https://3rabica.org/index.php?action=history&feed=atom&title=%D9%86%D8%AC%D9%85_%D8%A3%D9%88%D9%84%D9%8Aنجم أولي - تاريخ المراجعة2026-06-08T13:32:14Zتاريخ التعديل لهذه الصفحة في الويكيMediaWiki 1.43.7https://3rabica.org/index.php?title=%D9%86%D8%AC%D9%85_%D8%A3%D9%88%D9%84%D9%8A&diff=1496834&oldid=prevعبد العزيز: بوت: إصلاح أخطاء فحص أرابيكا من 1 إلى 1042023-07-20T16:16:47Z<p>بوت: إصلاح أخطاء فحص أرابيكا من 1 إلى 104</p>
<p><b>صفحة جديدة</b></p><div>[[ملف:Witness the Birth of a Star.jpg|تصغير|يسار|250px|نجم أولي ضمن [[كرة بوك]]]]<br />
{{تشكل النجوم}}<br />
'''النجم الأولي''' هو كتلة كبيرة تشكلت نتيجة تقلص غاز [[سحابة جزيئية|سحابة جزيئية عملاقة]] في [[وسط بين نجمي|الوسط بين النجمي]]. يعدّ طور النجم الأولي مرحلة مبكرة من تشكل النجوم. تستمر هذه المرحلة بالنسبة إلى نجم في نفس كتلة الشمس حوالي 1.000.000 سنة. تبدأ بزيادة [[كثافة|الكثافة]] في نواة السحابة الجزيئية، وتتشكل على نمط يشبه [[نجم T الثور|نجم تي الثور]] . يعدّ نجم تي الثور في مرحلة [[نجم قبل النسق الأساسي]] ، بعدها يتطور إلى [[نجم]] [[النسق الأساسي]].<br />
<br />
كشف الرصد أن السحابة الجزئية العملاقة تكون في حالة توازن، حيث تكون [[طاقة ثقالة|قوة الثقالة]] في توازن مع [[ضغط|الضغط الحراري]] في السحابة الجزيئية والغبار. فالضغط الحراري الذي يعمل من الداخل إلى الخارج له تأثير كبير في مقاومة التقلص الناشيء عن الجاذبية الذي يعمل من الخارج إلى الداخل في نوى النجوم الأولية - وفي النجوم عموما - وبذلك يتشكل حجم النجم الكروي. فالضغط الحراري يحاول توسيع النجم والجاذبية تحاول تقليصه. في تلك الحالة يمكن يشع النجم الناشيء أشعة تحت الحمراء، وبرصده يمكن التعرف عليه. يلعب الضغط المغناطيسي والاضطراب و الدواران دورا في ذلك. تلك العوامل تعمل على تقليص حجم النجم وزيادة كثافته وارتفاع درجة الحرارة في قلبه. تصنف تلك المرحلة طبقا لتصنيف [[نجم T الثور|نجم تي الثور]] ، حيث يمر نجم نشأ تبلغ كتلته بين 07و0 - 3 [[كتلة شمسية]] بتلك المرحلة من عمره. خلال تلك المرحلة يكون النجم النشأ نشطا ويكون ضياؤه شديدا، أشد من ضوء نجوم أكبر منه ولكن أكبر عمرا. ثم يبدأ [[اندماج نووي|اندماج الهيدروجين]] في قلب النجم ويتحول إلى [[هيليوم]] عندما تصل درجة حرارة قلب النجم إلى نحو 3 ملايين درجة مئوية. ويعمل ضغط الإشعاع الناتج من اندماج الهيدروجين على معادلة قوة الجاذبية ويستقر حجم النجم. بذلك تتم المرحلة التمهيدية لولادة النجم ويبدأ مرحلة جديدة من عمره طبقا [[النسق الأساسي|لنجوم النسق الأساسي]].<br />
<ref>Bergmann und Schaefer: ''Lehrbuch der Experimentalphysik Band 8 - Sterne und Weltraum'' S.252-253 (2A)</ref><ref>[http://lp.uni-goettingen.de/get/text/7165 Sternentstehung] auf uni-goettingen.de {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151223061339/http://lp.uni-goettingen.de/get/text/7165 |date=23 ديسمبر 2015}}</ref><br />
<br />
== التشكل ==<br />
غالبا ما توجد نجوم في مجموعات تعرف باسم عناقيد التي يبدو أنها تشكلت في الوقت نفسه تقريبا. ويمكن تفسير ذلك إذا افترض أن تقلص سحابة غاز كبيرة لم يكن بشكل موحد. في الواقع، وكما أشار لأول من قبل [[ريتشارد لارسون]] ، السحب الجزيئية العملاقة التي تتشكل منها نجوم يلاحظ أن سرعات [[جريان مضطرب|الجريان مضطربة]] ومتواجدة في جميع المستويات داخل السحابة. هذه السرعات المضطربة لضغط الغاز بسبب الصدمات، والتي تولد بنية شعيرية وملتفة داخل سحابة الجزيئية العملاقة في مجال واسع من حيث الكثافة والحجم. ويشار إلى هذه العملية بالتجزئة المضطربة. وبعض الهياكل المتراكمة تزيد كتلتها عن [[عدم استقرار جينز|كتلة جينز]] فتصبح الجاذبية غير مستقرة، وربما جزء منها يشكل نظام نجمة واحدة أو عدة نجوم.<br />
<br />
وأيا كان السبب، فإن السحابة تتجزء إلى مناطق أصغر وأكثر كثافة والتي قد تتكسر مرة أخرى إلى مناطق أصغر حجما وسينتج عن ذلك عناقيد من النجوم الأولية وهذا يتوافق مع المشاهدات الرصدية [[عنقود نجمي|للعناقيد النجمية]].<br />
<br />
== التسخين بسبب طاقة الجاذبية ==<br />
"تعريف" : طاقة الترابط بالجاذبية هي الطاقة اللازمة لتفرقة جميع جزيئات سحابة غازية إلى مالانهاية". ومعنى ذلك أن العملية العكسية وهي تقلص طزيئات سحابة وتجيعها في حيز ضيق يطلق منها حرارة (طاقة حرارية) .<br />
كلما ازداد تقلص السحابة ازدادت درجة حرارتها. وهذه الزيادة الحرارية المبدئية لا تكون ناتجة عن [[تفاعل نووي|التفاعلات النووية]] إنما بسبب انضغاط الجزيئات وزيادة تصامها ببعضها البعض، ويشتد هذا الضغط وبالتالي ترتفع درجة الحررة خصوصا في قلب النجم الناشيء. فكل جزيء تتناقص مسافته عن مركز الجزء المتقلص سينتج عنه انخفاض في طاقة الجاذبية. ولتبقى مجموع الطاقة ثابتا حسب [[حفظ الطاقة (فيزياء)|قانون انحفاظ الطاقة]] فإن تناقص طاقة الجاذبية سيقابله ازدياد في الطاقة الحركية للجزيئات، والذي سيؤدي إلى زيادة حرارة السحابة، وكلما ازداد تقلص السحابة ازدادت [[درجة حرارة|درجة الحرارة]].<br />
<br />
يؤدي التصادم بين الجزيئات إلى تركهم في حالة متهيجة التي ممكن أن تؤدي إلى إصدارهم لإشعاعات. فالتصادم بين الجزيئات يثيرها، وإذا كانت الاصتدامات عنيفة فيمكن أن تصدر منها أشعة ضوئية و[[موجة كهرومغناطيسية|أشعة كهرومغناطيسية]] . وأهم ما يميز الإشعاع هو [[تردد]]ه الذي هو معتمد على طاقة الشعاع. فعند درجة حرارة (10-20 كلفن) فإن الإشعاعات الصادرة تكون على شكل [[موجة صغرية|أشعة صغرية]] و[[الأشعة تحت الحمراء|أشعة تحت الحمراء]] تتسرب إلى الفضاء مانعة الزيادة السريعة لدرجة الحرارة.<br />
<br />
كلما ازداد التقلص تزداد كثافة الجزيئات وفي النهاية سيصبح من الصعب إصدار الإشعاعات إلى الفضاء.<br />
في الحقيقة تصبح السحابة عاتمة للأشعة تحت الحمراء مما يجعل من الصعب بالنسبة لنا أن نلاحظ مباشرة ما يحدث. ويجب أن ننظر للإشعاعات ذات [[طول الموجة|الطول الموجي]] الكبير مثل [[موجة راديو|الأشعة الراديوية]] و[[الأشعة تحت الحمراء]] ، فهي تستطيع الإفلات من أكثف الغيوم. لهذا تستخدم تلسكوبات ترى الأشعة تحت الحمراء، وكذلك مراصد الأشعة الراديوية لدراسة نشأة النجوم. وبالإضافة إلى ذلك، استخدام النظريات ونماذج المحاكاة بالكمبيوتر التي تكون ضرورية لفهم هذه المرحلة من عمر النجم.<br />
<br />
== تصنيف النجوم الأولية ==<br />
{{من أجل|تفاصيل أكثر|أجسام نجمية فتية}}<br />
{| class="wikitable"<br />
|-<br />
! صنف<br />
! قمة الإشعاع<br />
| مدتها (بالسنين)<br />
! وصفه<br />
|-<br />
| 0<br />
| طول موجة أقل من مليمتر<br />
| 10<sup>4</sup><br />
| تقلص ابتدائي<br />
|-<br />
| I<br />
| أشعة تحت الحمراء البعيد<br />
| 10<sup>5</sup><br />
| مرحلة التقلص<br />
|-<br />
| II<br />
| أشعة تحت الحمراء القريب<br />
| 10<sup>6</sup><br />
| [[نجم T الثور|نجم تي الثور]] معتاد<br />
|-<br />
|III<br />
|[[طيف مرئي|ضوء مرئي]]<br />
| 10<sup>7</sup><br />
| خطوط ضعيفة لطيف "نجم تي الثور"<br />
|} <ref>{{Harvard citation|Larson|2003|p=1676}}</ref><br />
<br />
== اكتشاف نجوم أولية ==<br />
<br />
قامت مجموعة من العلماء "فيليب أندربيه" و "ديريك تومسون" و "ماري بارسوني" بنشر بحث في المجلة العلمية "نيو ساينس" في 20 فبراير 1993 . يسردون فيه عن رصد قاموا باجرائه بالاستعانة بتلسكوب جيمس كليرك ماكسويل " (يقيس الأشعة الراديوية) وعثروا على نجم ناشيء أسموه VLA 1623 . ويقدر العلماء عمر النجم بنحو 10.000 سنة.<br />
<ref>[https://www.newscientist.com/article/mg13718613-200-science-youngest-star/?ignored=irrelevant Science: Youngest star | New Scientist<!-- عنوان مولد بالبوت -->] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150406140837/http://www.newscientist.com/article/mg13718613.200-science-youngest-star.html |date=06 أبريل 2015}}</ref><br />
<br />
كماعلنت [[الوكالة الأوروبية لأبحاث الفضاء]] (إيسو) في 10 يوليو 2013 أنها عثرت بواسطة أرصاد أجريت ب [[مصفوف مرصد أتاكاما المليمتري الكبير]] ALMA الموجود في [[تشيلي|شيلي]] على أكبر نجم أولي يرصد في [[درب التبانة|مجرة درب التبانة]] . تبلغ كتلة النجم الأولي الذي عثر عليه نحو 500 [[كتلة شمسية]] . لا يزال النجم يكبر ولم يعطوه اسما حتى الآن، وهو يبعد عنا نحو 11.000 [[سنة ضوئية]] ، وهو يوجد في سحابة مظلمة تسمى " Spitzer Dark Cloud 335.579-0.292".<ref>[[إذاعة ألمانيا]]، [[Forschung aktuell]] https://www.deutschlandfunk.de/meldung-forschung-aktuell.678.de.html?drn:news_id=241575 Astronomen haben die Entstehung eines riesigen Monster-Protosterns in der Milchstraße entdeckt] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20131104234547/http://www.dradio.de/dlf/meldungen/forschak/2173035/ |date=04 نوفمبر 2013}}</ref><ref>[[Europäische Südsternwarte|ESO]]: [https://www.eso.org/public/germany/news/eso1331/ ALMA Prenatal Scan Reveals Embryonic Monster Star] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170809140627/http://www.eso.org/public/germany/news/eso1331/ |date=09 أغسطس 2017}}</ref><br />
<br />
== انظر أيضاَ ==<br />
<br />
* [[كرة بوك]]<br />
* [[نجم أولي W75N(B)-VLA2]]<br />
* [[تكون النجوم|ولادة النجوم]]<br />
* [[نجم قبل النسق الأساسي]]<br />
* نجم [[نجم هيربيغ Ae/Be|هيربيغ أي/ نجم بي]]<br />
* [[نجم T الثور|نجم تي الثور]]<br />
* [[RCW 38|آر سي دبليو 38]]<br />
<br />
== مراجع ==<br />
{{مراجع}}<br />
* Larson, R.B. (2003), ''The physics of star formation'', Reports on Progress in Physics, vol. 66, issue 10, pp.&nbsp;1651–1697<br />
== وصلات خارجية ==<br />
<br />
* [http://www.space.com/scienceastronomy/060724_star_spin.html لماذا لا تطير النجوم اليافعة ذات الدوران السريع بعيداً] {{أيقونة إنجليزية}}<br />
<br />
{{تصنيف كومنز}}<br />
{{نجوم}}<br />
{{شريط تشكل النجوم<br />
| وضع = <br />
| 1 = <br />
}}<br />
{{ضبط استنادي}}<br />
{{شريط تشكل النجوم}}<br />
{{شريط بوابات|الفضاء|الفيزياء|المجموعة الشمسية|رحلات فضائية|علم الفلك|نجوم}}<br />
<br />
[[تصنيف:أنواع النجوم]]<br />
[[تصنيف:تشكل النجوم]]</div>عبد العزيز