تدقيق لغوي: أ. موانا دبس

ممّ تتكون النجوم؟

تتكون النجوم بشكلٍ عام من غازاتٍ ساخنةٍ جدًا، ويشكل الهيدروجين والهيليوم حوالي 98 بالمئة منها، وهما أخفُّ عنصرين في الكون، ورغم أن النجوم مصنوعةٌ من غازاتٍ خفيفة، إلا أنها كبيرة جدًا، وتتمتع بكتلةٍ هائلة، وهذا يجعلها كثيفةً جدًا في المركز، حيث يتكدّس الغاز بإحكام بفعل الجاذبية، فالغاز في قلب النجم أكثر كثافةً من الذهب بعشر مرات، فإذا تمكنت من التقاط مكعب بحجم 2.5 سنتيمتر مكعب، فإن هذا المكعب الصغير سيزن حوالي 3 كيلوغرامات.

يعمل النجم مثل فرنٍ ضخمٍ يجعل الهيدروجين يحترق، ويبقى الهيليوم بعد ذلك. على مدى مليارات السنين، تستخدم النجوم الهيدروجين، وتحوّله إلى هيليوم من خلال الاندماج النووي. حتى وقتٍ قريبٍ لم يتمكن العلماء من قياس مكونات النجوم بشكلٍ مباشر، فكيف استطاع العلماء معرفة المكونات الداخلية للنجوم؟ من أهمّ التقنيات التي اكتشفها العلماء لمعرفة تركيب النجوم هو التحليل الطيفي (Spectral Analysis). ^[1]

ما هو الإشعاع الكهرطيسي؟

أو الطيف الكهرطيسي هو موجةٌ فيزيائيةٌ تنتقل من خلالها الطاقة عبر الفضاء، فضوء الشمس والنجوم والحرارة كلها تعتبر شكلاً من أشكال الطيف الكهرطيسية. ^[2]

ما هو الطيف الذري؟

الأطياف الذرية هي تواترات (ترددات f) الإشعاع الكهرطيسي المُنبعث أثناء انتقال الإلكترونات بين مستويات الطاقة داخل الذرة، فعند هبوط الإلكترون لمستوياتٍ طاقية بشكلٍ متسلسلٍ يصدر عنه حزمة متسلسلة من الفوتونات لها تواترات محددة تميز هذا الإلكترون، وتميز الذرة التي صدرت عنها التواترات.

من خلال تحليل هذا الطيف نعرف هذه الموجة، وما هو العنصر الطبيعي الذي أطلقها، بتشبيهٍ ما، مثلما نحلل DNA للإنسان نعرف صفاته بشكل كامل، كذلك التحليل الطيفي يعطينا معلوماتٍ كاملة عن مصدر الموجة الكهرطيسية من حيث التركيب، والبعد، والسرعة. ^[3]

كيف بدأ اكتشاف التحليل الطيفي؟

في عام 1814 لاحظ الفيزيائي الألماني جوزيف فراونهوفر (Joseph Fraunhofer) أن طيف الشمس يظهر لوحاً أسود يتخلله بعض الألوان، وفي ستينيات القرن التاسع عشر، نجح الفلكيان الإنجليزيان السير ويليام هوجينز (William Huggins) والليدي مارجريت هوجينز (Margaret Huggins) في تحديد بعض الخطوط في أطياف النجوم على أنها خطوط عناصر معروفة على الأرض.

مما يدل على أن العناصر الكيميائية نفسها الموجودة في الشمس والكواكب موجودةٌ في النجوم. ومنذ ذلك الحين، عمل علماء الفلك بجدٍّ لإتقان التقنيات التجريبية للحصول على الأطياف وقياسها، وقد طوروا فهمًا نظريًا لما يمكن تعلمه من الأطياف. واليوم، يعدُّ التحليل الطيفي أحد أحجار الزاوية في البحث الفلكي.

كيف تتكوّن الأطياف النجمية؟

عندما تمّ رصد أطياف النجوم المختلفة لأول مرة اعتقد علماء الفلك أن الأطياف تختلف عن بعضها البعض لأن النجوم ليست كلها مكونة من نفس العناصر الكيميائية، لكن تبين لاحقاً أن هذه الفرضية خاطئة، فالسبب الرئيسي وراء اختلاف أطياف النجوم هو أن النجوم لها درجات حرارة مختلفة، فمعظم النجوم لها نفس تكوين الشمس تقريبًا، مع استثناءاتٍ قليلةٍ فقط.

الهيدروجين على سبيل المثال: هو العنصر الأكثر وفرةً في معظم النجوم، ومع ذلك لا تُرى خطوط الهيدروجين في أطياف النجوم الأكثر سخونةً التي تكون ذرات الهيدروجين فيها متأيّنةً بالكامل أي على شكل بروتونات مفردة لا يستطيع إنتاج خطوط طيفية. بينما في أجواء النجوم الأكثر برودةً تكون ذرات الهيدروجين مرتبطة بإلكتروناتها التي يمكنها إنتاج خطوط طيفية، بالتالي يمكن تمييزها بسهولة في التحليل الطيفي.

إن خطوط الهيدروجين في الجزء المرئي من الطيف، والتي تسمّى خطوط بالمر (Balmer lines) تكون أقوى في النجوم ذات درجات الحرارة المتوسطة (ليست شديدة الحرارة ولا شديدة البرودة)، وتُظهِر الحسابات أن درجة الحرارة المثلى لإنتاج خطوط الهيدروجين المرئية تبلغ نحو 10 آلاف كلفن (0 كلفن يساوي سالب 273 درجة مئوية).

كيف تُصنّف الأطياف النجمية؟

يستخدم علماء الفلك أنماط الخطوط الطيفية التي يتمّ رصدها لتصنيف النجوم إلى فئاتٍ طيفية، ولأن درجة حرارة النجم تحدّد خطوط الطيف الخاصة به، فهذه الفئات الطيفية هي مقياس لدرجة حرارة سطح النجم ومقياس لتركيبه أيضاً. وهناك سبع فئات طيفية قياسية من الأكثر سخونة إلى الأكثر برودة، يتمُّ تسمية هذه الفئات الطيفية السبعة بالدرجات بدءاً من الحرف O وانتهاءً بالحرف M وفق التسلسل: O وB وA وF وG وK وM.

ومؤخرًا، أضاف علماء الفلك ثلاث فئاتٍ إضافيةٍ لأجسام أكثر برودة L وT وY. يتمُّ تقسيم كل من هذه الفئات الطيفية، باستثناء ربما فئة Y التي لا تزال قيد التعريف، إلى 10 فئاتٍ فرعيةٍ محدّدةٍ بالأرقام من 0 إلى 9. فمثلاً: النجم B0 هو النوع الأكثر سخونةً من التصنيف B بينما النجم B9 هو أبرد بهذا التصنيف، وهو أكثر سخونةً بقليل من نجم A0.

في أكثر نجوم O سخونة (تلك التي تزيد درجة حرارتها عن 28000 كلفن)، تكون خطوط الهيليوم المؤين والذرات شديدة التأيُّن من العناصر الأخرى ملحوظة فقط. بينما تكون خطوط الهيدروجين أقوى في النجوم من النوع A التي تبلغ درجة حرارتها الجوية حوالي 10000 كلفن، وتوفر المعادن المؤينة الخطوط الأكثر وضوحًا في النجوم التي تتراوح درجة حرارتها من 6000 إلى 7500 كلفن (النوع الطيفي F).

وفي أبرد النجوم من النوع M (أقل من 3500 كلفن)، تكون نطاقات امتصاص أكسيد التيتانيوم والجزيئات الأخرى قوية جدًا. وبالمناسبة، فإن الفئة الطيفية المخصصة للشمس هي G2. إذا نظرت إلى الشكل التالي يمكنك أن ترى أنه يمكنك أيضًا تعيين فئة طيفية لنجمٍ لم يكن نوعه معروفًا بالفعل كل ما عليك فعله هو مطابقة نمط الخطوط الطيفية لنجمٍ قياسي.

نلاحظ من الشكل أن كل طيفٍ عبارةٌ عن شريطٍ من الألوان من الأزرق على اليسار، إلى الأخضر، والأصفر، والأحمر في أقصى اليمين. يحتوي كل طيفٍ على خطوط عمودية داكنة تتوافق مع العناصر الكيميائية المختلفة في الغلاف الجوي لكل نجم، فكلما كان النجم أكثر سخونةً قلّ عدد خطوط الامتصاص في طيفه، وبالتالي فإن طيف O6.5 في الأعلى يحتوي على بضعة خطوط فقط، بينما يحتوي طيف M5 في الأسفل على مئات الخطوط. ^[4]