جمهرة النجوم

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث

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 الأولى هي النجوم الشابة ذات المعدنية العالية، في حين أن جمهرة النجوم الثانية 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 ناتجة عن الانفجار العظيم وبنسب منخفضة (الهيدروجين والهيليوم) مع وجود (آثار من للليثيوم-7) .[6] وتوجد هذة النجوم فالغالب ضمن الحشود الكروية ونواة المجرة وتمتاز بالمعانها الأقل ودرجة حرارتها المنخفضة مقارنة مع جمهرة النجوم الأولى وقلة العناصر في جمهرة النجوم الثانية قد يكون سببة اعمارها الكبيرة 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 الثالثة 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 بأستخدام عدسات الجاذبية في جزء بعيد جدا من الكون[12]

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

في يونيو 2015، أفاد علماء الفلك ان هناك أدلة على وجود نجوم الجمهرة الثالثة 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]

مراجع[عدل]

  1. أ ب "Stellar Populations". مؤرشف من الأصل في 18 أكتوبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 8-مارس-2017. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); تحقق من التاريخ في: |تاريخ الوصول= (مساعدة)
  2. ^ D. Kunth & G. Östlin (2000). "The Most Metal-poor Galaxies". 10 (1). The Astronomy and Astrophysics Review. مؤرشف من الأصل في 16 سبتمبر 2018. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); Cite journal requires |journal= (مساعدة)
  3. ^ W. Sutherland (26 March 2013). "The Galaxy. Chapter 4. Galactic Chemical Evolution" (PDF). مؤرشف من الأصل (PDF) في 26 يناير 2020. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  4. ^ A. Heger; S. E. Woosley (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". Astrophysical Journal. 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. doi:10.1086/338487. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  5. ^ "Populations I and II". موسوعة بريتانيكا. مؤرشف من الأصل في 9 مايو 2015. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  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
  7. ^ "Populations I and II Stars". hyperphysic. مؤرشف من الأصل في 26 سبتمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 7-مارس-2017. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); تحقق من التاريخ في: |تاريخ الوصول= (مساعدة)
  8. ^ N. Tominga; et al. (2007). "Supernova Nucleosynthesis in Population III 13-50 Msolar Stars and Abundance Patterns of Extremely Metal-poor Stars". Astrophysical Journal. 660 (5): 516–540. arXiv:astro-ph/0701381. Bibcode:2007ApJ...660..516T. doi:10.1086/513063. مؤرشف من الأصل (PDF) في 26 يناير 2020. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  9. ^ Nola Redd (February 2011). "The Universe's First Stars Weren't Loners After All". Space.com. مؤرشف من الأصل في 21 نوفمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 01 فبراير 2015. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  10. ^ Andrea Thompson (January 2009). "How Massive Stars Form: Simple Solution Found". Space.com. مؤرشف من الأصل في 3 فبراير 2019. اطلع عليه بتاريخ 01 فبراير 2015. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  11. ^ Bernard J. Carr. "Cosmology, Population III". مؤرشف من الأصل في 20 أكتوبر 2017. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  12. ^ R. A. E. Fosbury; et al. (2003). "Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357" (PDF). Astrophysical Journal. 596 (1): 797–809. arXiv:astro-ph/0307162. Bibcode:2003ApJ...596..797F. doi:10.1086/378228. مؤرشف من الأصل (PDF) في 13 يونيو 2014. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  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. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); 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 June 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. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  15. ^ Overbye, Dennis (17 June 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". نيويورك تايمز. مؤرشف من الأصل في 12 يونيو 2018. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)