وحول وجود الله العظيم !

Quote: ذات يوم ربيعي من شهر يونيو العام 1054 ميلادية فوجئ سكان النصف الشمالي من الكرة الأرضية (خصيصا فلكيو الحضارة الصينية الذين سجلوا لنا هذا الحدث بالوصف اللطيف: النجم الزائر !) بالاشتعال المفاجئ لبقعة صغيرة من الضوء في كبد السماء، ليس في حلكة الليل و إنما في وضح النهار ! الأكثر إثارة للدهشة أن هذه الظاهرة استمرت قرابة العامين و هي تخفت تدريجيا(حافظت على لمعانها الأولي المدهش لمدة 23 يوما) حتى غدت بسطوع نجم عادي بكوكبة الثور. في تلك الأزمنة و حتى نهايات القرن الثامن عشر كان تصور أن النجوم أجسام خالدة لا يطرأ عليها تغير مسيطرا بشدة على العقول، كانت الفكرة المتخيلة (رغم بساطتها و جمالها) عن وجود قبة سماوية صلدة تتعلق بها النجوم كدبابيس مضيئة تبدو من مسلمات البديهة التي يدعمها العيان! لذا كانت أحداث ذلك الضياء المفاجئ مزعجة للغاية و غير مفهومة على الإطلاق (كانت هناك أحداث مشابهة و إن من درجات أقل هولا في الأعوام 1006، 1572، 1604 ميلادية ). ما نعرفه اليوم عن حقيقة ما حدث عام 1054 م مدهش، حيث كان هذا الاشتعال الغامض انفجارا نجميا مهولا لمستعر أعظم Supernova الذي لا تزال بقاياه الغازية تهرع في كل الاتجاهات بسرعة 1000كم/ثانية منذ ذلك اليوم لتتوزع تلك البقايا في حجم مهول يبلغ قطره 6 سنوات ضوئية (السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها شعاع من الضوء ينطلق بسرعة 300000كم/ث في سنة كاملة)، و نظرا لشكله الذي يشبه أرجل السرطان البحري فقد سماه عالم الفلك البريطاني روس عام 1844 بسحابة السرطان Crab Nebula و لا يزال يعرف بهذا الاسم حتى اليوم. المستعرات العظمى ما هي إلا أحد السكان الغريبي الأطوار الذين يعج بهم صرح علم الفلك المعاصر! فمن الأقزام البيضاء White dwarfs و العمالقة الحمر Red Giants و النجوم النيوترونية Neutron Stars للثقوب السوداءBlack Holes تبدو تلك الفكرة اللطيفة لقبة سماوية لا تقبل التغيير مريحة و مغرية للغاية! لكن بما أننا في هذا العصر المتخم بالدهشة فلننطلق في رحلة شيقة عبر النجوم لنحاول التعرف على هؤلاء القاطنين الجدد و لنتعرف على قرابتهم من بعضهم و قصص حياتهم المشوقة للغايــة! حول لمعان النجوم: في عام 134 قبل الميلاد قام هيباركس Hipparchus الإغريقي بعمل أول تصنيف لسطوع النجوم المشاهدة بالعين المجردة، حيث قام بتصنيفها في ستة درجات Magnitudes الألمع من بينها تقع في الدرجة الأولى و الأخفت بالدرجة السادسة. الجدير بالذكر أن كل درجة تفوق ما قبلها بـ 2.512 ضعفا بحيث تكون النجوم بالدرجة الأولى ألمع بـ100 مرة من نجوم الدرجة السادسة. في الأزمنة الحديثة تبنى الفلكيون هذا التصنيف و لكن طبعا مع بعض التطوير، حيث أدخلت درجات وسيطة بين الستة درجات الأساسية ( نجم الدبران 1.1 / النجم القطبي 2.1 / إلكترا ـ أحد نجوم الثرياـ 3.8 / نجم فيجا 0.5 ) . بالإضافة لاستعمال درجات سالبة لوصف الأجسام الأكثر لمعانا كالشمس (- 26.9 درجة) و القمر (-12.6 درجة) مثلا. بالإضافة للاختلاف في درجة السطوع (كما نراه من الأرض) تختلف النجوم في الألوان أيضا، صنف علماء الفلك النجوم إلى 7 فئات طيفية و سميت كل فئة بحرف أبجدي. و كما علمتنا الديناميكا الحرارية فإن الألوان المختلفة للأجسام الحارة تدلنا على درجة حرارة سطحها (و لهذا قصة مشوقة توجت في بدايات هذا القرن باكتشاف ميكانيكا الكم). تتراوح النجوم بين البيضاء الحارة جدا مرورا بالصفراء كشمسنا و أخيرا للحمراء و مادون الحمراء، و الفئات الطيفية هي (من الأبيض للأحمر) O , B , A , F , G , K , M بالإضافة لفئات خاصة تضم أشد النجوم برودا (بالمقياس الفلكي بالطبع!) R , N , S , W . مسلحين بهذه الأداة لمقارنة اللمعان النسبي للنجوم، و بالفئات المختلفة لألوانها و حرارتها السطحية، ننطلق في رحلتنا بين النجوم. التاريخ الشخصي للنجوم: بادئ ذي بدء نمعن النظر في أوائل النجوم التي تخلقت بالكون، و كما سنعرف لاحقا فإنها تعتبر الآباء المجهولة لأجيال لاحقة من النجوم التي سيختلف تطورها و نهاياتها عن آبائها بشكل واضح و درامي للغاية!( تعتمد الحياة على الأرض على تلك الأحداث الأولى بشكل أساسي) مع الانتباه إلى أن عملية تشكلها تشابه ما يحدث الآن من ولادة نحوم جديدة كل ثانية بكوننا الرحيب. طبقا للتقديرات الحديثة يبلغ عمر الكون مابين 15 مليار إلى 18 مليار سنة، و انطلاقا من نظرية الانفجار العظيم Big Bang Theory (نظرية تعنى ببدء الكون و تطوره عبر الزمن و لها تاريخ و مزاعم مشوقة للغاية) فبعد مرور مليون سنة من بدء الكون عندما انخفضت درجة الحرارة لـ 3000 كلفن تكونت أولى الذرات المستقرة و كان هناك 70-75% هيدروجين و 25-30% هيليوم كعناصر أساسية بالكون. كانت الوسط الكوني متجانسا حينها، بلا فروقات محسوسة في الكثافة بين منطقة و أخرى. و لكن بالطبع ـ فلا شيء يبلغ حد الكمال! ـ كانت الحركات العشوائية للذرات المكونة للوسط الكوني تصنع مناطق أكثر كثافة أحيانا و لكنها سرعان ما تعاد للتجانس بسبب الضغط المتولد عن اختلاف الكثافة تماما كما تهب الرياح من المناطق ذات الكثافة (الضغط الجوي) المرتفعة، كان من الممكن أن يقود هذا لكون متجانس و بليد دون نجوم أو كواكب أو حياة، ما لم تتدخل قوة الجاذبية في هذا السيناريو، فطبقا للنظريات الفلكية الحديثة هنالك طول محدد (يسمى قطر جينس Jeans radius ) إذا نجحت الحركات العشوائية بتجميع كمية كافية من المادة داخله لكان هذا كافيا لبدء عملية من الانكماش تحت تأثير جاذبية هذه المادة بما يفوق ضغط اختلاف الكثافة الساعي لاستعادة التوازن و التجانس الأولي. هكذا بدأت عملية التمايز التي ستنتهي بولادة النجوم الأولى، فمع تكون المناطق الأولى الكبرى و بدئها بالانكماش ازدادت كثافتها بشكل مضطرد و تبعا لهذا نقص بشكل أسرع طول جينس اللازم لتمايز مناطق أخرى داخل المنطقة المتقلصة (يعتمد طول جينز على الكثافة بشكل أساسي) ، أدى هذا بالطبع لعملية يطلق عليها التفكك المتعاقب Cascade Fragmentation حيث أخذت المادة الكونية بالتشكل في مجموعات أصغر فأصغر، المثير للاهتمام هو أن الحسابات الحديثة تدل على أن الأحجام المتعاقبة للتفكك تناظر أحجام ما نشاهده اليوم من عناقيد المجرات و المجرات و النجوم. الجدير بالذكر هنا هو أن أكبر كتلة ممكنه نظريا لتجمع من المادة الكونية يبقى دون تفكك هي 65 ضعف كتلة الشمس، رغم أن الواقع هو أن كتل النجوم تراوح مابين نصف كتلة الشمس لـ5أضعاف كتلتها!. إذن تبدو العملية كالتالي .. بفعل تراوحات الكثافة تأخذ منطقة محددة من المادة الكونية بالتقلص تحت تأثير جاذبيتها، مما يؤدي لازدياد كثافتها و بالتالي إزدياد درجة حرارتها على نحو مضطرد (نتيجة لقوانين الديناميكا الحرارية التي تنبني على محاكمات arguments إحصائية رائعة بالدرجة الأولى!). هذه المرحلة ما قبل النجمية Protostar تعتمد على كتلة المادة المتقلصة ففي حالة نجوم كشمسنا تستغرق حوالي 2 مليون سنة، أما في النجوم الأضخم كتلة فتستغرق فقط 100000 سنة!، تشع النجوم في هذه المرحلة أشعه ما تحت حمراء تسددها من طاقة الجاذبية و ذلك حتى يبلغ الضغط في مركز المادة المتقلصة حدا يكفي لتوليد الحرارة اللازمة لبدء تفاعلات الاندماج النووي بين ذرات الهيدروجين لتتحول إلى هيليوم و محررة بهذا طاقات جبارة تعلن ولادة نجم جديد!. لابد أن نستثني هنا النجوم الأصغر بـ100 مرة من كتلة الشمس حيث لا تبلغ الحرارة في مركزها ما يكفي لبدء التفاعل النووي، و هكذا تتقلص لحجم ثابت يتوازن فيه ضغط الغاز المكون لها مع الجاذبية و تصبح كتلة مظلمة من المادة في قلب الكون، تسمى الأقزام السوداء. تعمل طاقة الاندماج النووي الجبارة على موازنة قوة الجاذبية مما يؤدي لحالة من التوازن يستقر فيها النجم مشعا الضوء و الحرارة و هو يحتفظ بنفس الحجم تقريبا، هذه المرحلة تعتمد أيضا على كتلة النجم فكلما زادت كتلته نقص عمره! لأن الضغط القوي للجاذبية للنجوم ذوات الكتل الضخمة تولد حرارة أشد مما يزيد من سرعة التفاعلات النووية فيستهلك الوقود النووي (الهيدروجين) بشكل أسرع. نجم كشمسنا سيعيش 15 مليار سنة، و نجم له نصف كتلة الشمس حياته 100 مليار سنة، بينما نجم أكبر كتلة من الشمس يمكن أن يعيش فقط 50 مليون سنة!. بعد أن تستهلك النجوم أغلب الهيدروجين بأعماقها تبدأ قصص مثيرة للغاية!، حيث تختلف مئالات النجوم حسب كتلتها كما يلي: 1/ نجوم كشمسنا بعد أن ينطفئ سراج الاندماج النووي في لبها المكون حينها من الهيليوم فقط يبدأ اللب في التقلص تحت تأثير الجاذبية مولدا حرارة بفعل التقلص تنتقل للطبقة الرقيقة من الهيدروجين المحيطة باللب حيث يحدث تفاعل اندماجي بين ذرات الهيدروجين تلك مما يؤدي لتأثيرين متناقضين، يساعد الضغط المتولد في طبقة الهيدروجين المشتعلة انكماش اللب الهيليومي و في نفس الوقت يتسبب في اندفاع الطبقات الخارجية للخارج ليتضخم النجم و لكنه يحافظ على لمعانه بسبب طاقة غلالة الهيدروجين المحترقة! ليبلغ أحجاما مهولة تستحق عن جدارة تسمية العمالقة الحمر Red Giants ، و كمثال لنجم في هذه المرحلة الآن نذكر Betelgeuse ثاني ألمع نجم في كوكبة الجبار، حيث يبلغ قطره 300 مليون ميل أي أكبر بـ 40 مليون مرة من حجم الشمس، و لو وضع مكانها لأحترق كوكب المريخ داخله ببساطه. و لكن لا تدع هذا يدهشك فالنجم Epsilon Aurigae الذي يشع تحت حمراء (لأنه أكثر بروده ) يبلغ قطره 2300 مليون ميل!، أي يمكنه ابتلاع كوكب أورانوس بنفس البساطة. في هذه الأثناء تبدأ عملية من التقلص في لب النجم بالحدوث، و كما حدث سابقا تتزايد الكثافة ودرجة الحرارة تباعا حتى نصل لدرجات الحرارة الأعلى(100مليون درجة مئوية) اللازمة لبدء تفاعل اندماجي جديد بين ذرات الهيليوم هذه المرة لتكون ذرات الكربون و محررة طاقات رهيبة مرة أخرى و هكذا يلتمع النجم مرة أخرى في السماء كعنقاء من وسط الرماد! للأسف لن يسعفه هذا طويلا فسرعان ما ينفد الوقود النووي الجديد(في 10% من الزمن الذي قضاه أولا و هو يحرق الهيدروجين)، حينها يحدث نفس التمدد الخارجي و التقلص الداخلي و يمارس النجم لعبته المفضلة ليصنع من الكربون الضحية التالية لتفاعله النووي، تستمر هذه المرحلة من الانطفاء و التوهج ردحا من الزمن حتى تتحول أغلب مادة النجم لعنصر الحديد الذي يمتاز بأعلى طاقة تركب نووي بين العناصر، الشيء الذي يعني أنه لن يتحول إلى أي عنصر آخر إلا إذا أمتص طاقة بدلا عن توليدها!!. هنا يموت النجم بهدوء بعد أن يكون قد أدى خدمة جليلة لنا بتصنيع العناصر اللازمة للحياة و نشرها في أرجاء الكون لتستعملها النجوم الجديدة كشمسنا. 2/نجوم تبلغ مرة و نصف كتلة شمسنا تقريبا: تمر هذه النجوم بنفس المسار السابق مع اختلاف درامي واحد، فنظرا لكتلتها الأكبر و خصوصا إذا كانت من الجيل الثاني أو أكثر ( هنالك عناصر أخرى غير الهيليوم و الهيدروجين في السحابة الأولية التي تكونت منها) فإن مرحلة بدء التفاعل النووي من حديد تولد طاقة انفجارية تمزق الطبقات الخارجية لتندفع نحو الفضاء في مشهد مهيب. هكذا تتكون المستعرات و المستعرات العظمى Novae AND Supernova كتلك التي شوهدت عام 1054 م، انفجارات تضيء بقوة مجرة كاملة و يفقد النجم فيها جزءا كبيرا من كتلته (1/100 في حالة المستعرات العادية و 1/10 إلى 9/10 في حالة المستعرات العظمى). بالإضافة للانفجار يختلف المصير النهائي لمركز النجم كذلك، تحديدا يتقلص النجم تحت تأثير الجاذبية الشديدة ليكون ما يعرف بالقزم الأبيض White Dwarf كالنجم Sirus B الذي يدور مع زميله Sirus A في مدار ثنائي، حيث تبلغ درجة حرارة سطحه أكثر من 10 ألف درجة مئوية (مقارنة بـ 6ألف درجة على سطح شمسنا) مما يجعله يشع بلون أبيض باهر، بينما يكون حجمه صغيرا بدرجة مدهشة، فقط 17 ألف ميل، هذا يعني أن السنتيمتر المكعب الواحد منه يزن 200 كيلوجرام!. هذه الكثافة الهائلة لم يكن من الممكن الوصول إليها لولا أن المادة تمر بما يسمى بالحالة المحطمة Degenerate matter حيث تنضغط الإلكترونات و الأنوية بشدة، و بما أن الذرات العادية تبلغ أحجامها ألف مليون مليون ضعف حجم الجسيم النووي فإن هناك الكثير من الفراغ الممكن ملئه!. 3/نجوم تبلغ حتى ضعفي كتلة الشمس: الفرق الوحيد هنا هو في ما يتبقى في مركز النجم، فبدلا من الأقزام البيضاء تتكون ظاهرة فيزيائية جديدة تسمى بالنجوم النيوترونية Neutron Stars حيث تنصهر الإلكترونات تحت ضغط الجاذبية الشديد في البروتونات مكونة نيوترونات و تصطف هذه النيوترونات كتفا بكتف لينتج نجم مكون من نيوترونات متلاصقة بدرجة حرارة عالية للغاية و كثافة مهولة، حيث لا يتجاوز قطره عن بضع عشرات من الأميال!، و له سرعة دوران مهولة تبلغ مرة كل ثانية و في بعض الحالات 300 مرة بالثانية، كما أنه يصبح مصدرا لإشعاع قوي في نطاق الأشعه السنيه X-Ray Radiation . صديقنا القديم بكوكبة السرطان ينتمي لهذا النوع الأخير، فبعد انفجاره المأساوي عام 1054 م كمستعر أعظم تقلص ليصبح نجما نيوترونيا يصدر إشعاعات سينيه قوية نلتقطها اليوم بوضوح. 4/نجوم تبلغ ضعفي كتلة الشمس فأكثر: هذه النجوم ينتظرها مصير حالك بكل معنى الكلمة!، حيث تبلغ الجاذبية من القوة حدا ينهار فيه النجم مكونا ثقبا أسود!، فتختفي من الوجود حرفيا و يبلغ الزمان نهايته بداخلها. الثقوب السوداء و علاقتها بالنسبية العامة و السفر عبر الزمن و التضمينات الحديثة لميكانيكا الكم بشأنها قصة أخرى مشوقة و مثيرة نفرد لها أحجية أخرى. الآن يكفينا أن نعتبرها النهائية الحزينة لكل نجم تسول له نفسه أن يتضخم أكثر من الحد الحرج لضعفي كتلة الشمس!. ختاما .. تبلغ شمسنا 5 مليارات من السنين عمرا، هذا يعني أن أمامها حوالي 8 مليارات أخرى قبل أن تتحول لعملاق أحمر و تشوي الأرض في تمددها الرهيب لتتحول إلى كتلة من اللهب. ترى هل خطر على بال أحد من العالم القديم الذي يرى في الأرض مركز الكون و الشمس نجما أبديا مختلفا بشكل أساسي عن النقاط المضيئة بقبة السماء الصلدة، هل خطر بباله أن شمسنا تدلف نحو منتصف العمر و أن لها كباقي النجوم قصة حياة مشوقة و فناء وشيك ككل مخلوق! ــ سؤال مفتوح.

ثانيا الشمس مع النجم أركتورس العظيم

ثالثا الشمس بالنسبة للنجم أنتارس من برج العقرب