إيتا الجؤجؤ

اعتماد عمر النجم على كتلته

من جانب آخر، وينتمي النجم إيتا الجؤجؤ إلى تصنيف نجمي تسمى متغير أزرق مضيء. ويعتقد العلماء بناء على المشاهدة أن كل نجم تبلغ كتلته 20 كتلة شمسية أو أكبر يمر خلال مرحلة من تطوره بحالة المتغير الأزرق المضيء، إلا أن تلك المرحلة تكون قصيرة وتُقدر بعدة عشرات الآلاف من السنين. وقد تم اكتشاف 6 من تلك العمالقة المتغيرة الزرقاء المضيئة في مجرتنا مجرة درب التبانة، كما توجد عدة عمالقة أخرى من ذلك النوع في المجرات القريبة والتي تعرف ب المجموعة المحلية.

في هذا الإطار، وبسبب الضغط العالي الموجود في قلب هذا النجم العظيم الكتلة يسير فيه الاندماج النووي لوقوده من الهيدروجين بمعدل سريع، مما يرفع كذلك من درجة حرارة قلب النجم ارتفاعا كبيرا ذلك بالمقارنة بالشمس. ويتبع ذلك أن مثل ذلك العملاق العظيم يبث طاقة هائلة في الفضاء في هيئة أشعة كهرومغناطيسية من مختلف أطوال الموجة. ويرجع ذلك إلى أنه بزيادة كتلة النجم يزيد اصداره للطاقة الإشعاعية طبقا لدالة أسية للأساس الطبيعي e حيث يقاوم الجاذبية ويحافظ على توازنه (بين ضغط الإشعاع الداخلي الذي يزيد تمدد النجم، وضغط الجاذبية إلى الداخل الذي يعمل على انكماش النجم).

ومن ناحية أخرى، يُعتبر إيتا الجؤجؤ نجما من أكبر نجوم مجرة درب التبانة في كتلته حيث يفوق كتلة الشمس بين 100 إلى 120 مرة.

من جهة ثانية، ويكون ذلك المعدل السريع للتفاعل النووي في قلب النجم سببا في استهلاكه ما لديه من وقود خلال فترة قصيرة نسبيا تقدر بعدة ملايين من السنين فقط (بالمقارنة بالشمس ذات كتلة صغيرة نسبيا فهي تستهلك ما لديها من وقود الهيدروجين خلال فترة تقدر بنحو 10 مليارات سنة). وينتهي عمر العمالقة العظام في هيئة مستعر أعظم أو بانفجار مستعر مفرط العظمة ويتبقى منها القلب المتقلص عظيم الكثافة في صورة ثقب أسود. (بالمقارنة بالشمس وكتلتها الصغيرة نسبيا فينتهي عمرها (بعد نحو 5 مليارات سنة من الآن) بأن تتمدد في هيئة عملاق أحمر بسبب ارتفاع حرارتها ثم تتخلص من غلافها الخارجي الخفيف، وفي نفس الوقت يتقلص قلبها وتزيد كثافته مكونا قزما أبيضا).

نظريات

علاوةً على ذلك، كما تفترض فكرة جديدة أن إيتا الجؤجؤ قد تكون نظاما مكونا من ثلاثة نجوم

من جانب آخر، وقد وضع مختلف العلماء عدة تصورات لوصف نشأة سحابتين قطبيتين : منها واحدة تقول بأن المجال المغناطيسي للنجم هو الذي يبث بلازما مصوبة في الاتجاهين المتميزين. وتنادي نظرية أخرى بأن السحابتين ترجعان إلى تأثير جاذبية النجم التابع، بينما تعتقد نظرية ثالثة بأن دوران النجم حول محورة هو السبب في شدة الضياء العظيمة عند وصول كتلة النجم إلى حد إدنجتون. وتكتسب تلك النظرية الثالثة تاييدا في الوقت الحالي من بعض العلماء إلا أنه لا يوجد إجماع بين العلماء على نظرية بذاتها.

إضافةً إلى ذلك، علاوة على ذلك ينادي العالم الفلكي سفيرينيك يوهانسون على أساس قياسات طيفية لإيتا الجؤجؤ أجراها عام 1996 بنظرية تقول بأن أشعة ليزر في نطاق الأشعة فوق البنفسجية تنشأ في منطقة حول النجم مباشرة، ولم تشاهد مثل تلك الظاهرة الليزرية في الطبيعة حتى الآن إلا أنه شوهد أن المازر الكوني ينتج موجات راديوية أقل طاقة.

ومن جهة أخرى، يبين قياس الطيف الكهرومغناطيسي لإشعاعات إيتا الجؤجؤ تغيرها بطريقة دورية، مما تشير إلى كون إيتا الجؤجؤ نجما مزدوجا يدوران حول بعضهما خلال دورة مقدارها 54 و5 سنة. ويتزامن مع تلك الدورة كذلك حد أدني لأشعة إكس المرصودة من هذا النظام الذي يرجح أن نجما يغطي دوريا قرينه الذي يدور حوله. ومن الممكن أن يكون إصدار أشعة إكس ناتجا عن اصتدام الريح النجمية لهذين النجمين كما يمكن أن يكون كذلك نابعا عن حجب أحد النجوم قرينه. وحتى الآن لم يتوصل العلماء إلى تفسير قاطع لنظام إيتا الجؤجؤ، وقد أمكن حديثا إثبات أن جزء من الأشعة فوق البنفسجية صادر من النجم التابع، بحيث يبدو أن نموذج نجم مزدوج لإيتا الجؤجؤ هو الأرجح.

• اقرأ كذلك
• دلتا وحيد القرن
• مراجع

وفي هذا الصدد، من ضمنها نجمين من النجوم العادية تبلغ كتلة كل منهما أقل من 60 كتلة شمسية والنجم الثالث نجم نيوتروني ذو قرص انكماشي كثيف ويدور حول النجمين الآخرين.

الانفجار

وفي هذا السياق، يصدر من إيتا الجؤجؤ سحابتين غباريتين تنتشران من قطبيه. وتتخذ شكل السحابتين شكل قمعان صادران منه متعاكسي الاتجاه، ويبلغ اتساع السحابتين أكثر قليلا من 5 و0 سنة ضوئية ومع ذلك يزيد اتساعها بسرعة تقدر ب 700 كيلومتر في الثانية

وفي هذا الصدد، تنطلقان السحابتان في اتجاه محور دوران النجم حول نفسه، ولا زال إيتا الجؤجؤ يبث في ذلك الاتجاهين المتضادين كميات هائلة من الغبار والمادة. ومن الأرض نستطيع رؤية إيتا الجؤجؤ من اتجاه يتخلل واحدة من السحابتين المخروطيتين، مما يضعف الضوء الصادر من النجم نحو 100 مرة. كما نرى تلك العمالقة المتغيرة الزرقاء شديدة الضياء في أماكن أخرى من الكون ولها كذلك سحابتين قطبيتين مخروطتين.

إضافةً إلى ذلك، وقدرت تلك السرعة خلال مشاهدات رصد أجريت بين عامي 1945 حتي 1995، مما يعزي نشاة تلك السحابة في الماضي في عام 1840، ويعتقد أنها السبب في انخفاض تألق هذا النجم آنذاك حيث حجزت السحابة المتولدة أغلب ضوء النجم. ويبين الرصد الجاري في الوقت الحالي سنويا تغيرات في حجم السحابتين المنتشرتين.