النواة النجمية

النواة النجمية هي المنطقة شديدة الحرارة والكثافة في مركز النجم. بالنسبة لنجم عادي من نجوم التسلسل الرئيسي ، تمثل منطقة النواة الحجم الذي تسمح فيه ظروف درجة الحرارة والضغط بإنتاج الطاقة من خلال الاندماج النووي الحراري للهيدروجين إلى هيليوم . هذه الطاقة بدورها تعادل كتلة النجم الضاغطة إلى الداخل؛ وهي عملية تحافظ ذاتيًا على الظروف في حالة توازن حراري وهيدروستاتيكي . تتجاوز درجة الحرارة الدنيا المطلوبة لاندماج الهيدروجين النجمي ^10⁷ كلفن ( 10 مليون كيلوجول  )، بينما تتجاوز الكثافة في مركز الشمس100 جم/سم³ ^.  يحيط الغلاف النجمي بالنواة، التي تنقل الطاقة من النواة إلى الغلاف الجوي النجمي حيث تُشعّ بعيدًا في الفضاء. ^{[ 1 ]}

تتميز نجوم التسلسل الرئيسي بآلية توليد الطاقة الأساسية في منطقتها المركزية، حيث تندمج أربع نوى هيدروجين لتكوين ذرة هيليوم واحدة من خلال الاندماج النووي الحراري . والشمس مثال على هذا النوع من النجوم. بمجرد تكوّن نجوم بكتلة الشمس ، تصل المنطقة المركزية إلى حالة التوازن الحراري بعد حوالي 100  مليون (10⁸ ⁾ سنة ^{[ 2 ]} وتصبح إشعاعية. ^{[ 3 ]} هذا يعني أن الطاقة المتولدة تُنقل خارج النواة عبر الإشعاع والتوصيل الحراري بدلاً من انتقال الكتلة على شكل حمل حراري . وفوق هذه المنطقة الإشعاعية الكروية تقع منطقة حمل حراري صغيرة أسفل الغلاف الجوي الخارجي مباشرةً .

عند انخفاض كتلة النجوم ، تشغل طبقة الحمل الحراري الخارجية نسبة متزايدة من الغلاف، وبالنسبة للنجوم ذات كتلة تبلغ حواليعندما تكون كتلة النجم 0.35 كتلة _شمسية  (35% من كتلة الشمس) أو أقل (بما في ذلك النجوم الفاشلة )، يكون النجم بأكمله، بما في ذلك مركزه، ذا بنية حمل حراري. ^{[ 4 ]} تشغل هذه النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا (VLMS) النطاق المتأخر من نجوم التسلسل الرئيسي من النوع M ، أو الأقزام الحمراء . تشكل هذه النجوم المكون النجمي الرئيسي لمجرة درب التبانة ، حيث تمثل أكثر من 70% من إجمالي عددها. يصل الطرف ذو الكتلة المنخفضة من نطاق VLMS إلى حواليتبلغ كتلة النجم 0.075 كتلة _شمسية  ، وهي الكتلة التي لا يحدث عندها اندماج الهيدروجين العادي (غير الديوتيريوم ) ، ويُصنف الجسم على أنه قزم بني . تنخفض درجة حرارة المنطقة المركزية للنجم ذي الكتلة المنخفضة جدًا مع انخفاض كتلته، بينما تزداد كثافته. بالنسبة لنجم ذي0.1 كتلة _شمسية  ، درجة حرارة اللب حوالي5  مليون كيلوجول بينما الكثافة حوالي500  جم سم ⁻³ . حتى في الطرف الأدنى من نطاق درجة الحرارة، يكون الهيدروجين والهيليوم في منطقة النواة متأينين بالكامل. ^{[ 4 ]}

عند كتل أقل من 1.2 كتلة _شمسية تقريبًا، يتم إنتاج الطاقة في لب النجم بشكل أساسي من خلال تفاعل سلسلة البروتون-بروتون ، وهي عملية لا تتطلب سوى الهيدروجين. أما بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن هذه الكتلة، فيزداد توليد الطاقة من دورة CNO ، وهي عملية اندماج الهيدروجين التي تستخدم ذرات وسيطة من الكربون والنيتروجين والأكسجين. في الشمس، لا تتجاوز نسبة الطاقة الناتجة عن دورة CNO 1.5% من إجمالي الطاقة. بالنسبة للنجوم التي تبلغ كتلتها 1.5 كتلة _شمسية، حيث تصل درجة حرارة اللب إلى 18 مليون كلفن، يأتي نصف إنتاج الطاقة من دورة CNO والنصف الآخر من سلسلة البروتون-بروتون. ^{[ 5 ]} تُعد عملية CNO أكثر حساسية لدرجة الحرارة من سلسلة البروتون-بروتون، حيث يحدث معظم إنتاج الطاقة بالقرب من مركز النجم. ينتج عن ذلك تدرج حراري أقوى، مما يُسبب عدم استقرار حراري. لذا، تكون منطقة اللب منطقة حمل حراري للنجوم التي تزيد كتلتها عن 1.2 كتلة شمسية _{تقريبًا} . ^{[ 6 ]}   

بالنسبة لجميع كتل النجوم، ومع استهلاك الهيدروجين في النواة، ترتفع درجة الحرارة للحفاظ على توازن الضغط. ينتج عن ذلك زيادة في معدل إنتاج الطاقة، مما يؤدي بدوره إلى زيادة لمعان النجم. يتناقص عمر مرحلة اندماج الهيدروجين في النواة مع ازدياد كتلة النجم. بالنسبة لنجم بكتلة الشمس، تبلغ هذه الفترة حوالي عشرة مليارات سنة.5 ملايين _☉  يبلغ عمرها 65  مليون سنة بينما عنديبلغ متوسط ​​كتلة النجم 25 ضعف كتلة الشمس _،  وتستغرق فترة اندماج الهيدروجين في نواته ستة ملايين سنة فقط. ^{[ 7 ]} أما أطول النجوم عمراً فهي الأقزام الحمراء ذات الحمل الحراري الكامل، والتي يمكن أن تبقى على التسلسل الرئيسي لمئات المليارات من السنين أو أكثر. ^{[ 8 ]}

بمجرد أن يحوّل النجم كل الهيدروجين الموجود في نواته إلى هيليوم، تصبح النواة غير قادرة على دعم نفسها وتبدأ بالانهيار. ترتفع درجة حرارتها حتى تصبح كافية لبدء اندماج الهيدروجين الموجود في غلاف خارج النواة. تستمر النواة بالانهيار وتتمدد الطبقات الخارجية للنجم. في هذه المرحلة، يكون النجم شبه عملاق . أما النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا فلا تصبح شبه عملاقة أبدًا لأنها تعتمد كليًا على الحمل الحراري. ^{[ 9 ]}

تتميز النجوم التي تتراوح كتلتها بين 0.4 و 1 كتلة _{شمسية بنوى صغيرة غير حاملة للحرارة على التسلسل الرئيسي} ، وتتطور لديها أغلفة هيدروجينية سميكة على فرع ما قبل العملاق. تقضي هذه النجوم مليارات السنين على فرع ما قبل العملاق، حيث تزداد كتلة نواة الهيليوم ببطء نتيجة اندماج غلاف الهيدروجين. في النهاية، تصبح النواة متدهورة، حيث يصبح ضغط تدهور الإلكترونات المصدر الرئيسي لضغط النواة ، ويتوسع النجم إلى فرع العملاق الأحمر. ^{[ 9 ]}  

تمتلك النجوم ذات الكتل الأكبر نوى حملية جزئيًا على الأقل أثناء وجودها على التسلسل الرئيسي، وتُكوّن نواة هيليوم كبيرة نسبيًا قبل أن تُطلق الهيدروجين في جميع أنحاء منطقة الحمل الحراري، وربما في منطقة أكبر نتيجة لتجاوز الحمل الحراري . عندما يتوقف اندماج النواة، تبدأ النواة بالانهيار، وتكون كبيرة جدًا لدرجة أن الطاقة الجاذبية تزيد من درجة حرارة النجم ولمعانه لعدة ملايين من السنين قبل أن تصبح ساخنة بما يكفي لإشعال غلاف هيدروجيني. بمجرد أن يبدأ الهيدروجين بالاندماج في الغلاف، يبرد النجم ويُعتبر شبه عملاق. عندما تتوقف نواة النجم عن الاندماج، ولكن تُحافظ درجة حرارتها على استقرارها من خلال اندماج الغلاف المحيط، توجد كتلة قصوى تُسمى حد شونبيرغ-تشاندراسيكار . عندما تتجاوز الكتلة هذا الحد، تنهار النواة، وتتمدد الطبقات الخارجية للنجم بسرعة ليصبح عملاقًا أحمر . في النجوم التي تصل كتلتها إلى حوالي 2 كتلة _شمسية ، يحدث هذا بعد بضعة ملايين من السنين فقط من تحول النجم إلى شبه عملاق. النجوم التي تزيد كتلتها عن 2 كتلة _شمسية يكون لها نوى فوق حد شونبيرج-تشاندراسيكار قبل أن تغادر التسلسل الرئيسي. ^{[ 9 ]}  

بمجرد أن يصبح إمداد الهيدروجين في قلب نجم منخفض الكتلة على الأقلعندما ينضب مخزون الهيدروجين في نجم كتلته 0.25 كتلة _شمسية  ^{[ 8 ]} ، فإنه سيغادر التسلسل الرئيسي ويتطور على طول فرع العملاق الأحمر في مخطط هرتزبرونغ-راسل . أما النجوم المتطورة التي تصل كتلتها إلى حوالي 1.2 _كتلة شمسية ، فستتقلص نواتها حتى يبدأ الهيدروجين بالاندماج عبر سلسلة تفاعلات البروتون-بروتون، مصحوبًا بغلاف يحيط بنواة الهيليوم الخاملة، مرورًا بفرع شبه العملاق . ستؤدي هذه العملية إلى زيادة كتلة نواة الهيليوم تدريجيًا، مما يتسبب في ارتفاع درجة حرارة غلاف اندماج الهيدروجين حتى يتمكن من توليد الطاقة من خلال دورة CNO. ونظرًا لحساسية عملية CNO لدرجة الحرارة، سيكون غلاف اندماج الهيدروجين هذا أرق من ذي قبل. أما النجوم غير الحاملة للهيدروجين التي تزيد كتلتها عن 1.2 كتلة شمسية _والتي استهلكت هيدروجين نواتها من خلال عملية CNO، فستتقلص نواتها وتتطور مباشرة إلى مرحلة العملاق. وستؤدي زيادة كتلة وكثافة نواة الهيليوم إلى زيادة حجم النجم ولمعانه أثناء تطوره على طول فرع العملاق الأحمر. ^{[ 10 ]}  

بالنسبة للنجوم في نطاق الكتلةعند درجة حرارة تتراوح بين 0.4 و1.5 كتلة _شمسية  ، يصبح لب الهيليوم متدهورًا قبل أن تصل درجة حرارته إلى مستوى كافٍ لبدء اندماج الهيليوم. وعندما تصبح كثافة الهيليوم المتدهور في اللب عالية بما يكفي - عند حوالي10 ⁷  جم سم ⁻³ عند درجة حرارة حوالي^{عند درجة حرارة} 10⁹  كلفن ، يتعرض النجم لانفجار نووي يُعرف باسم " وميض الهيليوم ". لا يُرصد هذا الحدث خارج النجم، إذ تُستهلك الطاقة المنبعثة بالكامل لرفع النواة من حالة انحلال الإلكترونات إلى حالة الغاز الطبيعي. تتمدد نواة الهيليوم المندمجة ، مع انخفاض الكثافة إلى حوالي 10³ - 10⁴ ^غ /سم³ ^{، بينما} ينكمش الغلاف النجمي. يصبح النجم الآن على الفرع الأفقي ، حيث يُظهر الغلاف الضوئي انخفاضًا سريعًا في اللمعان مصحوبًا بارتفاع في درجة الحرارة الفعالة . ^{[ 11 ]}

في النجوم الرئيسية ذات الكتلة الأكبر والتي تتميز بوجود تيارات حمل حراري في النواة، يختلط الهيليوم الناتج عن الاندماج النووي في جميع أنحاء منطقة الحمل الحراري. وبمجرد استهلاك الهيدروجين الموجود في النواة، فإنه يُستنفد فعليًا في جميع أنحاء منطقة الحمل الحراري. عند هذه النقطة، تبدأ نواة الهيليوم بالانكماش ويبدأ اندماج الهيدروجين مع تكوّن غلاف حول المحيط، والذي يضيف بدوره المزيد من الهيليوم إلى النواة الخاملة بشكل مطرد. ^{[ 7 ]} عند كتل نجمية أعلى من_{عند كتلة} 2.25 كتلة  شمسية ، لا يصبح لب النجم متدهورًا قبل بدء اندماج الهيليوم. ^{[ 12 ]} وبالتالي، مع تقدم النجم في العمر، يستمر اللب في الانكماش والتسخين حتى يمكن الحفاظ على عملية اندماج ألفا الثلاثية في المركز، مما يؤدي إلى اندماج الهيليوم إلى كربون. ومع ذلك، فإن معظم الطاقة المتولدة في هذه المرحلة تستمر في القدوم من غلاف اندماج الهيدروجين. ^{[ 7 ]}

بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 10 أضعاف _{كتلة الشمس} ، يبدأ اندماج الهيليوم في النواة فور انتهاء التسلسل الرئيسي. تتشكل طبقتان من اندماج الهيدروجين حول نواة الهيليوم: طبقة داخلية رقيقة من دورة CNO وطبقة خارجية من سلسلة بروتون-بروتون. ^{[ 13 ]} 

• النواة الشمسية
• التطور النجمي