او اكثر، متيحا له قطرا استوائيا اكبر من 50% اي اكبر من المسافة بين القطبين. هذا المعدل أقل من السرعة الحرجة بقليل أي ما يساوي 300 كلم/ث حيث عندها ينكسر النجم.[105] على النقيض من ذلك، تدور الشمس مرة واحدة فقط كل 25-35 يوماً، بسرعة استوائية تعادل 1.994 كلم/ث. يعمل المجال المغناطيسي للنجوم والرياح النجمية على ابطاء معدل دوران تسلسل النجوم الرئيسي بكمية معينة ضمن التسلسل الرئيسي.[106]

النجوم المتحوّلة تنكمش وتتقلص الى كتل مضغوطة، ممايؤدي الى معدل عالي للدوران. على اي حال لدى النجوم المتحولة معدل منخفض نسبيا للدوران مقارنة لما يمكن ان يتوقع بالمحافظة على الزخم الزاوي (الميل لدوران الاجسام لتعويض الانكماش في الوزن بزيادة معدل دورانها السريع). جزء كبير من الزخم الزاوي للنجم يتبدد كنتيجة لفقد الكتلة من خلال الرياح النجمية.[107] على الرغم من هذا، معدل الدوران الضاغط من الممكن ان يكون سريع جداً. على سبيل المثال فإن الضاغط في قلب سديم السرطان يدور 30 مرة في الثانية.[108] معدل الدوران الضاغط سوف ينخفض تدريجيا كنتيجة لانبعاث الاشعاع.

درجة الحرارة[عدل]

يتم تحديد درجة حرارة سطح نجم المتسلسل الرئيسي وفقاً لمعدل انتاج الطاقة في القطر ونصفه، ويحدد غالباً من مؤشر لون النجم.[109] وتعطى غالبا على انها درجة الحرارة الفعالة، والتي هي درجة الحرارة من الجسم الاسود المثالي والتي اشعاع طاقته مشابه للمعان سطح النجم. لاحظ أن درجة الحرارة الفعالة ليست سوى قيمة تمثيلية، حيث تزداد درجة الحرارة نحو لُّب النجم.[110] درجة الحرارة في منطقة النواة للنجم تساوي عدة ملايين كلفن.[111]

درجة الحرارة النجمية تحدد معدل التأين للعناصر المختلفة، ينتج عن ذلك خاصية خطوط الطيف (ألوان الطيف السبعة). درجة حرارة السطح الخارجي للنجم تكون موازية للقدر المطلق (قياس سطوع أي جسم فضائي) و حجم قسماتها، وتستخدم أيضا لتصنيف النجم (انظر إلى التصنيف أدناه).[30]

سلسلة النجوم الرئيسية الضخمة تصل حرارة سطحها إلى 50000 كلفن. النجوم الأصغر مثل الشمس درجات الحرارة تكون بضعة آلاف من كلفن. العمالقة الحمراء تكون درجة حرارة سطحها الخارجي أقل نسبيا بحدود 3600 كلفن، ولكن لديها درجة سطوع عالية نظرًا لاتساع سطحها الخارجي.[112]

الإشعاع[عدل]

الطاقة التي تنتجها النجوم، كمنتج من الاندماج النووي، تشع في الفضاء على حد سواء الإشعاع الكهرومغناطيسي وإشعاع الجسيمات. ويتجلى إشعاع الجسيمات المنبعثة من نجم مثل الرياح النجمية،[113] التي تفيض من الطبقات الخارجية كبروتونات حرة، وألفا المشحونة كهربائياً، وجسيمات بيتا. على الرغم من أن المعظم عديمة الكتلة أيضاً يوجد تدفق مستمر من النيوترونات المنبثقة من لُبّ النجم.

إنتاج الطاقة في لُبّ النجم سببه أن النجوم تتألق جداً: في كل مرة اثنين أو أكثر من نوى ذرية تندمج معا لتشكيل نواة الذرة الواحدة من عنصر أثقل، يتم إطلاق فوتونات أشعة غاما من منتج الاندماج النووي. يتم تحويل هذه الطاقة إلى أخرى من الطاقة الكهرومغناطيسية في التردد المنخفض، مثل الضوء المرئي، في الوقت الذي تصل فيه إلى الطبقات الخارجية للنجم.

يعتمد لون النجمة -على النحو الذي يتم تحديده من قبل التردد الأكثر كثافة من الضوء المرئي- على حرارة الطبقات الخارجية للنجمة، وهذا يشمل غلافها الضوئي.بالإضافة الى الضوء المرئي، تبعث النجوم أيضاً أشكالاً من الإشعاعات الكهرومغناطيسية غير مرئية للعين البشرية. في الواقع، يمتد الاشعاع النجمي الكهرومغناطيسي على كامل مدى الطيف الكهرومغناطيسي، ابتداء من أطول موجات الراديو و الأشعة تحت الحمراء، وحتى أقصر موجات الأشعة فوق البنفسجية، الأشعة السينية، وأشعة غاما. من وجهة نظر مجموع الطاقة الذي تبعثه النجمة، لا تعد جميع مكونات الأشعة النجمية الكهرومغناطيسية مهمة، و لكن توفّر جميع الترددات معلومات عن فيزياء النجمة.

باستخدام الطيف النجمي، يستطيع علماء الفلك تحديد درجة حرارة السطح وجاذبيته، بالإضافة إلى معدنية وسرعة دوران النجم. اذا كانت مسافة النجم معلومة، مثلاً عن طريق قياس الاختلاف في المكان، بالتالي فإنه بالامكان استنتاج لمعان النجم. ومن ثم يمكن تقدير الكتلة والاشعاع والجاذبية السطحية وفترة الدوران اعتمادا على نماذج نجمية. (نستطيع قياس كتلة نجم ما في النظام الثنائي سرعاتها المدارية وأبعادها. وقد استخدمت عدسات الجاذبية الصغرى لقياس كتلة النجم الأحادي.[114]) وباستخدام هذه المقاييس يستطيع علماء الفلك تقدير عمر النجم ايضاً.[115]

اللمعان[عدل]

إن لمعان النجم هو كمية الضوء وغيرها من أشكال الطاقة المشعة التي تشع في كل وحدة من الزمن. حيث أن لديها وحدات من الطاقة. يتم تحديد لمعان النجم بواسطة نصف قطره ودرجة حرارة سطحه. ومع ذلك، فإن العديد من النجوم ليس لها تدفق موحد (كمية الطاقة المنبعثة في وحدة المساحة) عبر سطحها كله. على سبيل المثال فإن نجم النَّسر الواقع -سريع الدوران- لديه تدفق طاقة في قطبيه أعلى مما يوجد على طول خط استوائه.[116]

تعرف بقع سطح النجم مع درجة حرارة ولمعان منخفضين اقل من المعدل بالكلف النجمية. النجوم الصغيرة والقزمية مثل الشمس التابعة لنا لديها بشكل عام واساسيا أقراص ساكنة فقط مع كلف شمسية صغيرة.[117] النجوم الأكبر هي نجوم عملاقة لديها كلف أكبر وأكثر وضوحاً.كما تظهر ايضا رياح نجمية قوية سوداء الاطراف. أي أن السطوع يقل باتجاه حافة الأقراص النجمية.[118] نجوم الأقزام الحمراء المضيئة مثل لويتن 726-8 ربما ايضا يمتلك مميزات الكلف النجمية بشكل بارز وواضح.[119]

القدَر[عدل]

يتم التعبير عن سطوع النجمة الظاهر بالقدر الظاهري للنجمة، والذي هو سطوعها وهو دلالة على ضياء النجمة، وبعدها عن الأرض، و التغيُر في ضوء النجمة عند مرورها بغلاف الأرض الجوي. قدر النجمة الجوهري (أو قدرها المطلق) يرتبط مباشرة بضياء النجمة، وهو القدر الظاهري للنجمة لو كانت المسافة بين الأرض و النجمة 10 فراسخ فلكية (32.6 سنين ضوئية).

إن كلا المقياسين القدريين للنجم -الظاهري والمطلق- هي وحدات لوغاريتمية: فارق واحد عدد صحيح من حيث الحجم يساوي تباين وسطوع من حوالي 2.5 مرة[120] (الجذر الخامس من 100 أو ما يقرب من 2.512). وهذا يعني أن القدر الأول (+1.00) لنجم حوالي 2.5 مرات أكثر إشراقا من القدر الثاني (+2.00) للنجم، وحوالي 100 مرة أكثر إشراقا من القدر السادس (+6.00) للنجم. النجوم الاشد خفوتا التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة في ظل ظروف رؤية جيدة هي من القدر +6.

عدد النجوم التي تنير أكثر من قدرها
القدر
الظاهر
عددnbsp;
;النجوم[121]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

في كلا المقياسين القدريين للنجم -المطلق و الظاهري- كلما كانت قيمة القدر أصغر كان النجم أكثر لمعانا، وكلما كبرت قيمة القدر كلما كان النجم أقل لمعاناً. تمتلك النجوم الأكثر لمعاناً قدراً بقيمة سالبة في كلا القياسين. يتم حساب التفاوت في اللمعان (ΔL) بين نجمين عن طريق طرح قيمة القدر للنجم الأكثر لمعانا (mb) من قيمة القدر للنجم الأقل لمعاناً (mf) ثم يستخدم الفرق بينهما كأُس للرقم الأساسي 2.512, وذلك على النحو التالي:

 \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b}
2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}

بالنسبة الى كلا من اللمعان والمسافة عن الأرض، يكون القدر المطلق (M) والقدر الظاهريّ (m) للنجم ليسا متساويان[120]: على سبيل المثال فإن القدر الظاهري لنجم الشعرى اليمانية اللامع هو - 1.44، بينما القدر المطلق هو +1.41. كما أن القدر الظاهري للشمس يساوي - 26.7, بينما القدر المطلق يساوي فقط 4.83. نجم الشعرى اليمانية -أكثر النجوم لمعانا في السماء ليلاً كما يرى من الأرض- يعد أكثر لمعاناً من الشمس بما يقارب 23 مرة، بينما نجم سهيل -ثاني النجوم الأكثر لمعانا في السماء ليلا كما يرى من الأرض- قدره المطلق -5.53، وهو تقريبا أكثر لمعاناً من الشمس ب 14 ألف مرة. وعلى الرغم من ان نجم سهيل أكثر لمعانا من نجم الشعرى اليمانية بكثير, فإن الشعرى اليمانية يظهر وكأنه أكثر لمعاناً من نجم سهيل. وذلك يرجع لكون نجم الشعرى اليمانية يبعد مجرد 8.6 سنة ضوئية عن الأرض، في حين ان نجم سهيل أبعد بكثير بمسافة تقارب 310 سنة ضوئية.

منذ 2006م اعتبر نجم LBV 1806-20 كأعلى النجوم المعلومة قدراً مطلقاً حيث بلغ قدره -14.2. هذا النجم هو أشد من إضائة الشمس[122] بـ 5 مليون مرة على الأقل. كما أن النجوم الأقل إضاءة والتي نعرفها تقع في مجال التجمع المغلق لـ NGC 6397. كما أن أضعف الأقزام النجمية الحمراء في التجمع المغلق بقدر 26، فيما تم اكتشاف قزم نجمي أزرق بحجم 28. هذه النجوم تعتبر خافتة وهي بمثابة شمعة عيد ميلاد على سطح القمر إذا ما تمت رؤيتها من سطح الأرض.[123]

التصنيف[عدل]

مجال درجة حرارة سطح
لتصانيف نجمية مختلفة
[124]
الصنف درجة الحرارة مثال
O 33,000 ك أو أكثر زيتا أوفيوشي
B 10,500–30,000 ك رجل الجبار
A 7,500–10,000 ك الطائر
F 6,000–7,200 ك الشعرى الشامية
G 5,500–6,000 ك الشمس
K 4,000–5,250 ك إبسلن إندي
M 2,600–3,850 ك قنطور الأقرب

نشأ نظام التصنيف النجمي الحالي في بداية القرن العشرين، عندما كانت تصنف النجوم بحسب الأحرف الانجليزية من A حتى Q معتمداً على قوة الخط الهيدروجيني.[125] وفي ذلك الوقت لم يكن يعرف بأن الذي يؤثر على قوة الخط هو درجة الحرارة. قوة خط الهيدروجين وصلت لقمتها عند ماهو فوق 9000 كلفن، واضعفها عند كل من أعلى درجات الحرارة وابردها. عندما تم اعادة ترتيب التنظيم اعتمادا على درجة الحرارة، أصبحت أقرب لما يُعرف بالمخطط الحديث.[126]

ترِد النجوم ضمن تصنيفات مفردة من خلال ترتيب حرفيّ وفقاً لأطيافها حيث يبدأ بالنوع O والمعروفة بشدة الحرارة الى أن يصل إلى المستوى M المعروف بشدة البرودة بحيث من الممكن أن تتشكّل تلك الجزيئات في غلافها. التصنيف الرئيسي يأتي بحسب انخفاض درجة الحرارة كالتالي O, B, A, F, G, K, M. هناك مجموعات طيفية نادرة لها تصنيفات أخرى خاصة أشهرها النوع L والنوع T والتي تصنف على انها أبرد النجوم ذات الكتلة المنخفضة والأقزام البنية. لكل حرف حوالي ١٠ تفرعات مرقمة من ٠ الى ٩ مرتبة بانخفاض درجات الحرارة. ومع ذلك فإن هذا النظام ينهار مع درجات الحرارة العالية جداً حيث من الممكن أن لا يوجد في التصنيف O0 و O1 أي نجم.[127]

بالإضافة إلى ذلك، تصنف النجوم بحسب آثار السطوع الموجودة في خيوطها الطيفية، والتي تتوافق مع الحجم المكاني و تحددها جاذبية السطح. هذه مجموعة تمتد من 0 (عملاق عظيم فائق) مروراً بـ III (عملاق عادي) إلى V (الأقزام من التسلسل الرئيسي)؛ بعض الباحثين أضافوا VII (القزم الأبيض). معظم النجوم تنتمي إلى التسلسل الرئيسي، الذي يتكون من نجوم هيدروجين ملتهب عادية. وهي تنخفض على امتداد ضيق، ويكون النطاق مائل وفقًا لقدرها المطلق و النمط الطيفي وذلك عند رسمها بيانيًا.[127] الشمس هي نجم تسلسل رئيسي من النوع المسمّى بالقزم الأصفر وذلك لدرجة الحرارة المتوسطة وحجمها الاعتيادي.

التسميات الإضافية، والتي يعبر عنها على شكل حروف أبجدية تُشير للسمات الخاصة في طيف النجم، فعلى سبيل المثال حرف "e" يمكن أن يشير إلى وجود خطوط انبعاثية، ويمثل حرف "m" المستويات القوية جدًا من المعادن، كما تعني اختصار "var" على وجود اختلافات في النوع الطيفي.[127]

كما أن الأقزام النجمية البيضاء تمتلك تصنيف خاص بها مع الحرف "D". ومن تلك التصنيفات: DA و DB و DC وDO وDZ وأخيرًا DQ حيث تعتمد هذه التصنيفات على أنواع الخطوط البارزة الموجودة في الطيف. كما يتبع ذلك قيمة رقمية تُشير إلى مؤشر درجة الحرارة.[128]

النجوم المتغيرة[عدل]

الظاهر الغير متوازن للنجمة المتغرة ميرا.

النجوم المتغيره لها تغيرات دورية أو عشوائية في اللمعان تبعاً لخواص داخلية او خارجية. بالنسبة للخواص الداخلية للنجوم، الأنواع الأولية يمكن تقسيمها الى ثلاثة مجموعات رئيسية.

خلال ثورة التطور النجمي، بعض النجوم تمر بمراحل بحيث تصبح متغيرة تذبذبياً. النجوم المتغيرة تذبذبياً تختلف في القطر واللمعان خلال الزمن. تتمدد وتتقلص في فترات تتراوح من دقائق الى سنوات، اعتمادا على حجم النجم. هذا التصنيف يتضمن نجوم قيفاوي والنجوم الشبيه له، ومتغيرات الفترة الطويلة مثل ميرا.[129]

المتغيرات الثائرة عبارة عن نجوم تعرضت لارتفاع مفاجئ من اللمعان بسبب توهجات او احداث الانبعاث الكتلي.[129] تشمل هذه المجموعة النجوم الأولية ونجوم ولف رايت والنجوم النيّرة وكذلك النجم العملاق والعملاق العظيم.

النجوم المتغيرة المتفجرة أو الكارثية هي تلك التي تخضع لتغيرات جذرية في خواصها. تشمل هذه المجموعة النجم المستعرّ والنجم المستعرّ الاعظم. باستطاعة النظام النجمي الثنائي -الذي يشمل القزم الأبيض بجانبه- انتاج انواع معينة من هذه الانفجارات النجمية المميزة، بما في ذلك النجم المستعرّ والنوع a1 من النجم المستعرّ الأعظم.[64] ينشأ الانفجار عندما يلتحِم القزم الأبيض مع الهيدروجين من النجم المرافق له، فتتكون كتلة الى أن يخضع الهيدروجين لعملية الاندماج.[130] Some novae are also recurrent, having periodic outbursts of moderate amplitude.[129] بعض المستعرات تكون ايضا متكررة، حيث تملك تفجرات دورية من السعة المعتدلة.REF

قد تختلف النجوم في اللمعان أيضاً بسبب عوامل خارجية، ككسوف الثنائيات، اضافة الى تناوب النجوم الذي ينتج عنه اماكن النجوم النهائية.[129] كمثال واضح على الكسوف الثنائي هو رأس الغول والذي يختلف بشكل منتظم في مقدار 2.3-3.5 على مدى فترة من 2.87 يوم.

التركيب[عدل]

البناء الداخلي للنسق الداخلي للنجوم. مثلت المناطق الحرارية بدورات ذو رؤس أسهم بينما مثلت المناطق الإشعاعية بومضات حمراء. الدائرة الحمراء على اليسار تمثل القزم الأحمر، الدائرة الصفراء في الوسط تمثل القزم الأصفر بينما الدائرة اليمنى فتمثل نسق داخلي أزرق مبيض.

التركيب الداخلي لنجم ثابت عبارة عن حالة من التوازن الهيدروستاتيكي؛ حينما تتوازن القوى على أي وحدة صغيرة. القوى المتوازنة هي قوة الجذب الداخلية والقوة الخارجة بسبب تدرج الضغط داخل النجم. ينشأ التدرج في الضغط من التدرج في درجة الحرارة في البلازما: الجزء الخارجي للنجم يكون أبرد من لُبّ النجم. تكون درجة حرارة لُبّ نجم التسلسل الرئيسي أو النجم العملاق على الأقل 107 كالفن (أي اكثر من تسعة الاف درجة حرارة مئوية). الحرارة الناتجة و الضغط الناتج من احتراق الهيدروجين في لُبّ نجم التسلسل الرئيسي تكون كافية ليحدث الاندماج النووي و كافية ايضا لانتاج طاقة كافية لمنع النجم من الانهيار.[131][132]

كلما انصهرت الأنوية الذرية في لُبّ النجم، تنبعث الطاقة في شكل أشعة غاما. تتفاعل هذه الفوتونات مع البلازما المحيطة لتضاف إلى الطاقة الحرارية في اللُبّ. في التسلسل الرئيسي للنجوم يتم تحويل الهيدروجين إلى هيليوم، محدثا زيادة بطيئة لكن ثابتة في نسبة الهيليوم في اللُبّ. في نهاية المطاف يصبح محتوى الهليوم سائد و ويتوقف إنتاج الطاقة في اللُبّ. عوضا عن ذالك، للنجوم بكتلة اكبر من ٠.٤ كتلة شمسية، يحدث الإنصهار في توسع القشرة ببطء حول نواة الهيلوم المتحوّل.[133]

بالإضافة إلى التوازن الهيدروستاتيكي، فإن المناطق الداخلية من نجم مستقر سوف تحافظ على توازن الطاقة في التوازن الحراري. هناك تدرج في درجة الحرارة الاشعاعية في جميع الانحاء الداخلية والتي انتجت تدفق للطاقة المتدفقة نحو الخارج. كما أن تدفق الطاقة الصادرة من أي طبقة داخل نجمة تتطابق تماماً مع تدفق الطاقة الواردة من الأسفل.

منطقة الإشعاع هي منطقة في الداخل النجمي حيث النقل الإشعاعي هو فعال بما يكفي للحفاظ على تدفق الطاقة. في هذه المنطقة البلازما سوف لن تضطرب وأي تحركات كاملة سوف تنقرض. إذا لم تكن هذه هي الحالة، سيصبح البلازما غير مستقر وسوف يحدث الحمل الحراري وسيشكل منطقة الحمل الحراري. يمكن أن يحدث هذا، على سبيل المثال، في المناطق التي تحدث فيها تدفقات الطاقة العالية جدا، مثل قرب النواة أو في المناطق عالية التعتيم كما هو الحال في الغلاف الخارجي.[132]

حدوث الحمل الحراري في الغلاف الخارجي لنجم التسلسل الرئيسي يعتمد على الكتلة. النجوم ذات الكتلة الأعلى من كتلة الشمس مرات عدة تكون منطقة الحمل الحراري فيها في عمق المنطقة الداخلية ومنطقة الإشعاع في الطبقات الخارجية.بينما نجوم أصغر مثل الشمس على العكس من ذلك تماماً، منطقة الحمل الحراري تكون في الطبقات الخارجية.[134] نجوم القزم الأحمر ذوات الكتلة أقل من 0.4 كتلة شمسية يكون الحمل الحراري في كل مكان مما يمنع تكدّس نوى الهيليوم.[57] وبالنسبة لمعظم النجوم فإن مناطق الحمل الحراري تختلف بمرور الوقت كما هو عمر النجم وبالإضافة إلى التغير في التركيب الداخلي.[132]

رسم مقطعي للشمس.

يسمّى الجزء الظاهر من أي نجم للرائي بالغلاف الضوئي. هذه الطبقة التي يصبح فيها البلازما للنجم شفاف لفوتونات (الفوتون هي وحدة قياس الكم الضوئي) الضوء. ومن هنا فإن الطاقة المتولدة في لُبّ النجم تصبح حرة لتشع في الفضاء. وتظهر من ضمن الغلاف الضوئي تلك الكلفة الشمسية او المناطق التي هي اقل من معدل درجات الحرارة.

يتواجد الغلاف الجوي النجمي فوق مستوى الغلاف الضوئي. في نجمة من التسلسل الرئيسي كالشمس، تكون منطقة الغلاف اللوني الرقيقة أدنى مستويات الغلاف الضوئي، حيث تظهر الأشواك تبدأ ااأنفجارات النجمية. تحيط منطقة انتقالية بهذه المنطقة، حيث ترتفع الحرارة بسرعة على مسافة 100 كم (62 ميل) فقط. تتواجد الهالة بعد هذا، وهي عبارة عن كمية من البلازما شديدة الحرارة التي تستطيع أن تمتد الى الخارج حتى عدة ملايين من الكيلومترات.[135] يبدو أن وجود الهالة يعتمد على منطقة الحمل الحراري في الطبقات الخارجية للنجمة.[134] تبعث الهالة ضوءاً قليلاً جداً على الرغم من حرارتها العالية. REF تكون منطقة الهالة في الشمس مرئية فقط خلال الكسوف الشمسي.

من هالة النجم تنتشر رياح نجمية مكونة من جزيئات بلازم اخارج النجم، تنتشر حتى تتفاعل مع الوسط داخل النجم. بالنسبة للشمس، تأثير الرياح الشمسية يمتد حتى منطقة على شكل فقاعة من الغلاف الجوي للشمس.[136]

مسارات تفاعل الانصهار النووي[عدل]

تفسير لسلسلة الفوتوت-فوتون
دورة الكاربون-الهيدروجين-الأوكسجين

تشكيلة من عدة تفاعلات الانصهار النووية تحدث في لُبّ النجوم، وذلك تبعاً لكتلتها وتركيبها الداخلي، كجزء من تفاعلات الاصطناع النووي النجمي. الكتلة الصافية للانوية الذرية المنصهرة أصغر من العناصر الاساسية. هذه الكتلة المفقودة تتحرر كطاقة كهرومغناطيسية، على حسب علاقة تكافؤ المادة والطاقة ط = ك س² (E=mc2). [137]

عملية انصهار الهيدروجين هي عملية حساسة لدرجة الحرارة. لذا الزيادة المعتدلة في درجة حرارة لُبّ النجم ستنتج زيادة معبرة في معدل الانصهار. وكنتيجة لذلك فإن درجة حرارة اللُبّ في التسلسل الرئيسي للنجوم يختلف فقط من 4 مليون كلفن لنجوم فئة M الى 40 مليون كلفن لنجوم فئة O الضخمة.[111]

في الشمس، ومع لُبٍّ تصل درجة حرارته الى 10 مليون كلفن، الهيدروجين ينصهر ليكون الهليوم في :

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)

21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)

23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

هذه التفاعلات تنتج كتفاعل كامل كمايلي:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

حيث أن e+ بوزيترون (مضاد الالكترون)، و γ عبارة عن فوتون أشعة جاما، وνe عبارة عن نيوترينو، وH وHe عبارة عن نظائر للهيدروجين والهيليوم بالترتيب. الطاقة الناتجة عن هذا التفاعل تقدر بملايين فولت الكتروني والذي يعادل كمية بالغة الصغر من الطاقة. غير ان اعداد هائلة من هذه التفاعلات تحدث بشكل ثابت، مُنتجة كل الطاقة اللازمة للحفاظ على الاشعاعات الخارجة من النجم.

الحد الأدنى للكتلة النجمية المطلوبة للإنصهار
المادة الكتلة
الشمسية
هيدروجين 0.01
هليوم 0.4
كربون 5[138]
نيون 8

في النجوم الأكثر ضخامة، ينتج الهيليوم في سلسلة أو مجموعة من التفاعلات تُحفّز بواسطة الكربون- حلقة كربون-نيتروجين-أوكسجين.

في النجوم التي درجة حرارة قلبها 100 كلفن و كتلتها مابين 0,5 إلى 10 كتلة شمسية، يمكن أن يتحول الهيليوم الى كربون في عملية ألفا الثلاثية والتي يستعمل فيها عنصر البريليوم كوسيط.

4He + 4He + 92 keV → 8*Be

4He + 8*Be + 67 keV → 12*C

12C → 12C + γ + 7.4 MeV

هذه التفاعلات تنتج كتفاعل كامل كمايلي:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

في النجوم الكبيرة، يمكن أيضًا أن تحرّق العناصر الأثقل في النواة عبر طاقة الترابط من خلال عملية حرق النيون وعملية حرق الأوكسجين. والمرحلة النهائية في عملية تفاعلات الاندماج النووي النجمي هي عملية حرق السيليكون التي تؤدي إلى إنتاج نظير فيزيائي آخر مستقر وهو حديد-56. ولا يمكن للاندماج التقدم إلى أبعد من ذلك إلا من خلال عملية امتصاص الحرارة، والتي يمكن أن تنتج المزيد من الطاقة من خلال انعدام الجاذبية.[139]

ويُظهر المثال التالي مقدار الوقت اللازم لنجم مكون من 20 كتلة شمسية ليستهلك كل وقوده النووي. وذلك باعتباره نجم تسلسل رئيسي من التصنيف O، وسيكوّن حينها دائرة بمقدار 8 أضعاف دائرة نصف قطرها الشمس ولمعان بمقدار 62.000 ضعف للمعان الشمس.[140]

الوقود
المادة
الحرارة
(مليون كلفن)
الكثافة
(كغ/سم3)
فترة الإحتراق
(τ بالسنين)
هيدروجين 37 0.0045 8.1 مليون
هيليوم 188 0.97 1.2 مليون
كربون 870 170 976
نيون 1,570 3,100 0.6
أوكسجين 1,980 5,550 1.25
كبريت/سلكون 3,340 33,400 0.0315[141]

مراحل ولادة وفناء النجوم[عدل]

صورة تمثل مجرة درب التبانة

تمر النجوم بمراحل التكون والتشكل قبل أن يبدأ فيها التفاعل النووي وقبل أن تُستَهلك وتضمحل أو تنفجر. ونعلم بأن نحو 70% من الغلاف الغازي للشمس مكون من غاز الهيدروجين و30% من غاز الهيليوم، أما في باطن الشمس فالعكس ملحوظ حيث نجد إن النسب معكوسة. وقد افترض العلماء أن الهيدروجين بالباطن يتعرض لضغط عال جدا يسبب انفصال الإلكترونات عن النواة مما يجعل الهيدروجين مكوناً من نواة فقط. وتندمج نوى الهيدروجين ذات البروتون الواحد في باطن النجم معاً لتتحول إلى نوى هليوم ذات بروتونين فيما يسمى بالاندماج النووي، مما يُولد طاقة كبيرة تندفع بقوة إلى خارج النواة صانعة بذلك ضغطاً باتجاه الخارج يَمنع النجم من الانهيار على نفسه نتيجة لجاذبيته. تنقل الطاقة الناتجة عن هذا الاندماج النووي بعد ذلك إلى السطح بطريقتين هم الحمل والإشعاع، وهناك تستمد النجوم من هذه الطاقة ضوءها وحرارتها الذين يُميزانها. تواصل النجوم خلال معظم فترة حياتها حرق الهيدروجين في نواها مولدة الطاقة، وفي ذلك الوقت تكون داخل المرحلة التي تعرف بالنسق الأساسي، ويُمكن أن تتراوح مدة هذه المرحلة من ترليونات السنين إلى بضعة ملايين حسب كتلة النجم (فكلما زادت كتلته حرق الهَيدروجين في نواته بسرعة أكبر).

لكن بعد انقضاء هذه المدة - سواء أخذت ملايين أم ترليونات السنين - يَنفذ جميع وقود الهيدروجين الذي كان النجم يَحرقه في نواته لتوليد الطاقة، ولذا فإنه يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه لأن جاذبيته تشد طبقاته الخارجية باتجاه النواة في حين لم تعد توجد وسيلة لإيقاف هذا بتوليد ضغط معاكس باتجاه الخارج. وما يَعتمد عليه ما سيَحدث لاحقاً هو كتلة النجم، ففي حال كانت فوق حد تشاندراسيخار وتحت 4-5 ك.ش فسيَبدأ النجم بدمج الهيدروجين المتبقي حول النواة، مما يَتسبب بتمدد النجم إلى بضع أضعاف حجمه الأصلي وبتحوله إلى ما يُعرف بعملاق أحمر، لكن سرعان ما يُستنفذ كل الهيدروجين المتبقي في طبقات النجم فيَعود مهدداً بالانهيار على نفسه، ولإيقاف هذا يَقذف طبقاته الخارجية في رياح نجمية قوية مُحولاً إياها إلى سديم كوكبي، فلا تبقى سوى نواته الباردة التي تتحول إلى قزم أبيض. والقزم الأبيض لا يُولد أي طاقة في نواته، لكن ما يَمنعه من الانهيار على نفسه هو مبدأ الاستبعاد الباولي (فذراته قريبة من بضعها لدرجة أنه لا يُمكنها الانهيار إلى مساحة أصغر)، ولذا فهو يَكون كثيفاً جداً. ولاحقاً يَبرد القزم الأبيض تدريجياً نتيجة لعدم امتلاكه لمصدر للطاقة، ويَستمر ضوؤه بالخمود حتى يَتحول إلى قزم أسود لا يَملك أي ضوء أو حرارة تقريباً.

أما النجوم التي تملك كتلة فوق 4 إلى 5 ك.ش فعندما يَنفذ وقودها الهيدروجيني تشرع بحرق نوى الهليوم (التي كانت قد دمجتها سابقاً من نوى الهَيدروجين) فتتحول إلى نوى كربون، وعندما يَنفذ الهليوم تشرع بدمج نوى الكربون لإنتاج النيون أو المغنيسيوم، وتستمر بعد ذلك بحرق العناصر المختلفة وصولاً إلى الحديد. لكن في كل مرة يَحرق فيها النجم عنصراً أثقل في نواته تصبح الطاقة الناتجة عن عملية الاندماج النووي أقل، وفي المقابل تأخذ العملية وقتاً أقصر وتحتاج إلى حرارة أكبر، ولذا ففي آخر مرحلة من حرق العناصر وهي حرق السيليكون إلى حديد يُمكن أن تأخذ العملية بضعة أيام فقط لاستنزاف مخزون السيليكون، وعند الوصول إلى الحديد يُصبح العنصر ثقيلاً جداً بحيث لا يَعود النجم قادراً على دمج نواه إلى عناصر أثقل، ولذا فإنه يَخسر جميع وسائله لمقاومة جاذبيته فيَنهار على نفسه في انفجار مستعر أعظم. وبعد هذه الانفجار تتحول بقايا النجم إما إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود حسب كتلتها.

الأقزام البيضاء[عدل]

مقارنة بين أحجام القزم الأبيض بيجازي B (في الوسط) والشمس (إلى اليمين) والنجم بيجازي A (إلى اليسار). وتبلغ درجة حرارة سطح بيجازي B نحو 35.500 درجة كلفن بينما تصل درجة حرارة سطح الشمس 6.500 درجة فقط.

نوع من النجوم يسمى قزم أبيض. يعتبر القزم الأبيض الحالة ما قبل النهائية بعد موت النجوم الصغيرة، وهي تتكون عندما تكون كتلة النجم أقل من الكتلة الحرجة لتكوين نجم نيوتروني، عندما يبدأ الهيدروجين في النواة بالانتهاء، يبدأ النجم بالتوسع نظراً لانخفاض كتلته وبالتالي انخفاض جاذبيته، فيصل لمدحلة العملاق الأحمر هذا الأمر يسمح باندماج الهيليوم فيه مكوناً كربون وأكسجين، عملية الاندماج هذه تطلق طاقة كبيرة تطرد الطبقات الخارجية للعملاق الأحمر، وعندما يكون النجم صغيراً بشكل غير كافي لدمج الكربون في النواة فإن الكربون والأكسجين في النواة يبدءان بالتجمع في النواة دون عملية اندماج نووي.. فيموت النجم حينئذ لأن كتلته أقل من الكتلة الحرجة لدمج الكربون.

هنا يحصل انقسام لنوعين من النجوم الأقزام. إن كانت كتلة النجم أقل من ١٫٤٤ من كتلة الشمس فإن النجم سيتحول إلى قزم أبيض، أما إن كانت كتلة النجم أعلى من ١٫٤٤ من كتلة الشمس فإن النجم سيتحول إلى نجم نيوتروني وكلاهما يعتبران نجوماً ميتة لا تتضمن أي تفاعلات نووية.

رغم أنها تعتبر ميتة إلا أنها لا تزال ساخنة جداً، بل أشد حرارة من سطح الشمس، والسبب يرجع لتركز الطاقة في حجم أصغر بكثير من النجوم العادية والتي تدفع طاقة الاندماج في النواة فيها بحجم النجم في التوسع. بينما لا توجد نواة فاعلة في هذه النجوم. فبينما تبلغ حرارة سطح الشمس مثلاً ٦٥٠٠ درجة كالفن فإن حرارة سطح النجوم الأقزام تصل لعشرات الآلاف، فمثلاً نجم بيجاسي ب وهو قزم أبيض يبلغ حجمه ٠٫٦٪ من حجم الشمس رغم أن كتلته أعلى قليلاً من كتلة الشمس بواقع ١٫١٥ كتلة شمسية. حرارة سطح هذا النجم تصل إلى ٣٥٥٠٠ درجة كالفن.

لأن هذه النجوم لا تتضمن أي مصدر للطاقة فإن حرارتها هي نتيجة ما تبقى من حرارة النواة الأصلية للنجم، ولأنه لا توجد وسيلة أخرى لإطلاق هذه الطاقة غير الإشعاع فإن عملية تبريد النجم تأخذ زمنا طويلاً فأقدم النجوم البيضاء المعروفة تبلغ حرارة سطحها ٣٩٠٠ درجة كالفن، ولا يتوقع العلماء أن تكون هناك نجوم أبرد بشكل ملحوظ من هذا والسبب لأنها تحتاج لفترة طويلة جداً.. وعندما يبرد القزم الأبيض لدرجة تعادل محيطه في الفضاء أي ما يقارب ال ٢ - ٤ كالفن فإن النجم يسمى بالقزم الأسود ولا يتوقع العلماء وجود أي نجم في هذه الحالة ليس لأنه لا يمكن رصده بسبب برودته الشديدة وإنما لأنه لكي يتحول القزم الأبيض لقزم أسود فإنه يحتاج لفترة طويلة أطول بكثير من العمر المقدّر للكون والبالغ ١٤ مليار سنة.

تعتبر الأقزام البيضاء صغيرة نسبياً فنجم بنفس كتلة الشمس قد يصل حجمه لحجم الأرض وهذا ما يرفع كثافة النجم بشكل كبير، فتبلغ كثافة القزم الأبيض نحو طن/سنتيمتر مكعب. لو أخذت علبة عود ثقاب عادية وملأتها بمادة القزم الأبيض فإن وزنها سيكون ٢٥٠ طناً. وتحت هذا الضغط العظيم يصل فيها الغاز فيه إلى حالة انفطار (فيزياء) كما يسميها العلماء. هذه الحالة تعني انشطار مستويات الطاقة في نظام يتبع ميكانيكا الكم إلى مستويات ثانوية. حيث تنزل الإلكترونات من حالة البلازما إلى مستويات الطاقة نفسها بسبب الضغط، ولكن لحد معين حيث سيصل النجم حينها لضغط معين يتوقف فيه الضغط حيث يصبح النجم مقاوماً جداً لأي زيادة في الضغط لأن الإلكترونات لا يمكنها أن تنزل لمستويات طاقة أقل ن مستويات الطاقة الأقل ممتلئة أساساً. تسمى هذه الحالة بالطباقية الإلكترونية. فإن كانت كتلة النجم كبير بحيث يجعل النجم يتحول لنجم نيوتروني فإن ما يحصل أن الضغط سيكون أكثر بكبير من أن تتحمله حالة الطباقية الإلكترونية فتنهار الذرات متحولة لطباقية نيوترونية.

نظراً لأن النجم الأصلي كان كبيراً ثم انكمش في حجم صغير فإن الطاقة الحركية لدوران النجم الأصلي ستنضغط بحجم أصغر مما يؤدي لزيادة سرعة دوران القزم الأبيض حول نفسه، النجوم العادية تدور حول نفسها بمعدل دورة واحدة كل بضع أيام، الشمس مثلاً تدور مرة كل ٢٨ - ٢٩ يوم، أما الأقزام البيضاء فتصل لعدة دورات في الساعة الواحدة.

الأقزام النيوترونية[عدل]

عندما تكون كتلة النجم المتبقية بعد طور العملاق الأحمر أكبر من ١٫٤٤ كتلة شمسية فإن الضغط الهائل على النواة يجعل الطباقية الإلكترونية تنهار مكونة حالة أخرى هي الطباقية النيوترونية حيث عندما تنهار الإلكترونات لوسط النواة تندمج الإلكترونات مع البروتونات مكونة نيوترونات وتندمج الأخيرة مع نيوترونات النواة مكونة كتلة ضخمة من النيوترونات المجردة فيسمى حينئذ بالقزم النيوتروني ويسمى أيضاً نجم نيوتروني. نظراً لكونه أضخم من القزم الأبيض وأنه قادم من نجم ضخم أساساً فإن مقدار الطاقة الحرارية فيه أكبر من القزم الأبيض، في المتوسط تصل إلى ٦٠٠٠٠ كالفن.

رغم أن كتلة النجوم النيوترونية أكبر من الأقزام البيضاء إلا أنها أصغر بكثير حسب الحجم الأصلي للنجم فأغلبها يبلغ قطرها بضع كيلومترات، وأغلبها بين ١٠ - ١٢ كم مما يجعلها بحجم مدينة متوسطة مثل الرياض. وهذا الحجم الصغير يتضمن كتلة أكبر من كتلة الشمس مما يجعل الكثافة جداً كبيرة لدرجة لو أننا أخذنا علبة ثقاب صغيرة ووضعنا فيها مادة النجم النيوتروني فإن وزنها سيكون ٢٥٠ ألف مليون طن. هذه الكثافة الهائلة مع الكتلة الكبيرة في مجال ضيق يؤدي لجاذبية هائلة جداً لدرجة أن الضوء ينحني على سطح النجم النيوتروني، فلو أمكننا النظر مباشرة لنجم نيوتروني كروي فإنه بدلا من أن نشاهد نصف النجم فقط فإننا سنشاهد ٦٠٪ من النجم لأن الضوء القادم من وراء طرف قرص النجم سينحني باتجاهك مما يجعلك ترى جزءا من خلف النجم في نفس الوقت. الجاذبية على سطح النجم النيوتروني هائلة لدرجة أن سرعة الإفلات من جاذبيته تقارب ١٠٠ ألف كم/ثا أي ما يقارب ثلث سرعة الضوء.

الحجم الصغير للنجم مع كتلته الهائلة يجعل دورانه حول نفسه سريعاً. فالأقزام البيضاء تدور بضع مرات في الساعة بينما الأقزام النيوترونية تدور عدة آلاف في الدقيقة قد تصل لعشرات الآلاف، وأسرع نجم نيوتروني تم اكتشافه يدعى PSR J1748-2446ad ويدور حول نفسه بمعدل ٧١٢ دورة في الثانية الواحدة.

الأقزام النيوترونية أشد حرارة من نظيرتها البيضاء وهي أصغر حجما وأكثر كثافة وكتلة، ولكي تبرد فإنها ستحتاج لوقت أطول بشكل كبير من الأقزام البيضاء.

تحديد العمر بواسطة الدوران[عدل]

سرعة دوران النجم تحدد عمره. لقد عثر علماء الفلك على أمكانية جديدة لتحديد عمر النجوم عن طريق مراقبة سرعة دورانها حول نفسها. وتتناقص هذه السرعة أثناء حياة النجم بصورة مميزة، وذلك عندما يفقد بعضا من كتلته بواسطة الإشعاع الذي يبثه في الفضاء، وبالتالي يمكن ربطها بعمر ولون النجم. بما أن هذه العملية لا تقتضي على النقيض من أخرىات ملاحظة بعد النجم الذي لا يمكن تحديده بدقة، ويستطيع الباحثون تقدير عمر النجم بخطأ لا يتجاوز قدره ١٥%. ويناسب هذا القياس بصورة خاصة النجوم المفردة التي لا تظهر في عناقيد نجمية.

عدد النجوم في الكون[عدل]

منطقة تكوّن نجوم جديدة سحابة ماجلان الكبرى. صورة من ناسا/إيسا.

يستطيع كل منا رؤية نحو 6000 نجم بالعين المجردة. ولكنهم يشكلون مجموعة النجوم القريبة منا. وتبين الإحصاءات الجديدة ما يلي: توجد نحو 100 مليار مجرة، تحتوي كل منها في المتوسط على 200 مليار من النجوم (هذا التقدير بحسب عالم الفلك الألماني هارالد ليش، بجامعة ميونيخ).

وبناءً على ذلك يوجد نحو عشرة آلاف ترليون من النجوم في الكون، وهو عدد يفوق كل تصور. كذلك لا أحد يعرف حجم الكون أو حتى تصوره. فأبعد المناطق التي يأتينا منها الضوء منذ الانفجار العظيم تبعد عنا نحو 13.7 مليار سنة ضوئية أي اننا نحاول أن ندرس وبالتالي نكون فكرة بالنظر لمناطق في صورتها التي كانت عليها قبل 13.7مليار سنة. وعند هذا البعد يصطدم الفلكيون "بالأفق الكوني". ولا أحد يَعرف ماذا يُوجد وراءه. فيعتمد ذلك على شكل الكون. هل هو في شكل كروي يمكن التحرك عليها بدون حدود، أم هو مستوي ويتسع باستمرار، ويُعطينا قياس إشعاع الخلفية الميكروني الكوني صورة أخرى عجيبة، اما القول بانه ربما يَكون الكون في شكل إطار السيارة، وعن طريق انكسار الضوء تبدوا المجرات البعيدة كصور منعكسة لتجمعات نجمية قريبة، يكون هذا القول محض خيال ليس الا لانه ليس هنالك فراغ أو نقطة ليس بها مادة أو جسم معين في الفضاء الخارجي فيكون الكون في حقيقته امرا محيرا وغامضا لايمكن الإلمام بابعاده أو مساحته خاصة وان الكون يتسع بصورة مطردة ولايمكن حتى تصوره بأي حال من الأحوال كما وان من المستحيل الإدراك بكافة تفاصيل جسم معين وانت في داخله إلا أن العلماء قد توصلوا أخيرا على أن الكون هو عبارة عن منظومة مدهشة مخلوقة بعناية فائقة وبتقديرات دقيقة في شكل خيوط محبوكة بصورة محكمة لامجال لورود نسبة ولو ضئيلة من خطأ فيها بأي حال من الأحوال

اقرأ أيضاً[عدل]

وصلات خارجية[عدل]

مصادر[عدل]

مراجع[عدل]

  1. ^ Bahcall, John N. (June 29, 2000). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. Retrieved 2006-08-30
  2. ^ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2006-08-04.
  3. ^ "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. Archived from the original on 2008-02-10. Retrieved 2006-06-08.
  4. ^ فوربس، جورج (1909). History of Astronomy (تاريخ علم الفلك). London: Watts & Co. ISBN 1-153-62774-4.
  5. ^ Tøndering، Claus. "Other ancient calendars فهارس قديمة". WebExhibits. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-10. 
  6. ^ von Spaeth، Ove (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map (تأريخ أقدم نجم فرعوني)". Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology 42 (3): 159–179. Bibcode:2000Cent...42..159V. doi:10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x. اطلع عليه بتاريخ 2007-10-21. 
  7. ^ North، John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology(تاريخ نورتن لعلم الفلك والفضاء). New York and London: W.W. Norton & Company. صفحات 30–31. ISBN 0-393-03656-1. 
  8. ^ Murdin، P. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (موسوعة علم الفلك وفيزياء الفضاء). ISBN 0-333-75088-8. 
  9. ^ Murdin، P. ISBN 0-333-75088-8.  Missing or empty |title= (help)
  10. ^ Grasshoff، Gerd (1990). Springer. صفحات 1–5. ISBN 0-387-97181-5.  Missing or empty |title= (help)
  11. ^ (June 29, 1981) "{{{title}}}".: 355–370, Cambridge, England:Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. 
  12. ^ Zhao، Fu-Yuan؛ Strom، R. G.؛ Jiang، Shi-Yang (2006). Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics 6 (5): 635–640. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17.  Unknown parameter |(لا بد أن النجمة AD185 كانت سوبرنوفا) title= ignored (help)
  13. ^ "Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star". NAOA News. March 5, 2003. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-08. 
  14. ^ Frommert، Hartmut؛ Kronberg، Christine (August 30, 2006). SEDS. University of Arizona http://messier.seds.org/more/m001_sn.html |url= تحتاج عنوانا (help).  Unknown parameter |سوبرنوفا 1045 - تكوين مجموعة السرطان) title= ignored (help)
  15. ^ Duyvendak، J. J. L. (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The (معطيات جديدة حول غلاقة مجموعة السرطان مع السوبر نوفا - الجزء الأول. فهرس المشرق القديم) Ancient Oriental Chronicles". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318): 91–94. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409. 
    Mayall، N. U.؛ Oort، Jan Hendrik (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The (معطيات جديدة حول غلاقة مجموعة السرطان مع السوبر نوفا - الجزء الثاني. النظرة الكونية) Astronomical Aspects". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318): 95–104. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410. 
  16. ^ Brecher، K. et al. (1983). The Observatory 103: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B.  Unknown parameter |(السجلات القديمة حول السوبرنوفا) title= ignored (help)
  17. ^ Kennedy، Edward S. (1962). Isis 53 (2): 237–239. doi:10.1086/349558.  Unknown parameter |)مراجعة: وضعية مراكز الرصد الإسلامية في التاريخ العام للمراصد لأايدين سايلي) title= ignored (help)
  18. ^ Jones، Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. [Cambridge University Press. صفحة 1. ISBN 0-521-37079-5. 
  19. ^ Zahoor، A. (1997). "Al-Biruni". Hasanuddin University. تمت أرشفته من الأصل على 2008-06-26. اطلع عليه بتاريخ 2007-10-21. 
  20. ^ Montada، Josep Puig (September 28, 2007). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. اطلع عليه بتاريخ 2008-07-11. 
  21. ^ أ ب ت Drake، Stephen A. (August 17, 2006). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-24. 
  22. ^ Greskovic، Peter؛ Rudy، Peter (July 24, 2006). "Exoplanets". ESO. اطلع عليه بتاريخ 2012-06-15. 
  23. ^ Ahmad، I. A. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". Vistas in Astronomy 39 (4): 395–403 [402]. Bibcode:1995VA.....39..395A. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X. 
  24. ^ Setia، Adi (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey". Islam & Science 2. اطلع عليه بتاريخ 2010-03-02. 
  25. ^ Hoskin، Michael (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy". Space Telescope Science Institute. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-24. 
  26. ^ Proctor، Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature 1 (13): 331–333. Bibcode:1870Natur...1..331P. doi:10.1038/001331a0. 
  27. ^ Aitken، Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc. صفحة 66. ISBN 0-486-61102-7. 
  28. ^ Michelson، A. A.؛ Pease، F. G. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal 53: 249–259. Bibcode:1921ApJ....53..249M. doi:10.1086/142603. 
  29. ^ "" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP". University of California. اطلع عليه بتاريخ 2013-02-21. 
  30. ^ أ ب Unsöld، Albrecht (2001). The New Cosmos (الطبعة 5th). New York: Springer. صفحات 180–185, 215–216. ISBN 3-540-67877-8. 
  31. ^ e. g. Battinelli، Paolo؛ Demers، Serge؛ Letarte، Bruno (2003). "Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31". The Astronomical Journal 125 (3): 1298–1308. Bibcode:2003AJ....125.1298B. doi:10.1086/346274. 
  32. ^ "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.". UBC Public Affairs. January 8, 2007. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-02. 
  33. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع koch95
  34. ^ أ ب Coleman، Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. اطلع عليه بتاريخ 2012-06-15. 
  35. ^ "Naming Astronomical Objects". International Astronomical Union (IAU). اطلع عليه بتاريخ 2009-01-30. 
  36. ^ "Naming Stars". Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). اطلع عليه بتاريخ 2009-01-30. 
  37. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع space_law09
  38. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع astrometry05
  39. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع bl_disclaimer
  40. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع andersen10
  41. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع si30_5
  42. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع sd19980401
  43. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع golden_faflick82
  44. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع di_justo20011226
  45. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع pliat02
  46. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع sclafani19980508
  47. ^ Smith، Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. صفحات 57–68. ISBN 1-86094-501-5. 
  48. ^ Seligman، Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Self-published. تمت أرشفته من الأصل على 2008-06-23. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-05. 
  49. ^ (1996) "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks".Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995, Space Telescope Science Institute. 
  50. ^ Smith، Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. صفحة 176. ISBN 1-86094-501-5. 
  51. ^ Megeath، Tom (May 11, 2010). "Herschel finds a hole in space". ESA. اطلع عليه بتاريخ 2010-05-17. 
  52. ^ Mengel، J. G. et al. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603. 
  53. ^ Wood، B. E. et al. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal 574 (1): 412–425. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797. 
  54. ^ de Loore، C.؛ de Greve، J. P.؛ Lamers، H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics 61 (2): 251–259. Bibcode:1977A&A....61..251D. 
  55. ^ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-07. 
  56. ^ Adams, Fred C.. "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence".Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets: 46–49, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Retrieved on 2008-06-24. 
  57. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع late_stages
  58. ^ "Main Sequence Lifetime". Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology. 
  59. ^ Pizzolato، N. et al. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics 373 (2): 597–607. Bibcode:2001A&A...373..597P. doi:10.1051/0004-6361:20010626. 
  60. ^ "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. June 18, 2004. تمت أرشفته من الأصل على 2004-11-22. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-26. 
  61. ^ Sackmann، I. J.؛ Boothroyd، A. I.؛ Kraemer، K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407. 
  62. ^ Schröder، K.-P.؛ Smith، Robert Connon (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.  See also Palmer، Jason (February 22, 2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. اطلع عليه بتاريخ 2008-03-24. 
  63. ^ أ ب Hinshaw، Gary (August 23, 2006). "The Life and Death of Stars". NASA WMAP Mission. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-01. 
  64. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع iben
  65. ^ "What is a star?". Royal Greenwich Observatory. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-07. 
  66. ^ Liebert، J. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics 18 (2): 363–398. Bibcode:1980ARA&A..18..363L. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051. 
  67. ^ أ ب "Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center. April 6, 2006. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-16. 
  68. ^ Fryer، C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309. 
  69. ^ Szebehely، Victor G.؛ Curran، Richard B. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 90-277-2046-0. 
  70. ^ "Most Milky Way Stars Are Single" (بيان إعلامي). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. January 30, 2006. http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html. Retrieved 2006-07-16.
  71. ^ "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-18. 
  72. ^ Borenstein، Seth (December 1, 2010). "Universe's Star Count Could Triple". CBS News. اطلع عليه بتاريخ 2011-07-14. 
  73. ^ "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. January 14, 1997. اطلع عليه بتاريخ 2006-11-06. 
  74. ^ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
  75. ^ Holmberg، J.؛ Flynn، C. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 313 (2): 209–216. arXiv:astro-ph/9812404. Bibcode:2000MNRAS.313..209H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. 
  76. ^ "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. June 2, 2000. اطلع عليه بتاريخ 2014-01-21. 
  77. ^ Lombardi, Jr.، J. C. et al. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal 568 (2): 939–953. arXiv:astro-ph/0107388. Bibcode:2002ApJ...568..939L. doi:10.1086/339060. 
  78. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Bond-140283
  79. ^ Naftilan، S. A.؛ Stetson، P. B. (July 13, 2006). "How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?". Scientific American. اطلع عليه بتاريخ 2007-05-11. 
  80. ^ Laughlin، G.؛ Bodenheimer، P.؛ Adams، F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125. 
  81. ^ Irwin، Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. صفحة 78. ISBN 0-470-01306-0. 
  82. ^ "A "Genetic Study" of the Galaxy". ESO. 2006-09-12. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-10. 
  83. ^ Fischer، D. A.؛ Valenti، J. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal 622 (2): 1102–1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383. 
  84. ^ "Signatures Of The First Stars". ScienceDaily. April 17, 2005. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-10. 
  85. ^ Feltzing، S.؛ Gonzalez، G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates". Astronomy & Astrophysics 367 (1): 253–265. Bibcode:2001A&A...367..253F. doi:10.1051/0004-6361:20000477. 
  86. ^ Gray، David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. صفحات 413–414. ISBN 0-521-40868-7. 
  87. ^ "The Biggest Star in the Sky". ESO. March 11, 1997. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-10. 
  88. ^ Ragland، S.؛ Chandrasekhar، T.؛ Ashok، N. M. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared". Journal of Astrophysics and Astronomy 16: 332. Bibcode:1995JApAS..16..332R. 
  89. ^ Davis، Kate (December 1, 2000). "Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. تمت أرشفته من الأصل على 2006-07-12. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-13. 
  90. ^ Loktin، A. V. (September 2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058. 
  91. ^ "Hipparcos: High Proper Motion Stars". ESA. September 10, 1999. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-10. 
  92. ^ Johnson، Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69 (406): 54. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012. 
  93. ^ Elmegreen، B.؛ Efremov، Y. N. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. تمت أرشفته من الأصل على March 23, 2005. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-23. 
  94. ^ Brainerd، Jerome James (July 6, 2005). "X-rays from Stellar Coronas". The Astrophysics Spectator. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-21. 
  95. ^ Berdyugina، Svetlana V. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-21. 
  96. ^ Smith، Nathan (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine (Astronomical Society of the Pacific) 27: 20. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-13. 
  97. ^ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy". NASA News. March 3, 2005. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-04. 
  98. ^ "Stars Just Got Bigger". European Southern Observatory. July 21, 2010. اطلع عليه بتاريخ 2010-17-24. 
  99. ^ Wolchover، Natalie (August 7, 2012). "Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash". LiveScience.com. 
  100. ^ "Ferreting Out The First Stars". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. September 22, 2005. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-05. 
  101. ^ "Weighing the Smallest Stars". ESO. January 1, 2005. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-13. 
  102. ^ أ ب ت Shiga، David (August 17, 2006). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. تمت أرشفته من الأصل على 2006-11-14. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-23. 
  103. ^ Boss، Alan (April 3, 2001). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. تمت أرشفته من الأصل على 2006-09-28. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-08. 
  104. ^ Leadbeater، Elli (August 18, 2006). "Hubble glimpses faintest stars". BBC. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-22. 
  105. ^ "Flattest Star Ever Seen". ESO. June 11, 2003. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-03. 
  106. ^ Fitzpatrick، Richard (February 13, 2006). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. تمت أرشفته من الأصل على 2010-01-04. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-04. 
  107. ^ Villata، Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 257 (3): 450–454. Bibcode:1992MNRAS.257..450V. 
  108. ^ "A History of the Crab Nebula". ESO. May 30, 1996. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-03. 
  109. ^ Strobel، Nick (August 20, 2007). "Properties of Stars: Color and Temperature". Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. تمت أرشفته من الأصل على 2007-06-26. اطلع عليه بتاريخ 2007-10-09. 
  110. ^ Seligman، Courtney. "Review of Heat Flow Inside Stars". Self-published. اطلع عليه بتاريخ 2007-07-05. 
  111. ^ أ ب "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. February 16, 2005. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-10. 
  112. ^ Zeilik، Michael A.؛ Gregory، Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (الطبعة 4th). Saunders College Publishing. صفحة 321. ISBN 0-03-006228-4. 
  113. ^ Koppes، Steve (June 20, 2003). "University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science". The University of Chicago News Office. اطلع عليه بتاريخ 2012-06-15. 
  114. ^ "Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun". Hubble News Desk. July 15, 2004. اطلع عليه بتاريخ 2006-05-24. 
  115. ^ Garnett، D. R.؛ Kobulnicky، H. A. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal 532 (2): 1192–1196. arXiv:astro-ph/9912031. Bibcode:2000ApJ...532.1192G. doi:10.1086/308617. 
  116. ^ Staff (January 10, 2006). "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator". National Optical Astronomy Observatory. اطلع عليه بتاريخ 2007-11-18. 
  117. ^ Michelson، A. A.؛ Pease، F. G. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics (Max Planck Society). 
  118. ^ Manduca، A.؛ Bell، R. A.؛ Gustafsson، B. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics 61 (6): 809–813. Bibcode:1977A&A....61..809M. 
  119. ^ Chugainov، P. F. (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars 520: 1–3. Bibcode:1971IBVS..520....1C. 
  120. ^ أ ب "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-13. 
  121. ^ "Magnitude". National Solar Observatory—Sacramento Peak. تمت أرشفته من الأصل على 2008-02-06. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-23. 
  122. ^ Hoover، Aaron (January 15, 2004). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. تمت أرشفته من الأصل على 2007-08-07. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-08. 
  123. ^ "Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. August 17, 2006. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-08. 
  124. ^ Smith، Gene (April 16, 1999). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-12. 
  125. ^ Fowler، A. (1891–2). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature 45: 427–8. Bibcode:1892Natur..45..427F. doi:10.1038/045427a0. 
  126. ^ Jaschek، Carlos؛ Jaschek، Mercedes (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. صفحات 31–48. ISBN 0-521-38996-8. 
  127. ^ أ ب ت MacRobert، Alan M. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-19. 
  128. ^ "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. تمت أرشفته من الأصل على 2009-10-08. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-19. 
  129. ^ أ ب ت ث "Types of Variable". AAVSO. May 11, 2010. اطلع عليه بتاريخ 2010-08-20. 
  130. ^ "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. 2004-11-01. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-08. 
  131. ^ Hansen، Carl J.؛ Kawaler، Steven D.؛ Trimble، Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. صفحات 32–33. ISBN 0-387-20089-4. 
  132. ^ أ ب ت Schwarzschild، Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5. 
  133. ^ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-11. 
  134. ^ أ ب "What is a Star?". NASA. 2006-09-01. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-11. 
  135. ^ "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (بيان إعلامي). ESO. August 1, 2001. http://www.eso.org/public/news/eso0127/. Retrieved 2006-07-10.
  136. ^ Burlaga، L. F. et al. (2005). "Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields". Science 309 (5743): 2027–2029. Bibcode:2005Sci...309.2027B. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471. 
  137. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع sunshine
  138. ^ Girardi، L.؛ Bressan، A.؛ Bertelli، G.؛ Chiosi، C. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126. 
  139. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع synthesis
  140. ^ Woosley، S. E.؛ Heger، A.؛ Weaver، T. A. (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015. 
  141. ^ 11.5 days is 0.0315 years.