نواة نجمية

النجوم شبه العملاقة

من جانب آخر، أما النجوم الأكبر كتلة فتمتلك نوى حِمْلية جزئيًا على الأقل وهي في التتابع الرئيس، وتطوّر نواة هيليوم كبيرة نسبيًا قبل أن تستنفد الهيدروجين في كامل المنطقة الحملية، وربما في منطقة أوسع منها بفعل . وحين يتوقف الاندماج في النواة تبدأ النواة بالانهيار، وتكون من الضخامة بحيث ترفع طاقة الجاذبية درجة حرارة النجم وضياءه عدة ملايين من السنين قبل أن تبلغ النواة حرارة تكفي لإشعال قشرة الهيدروجين. وما إن يبدأ اندماج الهيدروجين في القشرة حتى يبرد النجم ويُعد شبه عملاق. وحين لا تعود نواة النجم موضع اندماج وتُحفظ حرارتها باندماج القشرة المحيطة بها، توجد كتلة عظمى للنواة تسمى ، فإذا تجاوزت كتلة النواة هذا الحد انهارت وتمددت طبقات النجم الخارجية بسرعة ليصير النجم عملاقًا أحمر. ويحدث هذا في النجوم التي لا تتجاوز كتلتها نحو كتلتين شمسيتين بعد بضعة ملايين من السنين فقط من دخول النجم طور شبه العملاق، أما النجوم الأكبر من كتلتين شمسيتين فتتجاوز نواها حد شونبيرغ-تشاندراشيكار قبل مغادرتها التتابع الرئيس.

من جهة ثانية، ما إن يحوّل النجم كل هيدروجين نواته إلى هيليوم حتى تعجز النواة عن دعم نفسها فتبدأ بالانهيار، فترتفع حرارتها حتى يبلغ الهيدروجين في قشرة خارج النواة حدّ بدء الاندماج، وتواصل النواة انهيارها وتتمدد طبقات النجم الخارجية، ويُعد النجم في هذا الطور شبه عملاق. ولا تصير النجوم البالغة الانخفاض في الكتلة أشباه عمالقة قط لأن الحمل الحراري يعمّها بكاملها.

إضافةً إلى ذلك، تمتلك النجوم التي تتراوح كتلها بين نحو 0.4 وكتلة شمسية واحدة نوى صغيرة غير حِمْلية وهي في التتابع الرئيس، وتطوّر قشور هيدروجين سميكة على فرع أشباه العمالقة، وتقضي فيه عدة مليارات من السنين تزداد فيها كتلة نواة الهيليوم ببطء من اندماج قشرة الهيدروجين. وتصير النواة في نهاية المطاف متحللة، فيغدو ضغط انتكاس الإلكترونات المصدر الغالب لضغط النواة، ويتمدد النجم منتقلًا إلى فرع العملاقة الحمراء.

النجوم العملاقة

• طالع كذلك
• نواة الشمس
• تطور النجوم
• المراجع

وفي هذا الصدد، أما في نجوم التتابع الرئيس الأكبر كتلة ذات النوى الحملية فيختلط الهيليوم الناتج من الاندماج في كامل المنطقة الحملية، فما إن يُستهلك هيدروجين النواة حتى يكون قد استُنفد فعليًا في منطقة الحمل بأسرها. وعندئذ تبدأ نواة الهيليوم بالتقلص ويبدأ اندماج الهيدروجين في قشرة تحيط بها، تضيف باطراد مزيدًا من الهيليوم إلى النواة الخاملة. وفي الكتل النجمية التي تفوق 2.25 كتلة شمسية لا تصير النواة متحللة قبل بدء اندماج الهيليوم، ومن ثم تواصل النواة مع تقدم النجم في العمر تقلصها وارتفاع حرارتها حتى يصبح بالإمكان الحفاظ على عملية ألفا الثلاثية في مركزها فيندمج الهيليوم مكوّنًا الكربون. غير أن أغلب الطاقة المتولدة في هذا الطور يظل آتيًا من قشرة الهيدروجين المندمجة. وفي النجوم التي تفوق كتلتها 10 كتل شمسية يبدأ اندماج الهيليوم في النواة فور انتهاء طور التتابع الرئيس، وتتكون حول نواة الهيليوم قشرتان لاندماج الهيدروجين: قشرة داخلية رقيقة تعمل بدورة CNO وقشرة خارجية تعمل بسلسلة بروتون–بروتون.

من جانب آخر، متى استُنفد مخزون الهيدروجين في نواة نجم منخفض الكتلة لا تقل كتلته عن 0.25 كتلة شمسية، غادر النجم التتابع الرئيس وتطور على امتداد فرع العملاقة الحمراء في مخطط هرتسبرونغ–راسل. وتقلّص النجوم المتطورة التي لا تتجاوز كتلتها نحو 1.2 كتلة شمسية نواها حتى يبدأ اندماج الهيدروجين عبر سلسلة بروتون–بروتون في قشرة تحيط بنواة الهيليوم الخاملة، مارّةً بفرع أشباه العمالقة. وتزيد هذه العملية باطراد كتلة نواة الهيليوم، فترتفع حرارة قشرة الهيدروجين المندمجة حتى تقدر على توليد الطاقة عبر دورة الكربون والنيتروجين والأكسجين، وتكون هذه القشرة عندئذ أرق من ذي قبل نظرًا لحساسية دورة CNO لدرجة الحرارة. أما النجوم التي تفوق كتلتها 1.2 كتلة شمسية من غير ذوات النوى الحملية والتي استهلكت هيدروجين نواها عبر دورة CNO فتقلّص نواها وتتطور مباشرة إلى طور العمالقة. ويؤدي ازدياد كتلة نواة الهيليوم وكثافتها إلى ازدياد حجم النجم وضيائه في أثناء تطوره صاعدًا فرع العملاقة الحمراء.

كذلك، وفي النجوم التي تتراوح كتلها بين 0.4 و1.5 كتلة شمسية تصير نواة الهيليوم متحللة قبل أن تبلغ حرارة تكفي لبدء اندماج الهيليوم. وحين تبلغ كثافة الهيليوم المتحلل في النواة حدًا كافيًا — عند نحو 107 غ/سم3 وحرارة تقارب 109 كلفن — تشهد النواة انفجارًا نوويًا يُعرف باسم «وميض الهيليوم». ولا يُرصد هذا الحدث من خارج النجم، إذ تُستهلك الطاقة المنطلقة كلها في رفع النواة من حالة انتكاس الإلكترونات إلى حالة الغاز العادي. وتتمدد نواة الهيليوم المندمجة فتنخفض كثافتها إلى نحو 103–104 غ/سم3، بينما يتقلص غلاف النجم، ويكون النجم عندئذ على الفرع الأفقي، ويُظهر غلافه الضوئي انخفاضًا سريعًا في الضياء مصحوبًا بارتفاع في درجة الحرارة الفعالة.

نجوم التتابع الرئيس

علاوةً على ذلك، يجري إنتاج الطاقة في النوى النجمية التي تقل كتلة نجومها عن نحو 1.2 كتلة شمسية غالبًا عبر تفاعل بروتون–بروتون المتسلسل، وهي عملية لا تتطلب سوى الهيدروجين. أما النجوم التي تفوق هذه الكتلة فيأتي توليد الطاقة فيها بقدر متزايد من دورة الكربون والنيتروجين والأكسجين (CNO)، وهي عملية لاندماج الهيدروجين تستعمل ذرات وسيطة من الكربون والنيتروجين والأكسجين. ولا يأتي من دورة CNO في الشمس سوى 1.5% من صافي الطاقة. وفي النجوم التي تبلغ كتلتها 1.5 كتلة شمسية وتبلغ حرارة نواها 18 ميغاكلفن يأتي نصف إنتاج الطاقة من دورة CNO والنصف الآخر من سلسلة بروتون–بروتون. ولما كانت عملية CNO أشد حساسية لدرجة الحرارة من سلسلة بروتون–بروتون، فإن أغلب إنتاج الطاقة يجري قرب مركز النجم تمامًا، فينشأ مدروج حراري أقوى يولّد اضطرابًا حمليًا؛ ومن ثم تكون منطقة النواة حِمْلية في النجوم التي تفوق كتلتها نحو 1.2 كتلة شمسية.

من جهة ثانية، ومع استهلاك هيدروجين النواة في النجوم على اختلاف كتلها ترتفع درجة الحرارة حفاظًا على توازن الضغط، فيزداد معدل إنتاج الطاقة ويزداد بذلك ضياء النجم. ويتناقص عمر طور اندماج هيدروجين النواة بازدياد الكتلة النجمية؛ فلنجم بكتلة الشمس يدوم هذا الطور نحو عشرة مليارات سنة، وعند 5 كتل شمسية يبلغ 65 مليون سنة، وعند 25 كتلة شمسية لا يتجاوز طور اندماج الهيدروجين ستة ملايين سنة. أما أطول النجوم عمرًا فهي الأقزام الحمراء التي يعمّها الحمل الحراري بكاملها، إذ يمكن أن تبقى في التتابع الرئيس مئات المليارات من السنين أو أكثر.

وفي هذا السياق، كلما انخفضت كتلة النجم ازدادت حصة قشرة الحمل الخارجية من الغلاف، أما النجوم التي تبلغ كتلتها نحو 0.35 كتلة شمسية أو أقل (ومنها النجوم الفاشلة) فيعمّ الحمل الحراري النجم بكامله بما في ذلك منطقة النواة. وتحتل هذه النجوم البالغة الانخفاض في الكتلة الطرف المتأخر من نجوم التتابع الرئيس من النوع الطيفي M، أي الأقزام الحمراء، وتشكل المكوِّن النجمي الأول في درب التبانة بنسبة تفوق 70% من مجموع نجومها. ويبلغ الطرف الأدنى لكتل هذه الفئة نحو 0.075 كتلة شمسية، وهو حد لا يجري دونه اندماج الهيدروجين العادي (غير الديوتيريوم)، فيُصنف الجرم دونه قزمًا بنيًا. وتنخفض درجة حرارة النواة في هذه النجوم بانخفاض الكتلة بينما تزداد الكثافة؛ فلنجم كتلته 0.1 كتلة شمسية تبلغ حرارة النواة نحو 5 ميغاكلفن وكثافتها نحو 500 غ/سم3. وحتى عند الطرف الأدنى من نطاق الحرارة يكون الهيدروجين والهيليوم في منطقة النواة متأينين تمامًا.

علاوةً على ذلك، تتمايز نجوم التتابع الرئيس بآلية توليد الطاقة الرئيسة في منطقتها المركزية، التي تضم أربع نوى هيدروجين لتكوّن ذرة هيليوم واحدة عبر الاندماج النووي الحراري، والشمس مثال على هذا الصنف من النجوم. وما إن تتشكل النجوم التي تعادل كتلتها كتلة الشمس حتى تبلغ منطقة النواة التوازن الحراري بعد نحو 100 مليون سنة (108) وتصبح إشعاعية، أي أن الطاقة المتولدة تُنقل خارج النواة عبر الإشعاع والتوصيل الحراري لا عبر انتقال المادة على هيئة حمل حراري. وتقع فوق منطقة الإشعاع الكروية هذه منطقةُ حملٍ صغيرة تحت الغلاف الجوي الخارجي مباشرة.

التسمية

وفي السياق ذاته، يقابل لفظ «النواة» في هذا السياق المصطلح الإنجليزي ، الذي يرد مقابله كذلك «اللُّبّ» في المعجم الموحد لمصطلحات الفيزياء العامة والنووية، ويُنسب اللفظ إلى النجم على غرار تسمية المنطقة المركزية في نظائره مثل نواة الشمس ونواة الكوكب.