كيف تولد النجوم

"كيف تولد النجوم وكيف تموت؟
يريد العلماء أن يعرفوا هذه الأسرار."

((شعار العمل الذي تم تقديمه عام 1958 في مسابقة الجمعية الألمانية لعلماء الطبيعة والأطباء وحصل على جائزة.))

تابعنا حياة النجم من اشتعال الهيدروجين في شبابه إلى شيخوخته الرمادية. ولكن ماذا حدث في وقت سابق؟ من أين تأتي النجوم التي رصدنا مصيرها؟ كيف تنشأ؟

وبما أن عمر النجوم محدود، فيجب أن تنشأ في وقت محدد. كيف يمكننا أن نتعلم شيئا عن هذه العملية؟ هل من الممكن رؤية النجوم تتشكل في السماء؟ هل نشهد ولادتهم؟ تشكل مئات المليارات من النجوم الشكل الحلزوني المسطح لمجرتنا؛ هل هناك أي أدلة هنا حول كيفية تشكيل النجوم؟

النجوم يولدون اليوم

إن مفتاح الحل توفره الحقائق المعروفة لنا بالفعل. لقد رأينا أن النجوم الضخمة، التي تزيد كتلتها عن عشرة أضعاف كتلة الشمس، تتقدم في العمر بسرعة. إنهم يهدرون الهيدروجين بشكل تافه ويتركون التسلسل الرئيسي. لذلك، عندما نلاحظ نجمًا ضخمًا من نجوم التسلسل الرئيسي، فإننا نعلم أنه لا يمكن أن يكون قديمًا. يتميز هذا النجم بسطوع كبير: بسبب درجة حرارة السطح المرتفعة جدًا، فإنه يتوهج باللون الأزرق. وبالتالي، فإن النجوم الزرقاء الساطعة لا تزال شابة - عمرها لا يتجاوز مليون سنة. وهذا بالطبع قصير جدًا مقارنة بمليارات السنين التي تشرق خلالها شمسنا. لذلك، يجب على أي شخص يريد العثور على مكان ولادة النجوم في الكون أن يستخدم نجوم التسلسل الرئيسي ذات اللون الأزرق الساطع كدليل له. إذا وجدت مكانًا تشكلت فيه النجوم مؤخرًا، فمن المحتمل أن النجوم لا تزال تولد هناك حتى اليوم.

يمكنك أن تجد في السماء مجموعات كاملة من النجوم الزرقاء الساطعة. لماذا هم رائعون بالنسبة لنا؟ يتم اكتشاف المناطق التي تكون فيها كثافة النجوم الشابة عالية - وهي تقع بين النجوم القديمة، ولكن لا يزال هناك عدد أكبر منها هنا أكثر من أي مكان آخر. ويبدو أنه منذ وقت ليس ببعيد ظهرت نجوم جديدة بين النجوم القديمة، والتي تختلط الآن ببطء مع محيطها. وفي حين أن النجوم في العناقيد تقع بالقرب من بعضها البعض ولا تتباعد، فهي تمسك بقوة التجاذب المتبادل، إلا أن هذه النجوم الشابة سرعان ما "تتشتت" و"تغيب عن بعضها البعض". جذبت هذه الارتباطات النجمية المزعومة انتباه عالم الفلك السوفييتي V. A. Ambartsumyan. هل يمكن أن يخبرونا كيف تتشكل النجوم؟ ويمكن رؤية تراكمات الغاز والغبار الكثيفة بين النجوم هنا. ومن الأمثلة على ذلك سديم أوريون (الشكل 12.1). هناك العديد من النجوم الزرقاء الساطعة هنا، عمرها أقل من مليون سنة. في كوكبة القوس، يتم إخفاء النجوم الشابة بواسطة سحب الغبار الكثيفة. فقط من خلال عمليات الرصد في نطاق الأشعة تحت الحمراء ذات الموجة الطويلة، تمكن هانز إلسوسر وزملاؤه من المرصد الإسباني الألماني في كالار ألتو من التقاط صور عبر سحب الغبار ودراسة النجوم الناشئة لأول مرة.

أرز. 12.1. سديم أوريون المضيء. وفي منطقة تمتد على حوالي 15 سنة ضوئية، يكون الغاز بين النجوم مضغوطًا بدرجة كبيرة؛ يحتوي السنتيمتر المكعب على ما يصل إلى 10000 ذرة هيدروجين. على الرغم من أن هذه الكثافة عالية جدًا وفقًا للمعايير بين النجوم، إلا أن خلخلة الغاز هنا أعلى بكثير مما هي عليه في أفضل المنشآت الفراغية على الأرض. تبلغ الكتلة الكاملة للغاز المضيء حوالي 700 شمسي. يتم إثارة وهج الغاز الموجود في السديم بواسطة ضوء النجوم الزرقاء اللامعة. يحتوي سديم أوريون على نجوم عمرها أقل من مليون سنة. ويشير وجود الضغطات إلى أن تشكل النجوم مستمر هنا حتى يومنا هذا. إن الضوء الصادر من السديم الذي نستقبله اليوم قد انبعث بالفعل من السديم أثناء الهجرة الكبرى. (تصوير المرصد البحري الأمريكي، واشنطن).

نحن نعلم بالفعل أن الفضاء بين النجوم ليس فارغًا تمامًا: فهو مملوء بالغاز والغبار. تبلغ كثافة الغاز حوالي ذرة هيدروجين واحدة لكل سنتيمتر مكعب، ودرجة حرارته تعادل 170 درجة مئوية تحت الصفر. الغبار البينجمي أكثر برودة بكثير (260 درجة مئوية تحت الصفر). ولكن عندما يكون هناك نجوم شباب، فإن الوضع مختلف. تحجب سحب الغبار الداكنة ضوء النجوم خلفها. تتوهج سحب الغاز: تبلغ كثافتها هنا عشرات الآلاف من الذرات لكل سنتيمتر مكعب، ويقوم الإشعاع الصادر من النجوم الشابة القريبة بتسخينها إلى 10000 درجة مئوية. في نطاق الراديو، من الممكن ملاحظة الترددات المميزة للإشعاع من الجزيئات المعقدة: الكحول، حمض الفورميك. يشير تركيز المادة بين النجوم في هذه المناطق إلى أن النجوم تتشكل من غاز بين النجوم.

ويدعم هذا أيضًا الاعتبارات التي عبر عنها لأول مرة عالم الفيزياء الفلكية الإنجليزي جيمس جينز، وهو أحد معاصري إدينجتون. دعونا نتخيل الفضاء مملوءا بالغاز بين النجوم. ومن جانب كل ذرة، تؤثر قوة الجاذبية على الذرات الأخرى، ويميل الغاز إلى الضغط. يتم منع هذا بشكل رئيسي عن طريق ضغط الغاز. التوازن هنا يشبه تمامًا ذلك الموجود داخل النجوم، حيث تتوازن قوى الجاذبية مع ضغط الغاز. لنأخذ كمية معينة من الغاز بين النجوم ونضغطها ذهنيًا. عند ضغطها تقترب الذرات من بعضها البعض وتزداد قوة التجاذب. ومع ذلك، فإن ضغط الغاز يزداد بشكل أسرع ويميل الغاز المضغوط إلى العودة إلى حالته السابقة. ويقال إن توازن الغاز بين النجوم مستقر. ومع ذلك، أظهر جين أن التوازن المستقر يمكن أن يتعطل. إذا تم ضغط كمية كبيرة بما فيه الكفاية من المادة في نفس الوقت، فيمكن أن تزيد قوى الجاذبية بشكل أسرع من ضغط الغاز، وستبدأ السحابة في الضغط من تلقاء نفسها. لكي تحدث هذه العملية تحت تأثير قوى الجاذبية الخاصة بالسحابة، هناك حاجة إلى كمية كبيرة جدًا من المادة: على الأقل 10000 كتلة شمسية من المادة بين النجوم مطلوبة لتطور حالة عدم الاستقرار. ربما يكون هذا هو السبب وراء ملاحظة النجوم الشباب دائمًا في مجموعات فقط: فمن المرجح أنهم يولدون في مجموعات كبيرة. عندما تبدأ 10000 كتلة شمسية من الغاز والغبار الموجود بين النجوم في الضغط بمعدل متزايد، يبدو أن التكاثف الفردي يتشكل، مما يزيد من ضغط نفسه. ويصبح كل ضغط من هذا القبيل نجمًا منفصلاً.

نموذج حاسوبي لولادة النجوم

تم وصف عملية ولادة النجوم في أطروحة الدكتوراه التي أعدها عالم الفيزياء الفلكية الكندي الشاب ريتشارد لارسون في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في عام 1969. وقد أصبحت أطروحته من كلاسيكيات الأدب الفيزيائي الفلكي الحديث. حقق لارسون في تكوين نجم واحد من مادة بين النجوم. تصف الحلول التي حصل عليها بالتفصيل مصير سحابة غازية فردية.

نظر لارسون إلى سحابة كروية كتلتها تساوي كتلة شمسية واحدة، وباستخدام جهاز كمبيوتر، لاحظ تطورها الإضافي بالدقة التي أمكنها ذلك فقط. السحابة التي أخذها كانت في حد ذاتها عبارة عن تكاثف، جزء من حجم كبير منهار من الوسط بين النجوم. وبناء على ذلك، كانت كثافته أعلى من كثافة الغاز بين النجوم: فالسنتيمتر المكعب الواحد يحتوي على 60 ألف ذرة هيدروجين. كان قطر سحابة لارسون الأصلية 5 ملايين نصف قطر شمسي. وتشكلت الشمس من هذه السحابة، وتستغرق هذه العملية على المستوى الفيزيائي الفلكي وقتا قصيرا جدا: 500 ألف سنة فقط.

في البداية يكون الغاز شفافًا. كل جسيم من الغبار يبعث الضوء والحرارة باستمرار، ولا يتأخر هذا الإشعاع بسبب الغاز المحيط، بل يذهب بحرية إلى الفضاء. هذا هو النموذج الشفاف الأصلي. المصير الإضافي لكرة الغاز هو كما يلي: يسقط الغاز بحرية باتجاه المركز؛ وبناء على ذلك تتراكم المادة في المنطقة الوسطى. تشكل كرة الغاز المتجانسة في البداية نواة ذات كثافة أعلى في المركز، والتي تزداد بشكل أكبر (الشكل 12.2). يصبح تسارع الجاذبية بالقرب من المركز أكبر، وتزداد سرعة سقوط المادة بقوة بالقرب من المركز. يتحول كل الهيدروجين تقريبًا إلى شكل جزيئي: حيث ترتبط ذرات الهيدروجين في أزواج لتكوين جزيئات قوية. في هذا الوقت تكون درجة حرارة الغاز منخفضة ولا ترتفع بعد. لا يزال الغاز مخلخلًا لدرجة أن كل الإشعاع يمر عبره إلى الخارج ولا يؤدي إلى تسخين الكرة المنهارة. فقط بعد بضع مئات الآلاف من السنين تزداد الكثافة في المركز إلى الحد الذي يصبح فيه الغاز معتمًا للإشعاع الحامل للحرارة. ونتيجة لذلك، يتم تشكيل نواة ساخنة (يبلغ نصف قطرها حوالي 1/250 من نصف القطر الأصلي للكرة) في وسط كرة الغاز الكبيرة، وتحيط بها المادة المتساقطة. ومع ارتفاع درجة الحرارة، يزداد الضغط أيضًا، وفي مرحلة ما يتوقف الضغط. نصف قطر منطقة الضغط يساوي تقريبًا نصف قطر مدار المشتري؛ في هذا الوقت، ما يقرب من 0.5٪ من كتلة جميع المواد المشاركة في العملية تتركز في القلب. تستمر المادة في السقوط على النواة الصغيرة نسبيًا. تحمل المادة المتساقطة طاقة تتحول عند سقوطها إلى إشعاع. ينقبض القلب ويسخن أكثر فأكثر.

أرز. 12.2. نموذج لارسون لتكوين الشمس. تبدأ سحابة الغبار البينجمي بالانكماش (أ). في البداية، تكون الكثافة بداخلها هي نفسها تقريبًا في كل مكان. وبعد 390 ألف سنة، تزداد الكثافة في مركز السحابة 100 مرة (ب). وبعد 423000 سنة من بدء العملية، تظهر نواة ساخنة في مركز الدمك، والتي تتوقف في البداية عن الضغط (ج). ويوضح الشكل ذلك على نطاق موسع. كثافته أعلى 10 ملايين مرة من كثافته الأصلية. ومع ذلك، فإن الجزء الأكبر من الكتلة، كما كان من قبل، يقع على السحابة المنكمشة المحيطة. وبعد فترة قصيرة، تتحلل جزيئات الهيدروجين الموجودة في النواة إلى ذرات، وينكمش المركز مرة أخرى ويتشكل نواة جديدة، حجمها مضاعف بحجم الشمس (في الشكل) (د). وعلى الرغم من أن كتلتها صغيرة في البداية، إلا أنها في النهاية تنتقل إليها كل مادة السحابة. يسخن اللب الموجود في المركز لدرجة أن يبدأ التفاعل النووي الحراري للهيدروجين ويصبح نجم التسلسل الرئيسي بكتلة تساوي الشمس.

ويستمر هذا حتى تصل درجة الحرارة إلى حوالي 2000 درجة. عند درجة الحرارة هذه، تبدأ جزيئات الهيدروجين في التحلل إلى ذرات فردية. هذه العملية لها عواقب مهمة على النواة. تبدأ النواة في الانكماش مرة أخرى وتنكمش حتى تحول الطاقة المنطلقة جميع جزيئات الهيدروجين إلى ذرات فردية. النواة الجديدة أكبر بقليل من شمسنا. تسقط بقايا المادة المحيطة على هذا اللب، وتشكل في النهاية نجمًا له كتلة تساوي كتلة الشمس. من الآن فصاعدا، هذا النواة فقط هي ذات الاهتمام الأساسي.

ولأن هذا اللب سيصبح في النهاية نجمًا، فإنه يُسمى بالنجم الأولي. فيمتص إشعاعه المادة الساقطة عليه؛ مع زيادة الكثافة ودرجة الحرارة، تفقد الذرات أغلفةها الإلكترونية - كما يقولون، تتأين الذرات. لا يمكن رؤية الكثير من الخارج حتى الآن. النجم الأولي محاط بقشرة كثيفة من كتل الغاز والغبار المتساقطة عليه، مما لا يسمح بمرور الإشعاع المرئي؛ فهو ينير هذه القشرة من الداخل. فقط عندما يقع الجزء الأكبر من كتلة القشرة على القلب، ستصبح القشرة شفافة وسنرى ضوء النجم. وبينما تتساقط بقايا القشرة على القلب، تنكمش، وترتفع نتيجة لذلك درجة الحرارة في أعماقها. عندما تصل درجة الحرارة في المركز إلى 10 ملايين درجة، يبدأ الاحتراق النووي الحراري للهيدروجين. تصبح السحابة المنهارة، التي تساوي كتلتها كتلة الشمس، نجمًا طبيعيًا تمامًا في التسلسل الرئيسي؛ وهذا، إذا جاز التعبير، شمس الأجداد (الشمس الشابة)، والتي تم وصف تاريخها الإضافي في بداية هذا الكتاب.

قرب نهاية مرحلة النجم الأولي، حتى قبل أن يصل النجم إلى التسلسل الرئيسي، يحدث النقل الحراري للطاقة في أعماقه إلى مناطق أكبر. يحدث اختلاط نشط للمادة الشمسية. وهذا يوفر دليلاً على مفارقة الليثيوم الشمسية التي تمت مناقشتها في الفصل. 5. يتم نقل ذرات هذا العنصر الذي يتم تدميره بسهولة إلى عمق المنطقة الساخنة، حيث تتحول إلى ذرات هيليوم وفقًا للتفاعلات الواردة - ويحدث هذا قبل أن يصبح النجم نجم تسلسل رئيسي.

ولادة النجوم في الطبيعة

تعرفنا على حلول لارسون، والتي تم الحصول عليها لمسألة مثالية يمكن حسابها على الكمبيوتر. ولكن هل تتوافق العملية الموصوفة مع الواقع؟ وهل يتحقق فعلا في الطبيعة؟ دعنا نعود إلى السماء، حيث تظهر النجوم - دعنا نعود إلى النجوم الساطعة والأزرق وبالتالي الشباب! سنبحث عن آثار تشكل النجوم، والأجسام التي ينبغي توقع وجودها بناءً على حلول لارسون.

النجوم الزرقاء الساطعة شديدة الحرارة، حيث تصل درجة حرارة سطحها إلى 35000 درجة. وبناء على ذلك، فإن إشعاعها لديه طاقة عالية جدا. يمكن لهذا الإشعاع أن يجرد الإلكترونات من ذرات الهيدروجين في الغاز بين النجوم، تاركًا وراءه نوى ذرية موجبة الشحنة. يتأين الهيدروجين - فالنجوم الساطعة الضخمة تؤين كتل الغاز المحيطة. في مجرتنا، تكشف هذه المناطق عن نفسها من خلال توهجها، الذي يحدث عندما تستعيد ذرات الهيدروجين المتأينة الإلكترونات وتبعث الضوء. يمكن أيضًا اكتشاف الإشعاع الحراري الصادر عن هذه المناطق في نطاق الراديو.

وتتمثل ميزة القياسات في النطاق الراديوي في عدم تشويه إشارات الراديو عن طريق امتصاص كتل الغبار. أفضل مثال على هذه المشاركة في السماء، حيث يتم تحفيز توهج المادة بين النجوم من قبل النجوم الضخمة الساطعة، مرة أخرى سديم أوريون (انظر). هل هناك كائنات هنا لها أي علاقة بالعمليات التي حسبها لارسون؟ نصيب الأسد من حياته هو أن النجم الأولي مختبئ تحت قشرة غبارية تستقر عليه ببطء. يمتص الغبار الإشعاع من القلب؛ وفي الوقت نفسه، يتم تسخينه إلى عدة مئات من الدرجات ويشع وفقًا لدرجة الحرارة هذه. وينبغي ملاحظة هذا الإشعاع الحراري في نطاق الأشعة تحت الحمراء.

في عام 1967، اكتشف إريك بوكلين وجيري نيوجيباور من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في باسادينا نجمًا يعمل بالأشعة تحت الحمراء في سديم أوريون، وكان لمعانه أعلى بحوالي 1000 مرة من لمعان الشمس، وكانت درجة حرارة الإشعاع 700 درجة. وكان قطر الجسم حوالي 1000 مرة قطر الشمس. هذا هو بالضبط ما ينبغي أن تبدو عليه قشرة الغاز والغبار للنجم الأولي. في الآونة الأخيرة، أصبح من الواضح أنه في تلك المناطق من مجرتنا درب التبانة، حيث من المرجح أن تتشكل نجوم جديدة، هناك مصادر مدمجة تنبعث ليس فقط في الأشعة تحت الحمراء، ولكن أيضًا في نطاق الراديو. في سديم أوريون، اكتشف عالم الفلك الراديوي بيتر ميتزجر وزملاؤه مناطق ذات كثافة هيدروجينية عالية، والتي تنبعث منها انبعاثات راديوية قوية بشكل خاص. وفي هذه المناطق يكون تركيز الإلكترونات الحرة المنفصلة عن ذرات الهيدروجين أعلى بمئة مرة مما هو عليه في الفضاء المحيط. بالمقارنة مع سديم أوريون، فإن حجم الجسم الباعث صغير للغاية: يقدر بـ 500000 مرة قطر الشمس، أي حوالي أربع مرات أصغر من قطر السحابة الساقطة على القلب في نموذج لارسون.

بالإضافة إلى ذلك، تم اكتشاف أجسام صغيرة في سديم أوريون، والتي ينبعث منها الإشعاع الجزيئي، وفي المقام الأول إشعاع جزيئات الماء. تبعث الجزيئات موجات راديوية، ويمكن استقبال هذه الإشعاعات بواسطة التلسكوبات الراديوية. وتبين أن الأبعاد المكانية لهذه الأجسام لا تزيد عن 1000 مرة قطر الشمس. دعونا نتذكر أن قطر سحابة لارسون الأولي كان عدة ملايين من أنصاف أقطار الشمس! وبالتالي، من الواضح أن الإشعاع الجزيئي يجب أن يأتي من قلب النجم الأولي.

وبطبيعة الحال، يجب على المرء أن يكون حذرا في تفسيرات من هذا النوع. لا يمكننا إلا أن نقول على وجه اليقين أنه يوجد في سديم أوريون أجسام تحتوي على تركيز كبير جدًا من الغاز والغبار، دون أن تكشف عن نفسها في الضوء المرئي، وهو ما يتوافق تمامًا مع السحب في نموذج لارسون.

ومع ذلك، هناك أدلة أخرى على أن المصادر المرصودة للانبعاثات تحت الحمراء والراديو هي بالفعل نجوم أولية. في الآونة الأخيرة، في معهدنا، كررت مجموعة من عالم الفلك النمساوي فيرنر تشارنتر حسابات نموذج لارسون باستخدام أساليب محسنة. وعلى وجه الخصوص، تم حساب العمليات المرتبطة بحدوث الأشعة تحت الحمراء. تبين أن المصادفة مع الملاحظات كانت مذهلة: كل شيء يشير إلى أننا نلاحظ بالفعل نجومًا أولية تمت محاكاتها على جهاز كمبيوتر.

وبما أننا قريبون جدًا من فهم أصل النجوم، يمكننا أن نتساءل عما إذا كان هذا النموذج سيكون قادرًا على تفسير تكوين جميع النجوم المائة مليار في مجرتنا. في التين. يوضح الشكل 12.3 بشكل تخطيطي بنية نظامنا النجمي. لا تقع جميع النجوم في نفس المستوى: فالنجوم الأقدم تتوزع في منطقة شبه كروية من الفضاء تسمى الهالة. نجوم الهالة قديمة جدًا، كما يمكن استخلاصها من مخطط GP للمجموعات الكروية الموجودة هنا. بالمقارنة مع شمسنا، فهي أفقر كيميائيًا في العناصر الأثقل من الهيليوم، غالبًا بأكثر من عشر مرات. تقع جميع النجوم الشابة في مستوى المجرة وتحتوي على المزيد من العناصر الثقيلة. على الرغم من أن العناصر الأثقل من الهيليوم لا تشكل سوى نسبة صغيرة من كتلتها، إلا أنها تعطينا مفتاح سر أصل مجرتنا. الهيدروجين والهيليوم موجودان هنا منذ بداية العالم - وهما، إذا جاز التعبير، عناصر وهبها الله. ومن المفترض أن تكون العناصر الأثقل قد نشأت لاحقًا في باطن النجوم وأثناء انفجارات المستعرات الأعظم. وبالتالي، فإن الاختلافات الكيميائية بين نجوم الهالة المجرية والنجوم المجرية المستوية ترتبط بالتفاعلات النووية التي تحدث داخل النجوم.

أرز. 12.3. رسم تخطيطي لهيكل درب التبانة. تقع معظم النجوم في قرص مسطح (في الشكل الذي ننظر إليه من الجانب). يشير السهم إلى موقع الشمس، والشريط الضوئي في المنتصف يصور كتل الغبار الممتصة. تشكل العناقيد الكروية (النقاط العريضة) والنجوم القديمة جدًا (النقاط الصغيرة) هالة درب التبانة. لقد كانت هذه النجوم موجودة لفترة طويلة جدًا. النجوم التي تولد اليوم توجد فقط على مقربة من كتل الغبار في المستوى المركزي للمجرة.

الزخم والسحب المنهارة

تم تبسيط وصف العالم المادي بشكل كبير من خلال إدخال عدد من "قوانين الحفظ". في حياتنا اليومية، نستخدمها بين الحين والآخر، وأحيانًا دون أن ندرك ذلك. نتذكر من المدرسة قوانين حفظ الكتلة والطاقة؛ نواجه هذه القوانين كل يوم. ربما تكون الحقيقة الأقل وضوحًا هي أن الزخم الزاوي (الزخم الزاوي، الزخم الزاوي) لجسم دوار، إذا تُرك لأجهزته الخاصة، لا يمكن أن يختفي ببساطة. ومع ذلك، فإن المثال الواضح لعمل قانون الحفظ هذا معروف للجميع. عندما تقوم إحدى المتزلجات بالدوران على الجليد، فإنها تدور ببطء في البداية مع تمديد ذراعيها إلى الجانبين. وعندما تثني ذراعيها، يتسارع الدوران دون أي جهد خارجي. يحدث هذا بسبب قانون الحفاظ على الزخم الزاوي. نفس الشيء، على الرغم من أنه ليس مثيرا، لوحظ عندما تدور سحابة من الغاز بين النجوم. دع السحابة تقوم أولاً بثورة كاملة خلال 10 ملايين سنة. وعندما ينكمش إلى عُشر قطره الأصلي، فإنه سيدور بسرعة أكبر بمئة مرة، مكملاً دورة كاملة خلال مائة ألف عام. ومع تقلص السحابة أكثر، فإنها ستدور بشكل أسرع. بشكل تقريبي، يظل حاصل ضرب عدد دورات السحابة لكل وحدة زمنية ومساحة سطحها (والتي يمكن اعتبارها كروية تقريبًا) ثابتًا أثناء الانهيار. وبالتالي، كلما كانت السحابة أصغر، كلما زادت سرعة دورانها.

وفي الوقت نفسه، تصبح قوة الطرد المركزي التي تعمل على طول المستوى الاستوائي ضد الجاذبية ذات أهمية متزايدة. تم تسطيح السحابة المنهارة. وهذا يؤثر على تكوين النجوم الفردية؛ وهذا ينطبق أيضًا على تكوين مجرتنا درب التبانة.

تاريخ درب التبانة، أعيد بناؤه من آثاره

لا نعرف من أين أتت. ذات مرة، شكلت المادة التي نشأت في بداية العالم واندفعت عبر الفضاء سحابة تبلغ عدة مليارات من كتلة الشمس وبدأت تصبح أكثر كثافة. مثل أي مادة، اكتسب هذا الغاز المنطلق من الكتلة المضطربة حركة دورانية. تدريجيا، تقلصت السحابة وأصبحت أكثر كثافة؛ وظهرت فيها مناطق متفرقة، وتحولت إلى سحب غازية صغيرة ومتكاثفة بشكل مستقل. ظهرت النجوم الأولى. كانت تتألف فقط من الهيدروجين والهيليوم، وحدث فيها احتراق نووي حراري للهيدروجين (تفاعل الجمع بين بروتونين). وسرعان ما استنفدت النجوم الأكثر ضخامة مخزونها من الهيدروجين وانفجرت، لتصبح مستعرات أعظم. ونتيجة لذلك، أصبح الغاز الموجود بين النجوم غنيًا بعناصر أثقل من الهيليوم. حدث هذا في كل مكان، حيث أن السحابة المجرية بأكملها لا تزال ذات شكل كروي (الشكل 12.4، أ). لذلك، تم العثور على أقدم النجوم والمجموعات الكروية القديمة جدًا في هالة المجرة. ظهرت نجوم الهالة المجرية أولاً، قبل وقت طويل من اتخاذ مجرة ​​درب التبانة شكل القرص، وقبل وقت طويل من ظهور شمسنا. تحتوي على عناصر ثقيلة بكميات صغيرة جدًا: نشأت هذه النجوم من مادة كانت لا تزال غنية بالذرات بشكل سيئ نتيجة التفاعلات النووية في النجوم الأخرى.

أرز. 12.4. رسم تخطيطي لتشكيل درب التبانة. منذ حوالي 10 مليارات سنة، تشكلت سحابة من مادة بدائية، والتي بدأت تصبح أكثر كثافة بسبب جاذبيتها. مع زيادة الكثافة، تشكلت النجوم الأولى (النقاط) والمجموعات الكروية (النقاط السميكة) (أ). وحتى يومنا هذا، فإنها تملأ المنطقة الكروية التي نشأت فيها، وتتحرك بالنسبة إلى المركز على طول المسارات الموضحة بالأسهم الحمراء (ب). سرعان ما مرت النجوم الضخمة بمسار تطورها بالكامل وأطلقت المادة المخصبة بالعناصر الثقيلة مرة أخرى إلى الغاز بين النجوم. بدأت النجوم الغنية بالفعل بالعناصر الثقيلة في التشكل. بسبب الدوران، شكل الغاز المضغوط قرصًا. هنا، حتى يومنا هذا، تظهر النجوم (ج). يشرح هذا الرسم البياني البنية المكانية لمجرتنا والاختلافات الكيميائية بين النجوم المحيطية والنجوم الموجودة في المركز.

لكن التطور ذهب إلى أبعد من ذلك. تم إثراء الغاز بين النجوم باستمرار بالعناصر الثقيلة. نشأت فيه حبيبات الغبار نتيجة اصطدام جزيئات الغاز بنواة التكثيف التي تقذفها النجوم النامية. وسرعان ما اكتسب الدوران سرعة ملحوظة. اتخذت جميع كتل الغاز والغبار المتكثفة شكل قرص مسطح، تاركة وراءها هالة كروية من النجوم القديمة والعناقيد الكروية (). تتشكل النجوم الجديدة الآن فقط في منطقة مسطحة بشكل متزايد، ذات شكل عدسي من مادة تحتوي على كميات متزايدة من العناصر الثقيلة. لقد تم بالفعل استهلاك معظم الغاز، وكانت آخر النجوم تتشكل في مستوى المجرة. انتهت المرحلة الأولى من تكوين النجوم.

تشرح هذه الصورة الخصائص الأساسية لمجرتنا: تنتمي أقدم النجوم إلى هالة كروية وهي فقيرة بالعناصر الثقيلة. تتشكل أصغر النجوم اليوم فقط في القرص الرقيق، حيث لا تزال هناك كمية كافية من الغاز.

الزخم الزاوي الموروث من السحابة التي تشكلت منها مجرتنا هو المسؤول عن حقيقة أن نظامنا النجمي له شكل قرص مسطح. ولهذا نرى مجرتنا درب التبانة في السماء كشريط ضيق.

من الذي يأمر بتكوين النجوم؟

ما الذي يجعل المادة بين النجوم تتكثف اليوم في أماكن معينة على مستوى مجرتنا درب التبانة وتشكل النجوم؟ لماذا لا تتشكل النجوم في أماكن أخرى في مجرتنا؟ تبدو مجرة ​​درب التبانة، عند النظر إليها من الفضاء، مشابهة لسديم المرأة المسلسلة: قرص مسطح ذو هيكل حلزوني واضح (انظر). وفي الأنظمة النجمية الأخرى، يظهر الهيكل الحلزوني بشكل أكثر وضوحًا (انظر). في صور المجرات البعيدة، تبرز الأذرع الحلزونية لأنها تتوهج من الهيدروجين المتأين. كما نعلم بالفعل من مثال سديم أوريون، فإن نجوم التسلسل الرئيسي اللامعة والضخمة هي المسؤولة عن تأين الهيدروجين. وبالتالي، فإن الأذرع الحلزونية هي مناطق توجد فيها نجوم شابة، أي المناطق التي نشأت فيها النجوم للتو. وفي مجرتنا، تصطف النجوم الشابة على طول الأذرع الحلزونية.

بمساعدة علم الفلك الراديوي، من الممكن دراسة توزيع الغاز بين النجوم في مجرتنا درب التبانة بتفصيل كبير؛ تم اكتشاف أن كثافة الغاز في الأذرع الحلزونية أعلى منها بشكل عام في مستوى المجرة. لذلك، يتم تقديمه: من ناحية، فإن الأذرع الحلزونية هي مناطق ذات كثافة غازية متزايدة، من ناحية أخرى، هذا هو المكان الذي توجد فيه النجوم الشابة. والسؤال الذي يطرح نفسه: ما المسؤول عن البنية الحلزونية التي تجعل المجرات تبدو وكأنها عجلات نارية من الألعاب النارية؟

لفترة طويلة، واجهت محاولات تفسير الهياكل الحلزونية صعوبات كبيرة، وحتى الآن لا يمكن اعتبار حدوثها واضحًا تمامًا. النظام النجمي يدور. ويمكن قياس سرعة دورانه (انظر)؛ اتضح أن النظام لا يدور مثل الجسم الصلب. وتتناقص سرعة الدوران باتجاه المحيط، بحيث يدور الجزء المركزي من المجرة بشكل أسرع.

للوهلة الأولى، ليس من المستغرب أن تظهر المجرات بنية حلزونية. تظهر الهياكل الحلزونية أيضًا عند تحريك القهوة مع الحليب في فنجان، حيث يدور السائل بسرعات مختلفة على مسافات مختلفة من المركز. ومن المتوقع أن أي بنية أولية للمجرة سوف تصبح حلزونية بعد مرور بعض الوقت بسبب اختلاف سرعة الدوران على مسافات مختلفة من المركز.

قال كارل فريدريش فون فايتسكر ذات مرة إن مجرة ​​درب التبانة اليوم يجب أن يكون لها هيكل حلزوني، حتى لو كانت تبدو ذات يوم مثل البقرة. منذ عدة سنوات مضت، في غوتنغن، تناولنا بقرة فايتساكر المجرية؛ لقد ساعدنا ألفريد باير، الذي كان يدرس حتى وقت قريب في هامبورغ. وتظهر النتيجة في الشكل. 12.5. وحتى قبل أن يكمل الجزء الأكبر من النجوم دورته الأولى حول المركز، ستتحول مجرة ​​البقرة إلى دوامة جميلة. لسوء الحظ، هناك مشكلة واحدة هنا.

أرز. 12.5. إن مجرة ​​درب التبانة لا تدور مثل جسم صلب. لذلك، من البنية الأولية التعسفية، يتم تشكيل كائن حلزوني بعد 100 مليون سنة. ولسوء الحظ، فإن الأذرع الحلزونية لمجرتنا تتحدى مثل هذا التفسير.

يستغرق الأمر أقل من مائة مليون سنة حتى يشكل هيكلنا الأولي التعسفي شكلاً حلزونيًا. مجرتنا درب التبانة أقدم بمئة مرة. خلال هذا الوقت، يجب أن يمتد اللولب أكثر من ذلك بكثير: مثل الأخاديد الموجودة في أسطوانة طويلة، يجب أن تلتف خيوط اللولب حول المركز مائة مرة أو أكثر. لكننا لا نرى هذا. الأذرع الحلزونية للمجرة، كما رأينا في ، لم تمتد إلى خيوط، وبالتالي، لا يمكن أن تكون بقايا بعض البنية الأصلية. نظرًا لعدم امتلاك أي من المجرات الحلزونية المرصودة بنية حلزونية خيطية، يجب علينا أن نقبل أن الحلزونية ليست ممدودة. وفي الوقت نفسه، تتكون الأذرع الحلزونية من نجوم وغازات تشارك في الحركة الدورانية. كيفية حل هذا التناقض؟

هناك طريقة واحدة فقط للخروج. يجب أن نتخلى عن افتراض أن المادة تنتمي دائمًا إلى نفس أذرع الهيكل الحلزوني، ونفترض أن هناك تدفقًا للنجوم والغاز عبر أذرع الهيكل الحلزوني. على الرغم من أن النجوم والغاز يشاركان في الحركة الدورانية، إلا أن أذرع الحلزون نفسها تمثل حالات معينة فقط تقبل تدفق النجوم والغاز.

دعونا نوضح ذلك بمثال من التجربة اليومية. شعلة موقد الغاز لا تتكون من نفس المادة. إنه يمثل فقط حالة معينة من تدفق الغاز: هنا تدخل جزيئات الغاز في تفاعلات كيميائية معينة. وبنفس الطريقة، فإن الأذرع الحلزونية هي مناطق من القرص المجري، حيث يكون لتدفق النجوم والغاز حالة معينة. يتم تحديد هذه الحالة من خلال خصوصيات قوى الجاذبية للمادة في المجرة بأكملها. دعونا نشرح هذا بمزيد من التفصيل.

الأذرع الحلزونية: ما هي؟

في الطبيعة، غالبًا ما تؤدي التيارات النفاثة إلى تكوينات منتظمة. يؤدي تفاعل الماء والرياح إلى توليد موجات الأمواج التي تتدحرج بشكل إيقاعي على الشاطئ. تمتد ضفاف البحر الرملية في طيات متموجة. عندما يتم خلط سوائل ذات درجات حرارة وكثافات مختلفة بعناية، يمكن أن تنشأ أيضًا هياكل منتظمة. لوحظ وجود نمط منتظم على سطح الكاكاو المبرد في الكوب.

النجوم التي تدور في مستوى المجرة حول مركز مشترك وتكون تحت رحمة الجاذبية وقوة الطرد المركزي تظهر أيضًا ميلًا إلى تكوين الهياكل.

دعونا نتخيل عددًا كبيرًا من النجوم يشكل قرصًا دوارًا. عند كل نقطة على القرص، تكون قوة الطرد المركزي والجاذبية متوازنة بشكل متبادل. وهذا التوازن، بشكل عام، غير مستقر. إذا كانت كثافة النجوم في مكان ما أعلى، فإنها تميل إلى الاقتراب من بعضها البعض، مثل جزيئات الغاز بين النجوم التي أصبحت غير مستقرة أثناء تكوين النجوم. ومع ذلك، تلعب قوة الطرد المركزي أيضًا دورًا مهمًا، وهذا يؤدي إلى تعقيد العملية. يمكن محاكاة الوضع قيد النظر على جهاز كمبيوتر. في التين. يوضح الشكل 12.6 الحل الذي تم الحصول عليه لقرص دوار يتكون من 200000 نجم. تتشكل المناطق الحلزونية الطويلة ذات الكثافة المتزايدة للنجوم بشكل مستقل تمامًا: تشكل النجوم أذرعًا حلزونية! لكن الأكمام لا تمتد إلى خيوط، لأنها لا تتكون من نفس النجوم. يتدفق تيار من النجوم عبر الأكمام. عندما تتحرك النجوم في مداراتها الدائرية، وعندما تقع في الأذرع فإنها تقترب من بعضها البعض. ومع خروج النجوم من الأذرع، تزداد المسافة بينها. وبالتالي، فإن الأذرع الحلزونية هي مناطق تقترب فيها النجوم من بعضها البعض، تمامًا كما أن لهب الموقد هو منطقة تخضع فيها جزيئات الغاز للتفاعلات الكيميائية.

أرز. 12.6. نموذج حاسوبي مبسط لحركة النجوم في مجرتنا. 200.000 نجم يتحرك بالنسبة إلى مركز القرص المسطح، ننظر إليه من الأعلى. الأرقام الموجودة أسفل الصور تشير إلى عدد الثورات التي قام بها النظام. يمكن ملاحظة أن الهيكل الحلزوني يتشكل بسرعة كبيرة. يمكن رؤية تداخل اللوالب، أي حقيقة أنها تتكون في كل لحظة من نجوم مختلفة، في مثال الجزء العلوي من الذراع في الصورتين 4.5 و5.5. تحركت الذراع قليلاً، لكن خلال هذا الوقت قامت النجوم بدورة كاملة حول المركز. تم الحصول على الحل المقدم هنا من قبل عالم الفلك الأمريكي فرانك هول في مركز لانجلي التابع لناسا (هامبتون، فيرجينيا، الولايات المتحدة الأمريكية).

الأذرع الحلزونية هي مناطق تكون فيها كثافة النجوم أعلى من أي مكان آخر في القرص المجري. وهذا واضح للعيان، ولكن في المجرة العادية تكون التغيرات في الكثافة صغيرة جدًا بحيث لا يمكن ملاحظتها مباشرة. ومع ذلك، إلى جانب كثافة النجوم، تتغير أيضًا كثافة الغاز بين النجوم، الذي يشارك مع النجوم في الحركة الدورانية: مرورًا بالأذرع الحلزونية، يصبح الغاز أكثر كثافة. ونتيجة لهذا الضغط تنشأ الظروف اللازمة لتكوين النجوم. ولهذا السبب تتشكل النجوم في أذرع حلزونية. ومن بينها أيضًا نجوم ضخمة. تثير هذه النجوم الزرقاء اللامعة وهج الغاز المحيط بها. إن السحب المتوهجة للهيدروجين المتأين هي التي تخلق المشهد الرائع للأذرع الحلزونية، وليس النجوم المتقاربة.

لقد تعرفنا بالفعل على المجرة الموجودة في كوكبة Canes Venatici (انظر). هنا نتعلم المزيد عن تكوين النجوم في الأذرع الحلزونية. نحن ننظر إلى هذا النظام من بعيد: فهو يضيء من خلال النجوم القريبة من مجرتنا. ويسافر الضوء المنبعث منه لمدة اثني عشر مليون سنة قبل أن يصل إلى تلسكوباتنا. نظرًا لأننا نرى هذه المجرة، إذا جاز التعبير، من أعلى، بشكل عمودي على مستواها، فيمكن تمييز أذرعها الحلزونية جيدًا بشكل خاص.

تشكل النجوم في المجرة في كوكبة Canes Venatici

يأتي البث الراديوي من هذه المجرة إلينا. الإلكترونات سريعة الحركة، والتي اكتسبت سرعة هائلة، على ما يبدو نتيجة لانفجارات السوبرنوفا، تطير عبر النظام النجمي، وتنبعث منها موجات الراديو أثناء قيامها بذلك. يتم استقبال هذه الموجات الراديوية بواسطة التلسكوبات الراديوية الحساسة. بل إنه من الممكن تحديد مناطق الإشعاع التي يكون فيها الإشعاع أقوى وأيها أضعف. وفي عام 1971، حصل علماء الفلك الراديوي دونالد ماثيوسون، وبيت فان دير كرويت، وويم برو في هولندا على صورة راديوية لهذه المجرة (الشكل 12.7). في هذه الصورة تنتقل شدة البث الراديوي عبر مناطق ذات كثافات مختلفة: كلما كان الانبعاث الراديوي أقوى، كانت مساحة الصورة أخف. على الرغم من أن التلسكوب الراديوي لا ينتج صورة واضحة مثل التلسكوب البصري، إلا أن البنية الحلزونية مرئية بوضوح في الصورة. وبالتالي، فإن الأذرع الحلزونية لا تصدر الضوء المرئي فحسب، بل تصدر أيضًا موجات الراديو.

أرز. 12.7. صورة راديو للمجرة تظهر في . في هذه الصورة الحاسوبية، تبدو المجرة كما نراها لو كانت أعيننا حساسة للانبعاثات الراديوية عند طول موجي يبلغ 21 سم، وعلاوة على ذلك، يمكنها "الرؤية" وكذلك التلسكوب الراديوي الكبير في ويستربورك (هولندا). يأتي الانبعاث الراديوي بشكل رئيسي من تلك المناطق التي تزداد فيها كثافة الغاز بين النجوم. ومن الواضح أيضًا أن السحب الغازية في هذه المجرة لها نفس البنية الحلزونية تقريبًا لتوزيع النجوم الشابة. (صورة لمرصد ليدن.)

لماذا يكون الانبعاث الراديوي الناتج عن الإلكترونات أقوى في بعض الأماكن في المجرة وأضعف في أماكن أخرى؟ ويرجع ذلك إلى آلية حدوث هذا الإشعاع، والتي لن نخوض في تفاصيلها هنا. ويكفي أن نشير إلى أن انبعاث الراديو أقوى يحدث عندما تكون كثافة الغاز بين النجوم أعلى. وهكذا، فإن الصورة الراديوية للمجرة الموجودة في كوكبة Canes Venatici تثبت أنه في الأذرع الحلزونية ليست النجوم أقرب إلى بعضها البعض فحسب، بل إن الغاز بين النجوم يتمتع أيضًا بكثافة أعلى.

يُظهر لنا سديم Canes Venatici شيئًا آخر أيضًا. تجدر الإشارة إلى أن المناطق ذات الكثافة القصوى للانبعاثات الراديوية لا تتطابق تمامًا مع الأذرع المرئية للدوامة (الشكل 12.8). المنطقة ذات الكثافة الأكبر للغاز بين النجوم تنزاح قليلًا نحو الداخل بالنسبة للذراع المرئي. ماذا يعني ذلك؟ ومن خلال الأذرع الحلزونية هناك تدفق للنجوم والغازات بين النجوم، ويعبر هذا التدفق الذراع بحيث يدخل إليه من الجانب “الداخلي” (المواجه للمركز) ويخرج من الخارج. إن المقارنة بين الذراع المرئية، المضاءة بالنجوم حديثة الولادة، والذراع الراديوية، المقابلة لمنطقة الضغط الأقصى للغاز بين النجوم، تسمح لنا برسم الصورة التالية.

أرز. 12.8. مناطق أقصى انبعاث راديوي (مرسومة تخطيطيًا بخطوط بيضاء)، متراكبة على صورة بصرية للمجرة في كوكبة Canes Venatici. يمكن ملاحظة أن الأذرع الحلزونية ذات الكثافة الغازية القصوى والهياكل الحلزونية التي تشكلها النجوم الشابة لا تتطابق تمامًا. وبالتالي، يجب التمييز بين أذرع الكثافة (أذرع الراديو) والأذرع المرئية للمجرة.

تدور النجوم والمادة البينجمية حول مركز المجرة (الشكل 12.9). عند الاقتراب من الذراع الحلزوني، تقترب النجوم من بعضها البعض، ويصبح الغاز أكثر كثافة، وبالتالي تتهيأ الظروف اللازمة لظهور نجوم جديدة. تظهر سحب من الغاز بين النجوم؛ ينهارون وتظهر النجوم الأولية. وبعد مرور بعض الوقت، تخرج النجوم والغازات بين النجوم من المنطقة ذات الكثافة القصوى (والتي تتوافق مع الذراع في الصورة الراديوية للمجرة). لكن عملية تشكل النجوم التي بدأت هناك لا تزال مستمرة، وبعد مرور بعض الوقت تظهر النجوم الضخمة الأولى من النجوم الأولية. تثير هذه النجوم الزرقاء اللامعة وهج الغاز المحيط بها، ونرى ذلك كذراع حلزوني مرئي.

أرز. 12.9. تشكل النجوم في المجرة في كوكبة Canes Venatici. في أعلى اليمين، يظهر هيكل المجرة بشكل تخطيطي (راجع). تظهر المنطقة المميزة بمربع متقطع مكبرة في أسفل الشكل. تمر مادة المجرة التي تدور عكس اتجاه عقارب الساعة أولاً عبر أذرع الكثافة (أذرع الراديو). في هذه الحالة، يتم ضغط الغاز بين النجوم. يبدأ تكوين النجوم. بعد مرور بعض الوقت، تظهر النجوم الشابة الأولى، وهي تضيء كتل الغاز المجاورة، والتي تنتج إشعاعًا مرئيًا (أذرع المجرة المرئية). وبما أن الغاز لديه الوقت للانتقال من لحظة الضغط إلى لحظة تكوين النجوم، فإن الأذرع الراديوية والأذرع المرئية لا تتطابق مع بعضها البعض. وهذا ما يفسر الوضع الموضح في . يشار إلى اتجاه حركة المادة بواسطة الأسهم الحمراء.

لذلك، تمر المادة أولاً عبر منطقة ذات كثافة متزايدة. هذا هو المكان الذي تبدأ فيه عملية تكوين النجوم. وبعد مرور بعض الوقت، تضيء النجوم الأولى، ونلاحظ ذراعًا حلزونية مرئية. وبما أننا نعرف مدى سرعة تحرك النجوم والغاز في مجرة ​​كانيس فيناتشي، ويمكننا قياس المسافة بين الذراع الراديوي والذراع المرئي للمجرة، فيمكننا حساب الوقت المستغرق من توحيد الغاز بين النجوم إلى ظهور النجوم الأولى: ويقارب ستة ملايين سنة. في آخر 500000 سنة من تلك الملايين الستة، حدثت عملية من النوع الذي وصفته حلول لارسون. تستغرق المادة بين النجوم خمسة ملايين ونصف المليون سنة لتشكل السحابة التي بنى عليها لارسون نموذجه.

قبل أن تتمكن المادة المجرية من القيام بثورة كاملة حول مركز المجرة، ينتهي عمر النجوم الضخمة. إنهم يعيدون جزءًا كبيرًا من مادتهم إلى الغاز بين النجوم، ويصبحون هم أنفسهم أقزامًا بيضاء أو ينفجرون، ويشكلون المستعرات الأعظم. ويتم تخصيب المادة الداخلة إلى الغاز بين النجوم منها بذرات العناصر الثقيلة التي نشأت في أحشاء النجوم، وفي المرة التالية التي تمر فيها عبر الذراع الحلزوني تشارك في تكوين نجوم جديدة. فقط المادة الموجودة في الأجسام المدمجة - الأقزام البيضاء أو النجوم النيوترونية، المتبقية بعد موت النجوم، يتم استبعادها من دورة المادة هذه.

ذات مرة، بعد فترة طويلة من تكوين النجوم في الهالة المجرية، مرت مادة شمسنا على شكل غاز بين النجوم عبر الذراع الحلزوني، ومن ثم تشكلت العديد من النجوم. لقد أنهى إخوة شمسنا الأكثر ضخامة حياتهم منذ فترة طويلة، في حين أن الأشقاء الأقل ضخامة، مثل شمسنا، خلال هذا الوقت، بسبب الدوران غير المتكافئ في مجرتنا، منتشرون في جميع أنحاء المجرة واختفوا عن الأنظار.

ملحوظات:

هنا وفي جميع أنحاء هذا الكتاب، ما لم يُذكر خلاف ذلك، نستخدم مقياس درجة الحرارة المطلقة، الذي يتوافق الصفر معه مع -273 درجة مئوية. للانتقال من درجة الحرارة المطلقة إلى درجة الحرارة على مقياس مئوية، تحتاج إلى طرح 273 درجة. وبالتالي فإن درجة حرارة سطح الشمس بالدرجة المئوية هي 5530 درجة

هذه الأفكار تعود إلى إسحاق نيوتن! وينقله جين في كتابه. - تقريبا. إد.

غالبًا ما يطلق على التناضح اسم الفضاء الخالي من الهواء، مما يوحي بأنه فارغ. ومع ذلك، فهو ليس كذلك. يوجد في الفضاء بين النجوم غبار وغاز (بشكل رئيسي الهيليوم والهيدروجين، مع وجود كمية أكبر بكثير من الأخير). هناك سحب كاملة من الغبار والغاز في الكون. وبفضل هذه السحب، لا يمكننا رؤية مركز مجرتنا. يمكن أن يصل حجم هذه السحب إلى مئات السنين الضوئية، ويمكن ضغط أجزاء منها تحت تأثير الجاذبية.

أثناء عملية الضغط، سيصبح جزء من السحابة أكثر كثافة، ويتناقص حجمه وفي نفس الوقت يسخن. إذا كانت كتلة المادة المضغوطة كافية لبدء التفاعلات النووية داخلها أثناء عملية الانضغاط، فإن هذه السحابة تنتج نجمة.

تجدر الإشارة إلى ذلك عادة ما تولد مجموعة كاملة من سحابة واحدة النجوم ، والذي يسمى عادة ممتازتَجَمَّع. في هذه السحابة، يتم تشكيل ضغطات منفصلة (سوف نسميها أيضًا غيومًا في المستقبل)، ويمكن لكل منها أن تولد نجمة. وكما ذكرنا فهو الأسهل النجومكتلتها أقل من كتلة الشمس بـ 12 مرة. وإذا كانت السحابة المنهارة أقل كتلة، ولكنها ليست أقل كتلة من الشمس بأكثر من مائة مرة، فإن مثل هذه السحب تشكل ما يسمى بالأقزام البنية. الأقزام البنية أكثر برودة من الأقزام الحمراء النجوم. يتم تسخين هذه الأجسام بقوة بسبب قوى ضغط الجاذبية وتنبعث منها الكثير من الحرارة (الأشعة تحت الحمراء)، لكنها بالكاد تتوهج. لكن التفاعلات النووية لا تبدأ في الأقزام البنية. في النهاية، يتم إيقاف ضغط الجاذبية عن طريق ضغط الغاز من الداخل، ويتوقف إطلاق أجزاء جديدة من الطاقة، وتبرد الأقزام البنية في وقت قصير نسبيًا. أحد أحدث الأقزام البنية التي تم اكتشافها هو قزم في كوكبة الهيدرا، يبلغ حجمه 22.3 فقط، على الرغم من أنه لا يبعد عن الشمس سوى 33 سنة ضوئية. يكمن تفرد هذا القزم البني القريب في حقيقة أن جميع الأجسام المشابهة التي تم اكتشافها سابقًا كانت جزءًا من أنظمة ثنائية، وهذا واحد. يتم ملاحظته فقط بسبب قربه من الأرض. كوكب المشتري، وهو الأكبر في النظام الشمسي، أخف بمقدار 80 مرة من الكوكب الأقل كتلة النجوموأخف وزنًا بـ 8-10 مرات فقط من الأقزام البنية. مرة أخرى نلاحظ دور كتلة الجسم في مصيره.

إذا كانت ضخمة بما يكفي للتشكيل النجومترتفع درجة حرارة السحابة لدرجة أنها تبدأ في إطلاق الحرارة بشكل نشط وربما تتوهج باللون الأحمر الداكن (حتى قبل بدء الاندماج النووي) ، عادة ما تسمى هذه السحابة بالنجم الأولي(قبل- نجمة). بمجرد أن تصل درجة الحرارة في مركز النجم الأولي إلى 10,000,000 كلفن، يبدأ الاندماج النووي. يتم إيقاف ضغط النجم الأولي عن طريق الضغط الخفيف نجمة. مرة أخرى، تحدد الكتلة مدى سرعة تحول النجم الأولي إلى ما هو عليه نجمة. النجومنوع الشمس الذي يقضيه في هذه المرحلة من ولادته 30,000,000 سنة, النجومأكبر بثلاث مرات - 100.000 سنة، وأقل كتلة بعشر مرات - 100,000,000 سنة. لذا، غير ضخمة النجوميفعلون كل شيء ببطء أكثر، ويولدون ويعيشون. كما نتذكر، بهذه السهولة الى النجومتشمل الأحمر النجوموهي صغيرة الحجم وتسمى بالأقزام الحمراء. الأقزام الحمراء أصغر بعشر مرات من الشمس. نجمةنوع من الشمس يسمى قزم أصفر، مثل النجومهي أيضا صغيرة نسبيا. أثقل وأكبر عادي النجوميطلق عليهم العمالقة الزرقاء.

في سن مبكرة نجمةلا تزال محاطة بسحابتها الأم، والتي تدور حولها على شكل قرص غاز أو غبار غازي. حيث نجمةالرياح - تيار من جميع أنواع الجزيئات الخارجة من السطح النجومبسرعات عالية، يضغط على مادة السحابة، ويحاول دفعها بعيدًا. وبما أن السحابة لها شكل قرص مسطح، فإن حركة الجزيئات في مستواها تحت الضغط ممتازالرياح صعبة. تندفع المادة على طول محور الدوران النجوموالغيوم في اتجاهين متعاكسين. هناك القليل من المادة في هذه الاتجاهات، وتندفع جزيئات السحابة بعيدًا دون عوائق تقريبًا النجوم. هذه هي الطريقة التي يتم بها ملاحظة تدفقات المادة من الشباب في كثير من الأحيان النجوم.

عندما نسمع كلمة نجم، غالباً ما نتخيل أجراماً سماوية مختلفة مرئية في السماء. لكن ليست جميعها نجومًا، فمن الممكن أن تكون كواكب، أو مجموعات من النجوم، أو مجرد سحب من الغاز.

نجمةهي كرة من الغاز. يتوهج بسبب درجة حرارته العالية جدًا. وتتراوح درجات حرارة النجوم من 2100 إلى 50000 درجة مئوية. تؤثر درجة حرارة النجم بشكل مباشر على لونه. ويمكن مقارنة ذلك بالمعدن الساخن الذي يتغير لونه حسب درجة الحرارة. النجوم الأكثر سخونة تظهر باللون الأزرق.

ظهور نجم

لقد حاول العلماء منذ فترة طويلة معرفة كيفية تشكل النجوم. يمكن أن يكون للنجوم أحجام مختلفة. وتعتمد العديد من خصائصه الأخرى، مثل درجة الحرارة واللون ومتوسط ​​العمر المتوقع، على حجمه. تتكون النجوم من الغبار والغاز الكوني. تعمل قوى الجاذبية على ضغط هذه المكونات. فهي تزيد من سرعة دورانها ودرجة حرارتها، مما يؤدي إلى تكوين نجم أولي. عندما يسخن الغاز الموجود في قلب النجم الأولي إلى 12 مليون درجة، سيبدأ الهيدروجين الموجود بداخله بالتحول إلى هيليوم. خلال هذه العملية، يبعث النجم الأولي الكثير من الطاقة، ونتيجة لذلك يتوقف عن الانكماش.

مسار الحياة

الطاقة المنبعثة من النجم تجعله ساطعًا لسنوات عديدة. على سبيل المثال، يعيش نجم مشابه للشمس ويضيء لمدة 10 مليارات سنة في المتوسط. النجوم الأكبر حجمًا لها عمر أقصر يبلغ بضعة ملايين من السنين فقط. ويرجع ذلك إلى حقيقة أن الغاز الموجود في أعماقها تتم معالجته بشكل أسرع. تنتج النجوم الأصغر من شمسنا حرارة وضوءًا أقل وتعيش 50 مليار سنة أو أكثر.

مجموعات من النجوم

وفي بعض الحالات، يتشكل نجمان أو مجموعة كاملة من النجوم من نفس المادة المصدرية على شكل غاز وغبار. يطلق عليهم مضاعفات. لاحظ العلماء الذين يراقبون مثل هذه النجوم أنه في بعض الأحيان يتفوق ضوء نجم على آخر، وأحيانا يتم تلخيص الضوء المنبعث منها.

• أثناء تحويل الهيدروجين إلى هيليوم، يتم إطلاق كمية كبيرة من الطاقة في قلب النجم، مما يوقف المزيد من الضغط على النجم.
• ما يسمى بالثريا، وهي مجموعات من النجوم تقع بعيدًا عن الأرض، يمكن رؤيتها بالعين المجردة على أنها بقعة ضبابية.
• يولد النجم من سحابة من الغاز والغبار. قوة الجاذبية تضغط هذه السحابة. وترتفع درجة حرارة الغاز مما يؤدي إلى انطلاق الطاقة وخاصة الضوء.
• وتزداد درجة حرارة الغاز طوال الوقت، ويصبح الضوء المنبعث من النجم أكثر سطوعًا.
• شمسنا حاليا في منتصف مسار حياتها. وفقا للعلماء، هناك ما يكفي من الغاز للعيش لمدة 5 مليارات سنة أخرى.

يمكنك العثور على العديد من المقالات والأخبار الشيقة والعلمية حول الفضاء على الموقع

تولد النجوم عندما يتم ضغط سحابة من الغاز والغبار بين النجوم وضغطها بواسطة جاذبيتها.
ويعتقد أن هذه العملية تؤدي إلى تكوين النجوم. وباستخدام التلسكوبات الضوئية، يستطيع علماء الفلك رؤية هذه المناطق التي تبدو وكأنها بقع داكنة على خلفية مشرقة. يطلق عليها اسم "مجمعات السحابة الجزيئية العملاقة" لأن الهيدروجين موجود في شكل جزيئي. تُعد هذه المجمعات أو الأنظمة، جنبًا إلى جنب مع العناقيد النجمية الكروية، أكبر الهياكل في المجرة، حيث يصل قطرها أحيانًا إلى 1300 سنة ضوئية.
النجوم الأصغر سنا، والتي تسمى "التجمع النجمي الأول"، تشكلت من البقايا الناتجة عن انفجارات النجوم الأكبر سنا، ويطلق عليها اسم
"السكان النجميون الثاني". يتسبب التوهج المتفجر في حدوث موجة صدمية تصل إلى أقرب سديم وتؤدي إلى ضغطها.

كريات بوك.

وبالتالي، يتم ضغط جزء من السديم. بالتزامن مع هذه العملية، يبدأ تكوين سحب كثيفة من الغاز والغبار مستديرة الشكل ومظلمة. يطلق عليهم "كريات بوك". كان بوك، عالم فلك أمريكي من أصل هولندي (1906-1983)، أول من وصف الكريات. كتلة الكريات تقريبا
200 مرة كتلة شمسنا.
مع استمرار كرة بوك في التكاثف، تزداد كتلتها، مما يؤدي إلى جذب المادة من المناطق المجاورة بسبب الجاذبية. نظرًا لحقيقة أن الجزء الداخلي من الكرية يتكثف بشكل أسرع من الجزء الخارجي، تبدأ الكرة في التسخين والدوران. بعد عدة مئات الآلاف من السنين، والتي يحدث خلالها الضغط، يتم تشكيل النجم الأولي.

تطور النجم الأولي.

بسبب الزيادة في الكتلة، تنجذب المزيد والمزيد من المادة إلى مركز النجم الأولي. تتحول الطاقة المنطلقة من الغاز المضغوط بالداخل إلى حرارة. يزداد الضغط والكثافة ودرجة الحرارة للنجم الأولي. وبسبب ارتفاع درجة الحرارة، يبدأ النجم بالتوهج باللون الأحمر الداكن.
النجم الأولي كبير جدًا، وعلى الرغم من أن الطاقة الحرارية موزعة على كامل سطحه، إلا أنه لا يزال باردًا نسبيًا. ترتفع درجة الحرارة في القلب وتصل إلى عدة ملايين من الدرجات المئوية. يتغير الدوران والشكل الدائري للنجم الأولي إلى حد ما، ويصبح مسطحًا. تستمر هذه العملية ملايين السنين.
من الصعب رؤية النجوم الشابة، لأنها لا تزال محاطة بسحابة غبار داكنة، بسبب سطوع النجم غير مرئي عمليا. ولكن يمكن مشاهدتها باستخدام تلسكوبات خاصة تعمل بالأشعة تحت الحمراء. يحيط بالنواة الساخنة للنجم الأولي قرص دوار من المادة بقوة جاذبية قوية. يصبح القلب ساخنًا جدًا لدرجة أنه يبدأ في إخراج المادة من القطبين، حيث تكون المقاومة في حدها الأدنى. عندما تصطدم هذه الانبعاثات بالوسط بين النجمي، فإنها تتباطأ وتتفرق على كلا الجانبين، لتشكل بنية على شكل دمعة أو مقوسة تُعرف باسم جسم هيربيك-هارو.

نجم أم كوكب؟

تصل درجة حرارة النجم الأولي إلى عدة آلاف من الدرجات. مزيد من التطورات تعتمد على أبعاد هذا الجسم السماوي؛ فإذا كانت الكتلة صغيرة وأقل من 10% من كتلة الشمس، فهذا يعني أنه لا توجد شروط لحدوث التفاعلات النووية. لن يتمكن مثل هذا النجم الأولي من التحول إلى نجم حقيقي.
لقد حسب العلماء أنه لكي يتحول أي جرم سماوي إلى نجم، يجب أن يكون الحد الأدنى لكتلته 0.08 على الأقل من كتلة شمسنا. السحابة الغازية ذات الأحجام الأصغر، المتكثفة، سوف تبرد تدريجياً وتتحول إلى جسم انتقالي، شيء بين النجم والكوكب، وهذا ما يسمى "القزم البني".
كوكب المشتري هو جسم سماوي صغير جدًا بحيث لا يمكن أن يصبح نجمًا. ولو كان أكبر لربما بدأت التفاعلات النووية في أعماقه، ولساهمت مع الشمس في ظهور نظام من النجوم المزدوجة.

التفاعلات النووية.

إذا كانت كتلة النجم الأولي كبيرة، فإنه يستمر في التكاثف تحت تأثير جاذبيته. يزداد الضغط ودرجة الحرارة في القلب، وتصل درجة الحرارة تدريجياً إلى 10 ملايين درجة. وهذا يكفي لدمج ذرات الهيدروجين والهيليوم.
وبعد ذلك، يتم تنشيط "المفاعل النووي" للنجم الأولي، فيتحول إلى نجم عادي. يتم بعد ذلك إطلاق ريح قوية تعمل على تشتيت قشرة الغبار المحيطة. ويمكن بعد ذلك رؤية الضوء ينبعث من النجم الناتج. تسمى هذه المرحلة "مرحلة T-Taurus" ويمكن أن تستمر 30 مليون سنة. من الممكن تكوين الكواكب من بقايا الغاز والغبار المحيط بالنجم.
ولادة نجم جديد يمكن أن تسبب موجة صدمة. وبعد وصوله إلى السديم، فإنه يثير تكثف مادة جديدة، وستستمر عملية تكوين النجوم من خلال سحب الغاز والغبار. النجوم الصغيرة باهتة وباردة، في حين أن النجوم الكبيرة ساخنة ومشرقة. خلال معظم فترة وجوده، يتوازن النجم في مرحلة التوازن.

المؤسسة التعليمية للميزانية البلدية "صالة للألعاب الرياضية"

خلاصة الموضوع: كيف تتشكل النجوم

أكملها طالب الصف الرابع وولف فلاديسلاف

جي تشيرنوجورسك، ر

1. مقدمة
2. ولادة نجم
3. سندات النجوم
4. ولادة الأرض
5. شمس
6. قمر
7. الأبراج
8. خاتمة

مقدمة

مؤخرًا، أعطتني والدتي كتابًا بعنوان «موسوعة تلاميذ المدارس العظيمة». كنت سعيدا جدا. عندما بدأت بدراسته، أدركت كم كان رائعًا ومثيرًا للاهتمام في محتواه. بما في ذلك قصص عن الفضاء، وعن النظام الشمسي، وعن ولادة نجوم أو كواكب جديدة. لقد أحببته حقًا، وقررت أن أقوم بإعداد تقرير صغير حتى يعرفه الأطفال الآخرون أيضًا.

كيف تتكون النجوم

عندما يتحدث الناس عن النجوم، فإنهم عادة ما يقصدون جميع الأجسام المضيئة التي يمكن رؤيتها في سماء الليل. ومع ذلك، فإن الكثير منها ليس نجومًا، بل كواكب، أو مجموعات من النجوم، أو مجرد سحب من الغاز.

النجم عبارة عن كرة من الغاز يتم تسخينها إلى درجة حرارة تتوهج. تتراوح درجة حرارة النجوم من 2100*م إلى 50000*مئوي، ويعتمد لون النجم على درجة حرارته، تخيل أن قطعة من المعدن تم تسخينها على النار. أولاً يتحول المعدن إلى اللون الأحمر الفاتح. ثم يصبح أبيض حارا. النجوم البيضاء أكثر سخونة من النجوم الحمراء، ولكن النجوم الأكثر سخونة هي النجوم الزرقاء.

النجم هو الولادة

لسنوات عديدة، كان العلماء يبحثون عن إجابة لسؤال كيف تولد النجوم. النجوم تأتي بأحجام مختلفة. يعتمد عمر النجم وسطوعه وخصائصه الأخرى على حجمه. تولد النجوم من سحب الغاز والغبار الكوني. وتحت تأثير قوى الجاذبية، تصبح السحابة أكثر كثافة، وتزداد سرعة دورانها ودرجة حرارتها تدريجياً، وتتحول إلى نجم أولي. عندما تصل درجة الحرارة في مركز النجم الأولي إلى حوالي 12.000.000 درجة مئوية، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية في أعماقه، حيث يتم تحويل الهيدروجين والهيليوم. في هذه الحالة، يتم إطلاق كمية هائلة من الطاقة بحيث يتوقف النجم عن الانكماش تحت تأثير قوى الجاذبية الخاصة به. هذا هو المكان الذي ينتهي فيه تكوين النجوم.

الطاقة المنطلقة لا تمنع النجم من الانكماش فحسب، بل تجعله متوهجًا لفترة طويلة جدًا. يمكن لنجم بحجم شمسنا أن يعيش حوالي 10 مليارات سنة. تحرق النجوم الأكبر حجمًا الغاز بشكل أسرع وتعيش بضعة ملايين من السنين فقط. يمكن للنجوم الأصغر من الشمس والأبرد أن تعيش أكثر من 50 مليار سنة.

علاقات النجوم

في بعض الأحيان يولد نجمان بالقرب من سحابة واحدة من الغاز والغبار. علاوة على ذلك، غالباً ما يختلف الأطفال حديثي الولادة في اللون والحجم ولا يشبهون التوائم على الإطلاق. وترتبط بقوى الجذب المتبادل وتتحرك في مدارات، وتدور حول بعضها البعض، كما يدور القمر حول الأرض. تسمى هذه النجوم بالنجوم المزدوجة. إذا كان هناك أكثر من نجمين في المجموعة، يطلق عليهم اسم مضاعفات. ويقارن علماء الفلك سطوع هذه النجوم بمراقبتها في فترات مختلفة: عندما يتفوق ضوء نجم على نجم آخر، أو عندما تتجمع إشعاعاتها.

وهناك الثريا - وهو عنقود نجمي مفتوح يضم أكثر من 100 نجم. وهي بعيدة جدًا عن الأرض، لذا فإن معظمها لا يرى بالعين المجردة ويُنظر إليها مجتمعة على أنها بقعة ضبابية.

ولادة الأرض

يبدو أن الأرض تشكلت منذ حوالي 4.6 مليار سنة (حوالي 8.5 - 10.5 مليار سنة بعد ولادة الكون نتيجة لإطلاق هائل للطاقة يسمى الانفجار الكبير). لقد تشكلت عندما تجمعت مادة كوكبية أولية في جلطة وسخنت. وتركزت جزيئات ثقيلة من الحديد والنيكل في وسط هذه الكرة، وتشكلت طبقة خارجية منصهرة على الأرجح من مواد أخف وزنا. وبعد ملايين السنين، بدأت الطبقة الخارجية تبرد وتتصلب. وفي أعماق الأرض لا تزال المادة ساخنة، وبعضها منصهر. من الفضاء، يبدو كوكبنا باللون الأزرق لأن معظمه مغطى بالمحيطات والأرض محاطة بغلاف جوي - قشرة من الهواء. يحمي من الإشعاع الكوني وينظم درجة حرارة الأرض. وفي الأعلى، يصبح الغلاف الجوي أرق حتى يصبح فضاءً خاليًا من الهواء. يتم تثبيته بواسطة قوة الجاذبية. الأرض على شكل كرة، على الرغم من أنها مسطحة إلى حد ما عند القطبين وأوسع عند خط الاستواء، في المنتصف. يتم إنشاء المجال المغناطيسي لكوكبنا من خلال تيارات من الجسيمات المشحونة في قلب الأرض الغني بالحديد.

شمس

نجمنا. وهو الآن في منتصف دورة حياته، وسوف يستمر احتياطي الغاز فيه لمدة 5 مليارات سنة أخرى. تسعة أجسام كونية تسمى الكواكب تدور حول الشمس في نفس الاتجاه - عكس اتجاه عقارب الساعة عند النظر إليها من الأعلى. جنبا إلى جنب مع الشمس يشكلون النظام الشمسي. تقوم الأرض بدورة كاملة حول الشمس في سنة واحدة (365 يوما)، وتبعد الشمس عن الأرض مسافة 150 مليون كيلومتر. الشمس أثقل من الأرض بحوالي 333.000 مرة. ومع دقة الرؤية الحجمية، فإن حوالي 1.300.000 كوكب مثل الأرض يمكن وضعها داخل الشمس. مثل كل النجوم، الشمس عبارة عن كرة من الغازات الساخنة، وخاصة الهيدروجين والهيليوم. يحدث تفاعل نووي حراري في قلب الشمس، مما يحول الهيدروجين إلى هيليوم. يتم إطلاق كمية هائلة من الطاقة، حيث تصل درجة حرارة النواة إلى 15.000.000 * درجة مئوية وتتوهج الشمس.

قمر

هذا هو الجسم الكوني الأقرب إلى الأرض والقمر الصناعي الوحيد لنا

الكواكب. يطلق علماء الفلك على القمر اسم القمر الصناعي لأنه يدور حول الأرض كل 27.3 يومًا. وفي الوقت نفسه، يتمكن من الدوران حول محوره، بحيث يواجه القمر الأرض دائمًا بنفس الجانب. ويشرق القمر بالضوء المنعكس من الشمس. أثناء القمر الجديد، لا يضيء جانب القمر المواجه لنا بالشمس، ولا يمكننا رؤيته على الإطلاق. في بعض الأحيان يظهر القمر بين الأرض والشمس، فيحجب الشمس. ثم يحدث كسوف الشمس على الأرض. ويحدث خسوف القمر عندما تمر الأرض بين الشمس والقمر، مما يلقي بظلاله على سطح القمر. تحدث في كثير من الأحيان أكثر من تلك الشمسية. يعتقد بعض العلماء أنه قبل 4 مليارات سنة، اصطدمت الأرض بجرم سماوي صلب يسمى الكوكبي. عند الاصطدام، انفصلت القطع عن سطح الأرض. وبالتحرك حوله في المدار، اقتربوا تدريجيًا، وشكلوا القمر. لا يوجد غلاف جوي للقمر وجميع النيازك تسقط على سطحه دون أن تحترق وتشكل الحفر. تتراوح درجة الحرارة على سطح القمر من -170 درجة مئوية إلى 100 درجة مئوية.

كوكب الأرض

الأبراج

يمكن رؤية آلاف النجوم في سماء الليل. تشكل النجوم أنماطًا وأشكالًا مختلفة. تسمى مجموعات النجوم التي تخلق نمطًا معينًا بالأبراج. حتى في العصور القديمة، لاحظ الناس أن جميع النجوم تبدو وكأنها تدور حول نجم الشمال. تقف دائما في مكانها بلا حراك. تقع مباشرة فوق القطب الشمالي. في نصف الكرة الجنوبي، من السهل التنقل عبر كوكبة الصليب الجنوبي. ولا يتغير شكل الأبراج، بل تغير الكواكب مواقعها أثناء تحركها بين الأبراج. أطلق علماء الفلك القدماء على الأجسام المتحركة الغامضة اسم "الكواكب"، والتي تعني "المتجولون" في اليونانية القديمة.

الفلك

علوم الفضاء والأجسام الكونية. نتعلم كل عام المزيد والمزيد عن النظام الشمسي ومجرتنا (درب التبانة) والعديد من الأشياء والظواهر الأخرى في الكون. يستخدم علماء الفلك أحدث الأجهزة العلمية لاختراق أسرار الفضاء. وبفضل أبحاثهم، تمكنا من فهم بنية النظام الشمسي والكون. من خلال النظر إلى أعماق الفضاء، يعمل علماء الفلك مع الكيميائيين والفيزيائيين وغيرهم من العلماء، ويتبادلون المعرفة والأفكار.