إحصائيات الموضوع | |
النجوم حياتها و أنواعها للمزيد من التوضيحات يمكن مشاهدة أفلام فيديو عربية على موقعنا التالي : العضو العزيز...شكر صاحب الموضوع للجهد الذي يقوم به لخدمة اهل العلم يشجعه لإعطاء عطاء أكبر . ضع رد لرؤية الرابط.. النجوم  النجوم التي نراها في السماء ليلا عبارة عن كرات ضخمة من الغاز مثل شمسنا تولد طاقاتها بنفس الأسلوب و تشعها بنفس الطريقة . و رغم البنية الأساسية و المتماثلة للنجوم , فإن هناك تغيرات هائلة في أحجامها و درجة حرارتها و ألوانها و كتلها و مميزات كثيرة أخرى إذ يمكن بالعين المجردة فقط اكتشاف الفروق الكبيرة في لون و لمعان النجوم . تظهر النجوم بالعين المجردة كأنها نقط من الضوء , و قد تندهش إذا عرفت أنها تبدو كذلك بالمرقاب . و السبب في ذلك يكمن في بعدها الكبير جدا عنا , و لم يبن حتى الآن مرقاب يكبرها على هيئة أقراص مهما كانت صغيرة . ويبلغ عدد النجوم التي يمكن للعين المجردة رؤيتها حوالي (8000) نجم، منها (4000) نجم يمكن رؤيتها من نصف الكرة الشمالي والأربعة آلاف الأخرى من نصف الكرة الجنوبي. كما يمكن رؤية ألفي نجم فقط في أي وقت من الأوقات في نصف الكرة الشمالي أو الجنوبي، أما الألفان الأخريان فتوجدان في السماء في ضوء النهار. ويؤدي ضوء الشمس الساطع إلى عدم ظهورها أثناء النهار. و العين المجردة لا يمكنها رؤية النجوم التي قدرها أي عظمها أي نسبة لمعانها أكثر من القدر 6 و هي حدود الرؤية . و النجوم الأكثر لمعانا و التي ترى بالعين المجردة تبدو موزعة بانتظام في القبة السماوية , لكن الرصد بالمرقاب يرينا عددا أكبر من النجوم , تتزاحم على ذلك الشريط الضبابي الخافت الذي نسميه المجرة أو درب التبانة و هو في الحقيقة يتكون من ملايين الملايين من النجوم . أما درب اللبانة نفسها فهي واحدة فقط من عدة مئات من بلايين المجرات التي يمكن لأجهزة التليسكوب الحديثة أن تراها. وبالنسبة للنجوم التي تظهر في السماء فهي تلك القريبة من النظام الشمسي في درب اللبانة . تحديد مواقع النجوم تحدد مواقع النجوم كما على الأرض بمنظومة إحداثية لخطوط الطول و العرض . و كي يسهل تحديد مواضعها نتصور النجوم على أنها نقط على السطح الداخلي لكرة ضخمة هي الكرة السماوية و مركزها الأرض . في هذا النظام يمثل خط الإستواء أو الإعتدال السماوي خط الصفر في خطوط العرض السماوية و تسمى كذلك ميل النجوم , و هو ببساطة إسقاط لخط الإستواء الأرضي على الكرة السماوية . أما صفر خطوط الطول السماوية و تسمى المطالع المستقيمة فهو نقطة الإعتدال الربيعي و موقعها تلاقي مداري الشمس الظاهري و خط الإعتدال السماوي و هو بداية فصل الربيع في النصف الشمالي من الكرة الأرضية . أقدار النجوم يقاس لمعان النجوم وفق ترتيب أقدارها أو عظمها , حيث تمثل النجوم اللامعة بأرقام صغيرة و يزداد رقم قدرها كلما كانت خافتة , فنجم لامع كالدبران في صورة الثور مثلا هو من القدر 1 , في الوقت الذي يعطى فيه للنجوم الخافتة التي تقع في حدود الرؤية بالعين المجردة القدر 6 , و هو في الحقيقة أخفت من النجم الأول بحوالي مائة مرة . و قد رتبت أقدار النجوم بحيث يقابل كل مرتبة فرق في اللمعان بمقدار 2.52 ضعفا . أما العلاقة بين القدر و السطوع فتؤخذ انطلاقا من اعتبار القدر 1 مساويا للسطوع 1 كما هو مبين أدناه :  بواسطة المرقابات الكبيرة المستخدمة في المراصد يمكن رؤية نجوم من القدر أو العظم 23 , و هي أخفت 6300 مرة من نجوم القدر الأول . و هناك نجوم أكثر لمعانا من نجوم القدر الأول 1 , لذلك فإن التدريج يحتوي على الأقدار 0 و -1 و -2 إلخ , فالشعرى اليمانية بصورة الكلب الأكبر مثلا و هو ألمع نجوم السماء قدره -1.4 , بينما قدر كوكب الزهرة ألمع الكواكب و الأجرام السماوية بعد الشمس و القمر هو -4.4 أبعاد النجوم و قياسها و المسافات التي تفصلنا عن النجوم كبيرة جدا بحيث يفضل قياسها بالسنوات الضوئية , و السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها الضوء خلال سنة كاملة 365.25 يوم , و تقدر بحوالي 10000 مليار كلمتر ., و أقرب النجوم إلينا يبعد بحوالي 4 سنوات ضوئية . و هناك وحدة قياس أخرى كثيرة الإستخدام أيضا و هي الفرسخ النجمي , و هي تمثل بعد نجم اختلاف منظره ثانية قوسية واحدة , أي أن الفرسخ يساوي 3.26 سنة ضوئية . إن المقارنة بين القدر المطلق و القدر الظاهري للنجم يمكننا من قياس بعده عنا , و الفرق بين القدرين يسمى معامل البعد . لقد اعتقد الفلكيون الأوائل أنه كلما بعد نجم عنا خفت ضوؤه أكثر , و لكن النجوم تختلف كثيرا من حيث كمية الضوء التي تشعها , بحيث كان من الضروري إيجاد وسيلة لقياس كمية الإشعاع الصادر عن النجم . لذلك أدخل مفهوم القدر المطلق تسهيلا للمقارنة , و هو القدر النجمي الذي يكون عليه النجم إذا كان على بعد 10 فراسخ نجمية أي 32.6 سنة ضوئية من الأرض . فالدبران بصورة الثور قدره حاليا 101 و يقع على بعد 21 فرسخ نجمي قدره المطلق 0.5 أي قدره عندما يكون على بعد 10 فراسخ . أما الشمس فقدرها المطلق 4.8 , بمعنى أنها أخفت من الدبران بنسبة 1 إلى 100 تقريبا . ألوان النجوم تختلف ألوان النجوم من الأحمر القاتم إلى الأزرق , و هو اختلاف ناتج عن تدرجها في درجة الحرارة من النجوم الباردة 3000 درجة مئوية أو أقل , إلى الشديدة الحرارة بأكثر من 30000 درجة مئوية . و ليس من الممكن رؤية هذه الألوان دون استخدام المرقابات . الأطياف النجمية  كل ما نعرفه عن النجوم تقريبا استنتجناه من تحليل أطيافها . فالنجوم ترسل إشعاعا يغطي مدى واسعا من الطول الموجي , و لكن بكميات مختلفة عند كل طول موجي , و لكل منها طول موجي محدد تطلق عنده كمية قصوى من الطاقة , و كلما زاد مقدار الطاقة المشعة , اقترب حده الأقصى من الطرف الأزرق في طيفه . لذلك تبدو النجوم الساخنة زرقاء , بينما يكون مظهر النجوم الباردة أحمر . فالشمس مثلا نجم عادي جدا يقترب تدرجه اللوني من الأصفر . ترتبط بالتدرج الحراري هذا مجموعات متغيرة من الخطوط الطيفية . مثلا في النجوم الشديدة السخونة تطغى خطوط الهيدروجين , بالإضافة إلى غازات متأينة . بينما تشيع الفلزات في نجوم أخرى مثل الشمس . كما تظهر في النجوم الباردة الحمراء خطوط مرجعها الجزيئات الأولية مثل أكسيد التيتانيوم . و لا يمكن أن تتكون الجزيئات في النجوم الساخنة جدا . و قد جرت محاولات عديدة لتصنيف النجوم في مجموعات مناسبة . و المنظومة المستعملة حاليا مؤسسة على مخطط وضعه الفلكي بيكيرينغ سنة 1890 م في هارفارد . حيث تم تجميع النجوم تنازليا من أشدها سخونة إلى أشدها برودة وفق الأصناف التالية : S , N , R , M , K , G , F , A , B , O , W و قليلة هي النجوم 1 في المائة التي تقع في المجموعات W و R و N و S , كما قسمت هذه الأصناف كل منها إلى مجموعات جزئية عددها عشرة مرقمة من 0 إلى 9 . فالشمس من الصنف الطيفي G2 , لتشابهها مع النجم الأصفر اللامع العيوق في صورة ذي العنان , و الشعرى اليمانية في صورة الكلب الأكبر فهي من الصنف A1 , و إبط الجوزاء من الصنف M2 . أما نجوم الصنف W و هي ساخنة جدا فلها أطياف ذات إشعاعات خطية . و يشار للنجوم الشاذة بالحرف p , و القزمة البيضاء بالحرف d , و العملاقة g , و العملاقة العظيمة s . أحجام النجوم و تختلف النجوم في أحجامها أيضا , فأكبر النجوم المعروفة تضاهي حجم الشمس مئات المرات , فمثلا قلب العقرب بصورة العقرب و هو نجم عملاق أحمر , أكبر من الشمس ب 290 مرة تقريبا , و لو ضعنا المجموعة الشمسية بحيث تكون الشمس في مركزه فإن المريخ سيظل داخل جرم النجم . أما أصغر النجوم التي أمكن رصدها , فهي أصغر كثيرا من الأرض , و ينتمي بعضها إلى مجموعة النجوم القزمة البيضاء .  كتل النجوم أما كتل النجوم فلا تتغير بذات النسب التي تتغير بها الأحجام , مما يفسر التباين الكبير بين كثافاتها , فإبط الجوزاء و يسمى كذلك كتف الجبار و منكب الجوزاء. بصورة الجبار مثلا أكبر من الشمس ب 250 مرة , لكن كثافته لا تتجاوز 100000/1 من كثافة الشمس , أي أن كثافته قليلة جدا . بينما بعض النجوم البيضاء القزمة تتراص مادتها مما يجعل كثافتها كبيرة بشكل لا يصدق , فتصور مثلا كتلة الشمس مضغوطة في جسم بحجم يصغر عن الأرض كثيرا , و هذه هي حالة نجم كويبر و هو قزم أبيض بلغ من الكثافة حدا جعل السنتمتر المكعب الواحد منه يزن مئات الأطنان . حركة النجوم  وتظهر النجوم على أنها ثابتة ومحتفظة بنفس مكانها في السماء عاما بعد آخر، ولكن في الحقيقة، فإن النجوم في حركة مستمرة ولكن المسافات التي تقطعها ضخمة جدا بحيث إن التغيرات النسبية في موقعها تظهر على مدار قرون فقط. فكل النجوم في حركة نسبية بينها , فالشمس مثلا تتحرك في الفضاء باتجاه صورة الجاثي بسرعة 20 كلمتر في الثانية تقريبا . و يمكننا اعتبار هذه الحركة مركبة من حركتين : حركة الشعاعية و حركة ظاهرية فالحركة الشعاعية في اتجاه قطر القبة السماوية مبتعدة عنا و يصعب قياسها و يكمن الحل في تأثير دوبلر , فعندما يتحرك نجم بعيدا عن الأرض تزاح خطوط فراونهوفر في طيفه مقتربة من جزئه الأحمر , و كلما زادت سرعة النجم كبر مقدار الإزاحة , و هكذا و بقياس مواضع الخطوط الطيفية يمكن إيجاد سرعة النجم الشعاعية . أما الحركة الظاهرية فهي حركته كما تظهر في القبة السماوية تاريخ حياة نجم  أي الأجرام السماوية تشكل أولا ؟ لقد دلت حسابات بعض الباحثين النظريين على أن أشباه النجوم هي الأجرام البدائية التي تطورت منها الأجرام مع مرور الزمن , أما النجوم فقد تشكلت من تكاثف غمامات غازية و غبارية تتوافر في المجرات و ما بينها . تطور النجوم تبدأ غمامة من الغبار أو الهباء المنثور و الغاز بالتقلص الإجمالي , ثم تتجزأ إلى أجزاء أصغر تستمر كل منها في التقلص حتى تصبح نجما بدائيا , و لا يلبث النجم البدائي أن يتقلص أكثر فأكثر و تولد الذرات عند اصطدامها ببعضها ارتفاعا في درجة الحرارة حدا كافيا لإندماج الهيدروجين بحيث يعطي الهيليوم , و تتولد من حوادث الإندماج هذه طاقة و يضيء النجم و تدب فيه الحياة . فإذا كانت كتلة النجم أقل بمرة و نصف من كتلة الشمس و كان حجمه بحجم الأرض . و بلغت كثافة نواته مقدار طن واحد للسنتمتر المكعب , تشكلت النجوم القزم البيضاء . - أما إذا ازدادت كتلة النجم عن القيمة السابقة و كانت دون كتلتي شمسين أو ثلاث كتل يزداد التقبض و تتحد الإلكترونات بالنوى لتشكل غازا نترونيا و - بهذه الطريقة تتشكل النجوم النترونية و التي يقارب نصف قطرها 10 كلمترات و التي تبلغ كثافتها حتى مليون طن للسنتمتر المكعب الواحد. - أما إذا ازدادت كتلة نجم عن ثلاث كتل شمسية فإنه لا يوجد عندها آلية فيزيائية لموازنة قوى التجاذب و هنا يحصل انهيار كامل للنجم مشكلا ما يسمى بالثقب الأسود الذي تزيد كثافته عن 100 مليون طن للسنتمتر المكعب . إن التحولات التي نصفها هنا لا تأخذ مجراها في كل النجوم كما أن آليات تطور النجوم ليست دائما آليات غير نشطة , فيحدث في بعض الأحيان انفجارات مفاجئة مثيرة , و تبدو هذه الإنفجارات بصورة نجم خارق التوهج أي متجدد أعظم , أو نجم متجدد أو سديم سيار . مخطط القدر اللوني و تطور النجوم  يعتبر مخطط القدر اللوني هيرتسبرنغ - راسل , أداة هامة في دراسة الأنواع النجمية و تطورها . و هو رسم بياني للسطوع المطلق أو الضياء بدلالة الأصناف الطيفية أو اللونية أو الحرارية . و تقع معظم النجوم ضمن نطاق يبدأ من قمة اليسار ( ساخن , ساطع ) إلى قاع اليمين ( بارد , عاتم ) , و يعرف النطاق بالمتتالية الرئيسية . أما النجوم العملاقة و العملاقة العظيمة فتقع فوق المتتالية الرئيسية , بينما تقع الأقزام البيضاء تحتها . فمثلا المتغيرات القيفاوية تقع فوق المتتالية , أما الشمس فتحتل مركزا متوسطا منها . تتكون النجوم من سحب من الغاز و الغبار , فعندما تتفتت هذه السحب إلى أجزاء أصغر , تبدأ هذه الأخيرة في التقلص تحت تأثير قوى الجاذبية , و تسخن ثم تشع الحرارة . و يستمر ارتفاع درجة الحرارة إلى حد يكون كافيا لبدء التفاعلات النووية , يتحرك التجم خلالها نحو المتتالية الرئيسية حيث يستقر في موضع منها يعتمد على كتلته و حرارته . و يبقى هنا معظم شوطه الحياتي , مولدا الطاقة بتحويل الهيدروجين إلى هليوم كالشمس تماما , و لكن بعد استنزافه لمعظم وقوده الهيدروجيني , يبدأ بالإبتعاد عن المتتالية الرئيسية متحولا إلى عملاق أحمر . ماذا يحدث بعد ذلك ؟ لا أحد يعرف على وجه التحديد , و لكن يعتقد أن النجم يتسارع عبر مراحل وقودية مختلفة مولدا أنواعا عديدة من العناصر الثقيلة , إلى أن يصل إلى حالة حرجة من عدم الإستقرار , فينفجر مشكلا نجما مستعرا متجددا أو نجما متجددا أعظم . الثقب الأسود  لتفسير طبيعة الثقب الأسود . لابد من دراسة التطور النجمى،وهذا ما عرفناه في الجزء الخاص بتاريخ حياة نجم . حيث أن النجم في حالة تقلص مستمر. فبعد نفاذ الوقود المتوافر لديه . يأخذ فى التضخم حتى يصبح عملاق أحمر، بعد ذلك ينهار متحولاً لقزم أبيض. أما النجم الذي يفوق الشمس حجماً. فهو يتصور خلاف ذلك فعند نفاذ مخزونه النووي ينفجر متجددا أعظم خاتما حياته المنيرة نجما نيوترونيا داخل غيمة متمددة من الغاز . في القزم الأبيض تكون الذرات مسحوقة ومتراصة بشكل لا يترك إلا القليل من الفراغ.أما في النجم النيوترونى فمجال الجذب يكون قوياً لدرجة أن البروتونات والالكترونات تتحد معاً لتكون نيوترون.بحيث يصبح كثافة المادة في النجم النيوترونى كثافة قزم أبيض. عندما ينهار نجم قد يمر بكثافات شبيهه بكثافة القزم الأبيض وكثافة النجم النيوترونى.ويتابع تقلصه مع زيادة كثافته وفى تلك الحالة،لا يتمكن الضوء من الإفلات منه إلا بصعوبة ،ويزداد تقلصه ويكون فيما يعرف بالدرجة الحرجة.وهى النقطة التي يصبح عندها مجال الجاذبية قوياً إلى حد أن الضوء يصبح عاجزاً عن الإفلات منه.وهذا هي الثقب الأسود وهو منطقة تعمل بمثابة مركز للتجاذب التثاقلى البحث عن الفجوات السوداء الأنظمة الثنائية هي خير الأماكن التي يمكن العثور فيها على ثقوب سوداء ، والمقصود بالأنظمة الثنائية المنطقة التي يتم فيها انشطار نجم واحد ، نتيجة لدوران سريع يفقده استقراره مصادر الأشعة السينية علم الفلك الأشعة السينية حديث العهد.لأنه يتطلب إرسال معدات إلى ما فوق طبقات الهواء الحاجبة ، بالرغم من صعوباته عثر حتى الآن على العديد من مصادر الأشعة السينية ، احدها سديم السرطان . معظم مصادر الأشعة السينية موجودة في مجرتنا ، وتقع قريباً من مستوى المجرة . وهناك مجرات أخرى تنطلق منها أيضاً أشعة سينية ، في مقدمتها النظام في صورة العذراء النجوم المزدوجة  تظهرخلال المرقابات أزواج عديدة من النجوم , و ليس المقصود من كلامنا النجوم المزدوجة ظاهريا فقط بمعنى أن النجمين بعيدين جدا عن بعضهما و لكنهما يقعان على خط رؤية واحد مما يعطي الإنطباع بقربهما الشديد من بعضهما . فهناك أزواج أخرى كثيرة هي في الحقيقة نجوم مزدوجة يدور كل منهما حول الآخر أو بالأحرى يدوران حول مركز جاذبيتهما المشترك . و رصد حركة النجوم المزدوجة و تأثير كل منهما على الآخر بفعل قواهما الجاذبة مكن بشكل رئيسي من تقدير كتل النجوم . و بعض هذه الأزواج و عددها كثير تكون نجومها متباعدة عن بعضها بحيث يسهل رصد حركتها و تحديد مداراتها , و بعضها الآخر و عددها كبير أيضا نجومها متقاربة بحيث يصعب فصلها حتى باستخدام أقوى المرقابات . و هنا لا بد من الإستعانة مرة أخرى بتأثير دوبلر . فعندما يدور نجم حول الآخر , فإن أحدهما يتحرك في اتجاهنا , و الآخر يبتعد عنا . بعد ذلك بقليل تنعكس الوضعية , فيصبح النجم المقترب مبتعدا و الآخر مقتربا . و بما أن النجمين متقاربين جدا , فإننا نراهما كنجم واحد , لكننا عندما نحلل طيف هذا النجم الواحد , نرى مجموعتين من خطوط فراونهوفر الطيفية متحركتين كل منهما بالنسبة للأخرى بسبب حركة النجمين , و نستنتج عندئذ أننا نرصد زوجا ثنائيا من النجوم . يمكن في بعض الحالات , إستنتاج وجود رفيق ثنائي غير مرئي لنجم ما بواسطة حركة النجم الملتوية . فالحركة الملتوية للشعرى اليمانية عبر السنين تشير إلى وجود نجم رفيق لها , كما هو موضح بالصورة .  و أشهر النجوم المزدوجة التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة , هما الزوج العناق و السها في ذيل صورة الدب الأكبر و قد كان العرب يمتحنون البصر بنجم السها و جاء في أشعارهم : أريها السها و تريني القمر .  و يمكن من خلال المرقاب رؤية نجم آخر , حيث أن العناق هو في حد ذاته نجم مزدوج , و يزداد الوضع تعقيدا عندما نكتشف أن رفيق العناق اللامع هو أيضا ثنائي طيفي , بحيث يصبح هذه المجموعة التي ترى بالعين المجردة زوجا من النجوم مكونة في الحقيقة من أربعة نجوم . إن النجوم المتعددة من هذا النوع ظاهرة شائعة و تشكل منظرا جميلا في السماء النجوم المتغيرة ليست كل النجوم ثابتة في عطائها الضوئي كالشمس , فأعداد كبيرة منها تحدث فيها تغيرات ضوئية هائلة , بعضها بانتظام , و بعضها الآخر بشكل غير منتظم . و أحد أشهر هذه النجوم المتغيرة هو نجم أعجوبة قيطس في صورة قيطس كما هو موضح بالصورة  و هو نجم عملاق أحمر , فقد لوحظ سلوكه الغريب منذ مئات السنين , و قد عرف عن قدره أنه وصل المرتبة الثالثة إلا أنه قد ينخفض إلى المرتبة 9.5 أي فرق في اللمعان قدره 300 مرة مما يجعله غير مرئي بالعين المجردة خلال معظم فترة تقلبه التي تبلغ 47 أسبوعا تقريبا . و هناك نجوم متغيرة طويلة الدورة مثل أعجوبة قيطس . المتغيرات الغير منتظمة الدور ثمة نوع آخر من النجوم المتغيرة , و هي المتغيرات الغير منتظمة الدور , و قد سميت بذلك لأن دوراتها غير منتظمة إطلاقا , و لا يمكن للفلكيين التنبؤ بتغيراتها . فمنكب الجبار أو إبط الجوزاء و هو نجم عملاق أحمر في صورة الجبار نموذج لهذا النوع و إن كانت تغيراته ليست كبيرة جدا .  المزدوجات الكسوفية و هناك أنواع أخرى من المتغيرات يمكن التنبؤ بدوراتها بشكل دقيق , أحدها ما يسمى بالمزدوجات الكسوفية , فعندما يدور نجمان متقاربان , أحدهما حول الآخر و يكون مستوى مداريهما في وضع مناسب فإن أحدهما سيمر أمام الآخر في فترات معينة , فيحجب ضوءه عنا , مما يعطي انطباعا بأن هذا الثنائي المزدوج ليس سوى نجم واحد متغير . و نجم رأس الغول في صورة فرساوس نموذج لذلك بدورة تقل قليلا عن ثلاثة أيام . و توجد حالات أخرى لمزدوجات كسوفية يكون فيها أحد النجمين نجما متغيرا بالفعل .  المتغيرات القيفاوية أما المتغيرات القيفاوية و سميت كذلك لأن أول نجم من هذا النوع اكتشف بصورة قيفاوس أو الملتهب , و هي تشكل أهمية كبيرة عند الفلكيين , حيث أنها تظهر تغيرات منتظمة جدا , يتزايد لمعانها بحدة نحو حد أقصى ثم تتناقص تدريجيا بدورة تتراوح بين يوم واحد و عدة أسابيع , و هذه المتغيرات هي في الحقيقة نجوم نابضة تتمدد و تنكمش , و تضم مجموعات جزئية , نجد أحدها في صورة الشلياق أو آخر في صورة السنبلة لا تتجاوز دوراتها ساعات معدودة .  و تكمن أهمية المتغيرات القيفاوية في العلاقة المحددة بين دوراتها و قدرها المطلق . بمعنى أنه بمقارنة القدر المطلق لمتغير قيفاوي بواسطة دورته مع القدر الظاهري , يمكن مباشرة إيجاد بعده عنا . إن قياس المسافات النجمية أمر صعب , حيث أنه لا يمكن استخدام طريقة اختلاف المنظر إلا للنجوم القريبة فقط . أما لغير ذلك أي على مسافات تتجاوز 200 سنة ضوئية , فإن الطريقة تصبح غير دقيقة , مما يستوجب استعمال التقنيات الإحصائية . لذلك تعتبر القيفاويات أداة قيمة ليس فقط لقياس مسافات المتغيرات القيفاوية , بل أيضا أبعاد الحشود النجمية أو المجرات المحتوية على متغيرات قيفاوية . و توجد أنواع أخرى من النجوم المتغيرة و هي : النجوم الكارتية النجوم المتوقدة , و النجوم المستعرة و تسمى كذلك المتجددة , و النجوم المتجددة العظمى و هي النجوم المتفجرة الفائقة التوهج . و النجوم المتوقدة هي نجوم حمراء قزمة خافتة جدا تأخذ في السطوع فجأة و يصبح قدرها في المراتب الأولى في فترة قصيرة جدا . أما النجوم المستعرة أو المتجددة فهي تلتهب بشكل فجائي لتصل حدا أقصى خلال أيام معدودة , ثم تبدأ في الخفوت تدريجيا حتى تختفي تماما . و يعتقد أن النجوم المستعرة هي نجوم تفجرت بها فوقعة خارجية من الغاز , مسببة زيادة في السطوع بحوالي 20000 مرة , ثم تعود لتستقر في حالة استقرار من جديد , كما يعتقد أن العديد منها يتكرر دوريا . أما النجوم المتجددة العظمى التي يتضاعف سطوعها بنسبة مئات الملايين و بعضها طغى ضوؤه لفترات وجيزة على ضوء المجرة التي يوجد بها , فإنها تعتبر كوارث سماوية حقيقية , و يرجع ذلك في الغالب إلى التفتت التام لبعض النجوم بسبب انفجارها . غير مبريء الذمه نقل الموضوع أو مضمونه بدون ذكر المصدر: منتديات الشامل لعلوم الفلك والتنجيم - من قسم: مقالات عامة في علم الفلك
|
 29-07-2006, 05:03 AM المشاركة : (2) | |
 بسم الله الرحمن الرحيم ( رب قد آتيتني من الملك وعلمتني من تأويل الأحاديث فاطر السموات والأرض أنت وليّ في الدنيا والآخرة توفني مسلما وألحقني بالصالحين ) ( الناس تطرق أبواب الملوك طلبا للعطايا ، والملوك تطرق أبوبنا لدوام ملكهم ) الفلكي الروحاني أ.محمد زاهد خليل المشهداني الحسيني اخي الفاضل نوفيد جعلك الله واخاك السرويتي مفيدا اود ان اقد لك فائق شكري على موضوعك القيم والمفيد الذي تحدثت به على النجوم وما يتعلق بها والذي ارفقته بالصور الموضحة ، بارك الله فيك اخوك السيد المشهداني الحسيني |
مواقع النشر (المفضلة) |
| الذين يشاهدون محتوى الموضوع الآن : 1 ( الأعضاء 0 والزوار 1) | |
 المواضيع المتشابهه |
| الموضوع |
| احكام النجوم |
| الخلوة أنواعها وفوائدها |
| كتب عن النجوم ... |
| ايران بين النجوم |
| تقول النجوم |
العرض العادي
