تطور النجوم ووفاتها

يولد النجم عادة عند ما تتراكم كميات كثيفة من الغاز ، والتراب الكونى البارد من الفضاء الكونى بفعل الجاذبية ، ويظل هذا التراكم مستمر لفترة قد تمتد من (١٠ إلى ٥٠٠) مليون سنة حسب كتلة النجم ، يبدأ بعدها التفاعل النووى لأن ازدياد التراكم يؤدى أولا إلى تقلص النجم نتيجة ازدياد الجاذبية فترتفع درجة الحرارة والضغط فى باطن النجم تماما ، كما ترتفع درجة حرارة غاز وضغطه عند ما ينكمش حجمه ، وتصبح الكرة النجمية متوهجة ذاتيا لتعلن عن ميلاد نجم جديد ، وبهذا يبدأ النجم مرحلة الطفولة.

ويتكون النجم أساسا من غاز الهيدروجين مخلوطا بكمية صغيرة من الهليوم ، وعند ما يتزايد الضغط وترتفع درجة الحرارة إلى ملايين الدرجات فى باطن النجم يبدأ التفاعل النووى الاندماجى حيث يندمج الهيدروجين مكونا هيليوم ، واندماج الهيدروجين لتكوين الهليوم يحدث نقص فى الكتلة يتحول إلي طاقة تنطلق من المركز إلى سطح النجم على هيئة أشعة جاما فيسخن السطح إلى آلاف الدرجات ، ويتوهج وتنطلق منه الطاقة الضوئية المرئية وغير المرئية ، وتتحدد بذلك قوة إضاءة النجم ولون سطحه ويدخل النجم مرحلة الشباب.

وتختلف أنواع النجوم الشابة باختلاف درجة حرارتها السطحية أى باختلاف لونها ، وتختلف درجة الحرارة السطحية للنجوم الشابة من (٣٠٠٠ درجة في النجوم الصغيرة الحمراء إلي ٢٥٠٠٠ درجة في النجوم الكبيرة الزرقاء) وبينهما توجد تصاعديا أنواع النجوم ذات اللون الأصفر البرتقالي ، والأصفر مثل شمسنا ، والأبيض المصفر ، والأبيض والأبيض المزرق.

وبهذا يتضح أن شمسنا نجم شاب متوسط الكتلة ، ودرجة حرارتها السطحية ٦٠٠٠ درجة مئوية.

وتدوم حياة النجوم الشابة بلايين السنين حتى ينتهى الهيدروجين بتحوله إلى