البنية النجمية

تصف نماذج بنية النجوم التركيب الداخلي للنجم بتفصيل دقيق، وتتنبأ بلمعانه ولونه وتطوره المستقبلي . وتختلف البنى الداخلية للنجوم باختلاف فئاتها وأعمارها، مما يعكس تركيبها العنصري وآليات نقل الطاقة فيها.

فيما يخص نقل الطاقة، يرجى الرجوع إلى قسم النقل الإشعاعي .

تقوم الطبقات المختلفة للنجوم بنقل الحرارة إلى الأعلى والخارج بطرق مختلفة، وخاصة الحمل الحراري والنقل الإشعاعي ، لكن التوصيل الحراري مهم في الأقزام البيضاء .

يُعدّ الحمل الحراري النمط السائد لنقل الطاقة عندما يكون تدرج درجة الحرارة حادًا بما يكفي بحيث تستمر كتلة معينة من الغاز داخل النجم في الارتفاع إذا ارتفعت قليلًا عبر عملية كظيمة . في هذه الحالة، تكون الكتلة الصاعدة طافية وتستمر في الارتفاع إذا كانت أدفأ من الغاز المحيط بها؛ أما إذا كانت أبرد من الغاز المحيط، فإنها ستعود إلى ارتفاعها الأصلي. ^{[ 1 ]} في المناطق ذات تدرج درجة الحرارة المنخفض والشفافية المنخفضة بما يكفي للسماح بنقل الطاقة عبر الإشعاع، يكون الإشعاع هو النمط السائد لنقل الطاقة.

يعتمد التركيب الداخلي لنجم التسلسل الرئيسي على كتلة النجم.

في النجوم التي تتراوح كتلتها بين 0.3 و1.5 _كتلة شمسية ( M☉ )، بما في ذلك الشمس، يحدث اندماج الهيدروجين إلى هيليوم بشكل أساسي عبر سلاسل بروتون-بروتون ، والتي لا تُحدث تدرجًا حراريًا حادًا. لذا، يهيمن الإشعاع في الجزء الداخلي من هذه النجوم. أما الجزء الخارجي منها فهو بارد بما يكفي ليكون الهيدروجين متعادلًا وبالتالي معتمًا للأشعة فوق البنفسجية، لذا يهيمن الحمل الحراري. وعليه، تمتلك هذه النجوم نوى إشعاعية ذات أغلفة حمل حراري في الجزء الخارجي منها.

في النجوم الضخمة (أكبر من 1.5 كتلة شمسية تقريبًا ) _، تتجاوز درجة حرارة النواة 1.8 × 10⁷ كلفن تقريبًا ^، لذا يحدث اندماج الهيدروجين إلى الهيليوم بشكل أساسي عبر دورة CNO . في هذه الدورة، يتناسب معدل توليد الطاقة طرديًا مع درجة الحرارة مرفوعة للأس 15، بينما يتناسب طرديًا مع درجة الحرارة مرفوعة للأس 4 في سلاسل تفاعلات البروتون-بروتون. ^{[ 2 ]} نظرًا لحساسية دورة CNO الشديدة لدرجة الحرارة، يكون تدرج درجة الحرارة في الجزء الداخلي من النجم حادًا بما يكفي لجعل النواة حاملة للحرارة . أما في الجزء الخارجي من النجم، فيكون تدرج درجة الحرارة أقل حدة، لكن درجة الحرارة مرتفعة بما يكفي لتأين الهيدروجين بشكل شبه كامل ، مما يجعل النجم شفافًا للأشعة فوق البنفسجية . وبالتالي، تمتلك النجوم الضخمة غلافًا إشعاعيًا .

لا تحتوي نجوم التسلسل الرئيسي ذات الكتلة الأدنى على منطقة إشعاع؛ فآلية نقل الطاقة السائدة في جميع أنحاء النجم هي الحمل الحراري. ^{[ 3 ]}

توزيع درجات الحرارة تحت أشعة الشمس

الكتلة داخل نصف قطر معين في الشمس

ملف الكثافة في الشمس

توزيع الضغط الجوي تحت أشعة الشمس

أبسط نموذج شائع الاستخدام لبنية النجوم هو النموذج شبه الساكن ذو التناظر الكروي، والذي يفترض أن النجم في حالة مستقرة وأنه متناظر كرويًا . يحتوي هذا النموذج على أربع معادلات تفاضلية أساسية من الدرجة الأولى : اثنتان تمثلان كيفية تغير المادة والضغط مع نصف القطر؛ واثنتان تمثلان كيفية تغير درجة الحرارة واللمعان مع نصف القطر. ^{[ 4 ]}

عند صياغة معادلات بنية النجوم (باستغلال التناظر الكروي المفترض)، يتم أخذ كثافة المادة في الاعتبار${\displaystyle \rho (r)}$، درجة حرارة${\displaystyle T(r)}$الضغط الكلي (المادة بالإضافة إلى الإشعاع)${\displaystyle P(r)}$، اللمعان${\displaystyle l(r)}$ومعدل توليد الطاقة لكل وحدة كتلة${\displaystyle \epsilon (r)}$في غلاف كروي بسمك${\displaystyle {\mbox{dr}}r}$عن بعد${\displaystyle r}$من مركز النجم. يُفترض أن النجم في حالة توازن ديناميكي حراري محلي (LTE)، لذا فإن درجة الحرارة متطابقة للمادة والفوتونات . على الرغم من أن مبدأ التوازن الديناميكي الحراري المحلي لا ينطبق تمامًا لأن درجة الحرارة التي "تراها" طبقة معينة أسفلها تكون دائمًا أعلى من درجة الحرارة فوقها، إلا أن هذا التقريب يكون ممتازًا عادةً لأن متوسط ​​المسار الحر للفوتون ...${\displaystyle \lambda }$، وهي أصغر بكثير من الطول الذي تتغير فيه درجة الحرارة بشكل كبير، أي${\displaystyle \lambda \ll T/|\nabla T|}$.

أولاً، بيان التوازن الهيدروستاتيكي : القوة الخارجية الناتجة عن تدرج الضغط داخل النجم تتوازن تماماً مع القوة الداخلية الناتجة عن الجاذبية . ويُشار إلى هذا أحياناً بالتوازن النجمي.

${\displaystyle {{\mbox{d}}P \over {\mbox{d}}r}=-{Gm\rho \over r^{2}}}$،

أين${\displaystyle m(r)}$الكتلة التراكمية داخل الغلاف عند${\displaystyle r}$و G هو ثابت الجاذبية . تزداد الكتلة التراكمية مع نصف القطر وفقًا لمعادلة استمرارية الكتلة :

${\displaystyle {{\mbox{d}}m \over {\mbox{d}}r}=4\pi r^{2}\rho .}$

بإجراء التكامل لمعادلة استمرارية الكتلة من مركز النجم (${\displaystyle r=0}$) إلى نصف قطر النجم (${\displaystyle r=R}$) ينتج عنه الكتلة الإجمالية للنجم.

وبأخذ الطاقة الخارجة من الغلاف الكروي في الاعتبار، نحصل على معادلة الطاقة التالية:

${\displaystyle {{\mbox{d}}l \over {\mbox{d}}r}=4\pi r^{2}\rho (\epsilon -\epsilon _{\nu })}$،

أين${\displaystyle \epsilon _{\nu }}$هي شدة الإشعاع الناتج على شكل نيوترينوات (التي عادةً ما تفلت من النجم دون التفاعل مع المادة العادية) لكل وحدة كتلة. خارج لب النجم، حيث تحدث التفاعلات النووية، لا تتولد أي طاقة، لذا فإن شدة الإشعاع ثابتة.

تتخذ معادلة نقل الطاقة أشكالًا مختلفة تبعًا لنمط نقل الطاقة. بالنسبة لنقل الطاقة بالتوصيل (المناسب للقزم الأبيض )، تكون معادلة الطاقة كما يلي:

${\displaystyle {{\mbox{d}}T \over {\mbox{d}}r}=-{1 \over k}{l \over 4\pi r^{2}},}$

حيث k هي الموصلية الحرارية .

في حالة نقل الطاقة الإشعاعية، المناسبة للجزء الداخلي من نجم التسلسل الرئيسي ذي الكتلة الشمسية والغلاف الخارجي لنجم التسلسل الرئيسي الضخم،

${\displaystyle {{\mbox{d}}T \over {\mbox{d}}r}=-{3\kappa \rho l \over 64\pi r^{2}\sigma T^{3}},}$

أين${\displaystyle \kappa }$هي عتامة المادة،${\displaystyle \sigma }$هو ثابت ستيفان-بولتزمان ، ويتم ضبط ثابت بولتزمان على واحد.

لا توجد صياغة رياضية دقيقة معروفة لحالة نقل الطاقة بالحمل الحراري، وهي تنطوي على اضطراب في الغاز. عادةً ما يتم نمذجة نقل الطاقة بالحمل الحراري باستخدام نظرية طول الخلط . تعالج هذه النظرية الغاز في النجم على أنه يحتوي على عناصر منفصلة تحتفظ تقريبًا بدرجة الحرارة والكثافة والضغط المحيط بها، ولكنها تتحرك عبر النجم لمسافة طول مميز يُسمى طول الخلط . ^{[ 5 ]} بالنسبة للغاز المثالي أحادي الذرة ، عندما يكون الحمل الحراري كظوميًا ، أي أن فقاعات الغاز لا تتبادل الحرارة مع محيطها، فإن نظرية طول الخلط تُعطي

${\displaystyle {{\mbox{d}}T \over {\mbox{d}}r}=\left(1-{1 \over \gamma }\right){T \over P}{{\mbox{d}}P \over {\mbox{d}}r},}$

أين${\displaystyle \gamma =c_{p}/c_{v}}$هو معامل التمدد الحراري الأديباتي ، وهو نسبة الحرارة النوعية في الغاز. (بالنسبة لغاز مثالي متأين بالكامل ،${\displaystyle \gamma =5/3}$عندما لا يكون الحمل الحراري كظوميًا، فإن تدرج درجة الحرارة الحقيقي لا يُعطى بهذه المعادلة. على سبيل المثال، في الشمس، يكون الحمل الحراري عند قاعدة منطقة الحمل الحراري، بالقرب من اللب، كظوميًا، بينما يكون غير كظومي بالقرب من السطح. تحتوي نظرية طول الخلط على مُعاملين حرين يجب ضبطهما لجعل النموذج متوافقًا مع الملاحظات، لذا فهي نظرية ظاهرية وليست صياغة رياضية دقيقة. ^{[ 6 ]}

كما تتطلب هذه العملية معادلات الحالة التي تربط الضغط والشفافية ومعدل توليد الطاقة بمتغيرات محلية أخرى مناسبة للمادة، مثل درجة الحرارة والكثافة والتركيب الكيميائي، وما إلى ذلك. وقد تتضمن معادلات الحالة ذات الصلة بالضغط قانون الغاز المثالي، وضغط الإشعاع، والضغط الناتج عن الإلكترونات المتدهورة، وما إلى ذلك. لا يمكن التعبير عن الشفافية بدقة بصيغة واحدة، بل تُحسب لتراكيب مختلفة عند كثافات ودرجات حرارة محددة، وتُعرض في شكل جدولي. ^{[ 7 ]} تقوم برامج محاكاة بنية النجوم (أي برامج الحاسوب التي تحسب متغيرات النموذج) إما بالاستيفاء في شبكة الكثافة-درجة الحرارة للحصول على الشفافية المطلوبة، أو باستخدام دالة مطابقة تعتمد على القيم المجدولة. وينطبق وضع مماثل على الحسابات الدقيقة لمعادلة حالة الضغط. وأخيرًا، يُحسب معدل توليد الطاقة النووية من تجارب الفيزياء النووية ، باستخدام شبكات التفاعل لحساب معدلات التفاعل لكل خطوة تفاعل على حدة، ووفرة التوازن لكل نظير في الغاز. ^{[ 6 ] [ 8 ]}

بالإضافة إلى مجموعة من الشروط الحدية ، يصف حل هذه المعادلات سلوك النجم بشكل كامل. وتحدد الشروط الحدية النموذجية قيم المعلمات القابلة للملاحظة بشكل مناسب على السطح (${\displaystyle r=R}$) والمركز (${\displaystyle r=0}$) من النجم:${\displaystyle P(R)=0}$وهذا يعني أن الضغط على سطح النجم يساوي صفرًا؛${\displaystyle m(0)=0}$، لا توجد كتلة داخل مركز النجم، كما هو مطلوب إذا ظلت كثافة الكتلة محدودة ؛${\displaystyle m(R)=M}$، الكتلة الإجمالية للنجم هي كتلة النجم؛ و${\displaystyle T(R)=T_{eff}}$، درجة الحرارة على السطح هي درجة الحرارة الفعالة للنجم.

على الرغم من أن نماذج تطور النجوم الحالية تصف السمات الرئيسية لمخططات اللون-القدر الظاهري ، إلا أنه لا بد من إدخال تحسينات هامة لإزالة الشكوك المرتبطة بالمعرفة المحدودة بظواهر النقل. ويبقى التحدي الأكبر هو المعالجة العددية للاضطراب. وتعمل بعض فرق البحث على تطوير نماذج مبسطة للاضطراب في الحسابات ثلاثية الأبعاد.

لا يُعدّ النموذج المُبسّط أعلاه كافيًا دون تعديل في الحالات التي تكون فيها تغيرات التركيب سريعة بما يكفي. قد يلزم تعديل معادلة التوازن الهيدروستاتيكي بإضافة حدّ التسارع الشعاعي إذا كان نصف قطر النجم يتغير بسرعة كبيرة، على سبيل المثال إذا كان النجم ينبض شعاعيًا. ^{[ 9 ]} كذلك، إذا لم يكن الاحتراق النووي مستقرًا، أو إذا كان لبّ النجم ينهار بسرعة، فيجب إضافة حدّ الإنتروبيا إلى معادلة الطاقة. ^{[ 10 ]}

• ارتفاع المقياس
• نموذج شمسي قياسي

• كيبنهان، ر. Weigert، A. (1990)، البنية النجمية والتطور ، Springer-Verlag
• هانسن، كارل جيه؛ كاولر، ستيفن دي؛ تريمبل، فيرجينيا (2004)، التصميمات الداخلية الرائعة (  الطبعة الثانية)، سبرينغر، رقم ISBN 0-387-20089-4
• كينيدي، دالاس سي؛ بلودمان، سيدني أ. (1997)، "مبادئ التباين لبنية النجوم"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 484 (1): 329-340 ، arXiv : astro-ph/9610099 ، Bibcode : 1997ApJ...484..329K ، doi : 10.1086/304333 ، S2CID 16835178 
• فايس، آخيم؛ هيلبراندت، فولفغانغ؛ توماس، هانز-كريستوف؛ ريتر، هـ. (2004)، مبادئ كوكس وجيولي في بنية النجوم ، دار نشر كامبريدج العلمية، رمز Bibcode : 2004cgps.book.....W
• زيليك، مايكل أ.؛ غريغوري، ستيفان أ. (1998)، مدخل إلى علم الفلك والفيزياء الفلكية (الطبعة الرابعة  )، دار نشر ساوندرز كوليدج، رقم ISBN 0-03-006228-4

• تم استرجاع رمز الشفافية في نوفمبر 2009
• شفرة CESAM الصفراء ، شفرة مصدر Fortran لتطور النجوم وبنيتها
• برنامج EZ to Evolve ZAMS Stars هو برنامج مكتوب بلغة FORTRAN 90 مشتق من كود التطور النجمي لإيغلتون، ويمكن العثور على واجهة الويب الخاصة به هنا..
• شبكات جنيف لنماذج تطور النجوم (بعضها يتضمن الخلط الناتج عن الدوران)
• قاعدة بيانات BaSTI لمسارات تطور النجوم
• الغلاف الجوي النجمي: مساهمة في الدراسة الرصدية لدرجة الحرارة العالية في الطبقات العكسية للنجوم ، (1925) بقلم سيسيليا باين-جابوشكين، كامبريدج: المرصد.