ما هي ظاهرة سوبرنوفا

ما هي ظاهرة سوبرنوفا

السوبرنوفا ، أو ما يُعرف باسم ” المستعر الأعظم ” ، هو أكبر انفجار يحدث في الفضاء ، كما أنه يُعد المصدر الرئيس للعناصر الثقيلة في الكون ، السوبرنوفا يُمكنها أن تُصدر قدرًا من الطاقة يفوق طاقة الشمس طيلة حياتها

معلومات عن النجوم في السماء

النجم هو جسم فلكي كروي من البلازما ضخم ولامع ومتماسك بفعل الجاذبية. يستمد النجم لمعانه من الطاقة النووية المتولدة فيه؛ حيث تلتحم ذرات الهيدروجين مع بعضها البعض مكونة عناصر أثقل من الهيدروجين، مثل الهيليوم والليثيوم وباقي العناصر الخفيفة حتى عنصر الحديد. إن هذا التفاعل الفيزيائي يسمى اندماجاً نووياً تنتج عنهُ طاقة حرارية كبيرة جدًا تصل إلينا في صورة أشعة ضوئية.

أغلب مكونات النجم هما عنصرا الهيدروجين المتأين والهيليوم المتأين (وهما يسميان في حالة التأين بلازما). وقد بينت الأرصاد الفلكية أن نسبة كبيرة من النجوم لها كواكب تدور حولها مثلما هي موجودة في المجموعة الشمسية.

أقرب نجم للأرض هو الشمس فهو مصدر الطاقة للأرض. كما تصل طاقة الشمس إلى الكواكب الأخرى التي تشكل المجموعة الشمسية. وتكون بعض النجوم الأخرى واضحة أثناء الليل حينما لا تغطيها السحب أو ظواهر جوية أخرى وتظهر كنقاط كثيرة مضيئة بسبب بعدها الهائل عن الأرض.

تاريخيًا، شكلت النجوم تجمعات تسمى كوكبات (كوكبة) وأبراج في الكرة السماوية. ولقد أعطى الإنسان منذ القدم لأشد النجوم لمعانًا أسماء وكذلك للكوكبات والأبراج. واستدل بها العرب في معرفة طريقهم في الصحراء والملاحة في البحار والمحيطات. لهذا فإن معظم النجوم اللامعة المرئية لها أسماء أصولها عربية. ولقد جمع علماء الفلك فهرس شامل يحوي أسماء النجوم التي تهمنا – مثل فهرس مسييه وفهرس المجرات وعناقيد المجرات. وباختراع المقراب ذو القدرة المتزايدة استطاع علماء الفلك رؤية نجوم ضعيفة اللمعان أو بعيدة، لم يستطع رؤيتها السابقون بالعين المجردة.

يضيء النجم بسبب الاندماج النووي الحراري للهيدروجين لتكوين الهيليوم في لُب النجم خلال جزء (على الأقل) من حياتهِ. مطلقًا بذلك الطاقة التي تخترق باطن النجم ويشعها في الفضاء الخارجي. وحالما يتم استنفاذ عنصر الهيدروجين من النجم، فإن جميع العناصر الناشئة من الاندماج النووي للهيدروجين تكون أثقل من الهيليوم الذي يتم أيضًا إنتاجه؛ إما عن طريق الاصطناع النووي النجمي خلال حياة النجم أو عن طريق الاصطناع النووي في المستعرّ الأعظم عندما تنفجر النجوم الضخمة جدًا. ومع اقتراب نهاية حياته، يمكن أن يحتوي النجم على نسبة من المواد المتحللة. ويمكن للفلكيين تحديد الكتلة، والعمر، والتركيبة (التركيب الكيميائي)، والعديد من الخصائص الأخرى للنجم من خلال مراقبة حركته عبر الفضاء، عن طريق لمعانه، أو مراقبة الطيف الخاص به على التوالي. والكتلة الإجمالية للنجم هي المحدد الرئيسي لتطوره ومصيره في نهاية المطاف. ويتم تحديد الخصائص الأخرى للنجم بواسطة تاريخهِ، بما في ذلك قطره، ودورانه، وحركته ودرجة حرارته. إذ أن جزء من درجة حرارة العديد من النجوم ضد لمعانها، والذي يعرف باسم مخطط هرتزشبرونج-راسل البياني يسمح بتحديد العمر والحالة التطورية للنجم.

يبدأ تكون النجم كسحابة متساقطة من مواد سديمية تحتوي في المقام الأول على الهيدروجين، بالإضافة إلى الهيليوم ومقدار ضئيل من عناصر أخرى ثقيلة. حالما يتكثف اللبّ النجمي فإن عنصر الهيدروجين يتحول بثبات إلى هيليوم من خلال عملية الاندماج النووي، ومطلقا طاقة في هذه العملية. وما تبقى من باطن النجم يحمل الطاقة بعيداً عن اللب من خلال خليط من العمليات الإشعاعية والحملية. وضغط النجم الداخلي يمنعه من السقوط أكثر تحت جاذبيته. وحالما يتم استنفاد طاقة الهيدروجين في اللب، ويتكون النجم بكتلة لا تقل عن 0.4 مرة من كتلة الشمس ويتمدد ليصبح عملاق أحمر، وفي بعض الحالات يتم صهر عناصر أثقل في اللب أو في الطبقة الحامية حول اللب ويتطور عندها النجم إلى شكل متحلل، معيداً تدوير جزء من جوهرهِ إلى بيئتهِ النجمية، حيث أنه سيُكون جيلا جديدا من النجوم ذات نسبة أكبر من العناصر الثقيلة. في هذه الاثناء فإن اللب يصبح بقايا نجم: قزم أبيض أو نجم نيتروني أو (إذا كان ضخم بما فيه الكفاية) ثقب أسود.

تتكون الأنظمة الثنائية ومتعددة النجوم من اثنين أو أكثر من النجوم ارتباطاً جاذبياً، والتي تتحرك حول بعضها البعض في مدارات مستقرة. وعندما لا يكون لدى اثنين من هذه النجوم مدار قريب نسبياً، فإن تفاعل الجاذبية لهُ تأثير كبير على تطورها في نشوء بنية ذات جاذبية أضخم مثل العناقيد النجمية والمجرات.

كانت النجوم مهمة للحضارات من الناحية التاريخية في جميع أنحاء العالم. حيث كانت النجوم جزءاً من الممارسات الدينية وكانت تستعمل في الملاحة الفلكية ولمعرفة الاتجاهات. وكان العديد من علماء الفلك القدماء يعتقدون أن النجوم ثابتة بشكل دائم على مجال سماوي، وأنها غير متغيرة. وبالإجماع، جمع علماء الفلك النجوم في كوكبات واستعملوها لتتبع حركة الكواكب واستنتاج موقع الشمس. وكان يتم استعمال حركة الشمس على خلفية من النجوم (والأفق) لصنع تقويم يستخدمهُ المزارعين والفلاحين في معرفة مواسم الزراعة. يعد التقويم الميلادي (الذي يستعمل تقريباً في كل مكان على الأرض) تقويماً شمسياً يستند على درجة محور دوران الأرض بالنسبة إلى نجمها المحلي، الشمس.

ظهر أقدم رسم بياني للنجوم في علم الفلك المصري القديم في 1534 قبل الميلاد. 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).

تم إنشاء أول فهرس نجوم في علم الفلك الإغريقي من قبل اريستيلوس في 300 قبل الميلاد تقريباً، بمساعدة تيموكارس. احتوى فهرس نجوم أبرخش (القرن الثاني قبل الميلاد) على 1020 نجمة، كما تم استعماله لتجميع فهرس نجوم بطليموس. يُعرف أبرخش باكتشافه لأول نجم متفجّر. اشتُقت أسماء العديد من الكوكبات والنجوم المستخدمة اليوم من علم الفلك الإغريقي.

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

أعطى علماء الفلك المسلمون 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 قوائم دالة على نجوم الزيج. ومن بينها كتاب صور الكواكب الثمانية والأربعين (964) من قبل عالم الفلك عبد الرحمن الصوفي، الذي لاحظ ووصف عدد من النجوم وتجمعات النجوم (بما في ذلك فيلوروم أو ميكرون وتجمعات بروكي) والمجرات (بما في ذلك مجرة أندروميدا). ووفقا للزاهور، فإنه في القرن الحادي عشر وصف الباحث الموسوعي الفارسي المسلم أبو الريحان البيروني مجرة درب التبانة كوافر من الشظايا التي لها خصائص نجوم غامضة، وأيضا أعطى خطوط العرض من مختلف النجوم خلال الكسوف القمري في 1019.

بحسب جوزيف 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. الفلكيون الأوربيون الأوائل مثل تايكو براه ميز نجوم جديدة في سماء الليل (لاحقا سميت نوفو) مرجحاً أن السماء ليست ثابتة. في 1584 أشار جوردانو برونو إلى أن النجوم مثل الشمس، وقد تكون لها كواكب أخرى، ومن المحتمل حتى كواكب مثل الأرض، تدور حولها، وهذا الفكرة قد طرحت سابقاً من الفلاسفة اليونانيين القدامى، ديمقريطوس وإبيقور ومن علماء الفلك المسلمين في العصر الذهبي للإسلام مثل فخر الدين الرازي.. بحلول القرن التالي، وصلت الفكرة بأن النجوم مثل الشمس إلى إجماع بين الفلكييين. ولشرح لماذا لا تقوم النجوم بأي سحب جاذبي على النظام الشمسي، اقترح إسحاق نيوتن أن النجوم موزعة بالتساوي في جميع الاتجاهات، وهي الفكرة التي دُعمت من قِبل عالم اللاهوت ريتشارد بينتلي.

سجّل عالم الفلك الإيطالي جيمينانو مونتاناري ملاحظاته عن اختلاف لمعان النجم رأس الغول عام 1667. بينما نشر ادموند هالي القياسات الأولى للحركة الصحيحة لكل زوج متقارب من النجوم الثابتة، موضحاً أن مواقعها تغيرت منذ وقت الفلكيين اليونانيين بطليموس وهيبارخوس.

كان ويليام هيرشل أول عالم فلك يحاول أن يحدد توزيع النجوم في السماء. في عام 1870 م، قام بتنفيذ سلسلة من القياسات في 600 اتجاه، وأحصى النجوم على طول خط الأفق. وبناءا على ذلك، استطاع أن يستنتج أن عدد النجوم كان يرتفع تدريجياً نحو جانب واحد من السماء، في اتجاه درب التبانة. أعاد ابنه جون هيرشل هذه الدراسة في نصف الأرض الجنوبي ووجد ارتفاع مُماثل في نفس الاتجاه. بالإضافة إلى إنجازاته الأخرى، يُعرف ويليام هيرشل باكتشافه الذي ينص على أن بعض النجوم لا تقع فقط على نفس خط الأفق، بل هي أيضاً مترافِقة فيزيائياً وتشكّل أنظمة نجوم ثنائية.

يعد جوزيف فون فراونهوفر وأنجيلو سيكي رواد علم المطياف النجمي، وذلك من خلال مقارنة أطياف النجوم مثل الشعرى اليمانية بالشمس، حيث وجدا اختلاف في قوة وعدد خطوط الامتصاص (الخطوط الداكنة في المطيافية النجمية الناتجة عن امتصاص ترددات معينة من 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.

القياس الأول المباشر للمسافة لنجم 61 سيغني (وهو عبارة عن نجوم ثنائية في كوكبة الدجاجة) في 11.4 سنة ضوئية كان قد عمل في 1838 بواسطة فريدريك بيسيل باستخدام تقنية البارالاكس. قياسات البارالاكس تشرح الفاصل الكبير للنجوم في السماوات. 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 الأول لمشكلة اشتقاق مدار لنجوم ثنائية من رصد لتليسكوب كانت قد عملت بواسطة فليكس سافاري في 1827. شهد القرن العشرون تقدما سريعا نحو مزيد من الدراسة العلمية للنجوم K 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.

بدأت محاولات تصنيف أطياف النجوم عن طريق توضيح الصلة بين ضياء نجم ودرجة حرارته ، وقام بها “أنجلو سكي” الإيطالي في عام 1865 ، وصنف النجوم في 3 تصنيفات . ثم اقترح “هيرمان فوجل” الألماني عام 1874 نظام يضم نظريات ذلك العهد عن تطور النجوم . وحسن أنجلو سكي تصنيفه في عام 1868 وصنف اطياف النجوم في 4 تصنيفات أساسية ، كالآتي:

فئة I : نجوم بيضاء وزرقاء ، تبدي خطوط طيف واضحة للهيدروجين (تضنيف A )
فئة II : نجوم صفر، تبدي خطوط ضعيفة للهيدروجين، وتبدي خطوط واضحة اللمعادن (تصنيف G وK)
فئة III : نجوم برتقالي وحمراء تبدي أطيافا معقدة (تصنيف M)
فئة IV : نجوم حمراء تشتد فيها خطوط الكربون (نجوم كربونية)
ثم أزاد عليهم التصنيفات التالية عام 1878:

فئة V : خطوط طيف ناصعة (Be وBf وغيرها )
قام “هنري درابر ” بتحليل أطياف نجوم كثيرة ، وتبعه “إدوارد بيكرينج” عام 1890 وتعاون مع “ويليامينا فليمنج” و” أني كانون” واقترحوا تصنيفا جديدا استخدمو فيه الحروف الأبجدية المتتابعة من A إلى Z طبقا لسلسلة بالمر (وهي تبين انتقالات الإلكترونات التي تصدر خطوط طيف الهيدروجين . ثم استعيض عن ذلك باستمرار البحث العلمي “بتصنيف هارفارد” والتي تقسم الأطياف إلى الأنواع Q – A.

ثم لاحظت “أني كانون” بعد ذلك أن ترتيب التصنيفات يحتاج إلى تعديل ، حيث تأتي النجوم-O البيضاء والزرقاء الشديدة السخونة بعد النجوم الحمراء M وN التي تقل فيها درجة الحرارة. فكان الاقتراح بأن يتم التصنيف على أساس درجة حرارة النجم . وفي عام 1912 إجري التصنيف على هذا الأساس الجديد الذي يعتمد على درجة حرارة سطح النجم ونتج التصنيف في 7 فئات الذي يستخدم حتى الآن لتصنيف أطياف النجوم.

تصنيف سكتشي
خلال الفترة ما بين عامي 1860 و1870 قام الكاهن “سكتشي” بتمهيد الطريق أمام التصنيف الطيفي النجمي الحديث بإنشائه لتصنيف “سكتشي” وهو تصنيف قديم لأطياف النجوم. وبحلول عام 1866 كان قد أنشأ 3 أنواع لأطياف النجوم، وتابع بعدها حتى أنشأ 5 أنواع رئيسية لأطياف النجوم.

نوع I:
نجوم بيضاء وزرقاء تملك خطوط هيدروجين واضحة وقوية، وهذا النوع يتضمن نوع “A” الحديث ونوع “F” القديم، ومن النجوم من هذا النوع: النسران الواقع والطائر.

نوع II:
نجوم صفراء تملك خطوط هيدروجين بقوة منخفضة، وهذا النوع يتضمن نوعي “G” و”K” الحديثين ونوع “F” القديم، ومن النجوم من هذا النوع: الشمس والسماك الرامح.

نوع III:
نجوم لونها ما بين برتقالي وأحمر، وهذا النوع هو تقريبا نفس نوع “M” الحديث، ومن النجوم من هذا النوع: قلب العقرب ومنكب الجوزاء.

نوع IV:
نجوم حمراء كربونية.

نوع V:
هي نجوم ذات خطوط ابتعاثية مثل “غاما ذات الكرسي”.

وفي أواخر عام 1890م بدأ تصنيف “هارفارد” يحل محل هذا التصنيف، والذي قام بتصنيف الأنواع الأخرى من النجوم.

أنواع النجوم

أنواع النجوم.. كيف تصنف النجوم ؟

في الوقت الذي توجد فيه عدة أنظمة مستخدمة لتصنيف النجوم اليوم، يُعد نظام مورغان كينان (Morgan–Keenan) هو الأسهل؛ لإتقانه، ولأنه الأكثر تأثيرًا للمراقبين الهواة، وباستخدام الحروف (O ، B،A ، F، G، K،M) تُصنَّف النجوم بسهولة من الأكثر سخونة (O) حتى الأكثر برودة (M). تضع الإضافة البسيطة للأرقام من (0) إلى (9) النجومَ في تصنيفٍ فرعي اعتمادًا على الطيف؛ لتشكل سلسلةً من النجوم الساخنة إلى الباردة، على سبيل المثال: ( A8 ، A9، F0،F1).

توضح هذه القائمة الأنواع الرئيسة من النجوم التي تستخدم نظام مورغان كينان، كما تُقدِم بعض الحقائق السريعة عن كل نوع من النجوم، إضافة إلى بعض التفاصيل حول الخصائص الفيزيائية لكل صنف.

نلاحظ أنه وعلى الرغم من ذكر الألوان النسبية لكل مجموعة رئيسة من النجوم، باستثناء المثال الأكثر سطوعًا لكل لون، فإن جميع النجوم تبدو بيضاء، هذا لأن أغلب ألوان النجوم تكون باهتة عمومًا لتفعيل رؤية الألوان في العين البشرية، ونلاحظ أيضًا أن السطوع النجمي، والقطر، والكتل، تحسب بالنسبة إلى سطوع ونصف قطر وكتلة الشمس.

النجوم الزرقاء

نوع الطيف: (O) و(B).

دورة الحياة: على النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 0.00003٪.

درجة الحرارة النموذجية: ~ 30،000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 100 إلى ~ 1،000،000.

نصف القطر النموذجي: ~ 2.7 إلى ~ 10.

الكتلة النموذجية: ~ 2.5 إلى ~ 90.

العمر النموذجي: أقل من 40 مليون سنة.

ومن ضمن الأمثلة على النجوم الزرقاء: ( (10 Lacertae و(AE Aurigae) و(Delta Circini) و(V560 Carinae) و(Mu Columbae) و(Sigma Orionis) و(Theta1 Orionis C) و(Zeta Ophiuchi).

الخصائص

عادة ما تكون النجوم الزرقاء من النجوم الساخنة ذات النوع (O) التي توجد بشكل شائع في مناطق تكوين النجوم النشطة، وخاصةً في أذرع المجرات الحلزونية، إذ ينير ضوؤها غيوم الغبار والغاز المحيطة، ما يجعل هذه المناطق تظهر عادة باللون الأزرق.

النجوم الزرقاء غالبًا ما تتواجد في أنظمة النجوم المتعددة المعقدة، حيث يصعب التنبؤ بتطورها؛ بسبب ظاهرة انتقال الكتلة بين النجوم، وبالإضافة إلى إمكانية النجوم المختلفة في النظام بإنهاء حياتها كمستعرات عظمى في أوقات مختلفة.

تتميز النجوم الزرقاء بشكل رئيسي بخطوط امتصاص الهيليوم (-2) القوية في أطيافها، وخطوط الهيدروجين، والهيليوم المحايد في أطيافها، والتي تكون أضعف من النجوم من نوع (B) بشكل ملحوظ، ولأن النجوم الزرقاء حارة وذات كتل كبيرة للغاية، فإنها تعيش حياة قصيرة نسبيًا تنتهي بأحداث المستعرات العظمى العنيفة، ما تؤدي في النهاية إلى خلق ثقوب سوداء أو نجوم نيوترونية.

الأقزام الصفراء

نوع الطيف: (G).

دورة الحياة: على النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 10٪.

درجة الحرارة النموذجية: ~ 5،200 إلى 7،500 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 0.6 إلى ~ 5.0.

نصف القطر النموذجي: ~ 0.96 إلى ~ 1.4.

الكتلة النموذجية: ~ 0.8 إلى ~ 1.4.

العمر النموذجي: من 4 إلى 17 مليار سنة تقريبًا.

من ضمن الأمثلة على النجوم القزمية الصفراء: (Alpha Centauri A) و( (Tau Ceti و(51 Pegasi).

الخصائص

غالباً ما يشار عن طريق الخطأ إلى النجوم من النوع (G) باسم النجوم القزمة الصفراء، إن شمسنا مثال لنجمة من النوع (G)، ولكنها في الحقيقة بيضاء طالما أن جميع الألوان التي تنبعث منها ممزوجة ببعضها البعض.

مع ذلك، وعلى الرغم من أن كل ضوء الشمس المرئي ممزوج لإنتاج الضوء الأبيض، فإن قمة انبعاث الضوء المرئي تكون في الجزء الأخضر من الطيف، والمكون الأخضر يُمتص أو يُتبعثر بواسطة ترددات أخرى في الشمس نفسها، وفي الغلاف الجوي الأرضي.

تحمل النجوم النموذجية من نوع (G) كتلًا تتراوح بين (0.84) و(1.15) من كتلة الشمس، ودرجات حرارة تقع ضمن نطاق ضيق يتراوح بين (5،300) إلى (6000) كلفن.

تحول كل النجوم من نوع (G) الهيدروجين إلى هيليوم في مراكزها، مثل: الشمس، وسوف تتطور إلى عمالقة حمراء، بينما يستنزف الوقود الهيدروجيني.

الأقزام البرتقالية

نوع الطيف: (K).

دورة الحياة: على النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 10٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 3،700 إلى ~ 5،200 كلفن

السطوع النموذجي: ~ 0.08 إلى ~ 0.6

نصف القطر النموذجي: ~ 0.7 إلى ~ 0.96

الكتلة النموذجية: ~ 0.45 إلى ~ 0.8

العمر النموذجي: من 15 إلى ~ 30 مليار سنة.

من ضمن الأمثلة على النجوم القزمية البرتقالية (Alpha Centauri B) و((Epsilon Indi.

الخصائص

تعد النجوم القزمية البرتقالية نجومًا من النوع (K) على النسق الأساسي من حيث الحجم، وتقع بين النجوم الحمراء من النوع (M) والنجوم الصفراء من النوع (G) على النسق الأساسي.

إن النجوم من النوع (K) ذات أهمية خاصة في مجال البحث عن حياة خارج كوكب الأرض؛ لأنها تبعث كميات أقل من الأشعة فوق البنفسجية (التي تؤذي أو تدمر الحمض النووي) مقارنة بالنجوم من النوع (G)، كما أنها تبقى مستقرة على النسق الأساسي لمدة تصل إلى 30 مليار عام مقارنة بالشمس حوالي 10 مليار عام فقط.

إضافةً إلى ذلك، فإن النجوم من النوع (K) منتشرة بأربعة أضعاف عدد النجوم من النوع (G)، مما يجعل البحث عن الكواكب الخارجية أسهل بكثير.

النجوم الأقزام الحمراء

نوع الطيف: (K) و(M)

دورة الحياة: ناشئة من النسق الأساسي المبكر.

معدل الانتشار: ~ 73٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 4000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 0.0001 إلى ~ 0.08

نصف القطر النموذجي: ~0.7

الكتلة النموذجية: ~ 0.08 إلى 0.45

العمر النموذجي: غير محدد، ولكن من المتوقع أن يكون عدة تريليونات عام.

من ضمن الأمثلة على النجوم القزمية الحمراء: (Proxima Centauri) و(TRAPPIST-1).

الخصائص

تمثل الأقزام الحمراء الجزء الأكبر من حيث عدد النجوم في مجرة درب التبانة، ولكن نظرًا لكونها خافتة جدًا، فإنه لا يمكن رؤية أي أقزام حمراء دون مساعدات بصرية.

عادة تكون النجوم القزمية الحمراء الأثقل من الشمس بـ (0.35) مرة ذات تأثير حملي بالكامل، ما يعني أن عملية تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم تحدث في جميع أرجاء النجم، وليس فقط في المركز كما هو الحال مع النجوم الأكثر ضخامة.

بهذه الطريقة تتباطأ عملية الانصهار النووي وتطول في الوقت نفسه إلى حد كبير، ما يبقي النجم في سطوع ودرجة حرارة ثابتة لعدة تريليونات سنة. في الواقع تحدث عملية التركيب النووي ببطء شديد، حيث إن الكون ليس قديمًا بما يكفي لكي يعمر أي نجم قزمي أحمر معروف إلى حالة تطور متقدمة.

النجوم العمالقة الزرقاء

نوع الطيف: (O) و(B) وأحيانا (A)

دورة الحياة: ناشئة من النسق الأساسي المبكر.

معدل الانتشار: نادرة.

درجة الحرارة النموذجية: ~ 10،000 إلى أكثر من ~ 33،000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 10،000

نصف القطر النموذجي: ~ 5 إلى ~ 10

الكتلة النموذجية: ~ 2 إلى 150.

العمر النموذجي: ~ 10 إلى ~ 100 مليون سنة.

من ضمن الأمثلة على النجوم العملاقة الزرقاء: (Iota Orionis) و( LH54-425) و(Meissa) و(Star Plascett) و( Xi Persei) و( Mintaka).

الخصائص

ليس لمصطلح “النجم العملاق الأزرق” تعريف علمي، وهو يطبق بشكل شائع على مجموعة واسعة من النجوم التي قد تطورت جميعها على النسق الأساسي.

ومع هذا ولأسباب عملية، فإن النجوم التي تُصنَف حسب سطوعها من الدرجة الثانية (العملاق المشع) والنجوم من الدرجة الثالثة (العملاق) يشار إليها بالنجوم العملاقة الزرقاء، وهذا فقط عندما تكون تلك النجوم حارة بما يكفي فتسمى بالنجوم الزرقاء، التي عادة ما تكون درجة حرارتها أعلى من 10،000 كلفن تقريبًا.

مع ذلك فإن مصطلح العملاق الأزرق غالباً ما يُساء تطبيقه على بعض النجوم لمجرد كونها كبيرة وساخنة، وفي التطبيق العلمي يشار إلى النجوم الكبيرة باسم العمالقة الزرقاء عندما تقع في منطقة محددة في الرسم البياني لمخطط (هرتزشبرونج – راسل) أكثر من كون النجم يتوافق مع مجموعة من المعايير.

النجوم العمالقة الزرقاء الفائقة

نوع الطيف: (OB).

دورة الحياة: ناشئة من النسق الأساسي المبكر.

معدل الانتشار: نادرة.

درجة الحرارة النموذجية: ~ 10،000 إلى ~ 50،000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 10،000 إلى ~ 1،000،000

نصف القطر النموذجي: ~ أكبر من 20

الكتلة النموذجية: ~ 20 إلى 1000

العمر النموذجي: ~ 10 مليون سنة.

من ضمن الأمثلة على النجوم العملاقة الزرقاء الفائقة:(UW Canis Majoris – UW CMa) وهو نجم عملاق فائق أزرق- أبيض من صنف (O) وRigel (ß Orionis) وهو نجم عملاق فائق أزرق- أبيض من صنف (B) وZeta Puppis (Naos) وهو نجم عملاق فائق أزرق من صنف (O) و(29 Canis Majoris) وAlnitak)) و(Alpha camelopardalis) و(Cygnus X-1) و(Tau Canis Majoris) و(Zeta Puppis).

الخصائص

تعرف النجوم العملاقة الزرقاء الفائقة علمياً باسم العملاقة الفائقة (OB)، وتصنف عمومًا حسب سطوعها من الدرجة الأولى، والتصنيف الطيفي (B9) أو أقدم.

وعادة ما تكون النجوم العملاقة الزرقاء الفائقة أكبر من الشمس، ولكنها أصغر من النجوم العملاقة الحمراء الفائقة، وتقع في نطاق كتلي واسع يتراوح بين (10) إلى (100) ضعف من كتلة الشمس، إضافة إلى النجوم من النوع (O) ومن النوع (B) على النسق الأساسي التي تغادر النسق الأساسي في أول بضعة ملايين من السنين؛ لأنها تحترق خلال تزويدها بالهيدروجين بسرعة كبيرة نتيجةً لكتلتها الكبيرة.

تبدأ هذه النجوم عملية التوسع إلى مرحلة العملاق الأزرق الفائق بمجرد ظهور العناصر الثقيلة على أسطحها، لكن في بعض الحالات تتطور بعض النجوم مباشرة إلى نجوم وولف-رايت، وتخطي مرحلة العملاق الأزرق الفائق العادية.

العمالقة الحمراء

نوع الطيف: (M) و(K)

دورة الحياة: النسق الأساسي المتأخر.

معدل الانتشار: ~ 0.4 ٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 3،300 إلى ~ 5،300 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 100 إلى ~ 1،000

نصف القطر النموذجي: ~ 20 إلى ~ 100

الكتلة النموذجية: ~ 0.3 إلى ~ 10.

العمر النموذجي: ~ 0.1 إلى ~ 2 مليار سنة.

من ضمن الأمثلة على العمالقة الحمراء: (Aldebaran ) و( Arcturus) و (Gacrux).

الخصائص

تكون النجوم العملاقة الحمراء أصغر حجمًا وأقل عمقًا بالمقارنة مع النجوم العملاقة الحمراء الفائقة، إذ تزن عادة ما بين (0.3) إلى (8) أضعاف كتلة الشمس. في هذه النجوم، تكون النجوم العملاقة الحمراء الفائقة الفرعية هي الأكثر شيوعًا، وما يزال الهيدروجين يندمج إلى الهليوم ولكن في طبقة حول قلب الهليوم الخامل.

ومن ضمن الأنواع الأخرى من النجوم العملاقة الحمراء، هي النجوم الحمراء المتجمعة، حيث يندمج الهليوم إلى الكربون، ونجوم الفرع العملاق المقارب (AGB) التي يحدث فيها حرق الهليوم في طبقة حول نواة متحللة من الكربون والأكسجين، وكذلك في طبقة تحيط بطبقة حرق الهيليوم الداخلية.

العمالقة الحمراء الفائقة

نوع الطيف: (M) و(K)

دورة الحياة: ناشئة النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 0.0001 ٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 3،500 إلى ~ 4،500 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 1000 إلى ~ 800،000

نصف القطر النموذجي: ~ 100 إلى ~ 1650

الكتلة النموذجية: ~ 10 إلى ~ 40.

العمر النموذجي: ~ 3 إلى ~ 100 مليون سنة.

من ضمن الأمثلة على العمالقة الحمراء الفائقة: Alpha Herculis (Rasalgethi) و(Psi1 Aurigae) و( (Antares119و(Tauri) و(Betelgeuse) و(Mu Cephei) و(VV Cephei A).

الخصائص

النجوم الحمراء العملاقة الفائقة هي النجوم التي استنزفت إمداداتها من الهيدروجين في مراكزها، ونتيجة لذلك فإن طبقاتها الخارجية تتوسع بشكل كبير مع تطورها في النسق الأساسي. إن النّجوم من هذا النوع هي من بين أكبر النجوم المعروفة من حيث الحجم الضخم، رغم أنها ليست من بين النّجوم الأكبر كتلةً أو سطوعًا.

في حالات نادرة تكون النجوم العملاقة الحمراء الفائقة ثقيلةً بما يكفي لدمج عناصر ثقيلة جدًا -بما في ذلك الحديد- التي تترتب حول النواة بطريقة تشبه إلى حد ما طبقات البصل ولكن دون تقسيمات حادة. العمالقة الحمراء الفائقة التي تكون عناصر ثقيلة تنفجر في النهاية إلى مستعرات عظمى من النوع الثاني.

النجوم الأقزام البنية

نوع الطيف: (M) و(L) و(T) و(Y)

دورة الحياة: ليست ضمن النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 1 ٪ إلى ~ 10 ٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 300 إلى ~ 2،800 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 0.00001

نصف القطر النموذجي: ~ 0.06 إلى ~ 0.12

الكتلة النموذجية: ~ 0.01 إلى ~ 0.08.

العمر النموذجي: غير محدد ولكن من المرجح أن يكون عدة تريليونات سنة.

من ضمن الأمثلة على الأقزام البنية: (Gliese 229 B) و(54 Piscium) و(Luhman 16).

نلاحظ أنه بينما الأقزام البنية موجودة بأعداد كبيرة فإن (Luhman 16) هو أقرب مثال معروف، حيث لا يبعد سوى 6.5 سنة ضوئية.

الخصائص

الأقزام البنية وتسمى أيضًا بـ (النجوم الفاشلة)، وهي أجسام دون نجمية تملأ الفجوات بين أغلب الكواكب الغازية الضخمة وأصغر النجوم الحقيقية الضخمة، تمتلك الأقزام البنية عادة كتلة من (13) إلى (80) ضعف كتلة المشتري، والأقزام دون البنية تقع تحت هذا النطاق، في حين أن أصغر الأقزام الحمراء الضخمة تقع أعلى هذا النطاق.

نلاحظ أنه على الرغم من أن الأقزام البنية غالبًا لا تبعث ضوء مرئي، فإنه عند وقوع ذلك يمكن أن يحدث في مجموعة واسعة من الألوان.

يمكن للعين البشرية تمييز معظم النجوم من هذا النوع على شكل أحمر غامق أو أرجواني داكن، وعلى الرغم من أن الأقزام البنية ليست ضخمة بما يكفي لبدء ومواصلة عملية تحويل الهيدروجين إلى هيليوم في مراكزها، فإن بعض الأقزام البنية قادرة على مواصلة عملية تحويل الديوتريوم (2H) والليثيوم (7Li) إلى نظائر مختلفة إذا كانت كتل النجوم أعلى من (13) و (65) ضعف كتلة المشتري.

النجوم الميتة
فيما يلي النجوم الميتة التي لم تعد لديها عمليات اندماج نووي في مراكزها:

الأقزام البيضاء

دورة الحياة: لم تعد قادرة على إنتاج الطاقة.

نوع الطيف: (D)

معدل الانتشار: ~ 4٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 8،000 إلى ~ 40،000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 0.0001 إلى ~ 100

نصف القطر النموذجي: ~ 0.008 إلى ~ 0.2

الكتلة النموذجية: ~ 0.1 إلى ~ 1.4.

العمر النموذجي: غير محدد إلى حد كبير ولكنه يُقدَّر أن يكون بين (100.000) إلى (10) مليارات سنة.

ومن ضمن الأمثلة على الأقزام البيضاء: (Sirius B) و(Procyon B) و((Van Maanen 2 و(40 Eridani B) و(Stein 2051 B).

الخصائص

تعد الأقزام البيضاء هي مراكز النجوم ذات الكتل المنخفضة والمتوسطة – أقل من 3 أضعاف كتلة الشمس- التي فجرت طبقاتها الخارجية في أوقات متأخرة من حياتها.

هذه البقايا النجمية لم تعد تنتج طاقةً لمواجهة كتلتها، وهي مدعومة ضد انهيار الجاذبية من خلال عملية تسمى ضغط الانحلال الإلكتروني (Electron Degeneracy Pressure).

وعلى الرغم من أن الكتلة القصوى النظرية للقزم الأبيض لا يمكن أن تتجاوز 1.4 ضعف كتلة الشمس حسب حد شاندراسيخار (Chandrasekhar limit)، فإن هذه القيمة لا تشمل تأثيرات الدوران. من الناحية العملية، هذا يعني أن النجوم القزمية ذات الدوران المغزلي السريع يمكن أن تتجاوز الحد الأقصى للكتلة بحد كبير.

إن بعض أنواع الأقزام البيضاء وأبرزها نجوم الأكسجين-كربون يمكن أن تنجو من عدة انفجارات نووية على سطوحها عندما تتجاوز كتلة المادة المتراكمة التي يتم سحبها من النجوم المصاحبة العادية مستوى حرجًا.

النجوم النيوترونية

دورة الحياة: لم تعد قادرة على إنتاج الطاقة.

نوع الطيف: (D)

معدل الانتشار: ~ 0.7 ٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 600،000 كلفن.

السطوع النموذجي: عادة ما يكون منخفضًا جدًا بسبب صغر حجمها.

نصف القطر النموذجي: ~ 5 إلى ~ 15 كم.

الكتلة النموذجية: ~ 1.4 إلى ~ 3.2.

العمر النموذجي: غير محدد إلى حد كبير، ولكنه يُقدر أن يكون بين (100.000) إلى (10) مليارات سنة.

ومن ضمن الأمثلة على النجوم النيوترونية: (PSR J0108-1431) وهو أقرب نجم نيوتروني، و(LGM-1) أول نجم نابض معروف، و(PSR B1257 + 12) أول نجم نيوتروني تم اكتشافه مع الكواكب، و(SWIFT J1756.9-2508) النجم النابض ميلي ثانية مع نجم مرافق من النوع الذي تكون كتلته ضمن النطاق الكوكبي، و(PSR B1509-58) وهو مصدر الصورة المعروفة “Hand of God” التي التقطها مرصد تشاندرا للأشعة السينية، و(PSR J0348 + 0432) وهو النجم النيوتروني الأكثر ضخامة الذي يمتلك كتلةً محدودةً بشكلٍ جيدٍ تقدر بـ (2.01 ± 0.04) ضعف كتلة الشمس.

الخصائص

النجوم النيوترونية هي مراكز النجوم الضخمة المنهارة – تكون كتلتها من 10 إلى 29 ضعف كتلة الشمس- التي انضغطت بعد مرحلة الأقزام البيضاء خلال حدث المستعر الأعظم. في هذه الحالة تتكون مجمل الكتلة للبقايا النجمية من النيوترونات، وهي جسيمات أثقل من البروتونات، ولكنها لا تحمل أي شحنة كهربائية.

النجوم النيوترونية مدعومة ضد كتلتها من خلال عملية تسمى (ضغط الانحلال الإلكتروني)، لكن عملية انهيار الجاذبية إلى ثقب أسود قد تستمر إذا كانت البقايا النجمية تزن أكثر من (3) أضعاف كتلة الشمس.

ومع ذلك فإن النجوم النيوترونية ذات معدلات الدوران العالية جدًا قد تكون قادرة على مقاومة الانهيار إلى ثقوب سوداء حتى لو كانت تزن أكثر من (3) أضعاف كتلة الشمس.

نلاحظ أنه بينما يشار إلى النجوم النابضة غالبًا على أنها صِنفٌ من أصناف النجوم، إلا أنها هي مجرد نجوم نيوترونية نشطة، تبعث كميات هائلة من الإشعاع في ترددات مختلفة.

الأقزام السوداء

الأقزام السوداء هي نجوم افتراضية يفترض أن تكون أقزامًا بيضاءَ قد شعت كل ما تبقى لديها من الضوء والحرارة، ومع ذلك فإن الأقزام البيضاء تعيش لفترة طويلة جدًا من الزمن، إذ اكتشف الكثير منها حتى الآن تتجاوز الـ 10 مليارات سنة، ما يعني أنه لا توجد أقزام سوداء لديها الوقت الكافي للتشكل في تاريخ الكون البالغ 13.8 مليار عام.

إذا كان من الممكن وجود هذه النجوم النظرية في يوم من الأيام، على أي حال لا يُتوقع العثور على أي منها خلال الفترة المتبقية من عمر الشمس. أيضًا سيكون من الصعب جدًا اكتشافها بسبب غياب الإشعاع، وعلى الرغم من أنها ما تزال تحتفظ بكتلتها، مع تأثير جاذبيتها فإنها توفر دليلًا عن أصولها في الفضاء.

الثقوب السوداء

في الوقت الذي قد تصبح فيه النجوم الصغيرة نجمًا نيوترونيًا أو قزمًا أبيضَ بعد نفاد الوقود، يمكن للنجوم الكبرى التي تزن أكثر من ثلاثة أضعاف كتلة شمسنا أن تنتهي حياتها في انفجار مستعر أعظم.

إن بقايا النجم الميتة التي تركت وراءها دون ضغط خارجي لمقاومة قوة الجاذبية ستستمر بالانهيار إلى نقطة التفرد الجاذبية، وتصبح في نهاية المطاف ثقبًا أسود بجاذبية قوية جدًا لمثل هذا الجرم لدرجة أنه حتى الضوء لا يمكنه الهروب منه.

ومع ذلك هناك مجموعة متنوعة من الثقوب السوداء المختلفة بما فيها الثقوب السوداء “ذات الكتلة النجمية”، وهي ناتجة عن انفجار نجم أثقل بعشرة أضعاف من الشمس إلى مستعر أعظم، بينما الثقوب السوداء فائقة الكتلة الموجودة في وسط المجرات قد تكون أثقل من الشمس بملايين أو حتى مليارات المرات. من ضمن الأمثلة المعروفة على الثقوب السوداء: (Cygnus X-1) و(Sagittarius A).

ماهي الثقوب السوداء

الثقب الأسود هو تجمّع كوني ذو جاذبية هائلة، والتي تقوم بسحب كل شيء حولها لها حتى الضوء، ويتشكّل الثقب الأسود عند موت نجم ضخم، ويحدث ذلك عندما يستنفذ النجم جميع وقوده النووي الحراري الداخلي في آخر مراحل حياته ليصل إلى ما يُسمى بالتفرّد، والتي يكون حجمه فيها صفر، وكثافته لا متناهية، وعلى الرغم من أنّه لا يمكن رؤية الثقوب السوداء، إلا أنّا تمثل حوالي 90% من محتوى الكون، ويذكر أنّ الفيزيائي الأمريكي جون ويلر قد أطلق هذا الاسم عليها في عام 1969م. نشأة الثقوب السوداء تنشأ الثقوب السوادء عندما تنفجر النجوم العملاقة في المراحل الآخيرة من حياتها، وتُسمى عمليات الانفجار هذه بِالمستعرات العظمى (بالإنجليزية: supernovae)، والتي تؤدي إلى بعثرة معظم أجزاء النجم في الفضاء الفارغ، وقد تخلّف هذه الانفجارات بقايا باردة لا تحدث فيها عمليات الاندماج النووري، على عكس النجوم الأصغر التي يحدث فيها الاندماج، حيث إنّ هذه العمليات تساعد على إنتاج طاقة وضغط خارجي ثابت، ومتوازن مع قوى السحب للجاذبية الداخلية الناتجة عن كتلة النجم نفسه، فيؤدي غياب هذه القوى في البقايا الباردة للنجم الكبير إلى انهيار النجم على نفسه، كما يتقلّص الثقب الأسود الناشئ إلى حجم صفر، وكثافة لا متناهية لا يستطيع أي جسم الهروب من جاذبيتها الهائلة حتى الضوء، ليصبح ضوء النجم نفسه محصوراً في مداره، لذلك يُعرف هذا النجم الداكن بالثقب الأسود. تسحب الثقوب السوداء الكواكب، أو الضوء، أو أي جسم كوني آخر في حال مرّ بالقرب منها، فتصل هذه الأجسام بعدها إلى نقطة اللاعودة، وذلك يعني أنها دخلت في حالة الأفق، وهي الحالة التي يكون من المستحيل لهذه المادة الهروب من الثقب الأسود، لأنّ ذلك يتطلب أن تكون سرعة تحرك هذا الجسم أسرع من سرعة الضوء للهروب منه. أنواع الثقوب السوداء توجد ثلاثة أنواع رئيسية من الثقوب السوداء، حيث يتم تحديد نوع النجم وفقاً لكتلته وحجمه، وهذه الأنواع هي: الثقب الأسود الصغير: والذي يُعرف باسم الثقب الأسود البدائي، أو الأساسي، ويعتقد العلماء أنّ هذا النوع من الثقوب يكون بحجم الذرة، ولكنّ كتلته تكون هائلة. الثقب الأسود متوسط الحجم: يُطلق على هذا الثقب اسم الثقب الأسود النجمي، وهو الأكثر شيوعاً، والذي يمكن أن تصل كتلته إلى حوالي 20 ضعف أكبر من كتلة الشمس، كما يمكن وضعه داخل كرة يبلغ قطرها 16 كيلومتراً، وتوجد العشرات من الثقوب السوداء النجمية داخل مجرة درب التبانة. الثقوب السوداء الكبيرة: والتي تُسمى بالثقوب السوداء هائلة الكتلة (بالإنجليزية: supermassive)، وتساوي كتلة هذه الثقوب السوداء حوالي كتلة مليون شمس، ويمكن وضعها داخل كرة يكون قطرها مساوٍ تقريباً لقطر النظام الشمسي، وتشير الأدلة العلمية إلى أنّ كل مجرة ​​كبيرة تحتوي على ثقب أسود هائل الكتلة في مركزها، حيث يُسمى الثقب الأسود الكبير في مركز مجرة درب التبانة بالقوس، والذي تساوي كتلته كتلة 4 مليون شمس، ويمكن وضعه داخل كرة قطرها مساوٍ تقريباً لقطر الشمس.

شكل النجوم عن قرب

ﺗُعرﻑ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﺄﻧﻬﺎ ﻛﺮﺍﺕ بلازمية ﻋﻤﻼﻗﺔ مضيئة. إن هناك ﺍﻟﻤﻠﻴﺎﺭﺍﺕ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﻣﺠﺮﺗﻨﺎ ﺩﺭﺏ ﺍﻟﺘﺒﺎﻧﺔ، ﺑﻤﺎ ﻓﻲ ﺫﻟﻚ ﺍﻟﺸﻤﺲ، ﻛﻤﺎ ﺗﻮﺟﺪ ﺃﻳﻀًا ﻣﻠﻴﺎﺭﺍﺕ ﺍﻟﻤﺠﺮﺍﺕ ﻓﻲ ﺍﻟﻜﻮﻥ، ﻳﻤﻜﻨﻚ ﺗﺨﻴﻞ هذا ﺍﻟﻌﺪﺩ ﺍﻟﻬﺎﺋﻞ ﻟﻠﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﻛﻮﻧﻨﺎ! وﺣﺘﻰ ﻳﻮﻣﻨﺎ ﻫﺬﺍ، ﻓﺈﻧﻨﺎ ﻧﻌﺮﻑ أيضًا ﻮﺟﻮﺩ ﻣﺌﺎﺕ النجوم ﺍﻟﺘﻲ لديها كواكب تدور حولها. ﺗﺎﺭﻳﺦ ﻋﻤﻠﻴﺎﺕ ﺍﻟﺮﺻﺪ ﻟﻌﺒﺖ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻣﻨﺬ ﺑﺰﻭﻍ ﻓﺠﺮ ﺍﻟﺤﻀﺎﺭﺍﺕ ﺍﻟﻘﺪﻳﻤﺔ ﺩﻭﺭًﺍ ﻫﺎﻣًا ﻭﺃﺳﺎﺳﻴًا فﻲ ﺍﻟﺪﻳﺎﻧﺎﺕ ﺍﻟﺘﻲ ﻭُﺟﺪﺕ ﻓﻲ ﻣﺨﺘﻠﻒ ﺍﻟﺤﻘﺐ ﺍﻟﺘﺎﺭﻳﺨﻴﺔ، ﻛﻤﺎ ﻛﺎﻧﺖ ﻋﻨﺼﺮًﺍ ﻣﺤﻮﺭﻳًا ﻓﻲ ﺍﻟﻤﻼﺣﺔ ﺍﻟﺒﺤﺮﻳﺔ. ﻳﻮﺻﻒ ﻋﻠﻢ ﺍﻟﻔﻠﻚ، ﺃﻱ ﺩﺭﺍﺳﺔ ﺍﻟﺴﻤﺎﻭﺍﺕ -ﻛﻤﺎ ﻳُﻌﺮﻑ ﻓﻲ ﺗﻠﻚ ﺍﻟﺤﻀﺎﺭﺍﺕ-، ﺑﺄﻧﻪ ﺭﺑﻤﺎ ﺃﻛﺜﺮ ﺍﻟﻌﻠﻮﻡ ﺍﻹﻧﺴﺎﻧﻴﺔ ﻗﺪﻣًا. ﺷﻬﺪ ﺍﻟﻘﺮﻥ ﺍﻟﺴﺎﺑﻊ ﻋﺸﺮ ﺍﺧﺘﺮﺍﻉ ﺍﻟﺘﻠﺴﻜﻮﺏ ﻭﺍﻛﺘﺸﺎﻑ ﻗﻮﺍﻧﻴﻦ ﺍﻟﺤﺮﻛﺔ ﻭﺍﻟﺠﺎﺫﺑﻴﺔ، ﻭﻗﺪ ﺳﺎﻫما ﻫﺬﺍن ﺍﻟﺤﺪﺛﺎﻥ ﺍﻟﻌﻈﻴﻤﺎﻥ ﻓﻲ ﺟﻌﻞ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﻳﺪﺭﻛﻮﻥ أﻥ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺷﺒﻴﻬﺔ ﺗﻤﺎﻣًﺎ ﺑﺎﻟﺸﻤﺲ، ﻓﻬﻲ ﺟﻤﻴﻌًﺎ ﺗﺨﻀﻊ ﻟﻘﻮﺍﻧﻴﻦ ﺍﻟﻔﻴﺰﻳﺎﺀ ﺫﺍﺗﻬﺎ. ﻭﻓﻲ ﺍﻟﻘﺮﻥ ﺍﻟﺘﺎﺳﻊ ﻋﺸﺮ، ﺍﺧﺘُﺮﻉ ﺍﻟﺘﺼﻮﻳﺮ ﺍﻟﻔﻮﺗﻮﻏﺮﺍﻓﻲ ﻭﺍﻟﺘﺤﻠﻴﻞ ﺍﻟﻄﻴﻔﻲ (ﺃﻱ ﺩﺭﺍﺳﺔ ﺍﻻﻃﻮﺍﻝ ﺍﻟﻤﻮﺟﻴﺔ ﻟﻠﻀﻮﺀ ﺍﻟﺼﺎﺩﺭ ﻋﻦ ﺍﻷﺟﺴﺎﻡ)، ﻭﻗﺪ ﺳﻤﺢ ﻫﺬﺍ ﺍلأﻣﺮ ﺑﺪﺭﺍﺳﺔ ﻣﻜﻮﻧﺎﺕ ﺍﻟﻨﺠﻮم ﻭﺣﺮﻛﺎﺗﻬﺎ ﻣﻦ ﻣﺴﺎﻓﺎﺕ ﺑﻌﻴﺪﺓ ﻣﻤﺎ ﺳﺎﻫﻢ ﻓﻲ ﺗﻄﻮﻳﺮ ﻋﻠﻢ ﺍﻟﻔﻴﺰﻳﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻜﻴﺔ. ﺍﺳﺘﻄﺎﻉ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﻓﻲ ﺳﻨﺔ 1937 ﺑﻨﺎﺀ ﺃﻭﻝ ﺗﻠﺴﻜﻮﺏ ﺭﺍﺩﻳﻮﻱ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﻛﺎﻧﻮﺍ ﻗﺎﺩﺭﻳﻦ ﻋﻠﻰ ﺭﺻﺪ ﺍﻹﺷﻌﺎﻉ ﻏﻴﺮ ﺍﻟﻤﺮﺋﻲ ﺍﻟﺼﺎﺩﺭ ﻋﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ. ﻛﻤﺎ ﺷﻬﺪﺕ ﺍﻹﻧﺴﺎﻧﻴﺔ ﻓﻲ ﺳﻨﺔ 1990 حدثًا ﻣﻬﻤًا ﻟﻠﻐﺎﻳﺔ ﺗﻤَثـﻞ ﻓﻲ ﺇﻃﻼﻕ ﺗﻠﺴﻜﻮﺏ ﻫﺎﺑﻞ ﺍﻟﻔﻀﺎﺋﻲ، ﻭﻫﻮ ﺃﻭﻝ ﺗﻠﺴﻜﻮﺏ ﺿﻮﺋﻲ ﻳﻌﻤﻞ ﻓﻲ ﺍﻟﻔﻀﺎﺀ. ﺍﻟﺘﻘﻂ ﺗﻠﺴﻜﻮﺏ ﻫﺎﺑﻞ ﻋﺪﺩًا هائلًا ﻣﻦ ﺍﻟﺼﻮﺭ ﻟﻠﻤﻨﺎﻃﻖ ﺍﻟﻤﻮﺟﻮﺩﺓ ﻓﻲ ﺃﻋﻤﺎﻕ ﺍﻟﻔﻀﺎﺀ ﺍﻟﺴﺤﻴق، ﻭﺗﺘﻤﻴﺰ ﺗﻠﻚ ﺍﻟﺼﻮﺭ ﺑﺘﻔﺎﺻﻴﻠﻬﺎ ﺍﻟﺒﺎﻫﺮﺓ ﻭﻏﻴﺮ ﺍﻟﻤﺴﺒﻮﻗﺔ. ﺗﺴﻤﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻋﺘﻤﺪﺕ ﺍﻟﺜﻘﺎﻓﺎﺕ ﺍﻟﻘﺪﻳﻤﺔ ﻓﻲ ﺗﺴﻤﻴﺘﻬﺎ ﻟﻠﻨﺠﻮﻡ ﻋﻠﻰ ﺃﺷﻜﺎﻟﻬﺎ ﺍﻟﺘﻲ ﺭﺑﻤﺎ ﺗﺸﺒﻪ ﺃﺣﻴﺎﻧًا ﺍﻟﺒﺸﺮ ﺃﻭ ﺍﻟﺤﻴﻮﺍﻧﺎﺕ ﺃﻭ ﺣﺘﻰ ﺍﻷﺷﻴﺎﺀ الشائعة ﺍﻷﺧﺮﻯ، ﻓﻌﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺃُﻃﻠقت ﻋﻠﻰ ﺑﻌﺾ ﺍﻟﻜﻮﻛﺒﺎﺕ ﺃﺳﻤﺎﺀ ﻣﺴﺘﻘﺎﺓ ﻣﻦ ﺍﻷﺳﺎﻃﻴﺮ ﺍﻟﻤﺤﻠﻴﺔ ﻛﻜﻮﻛﺒﺔ ﺍﻟﺠﺒﺎﺭ (أوﺭﺍﻳﻮﻥ ﺍﻟﺼﻴﺎﺩ)، ﻭﻫﻮ ﺃﺣﺪ ﺍﻷﺑﻄﺎﻝ ﻓﻲ ﺍﻷﺳﺎﻃﻴﺮ ﺍﻟﻴﻮﻧﺎﻧﻴﺔ. ﻳﺴﺘﺨﺪﻡ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻚ ﻏﺎﻟﺒًﺎ ﺍﻟﻜﻮﻛﺒﺎﺕ ﻓﻲ ﺗﺴﻤﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ. ﺍﻋﺘﺮﻑ ﺍﻻﺗﺤﺎﺩ ﺍﻟﻔﻠﻜﻲ ﺍﻟﺪﻭﻟﻲ (IAU)، ﻭﻫﻮ ﺍﻟﻬﻴﺌﺔ ﺍﻟﻤﺴﺆﻭﻟﺔ ﻋﻦ ﺗﺤﺪﻳﺪ ﺃﺳﻤﺎﺀ ﺍلأجرﺍﻡ ﺍﻟﺴﻤﺎﻭﻳﺔ، ﺑﻮﺟﻮﺩ 88 ﻛﻮﻛﺒﺔ ﻧﺠﻤﻴﺔ. ﻳﻄﻠﻖ ﻋﺎﺩﺓ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﻛﺜﺮ ﺳﻄﻮﻋًا ﻓﻲ ﺍﻟﻜﻮﻛﺒﺔ ﺍﺳﻢ ﺃﻟﻔﺎ (alpha)، ﻭﻫﻮ أﻭﻝ ﺣﺮﻑ ﻓﻲ ﺍلأﺑﺠﺪﻳﺔ ﺍﻟﻴﻮﻧﺎﻧﻴﺔ، ﻛﺠﺰﺀ ﻣﻦ ﺍﻻﺳﻢ ﺍﻟﻌﻠﻤﻲ ﻟﺬﻟﻚ ﺍﻟﻨﺠﻢ. وفي المقابل، ﻳﺒﺪﺃ ﺍﺳﻢ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﺬﻱ ﻳﺤﺘﻞ ﺍﻟﻤﺮﺗﺒﺔ ﺍﻟﺜﺎﻧﻴﺔ ﻓﻲ ﺍﻟﻜﻮﻛﺒﺔ ﻣﻦ ﻧﺎﺣﻴﺔ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺑﺤﺮﻑ ﺑﻴﺘﺎ (beta)، ﺃﻣﺎ ﺍﻟﺜﺎﻟﺚ ﻓﻴﺒﺪﺃ ﺍﺳﻤﻪ ﺑـ ﻏﺎﻣﺎ (gamma) ﻭﻫﻜﺬﺍ ﺩﻭﺍﻟﻴﻚ. ﻭﺑﻌﺪ ﺍﺳﺘﺨﺪﺍﻡ ﺟﻤﻴﻊ ﺃﺣﺮﻑ ﺍﻷﺑﺠﺪﻳﺔ ﺍﻟﻴﻮﻧﺎﻧﻴﺔ، ﻳﻠﺠﺄ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﺇﻟﻰ ﺗﻤﻴﻴﺰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﺎﺳﺘﺨﺪﺍﻡ ﺍﻷﻋﺪﺍﺩ. ﺗﻤﺘﻠﻚ ﺑﻌﺾ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺃﺳﻤﺎﺀً ﺗﻌﻮﺩ ﺟﺬﻭﺭﻫﺎ ﺇﻟﻰ ﺍﻟﻌﺼﻮﺭ ﺍﻟﺘﺎﺭﻳﺨﻴﺔ ﺍﻟﻘﺪﻳﻤﺔ، ﻓﻨﺠﻢ ﻣﻨﻜﺐ ﺍﻟﺠﻮﺯﺍﺀ (Betelgeuse)، ﻭﻫﻮ ﺃﺷﺪ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺳﻄﻮﻋًﺎ ﻓﻲ ﻛﻮﻛﺒﺔ ﺍﻟﺠﺒﺎﺭ، ﻳﻌﻨﻲ ﺍﺳﻤﻪ ﻓﻲ ﺍﻟﻠﻐﺔ ﺍﻟﻌﺮﺑﻴﺔ “يد (إﺑﻂ) ﺍﻟﻌﻤﻼﻕ”، ﺃﻣﺎ ﺍﺳﻤﻪ ﺍﻟﻌﻠﻤﻲ ﻓﻬﻮ ﺃﻟﻔﺎ ﺃﻭﺭﺍﻳﻮﻥ (Alpha Orionis). ﻭﻣﻦ ﻧﺎﺣﻴﺔ ﺃﺧﺮﻯ، ﻋﻤﻞ ﻋﺪﺩ ﻣﻦ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﻋﻠﻰ ﺗﺼﻨﻴﻒ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﻓﻬﺎﺭﺱ ﺗﻌﺘﻤﺪ ﻋﻠﻰ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﺗﺮﻗﻴﻢ ﻓﺮﻳﺪﺓ ﻣﻦ ﻧﻮﻋﻬﺎ. ﻓﻌﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺍﺳﻢ ﻧﺠﻢ ﻣﻨﻜﺐ ﺍﻟﺠﻮﺯﺍﺀ ﻓﻲ ﻓﻬﺮﺱ ﻫﻨﺮﻱ ﺩﺭﺍﺑﺮ (Henry Draper Catalog) ﻫﻮ HD 39801. ﺃُﻃﻠﻖ ﻋﻠﻰ ﻫﺬﺍ ﺍﻟﻔﻬﺮﺱ ﺍﺳﻢ ﻫﻨﺮﻱ ﺩﺭﺍﺑﺮ ﺗﻴﻤﻨﺎ ﺑﺄﺣﺪ ﺍﻟﺮﻭﺍﺩ ﺍﻟﺒﺎﺭﺯﻳﻦ ﻓﻲ ﻣﺠﺎﻝ ﺍﻟﺘﺼﻮﻳﺮ ﺍﻟﻔﻮﺗﻮﻏﺮﺍﻓﻲ ﺍﻟﻔﻠﻜﻲ، ﻭﺗﻜﻤﻦ ﺃﻫﻤﻴﺘﻪ ﻓﻲ ﻛﻮﻧﻪ ﻳﺰﻭﺩ ﺍﻟﺒﺎﺣﺜﻴﻦ ﺑﺎﻟﺘﺼﻨﻴﻒ ﺍﻟﻄﻴﻔﻲ ﻭﺍﻷﻣﺎﻛﻦ ﺍﻟﺘﻘﺮﻳﺒﻴﺔ ﻷﻛﺜﺮ ﻣﻦ 272,150 ﻧﺠﻢ، ﻭﻗﺪ ﺍﺳﺘﺨﺪﻣﻪ ﺍﻟﻤﺠﺘﻤﻊ ﺍﻟﻔﻜﻲ ﻋﻠﻰ ﻧﻄﺎﻕ ﻭﺍﺳﻊ ﻟﻤﺪﺓ ﺗﺰﻳﺪ ﻋﻠﻰ ﻧﺼﻒ ﻗﺮﻥ ﻣﻦ ﺍﻟﺰﻣﻦ. ﻭﻧﻈﺮًا ﻟﻮﺟﻮﺩ ﻋﺪﺩ ﻛﺒﻴﺮ ﺟﺪًﺍ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﺍﻟﻜﻮﻥ، ﻓﺈﻥ ﺍﻻﺗﺤﺎﺩ ﺍﻟﻔﻠﻜﻲ ﺍﻟﺪﻭﻟﻲ (IAU) ﻳﺘﺒﻊ ﻧﻈﺎﻣًﺎ ﻣﺨﺘﻠﻔًﺎ ﻓﻲ ﺗﺴﻤﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﻜﺘﺸﻔﺔ ﺣﺪﻳﺜًا. ﺗﺘﻜﻮﻥ ﻣﻌﻈﻢ ﺍﻷﺳﻤﺎﺀ ﻣﻦ ﺍﺧﺘﺼﺎﺭ ﻳﺸﻴﺮ ﺇﻣﺎ ﺇﻟﻰ ﻧﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻢ، ﺃﻭ ﺇﻟﻰ ﻓﻬﺮﺱ ﻳﺘﻀﻤﻦ ﻣﻌﻠﻮﻣﺎﺕ ﺣﻮﻟﻪ، ﻭﻳﻠﻲ ﺫﻟﻚ ﻣﺠﻤﻮﻋﺔ ﻣﻦ ﺍﻟﺮﻣﻮﺯ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺍﻟﻨﺠﻢ PSR J1302-6350 ﻫﻮ ﻧﺠﻢ ﻧﺎﺑﺾ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ ﺍﺳﺘُﺨﺪﻡ ﺍﻻﺧﺘﺼﺎﺭ PSR ﻟﻠﺪﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﺫﻟﻚ. ﺃﻣﺎ ﺍﻟﺤﺮﻑ J ﻓﻴﻌﻨﻲ أن ﻧﻈﺎﻡ ﺍﻟﺘﺼﻨﻴﻒ ﺍﻟﻤﺘﺒﻊ ﻫﻮ J2000، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﻤﺜﻞ ﺍلأﺭﻗﺎﻡ 1302 ﻭ6350 ﺇﺣﺪﺍﺛﻴﺎﺕ ﺷﺒﻴﻬﺔ ﺑﺮﻣﻮﺯ ﺧﻄﻮﻁ ﺍﻟﻄﻮﻝ ﻭﺍﻟﻌﺮﺽ ﺍﻟﺘﻲ ﻳﻌﺘﻤﺪ ﻋﻠﻴﻬﺎ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﻓﻲ ﻛﻮﻛﺒﻨﺎ.

 

ﺗﺸﻜّﻞ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻳﺘﺸﻜّﻞ ﺍﻟﻨّﺠﻢ ﻣﻦ ﺳﺤﺎﺑﺔ ﻋﻤﻼﻗﺔ ﺗﺪﻭﺭ ﺑﺒﻂﺀٍ ﻭﺗﺘﻜﻮّﻥ ﻛﻠﻴًﺎ ﺃﻭ ﺑﺸﻜﻞٍ ﺷﺒﻪ ﻛﻠﻲ ﻣﻦ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻭﺍﻟﻬﻠﻴﻮﻡ. ﺗﻨﻬﺎﺭ ﺍﻟﺴﺤﺎﺑﺔ ﻧﺤﻮ ﺍﻟﺪﺍﺧﻞ ﻧﺘﻴﺠﺔً ﻟﻘﻮﺓ ﺍﻟﺠﺬﺏ ﺍﻟﺜﻘﺎﻟﻲ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﻤﺘﻠﻜﻬﺎ، ﻭﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﻨﻜﻤﺶ ﻭﻳﺘﻘﻠﺺ ﺣﺠﻤﻬﺎ ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﺪﻭﺭ ﺑﺴﺮﻋﺔ ﻛﺒﻴﺮﺓ ﺟﺪًﺍ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﺗﺼﺒﺢ ﺃﻃﺮﺍﻓُﻬﺎ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ ﻋﻠﻰ ﺷﻜﻞ ﻗﺮﺹ، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﺼﺒﺢ أﺟﺰﺍؤﻫﺎ ﺍﻟﺪﺍﺧﻠﻴﺔ ﻋﻠﻰ ﻫﻴﺌﺔ ﻛﺘﻠﺔ ﻛﺮﻭﻳﺔ ﺍﻟﺸﻜﻞ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ. ﻭﻭﻓﻘًﺎ لوﻛﺎﻟﺔ ﻧﺎﺳﺎ، ﺗﺰﺩﺍﺩ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻤﻮﺍﺩ ﺍﻟﻨﺎﺟﻤﺔ ﻋﻦ ﺍﻧﻬﻴﺎﺭ ﺍﻟﺴﺤﺎﺑﺔ ﻛﻤﺎ ﺗﺰﺩﺍﺩ ﻛﺜﺎﻓﺘﻬﺎ ﺃﻳﻀًﺎ، ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ ﺗﺸﻜُﻞ ﻧﺠﻢٍ ﺃﻭّﻟﻲ (protostar) ﻛﺮﻭﻱ ﺍﻟﺸﻜﻞ. ﻋﻨﺪﻣﺎ ﺗﺼﻞ ﻛﻞ ﻣﻦ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﻭﻟﻲ ﻭﺿﻐﻄﻪ إلى 1.8 ﻣﻠﻴﻮﻥ ﺩﺭﺟﺔ ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ (ﻣﻠﻴﻮﻥ ﺩﺭﺟﺔ ﻣﺌﻮﻳﺔ)، ﻓﺈﻥ ﺍﻟﻨﻮﻯ ﺍﻟﺬﺭﻳﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﻨﻔﺮ ﻋﺎﺩﺓً ﻣﻦ ﺑﻌﻀﻬﺎ ﺍﻟﺒﻌﺾ ﺗﺒﺪﺃ ﺑﺎﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﻣﻊ ﺑﻌﻀﻬﺎ ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ ﺍﺷﺘﻌﺎﻝ ﺍﻟﻨﺠﻢ. ﻳُﺤﻮّﻝ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻨﻮﻭﻱ ﻛﻤﻴﺔ ﺻﻐﻴﺮﺓ ﺟﺪًﺍ ﻣﻦ ﻛﺘﻠﺔ ﺗﻠﻚ ﺍﻟﺬﺭﺍﺕ ﺇﻟﻰ ﻛﻤﻴﺔ هائلة ﻣﻦ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺇﺫﺍ ﺗﺤﻮﻝ ﻣﺎ ﻣﻘﺪﺭﺍﻩ ﻏﺮﺍﻡ ﻭﺍﺣﺪ ﻣﻦ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻛﺎﻣﻞ ﺇﻟﻰ ﻃﺎﻗﺔ، ﻓﺈﻧﻪ ﺳﻴﻜﻮﻥ ﻣﻌﺎﺩﻻً ﻟﻠﻄﺎﻗﺔ ﺍﻟﻨﺎﺟﻤﺔ ﻋﻦ ﺍﻧﻔﺠﺎﺭ 22 ﺃﻟﻒ ﻃﻦ ﻣﻦ TNT. ﺗﻄﻮﺭ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺗﺘﺒﻊ ﺩﻭﺭﺍﺕ ﺣﻴﺎﺓ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺃﻧﻤﺎﻃًﺎ ﺗﻌﺘﻤﺪ ﻓﻲ ﺍﻟﻤﻘﺎﻡ ﺍﻷﻭﻝ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻷﻭﻟﻴﺔ ﻟﺘﻠﻚ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ. ﻭﻳﺴﺮﻱ ﻫﺬﺍ ﺍﻷﻣﺮ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻤﺘﻮﺳﻄﺔ كـﺍﻟﺸﻤﺲ، ﻭﺍﻟﺘﻲ تتراوح كتلتها بين نصف كتلة الشمس إلى 8 أضعاف كتلتها. ﻛﻤﺎ ﻳﻨﻄﺒﻖ ﺫﺍﺕ ﺍﻷﻣﺮ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻌﺎﻟﻴﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﻔوق كتلتها 8 أضعاف كتلة الشمس. ﻭﺃﻳﻀًﺎ، ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻤﻨﺨﻔﻀﺔ التي يتراوح ﺣﺠﻤﻬﺎ من ﻋُﺸﺮ إلى نصف كتلةٍ شمسية. ﻟﺬﺍ، ﻳﻤﻜﻦ ﺍﻟﻘﻮﻝ بشكل عام إن ﻋﻤﺮ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻳﺘﻨﺎﺳﺐ ﻋﻜﺴًﺎ ﻣﻊ ﻛﺘﻠﺘﻪ، ﻓﺎﻷﺟﺴﺎﻡ ﺍﻟﺘﻲ ﻟﺪﻳﻬﺎ ﻛﺘﻠﺔ ﺃﺻﻐﺮ ﻣﻦ ﻋُﺸﺮ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﺸﻤﺴﻴﺔ ﻻ ﺗﻤﺘﻠﻚ ﻗﻮﺓ ﺟﺬﺏ ﺛﻘﺎﻟﻲ ﻛﺎﻓﻴﺔ ﻹﺷﻌﺎﻝ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻨﻮﻭﻱ، ﻭﺭﺑﻤﺎ ﻳﺘﺤﻮﻝ ﺑﻌﻀﻬﺎ ﻟﻴﺼﺒﺢ ﻧﺠﻮﻣًﺎ ﺧﺎﻓﺘﺔ ﺗُﻌﺮﻑ ﺑﺎﻷﻗﺰﺍﻡ ﺍﻟﺒﻨﻴﺔ (brown dwarfs). ﺗﺒﺪﺃ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻤﺘﻮﺳﻄﺔ ﺩﻭﺭﺓ ﺣﻴﺎﺗﻬﺎ ﻋﻠﻰ ﻫﻴﺌﺔ ﺳﺤﺎﺑﺔ ﺗﺴﺘﻐﺮﻕ ﻧﺤﻮ 100 ﺃﻟﻒ ﺳﻨﺔ ﻛﻲ ﺗﻨﻬﺎﺭ ﻭﺗﺘﺤﻮﻝ ﺇﻟﻰ ﻧﺠﻢ ﺃﻭﻟﻲ ﺗﺒﻠﻎ ﺩﺭﺟﺔ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﺓ ﻋﻠﻰ ﺳﻄﺤﻪ ﻧﺤﻮ 6,750 ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ (3,725 ﻣﺌﻮﻳﺔ). ﻳﺘﻜﻮﻥ ﺑﻌﺪ ﺑﺪﺀ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻧﺠﻢ تي ﺗﻮﺭﻱ (T-Tauri star)، ﻭﻫﻮ ﻧﺠﻢٌ ﻣﺘﻐﻴﺮٌ ﻳﺘﻘﻠﺐ ﻓﻲ ﺷﺪﺓ ﺳﻄﻮﻋﻪ. ﻳﺴﺘﻤﺮ ﻫﺬﺍ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻓﻲ ﺍﻟﺘﺪﺍﻋﻲ ﻟﻨﺤﻮ 10 ﻣﻼﻳﻴﻦ ﺳﻨﺔ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ ﺇﻟﻰ ﺃﻥ ﻳﺤﺪﺙ ﺗﻮﺍﺯﻥٌ ﺑﻴﻦ ﺗﻮﺳﻌﻪ ﺍﻟﻨﺎﺗﺞ ﻋﻦ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ ﺍﻟﻤﺘﻮﻟﺪﺓ ﺟﺮﺍﺀ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻨﻮﻭﻱ، ﻭﺑﻴﻦ ﺗﻘﻠﺼﻪ ﺑﻔﻌﻞ ﺍﻟﺜﻘﺎﻟﺔ. ﺑﻌﺪﺋﺬ، ﻳﺼﺒﺢ ﻧﺠﻤًﺎ في مرحلة ﺍﻟﺘﺴﻠﺴﻞ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻲ (main sequence star) وهي المرحلة ﺍﻟﺘﻲ ﺗﺴﺘﻤﺪ فيها النجومُ ﻃﺎﻗﺘﻬﺎ ﺑﺄﻛﻤﻠﻬﺎ ﻣﻦ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻓﻲ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ. ﻭﺑﺎﻟﻄﺒﻊ، ﻛﻠﻤﺎ ﻛﺎﻧﺖ ﻛﺘﻠﺔُ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻛﺒﻴﺮﺓ، ﺃﺩﻯ ﺫﻟﻚ ﺇﻟﻰ ﺯﻳﺎﺩﺓٍ ﻓﻲ ﺳﺮﻋﺔ ﺍﺳﺘﻬﻼﻛﻪ ﻟﻮﻗﻮﺩ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ، ﻣﺎ ﻳﻌﻨﻲ قُصر فترة بقائه في ﻣﺮﺣﻠﺔ ﺍﻟﺘﺴﻠﺴﻞ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻲ (main sequence). ﺗﺤﺪﺙ ﺗﻐﻴﻴﺮﺍﺕ ﻋﺪﻳﺪﺓ ﻓﻲ ﺣﺎﻟﺔ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺑﻌﺪ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ كامل ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻭﺗﺤﻮﻟﻪ ﺇﻟﻰ ﻫﻴﻠﻴﻮﻡ -ﺇﺫ ﺗﻌﻤﻞ ﺍﻟﺜﻘﺎﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﺳﺤﻖ ﻣﻮﺍﺩ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻭﺩﻓﻌﻬﺎ ﻧﺤﻮ ﻧﻮﺍﺗﻪ ﻧﻈﺮًﺍ ﻟﻌﺪﻡ ﻭﺟﻮﺩ ﺇﺷﻌﺎﻉ ﻧﻮﻭﻱ ﻳﻤﻨﻊ ﺫﻟﻚ. ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﺳﺘﺰﺩﺍﺩ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺑﺴﺮﻋﺔ ﻛﺒﻴﺮﺓ ﺟﺪًﺍ. ﻳﺆﺩﻱ ﻫﺬﺍ ﺍﻷﻣﺮ ﺇﻟﻰ ﺗﻮﺳّﻊ ﻃﺒﻘﺎﺕ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻛﺒﻴﺮ، ﻛﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺃﻳﻀًﺎ ﺇﻟﻰ ﺍﻧﺨﻔﺎﺽ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺣﺮﺍﺭﺗﻬﺎ ﻭﺗﻮﻫﺠﻬﺎ ﺑﺎﻟﻠﻮﻥ ﺍﻷﺣﻤﺮ، ﻭﻳﻌﺮﻑ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻓﻲ ﻫﺬﻩ ﺍﻟﺤﺎﻟﺔ ﺑﺎﺳﻢ: ﺍﻟﻌﻤﻼﻕ ﺍﻷﺣﻤﺮ (red giant). ﺗﺒﺪﺃ ﺫﺭﺍﺕ ﺍﻟﻬﻴﻠﻴﻮﻡ ﺑﺎﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﺩﺍﺧﻞ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ، ﻭﻟﻜﻦ ﺣﺎﻟﻤﺎ ﻳﻨﻔذ ﺍﻟﻬﻴﻠﻴﻮﻡ، ﺗﻨﻜﻤﺶ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ ﻭﺗﺰﺩﺍﺩ ﺳﺨﻮﻧﺔ ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ ﺗﻮﺳﻊ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻣﺮﺓ ﺃﺧﺮﻯ ﻭﺗﻮﻫﺠﻪ ﺑﻀﻮﺀ ﺃﺯﺭﻕ ﺃﻛﺜﺮ ﺳﻄﻮﻋًﺎ. ﻭﻓﻲ ﻧﻬﺎﻳﺔ ﺍﻟﻤﻄﺎﻑ، ﻳﺒﺪﺃ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺑﻄﺮﺡ ﻃﺒﻘﺎﺗﻪ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ ﺑﻌﻴﺪًﺍ ﺇﻟﻰ ﺍﻟﻔﻀﺎﺀ. ﻭﺑﻌﺪ ﺗﻼﺷﻲ ﺗﻠﻚ ﺍﻷﻏﻠﻔﺔ ﺍﻟﻐﺎﺯﻳﺔ ﺍﻟﻨﺎﺟﻤﺔ ﻋﻦ ﺍﻟﺘﻮﺳﻊ، ﻻ ﻳﺒﻘﻰ ﺳﻮﻯ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ، ﻓﻴﺼﺒﺢ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻋﻨﺪﺋﺬ ﻗﺰﻣًﺎ ﺃﺑﻴﺾ (white dwarf ) ﻳﺘﻜﻮﻥ ﻓﻲ ﺍﻟﻐﺎﻟﺐ ﻣﻦ ﺍﻟﻜﺮﺑﻮﻥ ﻭﺍﻷﻛﺴﺠﻴﻦ، ﻭﺗﺒﻠﻎ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺗﻪ ﺍﻷﻭﻟﻴﺔ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ 180 ﺃﻟﻒ ﺩﺭﺟﺔ ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ (100 ﺃﻟﻒ ﺩﺭﺟﺔ ﻣﺌﻮﻳﺔ). ﻭﻧﻈﺮًﺍ ﻟﻌﺪﻡ ﺍﻣﺘﻼﻙ ﺍﻷﻗﺰﺍﻡ ﺍﻟﺒﻴﻀﺎﺀ ﻷﻱ ﻭﻗﻮﺩ ﻳﺴﻤﺢ ﺑﺤﺪﻭﺙ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ، ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﻜﺒﺮ بينما ﺗﻨﺨﻔﺾ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺣﺮﺍﺭﺗﻬﺎ ﻋﻠﻰ ﻣﺪﺍﺭ ﻣﻠﻴﺎﺭﺍﺕ ﺍﻟﺴﻨﻴﻦ ﺇﻟﻰ ﺃﻥ ﺗﺼﺒﺢ ﺃﻗﺰﺍﻣﺎ ﺳﻮﺩﺍﺀ (black dwarves) ﻳﺼﻌﺐ ﺭﺻﺪﻫﺎ لأنها ﺧﺎﻓﺘﺔ ﺟﺪًﺍ، فشمسنا الآن في ﻣﺮﺣﻠﺔ ﺍﻟﺘﺴﻠﺴﻞ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻲ و يجب أن تنتهي من هذه المرحلة ﻓﻲ ﻏﻀﻮﻥ 5 ﻣﻠﻴﺎﺭﺍﺕ ﺳﻨﺔ. ﺗﺘﺸﻜﻞ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻌﺎﻟﻴﺔ ﻭﺗﻤﻮﺕ ﺑﺴﺮﻋﺔ ﻛﺒﻴﺮﺓ ﺟﺪًﺍ. تنشأ ﻫﺬﻩ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻋﻦ ﻧﺠﻮﻡ أولية ﻓﻲ ﻏﻀﻮﻥ ﻓﺘﺮﺓ ﺯﻣﻨﻴﺔ ﺗﺘﺮﺍﻭﺡ ﺑﻴﻦ 10,000 ﺇﻟﻰ 100,000 ﺃﻟﻒ ﺳﻨﺔ. ﻋﻨﺪﻣﺎ ﺗﻤﺮ ﺗﻠﻚ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﻤﺮﺣﻠﺔ ﺍﻟﺘﺴﻠﺴﻞ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻲ، ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﻜﻮﻥ ﺳﺎﺧﻨﺔً ﺟﺪًﺍ ﻭﺯﺭﻗﺎﺀ ﺍﻟﻠﻮﻥ، ﻛﻤﺎ ﺗﻔﻮﻕ ﺇﺿﺎﺀﺗﻬﺎ ﺍﻟﺸﻤﺲ ﺑﻤﻌﺪﻝ ﻳﺘﺮﺍﻭﺡ ﺑﻴﻦ 1000 ﺇﻟﻰ ﻣﻠﻴﻮﻥ ﻣﺮﺓ، وقطرها أكبر من قطر الشمس ﺑﻌﺸﺮ ﻣﺮﺍﺕ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ. ﻋﻨﺪﻣﺎ ﺗﻨﺘﻘﻞ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻣﻦ ﻣﺮﺣﻠﺔ ﺍﻟﺘﺴﻠﺴﻞ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻲ ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﺼﺒﺢ ﻋﻤﻼﻗًﺎ ﻓﺎﺋﻘًﺎ ﻳﺴﻄﻊ ﺑﺎﻟﻠﻮﻥ ﺍﻷﺣﻤﺮ. ﻭﻓﻲ ﻧﻬﺎﻳﺔ ﺍﻟﻤﻄﺎﻑ، ﺳﺘﺼﺒﺢ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺣﺮﺍﺭﺗﻬﺎ ﺳﺎﺧﻨﺔ ﺑﻤﺎ ﻓﻴﻪ ﺍﻟﻜﻔﺎﻳﺔ ﻟﺤﺪﻭﺙ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻜﺮﺑﻮﻥ ﻭﺗﺤﻮﻟﻪ ﺇﻟﻰ ﻋﻨﺎﺻﺮ ﺃﺛﻘﻞ. ﻭﺑﻌﺪ ﻧﺤﻮ 10,000 ﺳﻨﺔ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ ﻣﻦ ﺣﺪﻭﺙ ﻣﺜﻞ ﻫﺬﺍ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ، ﺗﻜﻮﻥُ ﺍﻟﻨﺘﻴﺠﺔ ﻧﻮﺍﺓٌ ﻣﻦ ﺍﻟﺤﺪﻳﺪ ﻳﺒﻠﻎ ﻋﺮﺿﻬﺎ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ 3,800 ﻣﻴﻞ (6,000 ﻛﻢ)، ﻭﺑﻤﺎ أﻥ ﺃﻳﺔ عملية ﺍﻧﺪﻣﺎﺝٍ ﺃﺧﺮﻯ ﺳﺘﺴﺘﻬﻠﻚ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ ﻋﻮﺿًﺎ ﻋﻦ ﺇﻃﻼﻗﻬﺎ، ﻓﺴﻴﺆﺩﻱ ﺫﻟﻚ ﺇﻟﻰ ﻣﻮﺕ ﺍﻟﻨﺠﻢ، ﻧﻈﺮًﺍ ﻷﻥ ﺇﺷﻌﺎﻋﻪ ﺍﻟﻨﻮﻭﻱ ﻟﻦ ﻳﺴﺘﻄﻴﻊ ﺍﻻﺳﺘﻤﺮﺍﺭ ﻓﻲ ﻣﻘﺎﻭﻣﺔ ﻗﻮﺓ ﺍﻟﺠﺎﺫﺑﻴﺔ. ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﺸﺮﺡ ﻭﻛﺎﻟﺔ ﻧﺎﺳﺎ، ﻋﻨﺪﻣﺎ ﺗﺒﻠﻎ ﻛﺘﻠﺔ ﻧﺠﻢ ما مقداره 1.4 ﻣﻦ الكتلة ﺍﻟﺸﻤﺴﻴﺔ، ﻓﺈﻥ ﺿﻐﻂ ﺍلاﻟﻜﺘﺮﻭﻧﺎﺕ ﻻ ﻳﺴﺘﻄﻴﻊ ﻣﺴﺎﻋﺪﺓ ﻧﻮﺍﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﺼﻤﻮﺩ ﻓﻲ ﻭﺟﻪ ﺍﻟﻤﺰﻳﺪ ﻣﻦ ﻋﻤﻠﻴﺎﺕ ﺍﻻﻧﻬﻴﺎﺭ ﻭﺍﻟﺘﺪﺍﻋﻲ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ؛ ﺗﻜﻮﻥ ﺍﻟﻨﺘﻴﺠﺔ ﻫﻲ ﺍﻧﻔﺠﺎﺭ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻋﻠﻰ ﺷﻜﻞ ﺳﻮﺑﺮﻧﻮﻓﺎ (supernova). تتسبب ﺍﻟﺠﺎﺫﺑﻴﺔ ﻓﻲ ﺍﻧﻬﻴﺎﺭ ﻧﻮﺍﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ، ﻓﺘﺼﻞ ﺩﺭﺟﺔ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﺓ ﻓﻴﻬﺎ ﺇﻟﻰ 18 ﻣﻠﻴﺎﺭ ﺩﺭﺟﺔ ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ ( 10 ﻣﻠﻴﺎﺭﺍﺕ ﺩﺭﺟﺔ ﻣﺌﻮﻳﺔ )، ﺍﻷﻣﺮ ﺍﻟﺬﻱ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ تفكك ﺍﻟﺤﺪﻳﺪ ﺩﺍﺧﻞ نواة النجم ﻭﺗﺤﻮﻟﻪ ﻓﻴﻤﺎ ﺑﻌﺪ ﺇﻟﻰ ﻧﻴﻮﺗﺮﻭﻧﺎﺕ (neutrons) ﻭﻧﻴﻮﺗﺮﻳﻨﻮ (neutrinos). ﺗﻨﻜﻤﺶ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ ﺧﻼﻝ ﻣﺪﺓ ﻻ ﺗﺰﻳﺪ ﻋﻦ ﺛﺎﻧﻴﺔ ﻭﺍﺣﺪﺓ ﺣﺘﻰ ﻳﺼﻞ ﻋﺮﺿﻬﺎ ﺇﻟﻰ ﻧﺤﻮ 6 ﺃﻣﻴﺎﻝ ﻓﻘﻂ (10 ﻛﻢ)، ﻭﻣﻦ ﺛﻢ ﺗﺮﺗﺪ ﻣﺜﻞ ﻛﺮﺓ ﻣﻄﺎﻃﻴﺔ ﻣﻀﻐﻮﻃﺔ ﺑﺸﺪﺓ، ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ ﺇﺭﺳﺎﻝ ﻣﻮﺟﺔ ﺻﺪﻣﺔ (shock wave) ﺗﻨﺘﻘﻞ ﻋﺒﺮ ﺟﻤﻴﻊ ﺃﺭﺟﺎﺀ ﺍﻟﻨﺠﻢ، ﻭتتسبب ﻓﻲ ﺣﺪﻭﺙ ﺍﻻﻧﺼﻬﺎﺭ ﻓﻲ ﻃﺒﻘﺎﺗﻪ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ. ﻳﻨﻔﺠﺮ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺑﻌﺪ ﺫﻟﻚ ﻋﻠﻰ ﺷﻜﻞ ﺳﻮﺑﺮﻧﻮﻓﺎ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﻮﻉ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ (Type II supernova). ﻭﻓﻲ ﺣﺎﻝ ﻛﺎﻧﺖ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﺔ ﺍﻟﻤﺘﺒﻘﻴﺔ ﺃﻗﻞ ﻣﻦ ﺛﻼﺙ ﻛﺘﻞ ﺷﻤﺴﻴﺔ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ، ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﺼﺒﺢ ﻧﺠﻤًﺎ ﻧﻴﻮﺗﺮﻭﻧﻴًﺎ ﻳﺘﻜﻮﻥ ﻓﻲ ﻣﻌﻈﻤﻪ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﻴﻮﺗﺮﻭﻧﺎﺕ، وتُعرف النجوم النيوترونية الدوارة التي تبعث ﻧﺒﻀﺎﺕ ﺭﺍﺩﻳﻮﻳﺔ ﻗﺎﺑﻠﺔ ﻟﻠﺮﺻﺪ ﺑﺎﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻨﺎﺑﻀة (pulsars). ﺃﻣﺎ ﺇﺫﺍ ﻛﺎﻧﺖ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﺔ ﺃﻛﺒﺮ ﻣﻦ ﺛﻼﺙ ﻛﺘﻞ ﺷﻤﺴﻴﺔ، ﻓﻔﻲ ﻫﺬﻩ ﺍﻟﺤﺎﻟﺔ ﻻ ﺗﻮﺟﺪ ﺃﻳﺔ ﻗﻮﺓ ﻣﻌﺮﻭﻓﺔ ﻳﻤﻜﻨﻬﺎ ﻣﺴﺎﻋﺪﺓ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﺼﻤﻮﺩ ﻓﻲ ﻭﺟﻪ ﻗﻮﺓ ﺍﻟﺠﺬﺏ ﺍﻟﺜﻘﺎﻟﻲ ﺍﻟﺨﺎﺹ ﺑﻬﺎـ ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﻨﻬﺎﺭ ﻟﺘﺸﻜﻞ ﺛﻘﺒﺎ ﺃﺳﻮﺩ (black hole). ﺗﺴﺘﻬﻠﻚ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻤﻨﺨﻔﻀﺔ ﻭﻗﻮﺩ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﺑﺒﻂﺀ ﺷﺪﻳﺪ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﻀﻲﺀ ﻛﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺴﻠﺴﻠﺔ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻴﺔ ﻟﻤﺪﺓ ﺗﺘﺮﺍﻭﺡ ﺑﻴﻦ 100 ﻣﻠﻴﺎﺭ ﺇﻟﻰ ﺗﺮﻳﻠﻴﻮﻥ ﺳﻨﺔ – ﻭﻭﻓﻘًﺎ لوﻛﺎﻟﺔ ﻧﺎﺳﺎ، ﻓﺈنه لم يمت حتى الآن أي نجم من ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻣﻨﺨﻔﻀﺔ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﻋﻠﻰ ﺍﻋﺘﺒﺎﺭ ﺃﻥّ ﻋﻤﺮ ﻛﻮﻧﻨﺎ ﻳﺒﻠﻎ ﺗﻘﺮﻳﺒﺎ 13.7 ﺗﺮﻳﻠﻴﻮﻥ ﺳﻨﺔ. ﻭﻣﻊ ﺫﻟﻚ، ﻳﻌﺘﻘﺪ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﺑﺄﻥ ﻫﺬﻩ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﻌﺮﻭﻓﺔ ﺑﺎﻷﻗﺰﺍﻡ ﺍﻟﺤﻤﺮﺍﺀ (red dwarfs) لن تستطيع أن تصهر سوى ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻓﻲ ﻋﻤﻠﻴﺎﺕ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ، والذي ﻳﻌﻨﻲ أنها ﻟﻦ ﺗﺼﺒﺢ ﺃﺑﺪًﺍ عمالقة ﺣﻤﺮﺍﺀ. ﻭﺑﺪﻻً ﻣﻦ ﺫﻟﻚ، ﺳﺘﺒﺮﺩ ﻓﻲ ﻧﻬﺎﻳﺔ ﺍﻟﻤﻄﺎﻑ ﺣﺘﻰ ﺗﺼﺒﺢ ﺃﻗﺰﺍﻣﺎ ﺑﻴﻀﺎﺀ (white dwarfs) ﻭﻣﻦ ﺛﻢ ﺃﻗﺰﺍﻣﺎ ﺳﻮﺩﺍﺀ (black dwarves). ﺃﻧﻈﻤﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺜﻨﺎﺋﻴﺔ ﻭﺍﻷﻧﻈﻤﺔ ﻣﺘﻌﺪﺩﺓ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﺮﻏﻢ ﻣﻦ ﻭﺟﻮﺩ ﻧﺠﻢ ﻭﺍﺣﺪ ﻓﻲ ﻧﻈﺎﻣﻨﺎ ﺍﻟﺸﻤﺴﻲ ﺇﻻ إﻥ ﻣﻌﻈﻢ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺸﺒﻴﻬﺔ ﺑﺎﻟﺸﻤﺲ ﻻ ﺗﻮﺟﺪ ﺑﺸﻜﻞ ﻣﻨﻔﺮﺩ، إنما ﺿﻤﻦ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﺛﻨﺎﺋﻴﺔ ﺗﺘﻜﻮﻥ ﻣﻦ ﻧﺠﻤﻴﻦ ﻳﺪﻭﺭﺍﻥ ﺣﻮﻝ ﺑﻌﻀﻬﻤﺎ ﺍﻟﺒﻌﺾ، ﺃﻭ ﻓﻲ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﻣﺘﻌﺪﺩﺓ ﻳﻮﺟﺪ ﻓﻴﻬﺎ ﻋﺪﺩ ﺃﻛﺒﺮ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ. ﻭﻓﻲ ﺍﻟﻮﺍﻗﻊ، ﻓﺈﻥ ﺛﻠﺚ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺸﺒﻴﻬﺔ ﺑﺸﻤﺴﻨﺎ توﺟﺪ ﺑﺸﻜﻞ ﻣﻨﻔﺮﺩ فقط، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﻳﻮﺟﺪ ﺍﻟﺜﻠﺜﺎﻥ ﺍﻵﺧﺮﺍﻥ ﻓﻲ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﻣﺘﻌﺪﺩﺓ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ -ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﻳﻌﺪ ﻧﺠﻢ (Proxima Centauri)، ﻭﻫﻮ ﺃﻗﺮﺏ ﺟﺎﺭ ﺇﻟﻰ ﻧﻈﺎﻣﻨﺎ ﺍﻟﺸﻤﺴﻲ، ﺟﺰﺀًﺍ ﻣﻦ ﻧﻈﺎﻡ ﻣﺘﻌﺪﺩ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ، ﻳﺸﻤﻞ ﺃﻳﻀًﺎ نجمي ﺃﻟﻔﺎ قنطورسِAlpha Centauri) A) ﻭﺃﻟﻔﺎ قنطورسAlpha Centauri B) B). ﻻ ﺗﺸﻜﻞ ﻧﺠﻮﻡ ﺍﻟﻨﻮﻉ G ﻛﺸﻤﺴﻨﺎ ﺳﻮﻯ ﻣﺎ ﻧﺴﺒﺘﻪ %7 ﻓﻘﻂ ﻣﻦ ﻣﺠﻤﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺘﻲ ﻧﺮﺍﻫﺎ – وﻋﻨﺪ ﺍﻟﺤﺪﻳﺚ ﻋﻦ ﺍﻷﻧﻈﻤﺔ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻋﺎﻡ، ﺗُﺸﻜﻞ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺘﻌﺪﺩﺓ ﻣﺎ ﻧﺴﺒﺘﻪ %30 ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﻮﺟﻮﺩﺓ ﻓﻲ ﻣﺠﺮﺗﻨﺎ، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﻮﺟﺪ ﺑﻘﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﺸﻜﻞ ﻣﻨﻔﺮﺩ، ﻭﺫﻟﻚ ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﻠﻌﺎﻟﻢ ﺗﺸﺎﺭﻟﺰ. ﺝ. ﻻﺩﺍ Charles J. Lada ﻣﻦ ﻣﺮﻛﺰ ﻫﺎﺭﻓﺮﺩ -سميثيسونيان ﻟﻌﻠﻮﻡ ﺍﻟﻔﺰﻳﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻜﻴﺔ (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics). تنشأ ﺍﻷﻧﻈﻤﺔ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﺔ ﺍﻟﺜﻨﺎﺋﻴﺔ (Binary stars) ﻋﻨﺪﻣﺎ ﻳﺘﺸﻜﻞ ﻧﺠﻤﺎﻥ ﺃﻭﻟﻴﺎﻥ ﺑﺎﻟﻘﺮﺏ ﻣﻦ ﺑﻌﻀﻬﻤﺎ ﺍﻟﺒﻌﺾ. ﻭﺑﺎﻟﻄﺒﻊ، ﻳﻤﻜﻦ ﻷﺣﺪ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﻦ ﺍﻟﺘﺄﺛﻴﺮ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻤﺮﺍﻓﻖ ﻟﻪ ﻓﻲ ﺣﺎﻝ ﻛﺎﻧﺎ ﻗﺮﻳﺒﻴﻦ ﻣﻦ ﺑﻌﻀﻬﻤﺎ ﺑﻤﺎ ﻓﻴﻪ ﺍﻟﻜﻔﺎﻳﺔ، ﺇﺫ ﻳﻌﻤﺪ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﻭﻝ على ﺍﻻﺳﺘﺤﻮﺍﺫ ﻋﻠﻰ ﻣﺎﺩﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ ﻓﻲ ﻋﻤﻠﻴﺔ ﻳﻄﻠﻖ ﻋﻠﻴﻬﺎ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﺍﺳﻢ: ﺍﻧﺘﻘﺎﻝ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ (mass transfer). ﻭﺇﺫﺍ ﻛﺎﻥ ﺃﺣﺪ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﻦ ﻋﺒﺎﺭﺓ ﻋﻦ ﻧﺠﻢ ﻋﻤﻼﻕ ﻳُﺨﻠّﻒ ﻋﻨﺪ ﺍﻧﻔﺠﺎﺭﻩ ﺛﻘﺒًﺎ ﺃﺳﻮﺩ ﺃﻭ ﻧﺠﻤًﺎ ﻧﻴﻮﺗﺮﻭﻧﻴًﺎ، ﻓﺴﻴﺘﺸﻜﻞ ﻋﻨﺪﺋﺬ ﻧﻈﺎﻡ ﻧﺠﻤﻲ ﺛﻨﺎﺋﻲ ﺑﺎﻋﺚ ﻟﻸﺷﻌﺔ ﺍﻟﺴﻴﻨﻴﺔ (X-ray binary). ﻭﻓﻲ ﻫﺬﻩ ﺍﻟﺤﺎﻟﺔ، ﺗﺮﺗﻔﻊ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻤﻮﺍﺩ ﺍﻟﻘﺎﺩﻣﺔ ﻣﻦ ﺑﻘﺎﻳﺎ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻤﺮﺍﻓﻖ ﻟﺘﺼﺒﺢ ﺳﺎﺧﻨﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻫﺎﺋﻞ، ﺇﺫ ﻳﻤﻜﻦ ﺃﻥ ﺗﺼﻞ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺣﺮﺍﺭﺗﻬﺎ ﺇﻟﻰ ﺃﻛﺜﺮ ﻣﻦ ﻣﻠﻴﻮﻥ ﺩﺭﺟﺔ ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ (555,555 ﻣﺌﻮﻳﺔ) ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﻓﻲ ﻧﻬﺎﻳﺔ ﺍﻟﻤﻄﺎﻑ ﺇﻟﻰ إﺼﺪاﺭ الأﺷﻌﺔ ﺳﻴﻨﻴﺔ ﻧﺤﻮ ﺍﻟﻔﻀﺎﺀ. ﺃﻣﺎ ﺇﺫﺍ ﺍﺣﺘﻮﻯ ﺍﻟﻨﻈﺎﻡ ﺍﻟﺜﻨﺎﺋﻲ ﻋﻠﻰ ﻗﺰﻡ ﺃﺑﻴﺾ، ﻓﺈﻥ ﺍﻟﻐﺎﺯ المسحوب ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻤﺮﺍﻓﻖ ﺇﻟﻰ ﺳﻄﺢ ﺍﻟﻘﺰﻡ ﺍﻷﺑﻴﺾ ﺳﻴﻨﺪﻣﺞ ﺑﻘﻮﺓ ﻓﻲ ﺗﻮﻫﺞ ﻳﺪﻋﻰ ﺑﺎﻟﻨﻮﻓﺎ (nova). ﻭﻓﻲ ﺑﻌﺾ ﺍﻷﺣﻴﺎﻥ، ﻳﺘﺠﻤﻊ ﺍﻟﻐﺎﺯ ﺑﻜﻤﻴﺎﺕ ﻛﺎﻓﻴﺔ ﻛﻲ ﺗﺘﺴﺒﺐ ﻓﻲ ﺍﻧﻬﻴﺎﺭ ﺍﻟﻘﺰﻡ ﺍﻷﺑﻴﺾ، ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻜﺮﺑﻮﻥ ﺗﻘﺮﺑﻴًﺎ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻔﻮﺭ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﻳﻨﻔﺠﺮ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻘﺰﻡ ﻋﻠﻰ ﺷﻜﻞ ﺳﻮﺑﺮﻧﻮﻓﺎ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﻮﻉ ﺍﻷﻭﻝ (Type I supernova). ﺗﺴﺘﻤﺮ ﻇﺎﻫﺮﺓ ﺍﻟﺴﻮﺑﺮﻧﻮﻓﺎ ﻓﻲ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﻟﻌﺪﺓ ﺃﺷﻬﺮ، ﻭﻳﻜﻮﻥ ﺳﻄﻮﻋﻬﺎ ﻗﻮﻳًﺎ ﺇﻟﻰ ﺩﺭﺟﺔ ﺃﻧﻪ ﻳﻔﻮﻕ ﺳﻄﻮﻉ ﻣﺠﺮﺓ ﺑﺄﻛﻤﻠﻬﺎ. ﺧﺼﺎﺋﺺ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ: ﻳﺼﻒ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﺳﻄﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﻤﻘﺪﺍﺭ ﺫﻟﻚ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﻭﺷﺪﺓ ﺇﺿﺎﺀﺓ (لمعان) ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ . ﻳﻘﺎﺱ ﻣﻘﺪﺍﺭ ﺳﻄﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﻄﺮﻳﻘﺔٍ ﻳﻌﻮﺩ ﺗﺎﺭﻳﺨﻬﺎ ﺇﻟﻰ ﺃﻛﺜﺮ ﻣﻦ 2000 ﺳﻨﺔ، ﻭﻗﺪ ﺍﺑﺘﻜﺮﻫﺎ ﻋﺎﻟﻢ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﺍﻟﻴﻮﻧﺎﻧﻲ ﻫﻴﺒﺎﺭﺧﻮﺱ Hipparchus ﻓﻲ ﺳﻨﺔ 125 ﻗﺒﻞ ﺍﻟﻤﻴﻼﺩ. ﺻﻨّﻒ ﻫﻴﺒﺎﺭﺧﻮﺱ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﻣﺠﻤﻮﻋﺎﺕٍ ﺍﻋﺘﻤﺎﺩًﺍ ﻋﻠﻰ ﺷﺪﺓ ﺳﻄﻮﻉ ﻛﻞ ﻭﺍﺣﺪ ﻣﻨﻬﺎ ﻛﻤﺎ ﻳﺮﻯ ﻣﻦ ﺍﻷﺭﺽ -ﺃُﻃﻠﻖ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻷﺷﺪ ﺳﻄﻮﻋًﺎ ﻟﻘﺐ نـﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺴﺘﻮﻯ ﺍﻷﻭﻝ، ﺃﻣﺎ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﺄﺗﻲ ﺑﻌﺪﻫﺎ ﻣﻦ ﺣﻴﺚ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﻓﻘﺪ ﺳﻤﻴﺖ ﺑﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺴﺘﻮﻯ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ، ﻭﻫﻜﺬﺍ ﺩﻭﺍﻟﻴﻚ ﺇﻟﻰ ﺃﻥ ﻧﺼﻞ ﺇﻟﻰ ﺗﺼﻨﻴﻒ ﺃﻗﻞ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺮﺋﻴﺔ ﺳﻄﻮﻋًﺎ (شديدة الخفوت)، ﻭﺍﻟﺘﻲ ﺳﻤﻴﺖ ﺑﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺴﺘﻮﻯ ﺍﻟﺴﺎﺩﺱ. ﻭﻓﻲ ﻭﻗﺘﻨﺎ ﺍﻟﺤﺎﻟﻲ، ﻳﺸﻴﺮ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﺇﻟﻰ ﺳﻄﻮﻉ ﻧﺠﻢ ﻣﺎ ﻛﻤﺎ ﻳﺒﺪﻭ ﻣﻦ ﺍﻷﺭﺽ ﺑﻤﺎ ﻳﻌﺮﻑ ﺑﺎﺳﻢ ﺍﻟﻘﺪﺭ ﺍﻟﻈﺎﻫﺮﻱ (apparent magnitude). ﻭﻧﻈﺮًﺍ ﻷﻥ ﺍﻟﻤﺴﺎﻓﺔ ﺑﻴﻦ ﺍﻷﺭﺽ ﻭﺍﻟﻨﺠﻢ ﻳﻤﻜﻦ ﺃﻥ ﺗﺆﺛﺮ ﻋﻠﻰ قوة ﺍﻟﻀﻮﺀ ﺍﻟﺼﺎﺩﺭ ﻋﻦ ﺍﻟﻨﺠﻢ والقادم نحونا، ﻓﺈﻥ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﻳﻠﺠﺆﻭﻥ ﺇﻟﻰ ﺍﺳﺘﺨﺪﺍﻡ ﻣﺼﻄﻠﺢ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ (absolute magnitude) ﻣﻦ ﺃﺟﻞ ﻭﺻﻒ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﺤﻘﻴﻘﻲ ﻟﻨﺠﻢ ﻣﺎ. ﻳﺸﻴﺮ ﻣﺼﻄﻠﺢ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ ﺇﻟﻰ ﺍﻟﻘﺪﺭ ﺍﻟﻈﺎﻫﺮﻱ ﻟﻨﺠﻢ ﻣﺎ ﻓﻲ ﺣﺎﻝ ﻛﺎﻥ ﻳﺒﻌﺪ ﻋﻦ ﺍﻷﺭﺽ ﻣﺴﺎﻓﺔً ﺗُﻘﺪﺭ ﺑـ 10 فراسخ نجمية أو 32.6 ﺳﻨﺔ ﺿﻮﺋﻴﺔ (الفرسخ النجمي parsec هو وحدة لقياس المسافات في الفضاء ويعادل الفرسخ النجمي الواحد 3.26 سنة ضوئية). يمكن أن يصل ﻣﻘﻴﺎﺱ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ حالياً لأكثر ﻣﻦ ﺳﺘﺔ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﻭﺃﻗﻞ ﻣﻦ ﺩﺭﺟﺔ ﻭﺍﺣﺪﺓ، ﻭﻳﻤﻜﻦ ﺃﻥ ﻳﺤﺘﻮﻱ ﺣﺘﻰ ﻋﻠﻰ ﺃﺭﻗﺎﻡ ﺳﻠﺒﻴﺔ – ﻣﺜﻼً، ﻳﻌﺪ ﻧﺠﻢ ﺳﻴﺮﻳﻮﺱ (Sirius) ﺃﺳﻄﻊ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﺍﻟﺴﻤﺎﺀ، ﻭﻳﺒﻠﻎ ﺳﻄﻮﻋﻪ ﺍﻟﻈﺎﻫﺮﻱ ﻧﺤﻮ (1.46–). ﺗﺸﻴﺮ ﺇﺿﺎﺀﺓ (لمعان) ﻧﺠﻢ ﻣﺎ ﺇﻟﻰ ﻗﻮﺗﻪ – ﺃﻱ ﻣﻌﺪﻝ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﻳﺒﻌﺜﻬﺎ (ﻳﻄﻠﻘﻬﺎ) ﺫﻟﻚ ﺍﻟﻨﺠﻢ. ﻭﻋﻠﻰ ﺍﻟﺮﻏﻢ ﻣﻦ ﺃﻥ الطاقة ﺗﻘﺎﺱ ﻋﺎﺩﺓ ﺑﺎﻟﻮﺍﻁ –ﻣﺜﻼ، ﺗﻘﺪﺭ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﺍﻟﺸﻤﺲ ﺑﻨﺤﻮ 400 ﺗﺮﻳﻠﻴﻮﻥ ﻭﺍﻁ – ﺇﻻ إﻥ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﻧﺠﻢ ﻣﺎ ﺗﻘﺎﺱ ﻓﻲ ﺍﻟﻐﺎﻟﺐ ﺍﻋﺘﻤﺎﺩًﺍ ﻋﻠﻰ ﻟﻤﻌﺎﻥ ﺍﻟﺸﻤﺲ، ﻓﻤﺜﻼً، ﺗﻘﺪﺭ ﺷﺪﺓ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﻧﺠﻢ ﺃﻟﻔﺎ قنطورس A ﺑﻨﺤﻮ 1.3 ﻣﻦ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﺍﻟﺸﻤس. ﻭﺑﻬﺪﻑ ﺍﺳﺘﺨﺮﺍﺝ ﻗﻴﻤﺔ ﺷﺪﺓ ﺍﻹﺿﺎﺀﺓ ﻣﻦ ﺍﻟﻘﺪﺭ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ (ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ)، ﻳﺘﻮﺟﺐ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻤﺮﺀ ﺣﺴﺎﺏ ﺃﻥ ﻓﺎﺭﻗًﺎ ﻣﻦ 5 ﻋﻠﻰ ﻣﻘﻴﺎﺱ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ ﻫﻮ ﻣﻌﺎﺩﻝ ﻟﻤﻌﺎﻣﻞ ﻣﻦ 100 ﻋﻠﻰ ﻣﻘﻴﺎﺱ ﺷﺪﺓ ﺍﻹﺿﺎﺀﺓ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺇﺫﺍ ﻛﺎﻥ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ ﻟﻨﺠﻢ ﻣﺎ ﻳﺒﻠﻎ ﻭﺍﺣﺪًﺍ، ﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ ﻳﻜﻮﻥ ﺫﻟﻚ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺃﺷﺪ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﺑﻤﺎﺋﺔ ﻣﺮﺓ ﻣﻦ ﻧﺠﻢ ﻳﺒﻠﻎ ﺳﻄﻮﻋﻪ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ 6. ﻳﻌﺘﻤﺪ ﺳﻄﻮﻉُ ﻧﺠﻢٍ ﻣﺎ ﻋﻠﻰ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺗﻪ ﺍﻟﺴﻄﺤﻴﺔ ﻭﻋﻠﻰ ﺣﺠﻤﻪ ﺃﻳﻀًﺎ . اللون ﺗﻀﻲﺀ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﻤﺠﻤﻮﻋﺔ ﻣﺘﻨﻮﻋﺔ ﻣﻦ ﺍﻷﻟﻮﺍﻥ ﺗﺘﻀﻤﻦ ﺍﻷﺣﻤﺮ ﻭﺍﻷﺻﻔﺮ ﻭﺍﻷﺯﺭﻕ . ﻭﻛﻤﺎ ﻫﻮ ﻣﻌﻠﻮﻡ ﺟﻴﺪًﺍ، ﻓﺈﻥ ﻟﻮﻥ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻳﻌﺘﻤﺪ ﻋﻠﻰ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺳﻄﺤﻪ. ﻳﺒﺪﻭ ﻟﻨﺎ ﻓﻲ ﺑﻌﺾ ﺍﻷﺣﻴﺎﻥ ﺃﻥ ﻧﺠﻤًﺎ ﻣﺎ ﻳﻀﻲﺀ ﺑﻠﻮﻥ ﻭﺍﺣﺪ ﻓﻘﻂ، ﺇﻻ إﻧﻪ ﻓﻲ ﻭﺍﻗﻊ ﺍﻷﻣﺮ ﻳﺮﺳﻞ طيفًا واسعًا ﻣﻦ ﺍﻷﻟﻮﺍﻥ ﻳﻤﻜﻦ ﺃﻥ ﺗﺘﻀﻤﻦ ﻛﻞ ﺷﻲﺀ ﺍﺑﺘﺪﺍﺀ ﺑﺎﻟﻤﻮﺟﺎﺕ ﺍﻟﺮﺍﺩﻳﻮﻳﺔ، ﻣﺮﻭﺭًﺍ ﺑﺎﻷﺷﻌﺔ ﻓﻮﻕ ﺍﻟﺤﻤﺮﺍﺀ، ﻭﺍﻧﺘﻬﺎﺀً ﺑﺤﺰﻡ ﺍﻷﺷﻌﺔ ﻓﻮﻕ ﺍﻟﺒﻨﻔﺴﺠﻴﺔ ﻭﺃﺷﻌﺔ ﻏﺎﻣﺎ. ﺗﻌﻤﻞ ﺑﻌﺾ ﺍﻟﻌﻨﺎﺻﺮ ﻭﺍﻟﻤُﺮﻛﺒﺎﺕ ﻋﻠﻰ ﺍﻣﺘﺼﺎﺹ ﻭﺇﺭﺳﺎﻝ ﺃﻟﻮﺍﻥ ﺃﻭ ﺃﻃﻮﺍﻝ ﻣﻮﺟﻴﺔ ﻣﺨﺘﻠﻔﺔ، ﻟﺬﺍ ﻳﻤﻜﻦ ﻟﻠﻌﻠﻤﺎﺀ ﻋﺒﺮ ﺩﺭﺍﺳﺔ ﺃﻟﻮﺍﻥ ﺍﻟﻄﻴﻒ ﺍﻟﺼﺎﺩﺭﺓ ﻋﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺘﻜﻬﻦ ﺑﻤﺎﻫﻴﺔ ﻣﻜﻮﻧﺎﺗﻬﺎ. ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺳﻄﺢ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻳﻘﻴﺲ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺳﻄﺢ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺑﺎﺳﺘﺨﺪﺍﻡ ﻭﺣﺪﺓ ﻗﻴﺎﺱ ﻣﻌﺮﻭﻓﺔ ﺑﺎﻟﻜﺎﻟﻔﻦ (kelvin)، ﻭﺗﻌﺎﺩﻝ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﻣﻘﺪﺍﺭﻫﺎ ﺻﻔﺮ ﻛﺎﻟﻔﻦ ﻧﺤﻮ -273.15 ﺩﺭﺟﺔ ﻣﺌﻮﻳﺔ ﺃﻭ -459.67 ﺩﺭﺟﺔ ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ. – ﺗﺒﻠﻎ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﺴﻄﺢ ﻟﻨﺠﻢ ﺃﺣﻤﺮ ﻣﻈﻠﻢ ﻧﺤﻮ 2,500 ﻛﺎﻟﻔﻦ (2,225 ﻣﺌﻮﻳﺔ، 4,040 ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ). – ﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﺒﻠﻎ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﺴﻄﺢ ﻟﻨﺠﻢ ﺃﺣﻤﺮ ﺳﺎﻃﻊ ﻧﺤﻮ 3,500 ﻛﺎﻟﻔﻦ (3,225 ﻣﺌﻮﻳﺔ، 5,840 ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ). – وﺗﻜﻮﻥ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺳﻄﺢ ﺍﻟﺸﻤﺲ ﻭﻏﻴﺮﻫﺎ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺼﻔﺮﺍﺀ ﻧﺤﻮ 5,500 ﻛﺎﻟﻔﻦ (5,225 ﻣﺌﻮﻳﺔ، 9,440 ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ). – ﺃﻣﺎ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺳﻄﺢ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﺯﺭﻕ ﻓﺘﺘﺮﺍﻭﺡ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ ﺑﻴﻦ 10,000 ﻛﺎﻟﻔﻦ (9,725 ﻣﺌﻮﻳﺔ، 17,540 ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ) ﻭﺑﻴﻦ 50,000 ﺃﻟﻒ ﻛﺎﻟﻔﻦ (49,725 ﻣﺌﻮﻳﺔ، 89,540 ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ). ﺗﺮﺗﺒﻂ ﺩﺭﺟﺔ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﺴﻄﺤﻴﺔ ﻟﻠﻨﺠﻢ ﺑﺸﻜﻞ ﺟﺰﺋﻲ ﺑﻜﺘﻠﺘﻪ، ﻭﻫﻲ ﺗﺆﺛﺮ ﻋﻠﻰ ﺳﻄﻮﻋﻪ ﻭﻟﻮﻧﻪ، ﻭﻋﻠﻰ ﻭﺟﻪ ﺍﻟﺘﺤﺪﻳﺪ، ﻓﺈﻥ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ (لمعانه) ﺗﺘﻨﺎﺳﺐ ﻣﻊ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺗﻪ ﻣﺮﻓﻮﻋﺔ ﺇﻟﻰ ﺍﻟﻘﻮﺓ ﺍﻟﺮﺍﺑﻌﺔ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺇﺫﺍ ﻛﺎﻥ ﻟﺪﻳﻨﺎ ﻧﺠﻤﺎﻥ ﻳﻤتلكان ﻧﻔﺲ ﺍﻟﺤﺠﻢ ﻭﻟﻜﻦ ﺃﺣﺪﻫﻤﺎ ﺃﻛﺜﺮ ﺳﺨﻮﻧﺔ ﻣﻦ ﺍﻵﺧﺮ ﺑﻤﺮﺗﻴﻦ، ﻓﺴﺘﻜﻮﻥ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﻭﻝ ﺃﻗﻮﻯ ﻣﻦ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ ﺑـ 16 ﻣﺮﺓ. ﺍﻟﺤﺠﻢ ﻳﺴﺘﺨﺪﻡ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﻧﺼﻒ ﻗﻄﺮ ﺍﻟﺸﻤﺲ ﻟﻘﻴﺎﺱ ﺃﺣﺠﺎﻡ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ. ﻓﻌﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﻳﻌﺎﺩﻝ ﻧﺼﻒ ﻗﻄﺮ ﺃﻟﻔﺎ ﻗﻨﻄﻮﺭﺱ (Alpha Centauri) ما مقداره 1.05 من نصف القطر الشمسي. ﻭﺑﺎﻟﻄﺒﻊ، ﺗﺘﻨﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﺃﺣﺠﺎﻣﻬﺎ، ﻓﻬﻨﺎﻙ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻨﻴﻮﺗﺮﻭﻧﻴﺔ (neutron stars) ﺍﻟﺘﻲ ﻳﺒﻠﻎ ﻋﺮﺿﻬﺎ ﻧﺤﻮ 12 ﻣﻴﻞ ﺗﻘﺮﻳﺒﺎ (20 ﻛﻢ)، ﻭﻫﻨﺎﻙ ﺃﻳﻀًﺎ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻌﻤﻼﻗﺔ ﺍﻟﺘﻲ يبلغ ﻋﺮﺿﻬﺎ 1,000 ضعف من ﻗﻄﺮ ﺍﻟﺸﻤﺲ تقريبًا. ﻳﺆﺛﺮ ﺣﺠﻢ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻋﻠﻰ ﺳﻄﻮﻋﻪ، ﻭﻋﻠﻰ ﻭﺟﻪ ﺍﻟﺪﻗﺔ، ﻓﺈﻥ ﻟﻤﻌﺎﻥ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻳﺘﻨﺎﺳﺐ ﻣﻊ ﻣﺮﺑﻊ ﻧﺼﻒ ﻗﻄﺮﻩ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺇﺫﺍ ﻛﺎﻥ ﻟﺪﻳﻨﺎ ﻧﺠﻤﺎﻥ ﻳﻤﺘﻠﻜﺎﻥ ﺩﺭﺟﺔ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﺓ ﺫﺍﺗﻬﺎ ﻟﻜﻦ ﻋَﺮﺽ ﺃﺣﺪﻫﻤﺎ ﺃﻛﺒﺮ ﻣﻦ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ ﺑﻤﺮﺗﻴﻦ، ﻋﻨﺪﺋﺬ ﺳﻴﻜﻮﻥ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﻭﻝ ﺃﻛﺜﺮ ﺳﻄﻮﻋًﺎ ﻣﻦ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ ﺑﺄﺭﺑﻊ ﻣﺮﺍﺕ. ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﻳﺴﺘﺨﺪﻡ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﺸﻤﺴﻴﺔ كمقياس ﻟﻺﺷﺎﺭﺓ ﺇﻟﻰ ﻛﺘﻠﺔ ﻧﺠﻢ ﻣﺎ، فمثلًا ، ﺗﺒﻠﻎ ﻛﺘﻠﺔ ﺃﻟﻔﺎ ﻗﻨﻄﻮﺭﺱ A ما مقداره 1.08 ﻣﻦ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﺸﻤﺴﻴﺔ. ﻭﻧﻈﺮًﺍ ﻷﻥ ﺍﻟﻜﺜﺎﻓﺔ ﺗﺨﺘﻠﻒ ﺑﻴﻦ ﻧﺠﻢ ﻭﺁﺧﺮ، ﻓﻬﺬﺍ ﻳﻌﻨﻲ ﺃﻥ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺳﺘﻜﻮﻥ ﻣﺨﺘﻠﻔﺔ ﻓﻲ ﺍﻟﺤﺠﻢ ﺣﺘﻰ ﻭﺇﻥ ﺍﻣﺘﻠﻜﺖ ﻛﺘﻼً ﻣﺘﺸﺎﺑﻬﺔ. ﻓﻌﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﻳﻤﺘﻠﻚ ﻧﺠﻢ ﺳﻴﺮﻳﻮﺱB Sirius) B) ﻧﻔﺲ ﻛﺘﻠﺔ ﺍﻟﺸﻤﺲ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ، ﻭﻟﻜﻨﻪ ﺃﻛﺜﺮ ﻛﺜﺎﻓﺔ ﻣﻨﻬﺎ ﺑـ 900,000 ﻣﺮﺓ. ﻟﺬﺍ، ﻓﺈﻧﻪ ﻻ ﻳﺸﻜﻞ ﺳﻮﻯ ﺟﺰﺀ ﻣﻦ ﺧﻤﺴﻴﻦ ﻣﻦ ﻗﻄﺮﻫﺎ. ﺗﺆﺛﺮ ﻛﺘﻠﺔُ ﻧﺠﻢًٍ ﻣﺎ ﻋﻠﻰ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺗﻪ ﺍﻟﺴﻄﺤﻴﺔ. ﺍﻟﻤﺠﺎﻝ ﺍﻟﻤﻐﻨﺎﻃﻴﺴﻲ ﺗﻌﺮّﻑ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﺄﻧﻬﺎ ﻛﺮﺍﺕ من الغاز المضطرب الدائر و المشحون كهربائيًا. ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﻮﻟﺪ ﻋﺎﺩﺓ ﻣﺠﺎﻻﺕ ﻣﻐﻨﺎﻃﻴﺴﻴﺔ ﺧﺎﺻﺔ ﺑﻬﺎ . ﺍﻛﺘﺸﻒ ﺍﻟﺒﺎﺣﺜﻮﻥ ﺃﻥ ﺍﻟﻤﺠﺎﻝ ﺍﻟﻤﻐﻨﺎﻃﻴﺴﻲ ﻟﻠﺸﻤﺲ ﻳﻤﻜﻦ ﺃﻥ ﻳﻜﻮﻥ ﻣﺮﻛﺰًﺍ ﻟﻠﻐﺎﻳﺔ ﻓﻲ ﻣﺴﺎﺣﺎﺕ ﺻﻐﻴﺮﺓ ﺟﺪًﺍ، ﺍﻷﻣﺮ ﺍﻟﺬﻱ ﻳﺴﻤﺢ ﺑﺘﺸﻜﻞ ﻣﻌﺎﻟﻢ ﻣﻤﻴﺰﺓ ﺗﺘﻔﺎﻭﺕ ﻓﻲ ﺷﺪﺗﻬﺎ ﻣﻦ ﺍﻟﺒﻘﻊ ﺍﻟﺸﻤﺴﻴﺔ (sunspots) ﺇﻟﻰ ﺍﻻﻧﻔﺠﺎﺭﺍﺕ ﺍﻟﻤﺬﻫﻠﺔ ﺍﻟﻤﻌﺮﻭﻓﺔ ﺑﺎﻟﺘﻮﻫﺠﺎﺕ (flares) ﻭﺍﻧﺘﻬﺎﺀ بانقذافات الكتلة الإكليلية (coronal mass ejections). ﺃﻇﻬﺮﺕ ﺩﺭﺍﺳﺔ ﺃﺟﺮﻳﺖ ﻣﺆﺧﺮًﺍ ﻓﻲ ﻣﺮﻛﺰ ﻫﺎﺭﻓﺮﺩ -سميثيسونيان ﻟﻠﻔﻴﺰﻳﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻜﻴﺔ، ﺃﻥ ﻣﻌﺪﻝ ﻗﻮﺓ ﺍﻟﻤﺠﺎﻝ ﺍﻟﻤﻐﻨﺎﻃﻴﺴﻲ ﻟﻠﻨﺠﻢ ﻳﺘﻨﺎﺳﺐ ﻃﺮﺩًﺍ ﻣﻊ ﻣﻌﺪﻝ ﺩﻭﺭﺍﻧﻪ، ﻭﻋﻜﺴًﺎ ﻣﻊ ﺗﻘﺪﻡ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻓﻲ ﺍﻟﻌﻤﺮ. ﻧﺴﺒﺔ ﺍﻟﻤﻌﺎﺩﻥ ﺍﻟﺘﻲ ﻳﺤﺘﻮﻳﻬﺎ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻧﻘﺼﺪ ﺑﻤﺼﻄﻠﺢ ﺍﻟﻤﻌﺪﻧﻴة metallicity: ﻛﻤﻴﺔ ﺍﻟﻤﻌﺎﺩﻥ ﺍﻟﺘﻲ ﻳﺤﺘﻮﻳﻬﺎ ﻧﺠﻢ ﻣﺎ – ﻭﻳﺘﻀﻤﻦ ﺫﻟﻚ ﻛﻞ ﻋﻨﺼﺮ ﺃﺛﻘﻞ ﻣﻦ ﺍﻟﻬﻴﻠﻴﻮﻡ. ﻳﻌﺘﻘﺪ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﺃﻥ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺗﻘﺴﻢ ﺇﻟﻰ ﺛﻼﺛﺔ ﺃﺟﻴﺎﻝ ﺍﻋﺘﻤﺎﺩًﺍ ﻋﻠﻰ ﻧﺴﺒﺔ ﺍﻟﻤﻌﺎﺩﻥ ﺍﻟﻤﻮﺟﻮﺩﺓ ﻓﻴﻬﺎ، ﻭﻟﻜﻨﻬﻢ ﺇﻟﻰ ﺍﻵﻥ ﻟﻢ ﻳﻜﺘﺸﻔﻮﺍ نجماً ينتمي للجيل الأقدم حيث تكون نجوم هذا الجيل من النوع الثالث (population |||) وتولد ﻓﻲ ﻛﻮﻥ ﺧﺎﻝ ﻣﻦ ﺍﻟﻤﻌﺎﺩﻥ. ﻋﻨﺪﻣﺎ ماتت ﻫﺬﻩ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ، أَطلقت ﺇﻟﻰ ﺍﻟﻜﻮﻥ ﻋﻨﺎﺻﺮ ﺛﻘﻴﻠﺔ اندمج قسم قليل نسبياً منها ﻣﻊ ﻣﻮﺍﺩ ﻧﺠﻮﻡ ﺍﻟﺠﻴﻞ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ (population ||). ﺗﻄﻠﻖ ﻧﺠﻮﻡ ﺍﻟﺠﻴﻞ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ ﻋﻨﺪ ﻣﻮﺗﻬﺎ المزيد من العناصر الثقيلة. ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﻓﺈﻥ ﻧﺠﻮﻡ ﺍﻟﺠﻴﻞ ﺍﻷﻭﻝ ﺍﻟﺸﺎﺑﺔ (population |) ، ﻛﺸﻤﺴﻨﺎ، ﺗﺤﺘﻮﻱ ﻋﻠﻰ ﺃﻛﺒﺮ ﺍﻟﻜﻤﻴﺎﺕ ﻣﻦ ﺍﻟﻌﻨﺎﺻﺮ ﺍﻟﺜﻘﻴﻠﺔ (ﺍﻟﻤﻌﺎﺩﻥ). ﺗﺼﻨﻴﻒ ﺍﻟﻨﺠﻮم ﺗُﺼﻨﻒ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻏﺎﻟﺒًﺎ ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﻄﻴﻒ ﻛﻞ ﻭﺍﺣﺪ ﻣﻨﻬﺎ باستخدام ما ﻳﻌﺮﻑ ﺑﺎﺳﻢ ﻧﻈﺎﻡ ﻣﻮﺭﻏﺎﻥ – ﻛﻴﻨﺎﻥ (Morgan-Keenan) ﺃﻭ ﺍﺧﺘﺼﺎﺭًﺍ MK. ﺗﻘﺴﻢ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺇﻟﻰ ﺛﻤﺎﻥ ﻓﺌﺎﺕ ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﻄﻴﻒ ﻛﻞ ﻭﺍﺣﺪ ﻣﻨﻬﺎ. ﻭﺗﻜﻮﻥ ﻛﻞ ﻓﺌﺔ ﻣﻮﺍﺯﻳﺔ ﻟﻤﺠﺎﻝ ﻣﺤﺪﺩ ﻣﻦ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﺴﻄﺤﻴﺔ –ﺍﻟﻔﺌﺎﺕ ﻣﺮﺗﺒﺔ ﺍﻧﻄﻼﻗًﺎ ﻣﻦ ﺍﻷﻛﺜﺮ ﺳﺨﻮﻧﺔ ﺇﻟﻰ ﺍﻷﻛﺜﺮ ﺑﺮﻭﺩﺓ ﻭﻫﻲ: O ﻭ Bﻭ Aﻭ Fﻭ Gﻭ KﻭM ﻭ .L ﺗﺤﺘﻮﻱ ﻛﻞ ﻓﺌﺔ ﻋﻠﻰ 10 ﺃﻧﻮﺍﻉ طيفية، ﻭﻫﻲ ﺗﺘﺮﺍﻭﺡ ﺑﻴﻦ 0 (ﻷﻛﺜﺮ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺳﺨﻮﻧﺔ)، ﻭ9 (ﻷﻛﺜﺮﻫﺎ ﺑﺮﻭﺩﺓ). ﺗﺼﻨﻒ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺃﻳﻀًﺎ ﺗﺒﻌًﺎ ﻟﺸﺪﺓ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﻛﻞ ﻭﺍﺣﺪ ﻣﻨﻬﺎ ﺑﻤﻮﺟﺐ ﻧﻈﺎﻡ ﻣﻮﺭﻏﺎﻥ –ﻛﻴﻨﺎﻥ. ﺗﺴﺘﺨﺪﻡ ﺍﻷﺭﻗﺎﻡ ﺍﻟﺮﻭﻣﺎﻧﻴﺔ ﺍﻷﺩﻧﻰ ﻗﻴﻤﺔ ﻟﻠﺪﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﻓﺌﺎﺕ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻷﻛﺜﺮ ﺣﺠﻤًﺎ ﻭﺳﻄﻮﻋًﺎ؛ حيث a| ﺩﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﻧﺠﻢ ﻋﻤﻼﻕ ﻓﺎﺋﻖ ﻭﺳﺎﻃﻊ، و b| ﺩﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﻧﺠﻢ ﻋﻤﻼﻕ ﻓﺎﺋﻖ، ﻭ IIﺩﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ عملاق ﺳﺎﻃﻊ، ﻭ IIIﺩﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﻧﺠﻢ ﻋﻤﻼﻕ، ﻭ IVﺩﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﻧﺠﻢ تحت ﻋﻤﻼﻕ (غير عملاق)، ﻭ Vللـﺩﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﻧﺠﻮﻡ ﺍﻟﺴﻠﺴﻠﺔ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻴﺔ ﺃﻭ ﻧﺠﻢ ﻗﺰﻡ. ﻳﺘﻀﻤﻦ ﺍﺳﻢ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻜﺎﻣﻞ ﻓﻲ ﻧﻈﺎﻡ MK ﺫﻛﺮ ﻛﻞ ﻣﻦ ﻧﻮﻉ ﺍﻟﻄﻴﻒ ﻭﻓﺌﺔ ﺍﻹﺿﺎﺀﺓ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﻟﻘﺐ ﺍﻟﺸﻤﺲ ﻓﻲ ﺍﻟﻨﻈﺎﻡ هو G2V. ﺑﻨﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻳﻤﻜﻦ ﺍﻟﻨﻈﺮ ﺇﻟﻰ ﺑﻨﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﺎﻋﺘﺒﺎﺭﻫﺎ ﺳﻠﺴﻠﺔ ﻣﻦ ﺍﻷﻏﻠﻔﺔ ﺍﻟﺮﻗﻴﻘﺔ ﻭﺍﻟﻤﺘﺪﺍﺧﻠﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﺸﺒﻪ ﺍﻟﺒﺼﻞ ﺇﻟﻰ ﺣﺪ ﻣﺎ. ﻳﻤﻀﻲ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻣﻌﻈﻢ ﻓﺘﺮﺍﺕ ﺣﻴﺎﺗﻪ ﻛما هو الحال في ﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺴﻠﺴﺔ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻴﺔ، وﺍﻟﺘﻲ ﺗﺘﻜﻮﻥ ﻣﻦ: ﻧﻮﺍﺓ، ﻭﻣﻨﻄﻘﺔ ﺇﺷﻌﺎﻉ، ﻭﻣﻨﻄﻘﺔ ﺣﻤﻞ ﺣﺮﺍﺭﻱ، ﻭﻓﻮﺗﻮﺳﻔﻴﺮ (ﻏﻼﻑ ﺿﻮﺋﻲ)، ﻭﻛﺮﻭﻣﻮﺳﻔﻴﺮ (ﻏﻼﻑ ﻏﺎﺯﻱ) ﻭﺇﻛﻠﻴﻞ. ﺗﻌﺪ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ ﺍﻟﻤﺼﺪﺭ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻲ ﻟﻄﺎﻗﺔ ﺍﻟﻨﺠﻢ، ﺇﺫ ﺗﺤﺼﻞ ﻓﻲ ﺩﺍﺧﻠﻬﺎ ﺟﻤﻴﻊ ﻋﻤﻠﻴﺎﺕ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻨﻮﻭﻱ. ﺗﺴﻤﺢ ﻣﻨﻄﻘﺔ ﺍﻹﺷﻌﺎﻉ ﺑﺎﻧﺘﻘﺎﻝ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ ﺍﻟﻤﺘﻮﻟﺪﺓ ﻋﻦ ﺗﻠﻚ ﺍﻟﺘﻔﺎﻋﻼﺕ ﺇﻟﻰ ﺍﻟﺨﺎﺭﺝ ﻋﻠﻰ ﺷﻜﻞ ﺇﺷﻌﺎﻉ ﻛﻤﺎ ﻫﻮ ﺍﻟﺤﺎﻝ ﻋﻨﺪ ﺍﻧﺘﻘﺎﻝ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻤﺘﻮﻟﺪﺓ ﻋﻦ ﺍﻟﻤﺼﺒﺎﺡ ﺍﻟﻜﻬﺮﺑﺎﺋﻲ. ﻭﺗﻨﺘﻘﻞ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ ﻓﻲ ﻣﻨﻄﻘﺔ ﺍﻟﺤﻤﻞ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﻱ ﺑﻮﺍﺳﻄﺔ ﺍﻟﻐﺎﺯﺍﺕ ﺍﻟﺴﺎﺧﻨﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻣﺸﺎﺑﻪ ﻻﻧﻄﻼﻕ ﺍﻟﻬﻮﺍﺀ ﺍﻟﺴﺎﺧﻦ ﻣﻦ ﻣﺠﻔﻒ ﺍﻟﺸﻌﺮ. ﺗﺤﺘﻮﻱ ﻧﻮﻯ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻌﻤﻼﻗﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﻤﺘﻠﻚ ﻛﺘﻠﺔ ﺃﻛﺒﺮ ﻣﻦ ﻛﺘﻠﺔ ﺍﻟﺸﻤﺲ ﺑﻌﺪﺓ ﻣﺮﺍﺕ ﻋﻠﻰ ﻣﻨﺎﻃﻖ ﺍﻟﺤﻤﻞ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﻱ، ﺃﻣﺎ ﻣﻨﺎﻃﻖ ﺍﻹﺷﻌﺎﻉ ﻓﺘﻮﺟﺪ ﻓﻲ ﺍﻟﻄﺒﻘﺎﺕ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ. ﻭﻻ ﻳﻨﻄﺒﻖ ﻫﺬﺍ ﺍﻷﻣﺮ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺸﺒﻴﻬﺔ ﺑﺎﻟﺸﻤﺲ ﺃﻭ ﺣﺘﻰ ﻋﻠﻰ ﺗﻠﻚ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﻤﺘﻠﻚ ﻛﺘﻠﺔ ﺃﺻﻐﺮ ﻣﻨﻬﺎ ﺑﻘﻠﻴﻞ، ﺇﺫ ﺗﻮﺟﺪ ﻣﻨﻄﻘﺔ ﺍﻹﺷﻌﺎﻉ ﻓﻲ ﻧﻮﻯ ﺗﻠﻚ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﺘﺮﻛﺰ ﻣﻨﻄﻘﺔ ﺍﻟﺤﻤﻞ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﻱ ﻓﻲ ﻃﺒﻘﺎﺗﻬﺎ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ. ﻭﺃﺧﻴﺮًﺍ، ﺗﺤﺘﻮﻱ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻤﺘﻮﺳﻄﺔ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﻮﻉ ﺍﻟﻄﻴﻔﻲ A ﻋﻠﻰ ﻣﻨﺎﻃﻖ ﺇﺷﻌﺎﻉ ﻓﻲ ﺟﻤﻴﻊ ﺃﻧﺤﺎﺋﻬﺎ. ﻭﺑﺎﻻﻧﺘﻘﺎﻝ ﻣﻦ ﻫﺬﻩ ﺍﻟﻤﻨﺎﻃﻖ ﻧﺠﺪ ﻃﺒﻘﺔ ﺍﻟﻔﻮﺗﻮﺳﻔﻴﺮ ﺍﻟﺘﻲ ﻳﺸﻊ ﻣﻨﻬﺎ ﺍﻟﻀﻮﺀ ﺍﻟﻤﺮﺋﻲ، ﻭﻳﺸﺎﺭُ ﺇﻟﻴﻬﺎ ﻋﺎﺩﺓً ﺑﺄﻧﻬﺎ ﺍﻟﻄﺒﻘﺔ ﺍﻟﺴﻄﺤﻴﺔ ﻟﻠﻨﺠﻢ. ﻭﺑﻌﺪ ﺫﻟﻚ، ﻧﺠﺪ ﺍﻟﻜﺮﻭﻣﻮﺳﻔﻴﺮ، ﻭﻫﻲ ﺍﻟﻄﺒﻘﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﺒﺪﻭ ﺣﻤﺮﺍﺀ ﺍﻟﻠﻮﻥ ﻧﻈﺮًﺍ ﻻﻣﺘﻼﺋﻬﺎ ﺑﻜﻤﻴﺎﺕ ﻛﺒﻴﺮﺓ ﻣﻦ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ. ﻭﻓﻲ ﺍﻟﻨﻬﺎﻳﺔ، ﻟﺪﻳﻨﺎ ﺍﻹﻛﻠﻴﻞ ﻭﻫﻮ ﺍﻟﺠﺰﺀ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻲ ﻟﻠﻨﺠﻢ، ﻭﺍﻟﺬﻱ ﻓﻲ ﺣﺎل كان ﻓﺎﺋﻖ ﺍﻟﺴﺨﻮﻧﺔ، ﻓﺈﻧﻪ ﺭﺑﻤﺎ ﺳﻴﺘﺴﺒﺐ ﻓﻲ ﻭﺟﻮﺩ ﻣﻨﺎﻃﻖ ﺍﻟﺤﻤﻞ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﻱ ﻓﻲ ﺍﻟﻄﺒﻘﺎﺕ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ للنجم.

لمعان النجوم

النجم هو عبارة عن جسم فلكي كروي من البلازما ضخم ولامع ومتماسك بفعل الجاذبية، أقرب نجم إلى الأرض هو الشمس، العديد من النجوم الأخرى مرئية للعين المجردة من الأرض أثناء الليل، وتظهر كعدد وافر من النقاط المضيئة الثابتة في السماء بسبب بعدها الهائل عن الأرض، أغلب مكونات النجم هما عنصرا الهيدروجين المتأين والهيليوم المتأين، خلال جزء من حياتها على الأقل يضيء نجم بسبب الاندماج النووي الحراري للهيدروجين إلى الهيليوم في جوهره، مما يطلق طاقة تعبر داخل النجم ثم تشع في الفضاء الخارجي، يمكن لعلماء الفلك تحديد الكتلة والعمر والتركيب الكيميائي، والعديد من الخصائص الأخرى للنجم من خلال مراقبة حركته عبر الفضاء، لمعانه، والطيف على التوالي، أيضا يستطيع العلماء تحديد من هو ألمع نجوم السماء. لمعان النجوم يعرّف الفلكيون سطوع النجوم من حيث الحجم الظاهر أي مدى سطوع النجم من الأرض، وحجمه المطلق أي إلى أي مدى يظهر النجم على مسافة قياسية تبلغ 32.6 سنة ضوئية، علماء الفلك أيضًا يقيسون اللمعان أي مقدار الطاقة أو الضوء التي ينبعث منها النجم من سطحه، لمعان النجم هو مقدار الضوء وأشكال الطاقة المشعة الأخرى التي يشعها لكل وحدة زمنية، يتم تحديد لمعان النجم من خلال نصف قطره ودرجة حرارة السطح، العديد من النجوم لا تشع بالتساوي على سطحها بأكمله، لكن من هو ألمع نجوم السماء. ألمع نجوم السماء يعتبر النجم المسمى بالعربية الشعرى اليمانية هو ألمع نجوم السماء، مع حجم مرئي ظاهري له قدره 1.46، وعادة ما يكون مرئيًا بوضوح دون مناظير أو تلسكوب إذا لم تتداخل أضواء المدينة، وهو من أقرب النجوم إلى الأرض حيث يبعد عنها 8.6 سنة ضوئية تقريبًا، وقد قدر عمره بنحو 240 مليون سنة، ولأن الشعرى اليمانية مشرق للغاية فقد كان معروفًا لدى القدماء، ولكن اكتشاف نجم مصاحب أي الشعرى اليمانية ب في عام 1862 فاجأ علماء الفلك، وما يُسمى بالشعرى اليمانية هو في الواقع نجمان، الشعرى اليمانية أ والشعرى اليمانية ب، والشعرى اليمانية ب صغير جدًا بحيث يتم تركيبه بصريًا بواسطة الشعرى اليمانية أ، حيث أن الشعرى اليمانية ب أبهت ب10.000 مرة من الشعرى اليمانية أ، كما أنه خافت للغاية وبالتالي يصعب رؤيته من الأرض، بحيث لم يتمكن علماء الفلك من تقدير كتلته حتى عام 2005، وذلك بفضل بيانات من تليسكوب هابل الفضائي، تبلغ مساحة الشعرى اليمانية أ حوالي ضعف كتلة الشمس، وأيضا هي أكثر إشراقًا من الشمس بمقدار 25 مرة، الشعرى اليمانية مرئي من كل مكان تقريبًا على الأرض، باستثناء خطوط العرض شمال 73° شمالًا، ولا يرتفع كثيرًا عند مشاهدته من بعض المدن الشمالية حيث يصل إلى 13 درجة فقط فوق الأفق من سانت بطرسبرغ نظرًا لانحدارها إلى درجة حرارة 17 درجة تقريبًا.

معلومات عن النجوم للاطفال

معلومات عن النجوم للاطفال عبر موقع muhtwa.com , تمتلئ السماء بالعديد من الأجسام اللامعة التي يمكننا رؤيتها من الأرض بالعين المجردة ويبلغ عددها ملايين لا حصر لها ويطلق عليها اسم النجوم فهيا نتعرف عليها من خلال هذا المقال . تعريف النجوم للأطفال النجوم هي أجرام سماوية تسبح في الفضاء وهي عبارة عن كرات من الغاز الساخن جداً يمكن رؤية بعضها في السماء بدون استخدام التلسكوبات .

مكونات النجوم تتكون النجوم عادة من غاز الهيدروجين الذي يشكل نسبة أربعة وسبعين في المائة من كتلتها في البداية , وغاز الهيليوم الذي يشكل خمس وعشرين في المئة , وهي ساخنة ولامعة لأنها تقوم بعمل ما يسمى بالإنصهار النووي حيث يتم حرق بعض الهيدروجين وتحوله إلى هيليوم . ما هو موت النجوم تنتهي فترة حياة النجوم وتنفجر إنفجار خاص يسمى سوبر نوفا عندما تصل إلى ما يطلق عليه علمياً اسم موت النجوم , ويحدث هذا عندما يقوم النجم بإحراق جميع الهيدروجين الذي يمتلكه ويحوله إلى هيليوم . معلومات عن النجوم في السماء النجوم التي نراها في السماء تبعد عن الأرض حوالي خمس وعشرين مليون ميل . تنشأ غلب النجوم عادة من سحابة ضخمة من الغبار الكوني يطلق عليها اسم السديم . عادة تمتلك النجوم الصغيرة عمر أطول من النجوم الكبيرة . معلومات عن النجوم للأطفال تعد الشمس نوع من أنواع النجوم الكبيرة , حيث تمثل كتلتها أكثر من تسع وتسعين بالمائة من إجمالي كتلة المجموعة الشمسية كاملة . هناك العديد من النجوم في مجموعتنا الشمسية أكبر من حجم الشمس . يحتوي الكون على أكثر من مئتي مليار نجم , أي أن عدد النجوم في الكون يساوي تقريباً عدد حبات الرمال الموجودة في جميع الشواطئ على كوكب الأرض . معلومات غريبة عن النجوم بدون وجود النجوم لن يكون هناك مصدر لإضاءة وتسخين الكواكب . تعرف بعض النجوم باسم النجوم الثنائية لأنها تمتلك نجم مزدوج فريب منها يشبهها تماماً . عندما تكون مجموعة من النجوم مجتمعة مع بعضها في شكل معين يطلق عليهم اسم كوكبة . تبعد الشمس عن الأرض مسافة تصل إلى مئة وخمسين مليون كيلو متر , وبالرغم من ذلك فإنها تعتبر أقرب النجوم إلى الأرض . معلومات عن النجوم والفضاء يمكن أن تتراوح ألوان النجوم بين الأحمر والأبيض والأزرق , ويكون النجم باللون الأزرق عندما يكون في أكثر حالاته سخونة , بينما اللون الأبيض والأصفر يدلان على أن سخونة النجم في حالة متوسطة مثل الشمس , أما اللون الأحمر يدل على أن النجم في أبرد حالاته . معلومات عن النجوم وأسمائها هناك بعض النجوم عملاقة بشكل لا يصدق , مثل النجم العملاق الأحمر الذي يسمى منكب الجوزاء ويقع في كوكبة من النجوم تسمى كوكبة الجبار , تبلغ كتلته حوالي عشرين ضعف كتلة الشمس , أما حجمه فيبلغ ضعف حجم الشمس ألف مرة . أما أكبر نجم معروف حتى الآن هو نجم الكلب الأكبر ويبلغ حجمه ضعف حجم الشمس ألف وثمانمئة مرة ويتوقع العلماء أنه سوف يبتلع كوكب زحل قريباً.

ما هي الثقوب السوداء في الفضاء

نجح علماء الفلك لأول مرة في التقاط صورة لثقب أسود، وتعود هذه الصورة لشبكة تلسكوب «إيفينت هوريزون»، وتظهر بقعة مظلمة أمام حلقة تضيء بشكل خافت، وعرضت خلال ستة مؤتمرات صحافية متزامنة أمس (الأربعاء)، في مدن مختلفة من العالم.

لم يكن هناك حتى الآن سوى رسوم عن الثقوب السوداء. والثقب الأسود الذي أميط اللثام عن صورته أمس هو ثقب يمتلك كتلة هائلة ويقع في مركز مجرة «مسييه 87» التي تقع على بعد نحو 55 مليون سنة ضوئية من الأرض.

ولكن، لماذا كل هذا الزخم حول الثقوب السوداء؟

تعرف الثقوب السوداء بأنها منطقة ذات كثافة شديدة في الفضاء، تتضمن كتلة كبيرة جداً تفوق مليون كتلة شمسية، وتعتبر موطن اللامعقول بشرياً، حيث إن كتلة هذه الثقوب مضغوطة بقوة تجعل من المستحيل على أي شيء الإفلات من قوة جاذبيتها، بما في ذلك الضوء.

والثقوب السوداء، أو «الوحوش السماوية» لا تُرى، ولكنها تكشف عن نفسها من خلال المادة التي تبتلعها، وتقع على بعد سحيق من الأرض.

وترتفع درجة حرارة هذه الثقوب كثيرا مما يجعلها تسطع بشكل مميز.

ولكن المادة التي يبتلعها الثقب تصبح ساخنة بشدة قبل أن تلتهم، مما يجعلها تضيء، وهذا السطوع المميز هو الذي يظهر باللون الأحمر في الصورة التي نشرها الباحثون.

وتؤكد الصورة نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين، تحت أشد الظروف الكونية، حسبما أوضح كارل شوستر، مدير معهد الفلك الراديوي في النطاق الملليمتري، والذي شارك في حملة الرصد.

وقالت جيسيكا ديمبسي، نائبة مدير مرصد «إيست آسيان» الفلكي في هاواي، التي أسهمت في اكتشاف الثقب الأسود، في حديث نقلته وكالة «أسوشييتد برس»، إن «الصورة تساعد العلماء في تأكيد نظرية النسبية العامة لأينشتاين». وأضافت أن أينشتاين توقع قبل قرن مضى أن يكون شكل الثقب متناظراً، وهو ما عثر عليه العلماء الآن.

وما أعطى هذه الثقوب أهمية كبرى أيضاً، هو الفيزيائي الشهير ستيفن هوكينغ، الذي طرح نظرية جديدة قبل وفاته حول المكان الذي تنتهي فيه المعلومات المفقودة في حال ابتعلت من قبل ثقب أسود.

ويقول هوكينغ في أبحاثه إن هذا المكان الذي تصل إليه المعلومات تضغط فيه الجاذبية بشكل كبير مما يبطل قوانين الفيزياء المعتادة.

وأشار هوكينغ إلى أن المعلومات أو أي مادة تختفي داخل ثقب أسود لا تكون قد فقدت تماماً، فوفقاً لطريقة عمل الكون يجب أن تستقر هذه المواد في مكان ما. وبحسب هوكينغ، فإن المواد التي تعبر الثقب الأسود ربما تذهب إلى عالم بديل لا نعرف أي شيء عنه.

وأكد هوكينغ في نظريته هذه أن العودة إلى عالمنا بعد الدخول في ثقوب سوداء غير ممكنة، لأنها بمثابة ممر لأكوان وأزمان أخرى.

وأكسبت هذه النظرية الثقوب السوداء أهمية بالنسبة للعلماء ولكل الأشخاص المهتمين بالفضاء الخارجي.

ووجه علماء شبكة «إيفينت هوريزون» تلسكوباتهم قبل عامين إلى ثقبين أسودين، أحدهما في مركز درب اللبانة، وبدأوا منذ ذلك الحين يحللون البيانات التي يتلقونها عن هذا الثقب.

ويأمل الباحثون من خلال عمليات رصد الثقب، والتي نشروا نتائجها أيضاً في مجلة «أستروفيزيكال جورنال» المتخصصة، في الإجابة على العديد من التساؤلات الأساسية بشأن الثقوب السوداء. من بين هذه الأسئلة: هل تبدو الثقوب السوداء متوافقة مع التصور النظري لها؟

ويقول أنطون تسينزسوس، مدير معهد «ماكس بلانك» للفيزياء الراديوية في مدينة بون الألمانية: «بصراحة، فوجئنا بمدى توافق البقعة السوداء التي رصدناها مع تصورنا لها من خلال محاكاة الحاسوب التي تنبأنا بالثقب الأسود من خلالها».

ما الاسم الذي يطلق على مدى السطوع الذي يظهر به النجم

ضوء النجوم أو نور النُجوم أو إضاءة النجوم (بالإنجليزية: Starlight)‏ هو الضوء الصادر عن إشعاع النجوم. عادة ما يشير إلى الإشعاع الكهرومغناطيسي المرئي من النجوم بخلاف الشمس من سطح الأرض عبر عين الراصد خلال فترة الليل، مع إمكانية ملاحظة عنصر ضوء النجم خلال فترة اليوم/لنهار. و في المقابل، ضوء الشمس ، هو المصطلح المستخدم لوصف الإشعاع النجمي الشمسي الملاحظ خلال فترة النهار، ولكن خلال فترة اليل، ويصف مصطلح ألبيدو الانعكاس الشمسي عن مادة الأجسام الأخرى في النظام الشمسي مثل ضوء القمر.

ملاحظة وحساب إضاءة النجم من خلال التيلسكوب كانت منطلق للعديد من المجالات في علم الفلك, متضمنة قياس الضوء أو المضوائية، والتحليل الطيفي للنجم.

لم يكن لدى هيبارخوس تلسكوب أو أي أداة تمكنه من قياس السطوع الظاهر بدقة، لذلك ببساطة قام بتقديره اعتمادا على عينه المجردة. قام بتصنيف النجوم إلى ست فئات سطوع، وهو ما وصفه بالأقدار. حيث أعطى أشد النجوم إضاءة قدرا واحدا والتي تليها في الشدة قدرا ثانيا وهكذا حتى أقل النجوم إضاءة والنجوم الخافتة القدر السادس.

يساعد ضوء النجوم على تشكيل جزء من الخبرات الشخصية بل والثقافة الإنسانية، إذ يغطي مدى من الاهتمامات البشرية بما في ذلك الشعر, علم فلك، والاستراتيجيات العسكرية.

قام جيش الولايات المتحدة الأمريكية بانفاق ملايين الدولارات في فترة الخمسينيات من القرن الماضي، 1950 وما بعدها، في سبيل تطوير جهاز رصد ضوء النجوم وما قد يساعد في تكبيره دون تشتت، فمثلا ضوء القمر يشتت من خلال الغيوم. في المقابل تم وضع نظام رصد الأشعة تحت الحمراء النشط مثل سنيبرسكوب، لكنه كان يؤثر سلبا ولم يتطلب انبعاث الضوء الإضافي للرؤية.

متوسط لون النجوم في الكون يمكن ملاحظتها ما بين الظل الأصفر والأبيض التي أعطيت اسم الأشعة الكونية العظيمة.

التحليل الطيفي لضوء النجم كان الوصلة لدراسة الأطياف، من قبل جوزيف فراونهوفر في عام 1814. وتمكن من فهم أن النجوم تتألف من ثلاثة أنواع الأطياف الرئيسية : الطيف المستمر وطيف الانبعاث وطيف امتصاص.

تم التعرف على أحد اقدم النجوم (الأقدم لا يعني الأكثر بعدا) في عام 2014، وهو النجم J031300.362670839.3 SMSS و التي تبعد 6000 سنة ضوئية، حيث حدد عمرها بما يقارب 13.8 مليار سنة. إضاءة النجوم التي تسطع على الأرض تشمل هذا النجم.

في مجال فن التصوير الفوتوغرافي، هناك تخصص يدرس فترة التصوير الليلي، ضمن الوقت الذي تعكس فيه المواد ضوء النجم. التقاط الصور لسماء الليل وهو أيضا جزء من التصوير الفلكي. والتصوير الفلكي يستخدم كأداة في كل من الدراسة العلمية و/أو كهواية في وقت الفراغ. وقد يستخدم في مراقبة الحيواناات الليلية. في حالات كثيرة يمكن لإضاءة النجوم أن تساعد في فهم تأثير ضوء القمر.