أين تقع نجوم الجمهرة الثالثة؟

تصنيف النجوم

نشأت المساعي العلمية لعلم الفلك من حاجتَين بشريتَين، وهما حساب الوقت والملاحة. استخدِمَت الشمس والقمر لقياس مرور الوقت في جميع الثقافات، واسترشد البولينيزيون بظهور النجوم البعيدة واختفائها للتنقل في المحيط الهادئ قبل وقت طويل من حمل البحارة الأوروبيين أجهزة الأَسْطُرلاب والسدس الفلكية. ومع أن رسم النجوم وتجميعها ورسم خرائط لها قد بدأ منذ آلاف السنين، فإن تقسيمها إلى مجموعات على أساس التكوين ودرجة الحرارة والحجم لم يحدث إلا بعد ظهور التحليل الطيفي النجمي.

بدأت المحاولات الأولى لتصنيف النجوم علميًّا في عام ١٨٦٣، حيث قسَّمها عالِم الفلك الإيطالي أنجيلو سيكي إلى خمس مجموعات، أو إلى ما عُرِف بفئات سيكي، اعتمادًا على شكل أطيافها. جُمعت بعض النجوم معًا لكثرة خطوط الامتصاص في أطيافها، وجُمع البعض الآخر معًا لقلة خطوط الامتصاص في أطيافه، أو لوجود خطوط عريضة، وغير ذلك من أوجه تشابه أخرى. وكانت هذه المجموعات تصنَّف بشكل عام حسب اللون: فطيف النجوم الحمراء يبدو متشابهًا، بينما تتميز النجوم الزرقاء بطيف مختلف.

شكل ٢-١: الأطياف النجمية. مثال لأطياف التصنيفات النجمية O وB وA وF. تختلف خطوط الامتصاص من حيث العدد والعَرض.

صنَّفت مسئولاتُ الإحصاء بجامعة هارفارد مئاتَ الآلاف من الأطياف النجمية استنادًا إلى قوة خطوط الامتصاص المرتبطة بالهيدروجين، وانتقلنا من مجرد التعجب من النجوم إلى تصنيفها وكأنها مجموعة من طوابع البريد. ومع ذلك، كان السبب العلمي وراء تصنيف النجوم إلى مجموعاتٍ هكذا غير مؤكَّد. ومن هنا طُرِح السؤال التالي: لماذا تكون للنجوم أنماط مختلفة من خطوط الامتصاص؟ بغض النظر عن قوة الخطوط المميزة، كان العلماء في أوائل القرن العشرين واثقين من أن وجود الخطوط نفسها في كل طيف، وإن اختلفت في قوتها، يشير إلى حقيقة أن جميع النجوم تتكون من العناصر نفسها. علاوة على ذلك، لاحظ العلماء أن وجود عناصر مثل الحديد يعكس تكوين كوكبنا. وعندما لاحظ العلماءُ الخطوط الناتجة عن ذرات المعادن في الأطياف الشمسية، استنتجوا أنه نظرًا إلى وجود العناصر نفسها على الأرض وفي الأطياف الشمسية، فلا بد أن الأجرام تتكون من المادة نفسها. وعزوا اختلاف كثافة الخطوط إلى وجود اختلاف في درجة الحرارة. وفي عام ١٩٢٥، كانت وجهة نظرنا هي أنه إذا تعرضت الأرض لحرارة كافية، فستصدر الطيف نفسه الذي تصدره الشمس. فالنجوم لم تكن في نظرها سوى كواكب فائقة الحرارة. في ذلك العام، كتبت سيسيليا باين-جابوشكين أطروحة دكتوراه تطرح وجهة نظر مختلفة، أو بعبارة أدق، قدمت على استحياءٍ دليلًا على أن هذا الرأي غير صحيح، قبل أن تشير إلى أن الدليل محض خيال حتى إنه ربما يكون خاطئًا، والواقع أنه ربما يكون من الأفضل تجاهل ذلك تمامًا. ويُعَدُّ هذا مثالًا نادرًا على أطروحة دكتوراه تمثل تحوُّلًا جذريًّا في الفهم، على الرغم من تجاهلها في ذلك الوقت.

اتساع الأفق

يَرد ذكر حالات الكسوف مرارًا وتكرارًا في هذا الكتاب نظرًا إلى قدرتها الفريدة على الإلهام، مع أنها تحجب الشيءَ الذي نهدف إلى دراسته. فكسوف عام ١٩١٨ لم يقدم لنا تأكيدًا للنسبية فحسب، بل كان سببًا في تخلي أحد أعظم العقول في علم الفلك عن اهتمامه بالنباتات الموجودة على الأرض، والنظر إلى النجوم، وإحداث ثورة في فهمنا للشمس.

قاد سعيُ باين-جابوشكين الدءُوب وراء دراسة علم الفلك من جامعة كامبريدج إلى جامعة هارفارد في الولايات المتحدة، عندما قيل لها إن فرص العمل في إنجلترا غير متاحة لعالِمات الفلك، سواء أكُنَّ يرتدين مشدًّا أم لا. كانت سيسيليا باين-جابوشكين امرأة من عصر النهضة بحقٍّ، حيث كانت تتقن عدة لغاتٍ سواء بدرجة عالية أو متوسطة من الطلاقة، وفي ذلك اللغة الأيسلندية. وكانت بارعة في الموسيقى الكلاسيكية، وأنشأت أوركسترا خاصة بها في مرصد هارفارد عندما اكتشفت عدم وجود أوركسترا هناك. ربما يُعزى هذا بدرجة كبيرة إلى تأثير جوستاف هولست، الذي كان مدرسًا في مدرسة التحقت بها في سنوات نشأتها الأولى. ومن الجدير بالذكر أنها حتى في شغفها الموسيقي وجدت نفسها متأثرة بعلم الفلك، حيث كان جوستاف هولست هو مؤلف أوركسترا «الكواكب» (ذا بلانيتس).

لقد كانت مخلصة ودقيقة في كل ما تفعله. وعندما سمعت بتعرُّض عالِم زميل لها للاضطهاد في ألمانيا، ساعدته على الهروب إلى الولايات المتحدة. وعندما طلبت حكومة الولايات المتحدة من الناس زراعة المحاصيل الزراعية لصالح المجهود الحربي، لم تكتفِ فقط بزرع القليل من البطاطس في حديقة منزلها الخلفية؛ بل اشترت قطعة أرض صغيرة وزرعت الخضراوات، وربَّت الديوك الرومي، وخلَّلت كل ما يمكن تخليله وتبرعت بحوالي ٥٠ ألف بيضة من دجاجاتها خلال فترة الحرب. فقد كانت سيسيليا باين-جابوشكين تنجز كل شيءٍ على أكمل وجه.

وبفضل باين-جابوشكين وراسل، توصل عالَم الفلك إلى حقيقة مفادها أن النجوم تتكوَّن في الغالب من العنصر الأخف في الكون، وهو الهيدروجين.

صور عائلية

عند النظر إلى كيفية اختلاف لون النجم ولمعانه، نجد أن النجوم تشكِّل مجموعات لطيفة ومتسقة تساعدنا على فهمها ليس بوصفها كائناتٍ ساكنة ولكن بوصفها كياناتٍ متطورة. يمثل مخطط هرتسبرونج-راسل (الذي سمي بذلك تيمنًا بهنري راسل نفسه، ويُعرف اختصارًا بمخطط إتش-آر) كل نجم بنقطة على رسم بياني حيث يحدد لون النجم مكانه على الإحداثيات الأفقية، ويحدد لمعانُ النجم مكانَه على الإحداثيات العمودية. إذا اخترت مجموعة من النجوم ورسمت كل نجم على مخطط هرتسبرونج-راسل، فستجد أن النجوم غير موزعة بالتساوي عبر المخطط، بل تشكِّل مجموعات وخطوطًا بدلًا من ذلك. والسبب في ذلك أننا عندما ننظر إلى نظام نجمي، فإننا نرى الكثير من النجوم، جميعها في مراحل مختلفة من حياتها. فلكل منها مراحل حياة وسماتها قابلة للتقسيم إلى عائلات وأجيال. اشتهرت باين-جابوشكين بالإشارة إلى نجوم معينة على أنها أصدقاء لها وإضفاء طابع إنساني عليها؛ يمكنني فهم السبب الذي دفعها إلى ذلك. فبالنظر إلى أي نظام نجمي، فإنك في الواقع تلتقط لقطة لحظية لتطور هذا النظام النجمي. ولأننا على دراية بكيفية تطور حياة الإنسان، فعندما نلتقط صورة لعائلة كبيرة، فإننا ندرك مَن الأعضاء الجُدد، ومَن كبار السن، ومَن تربطهم صلة قرابة وثيقة. يمكننا تصنيف البشر إلى مجموعاتٍ تقريبية: الرضع والأطفال والمراهقين والشباب ومتوسطي العمر وكبار السن. ومع ذلك، عند النظر إلى مجموعة من النجوم، يصعب علينا فهم أي النجوم ربما يكون قد نشأ مع أي نجم آخر وأيها يمر بمراحل عمره الأخيرة، ولكن تتضح الفئات العمرية المختلفة على هيئة هذه المجموعات والمسارات المختلفة التي تظهر على مخطط هرتسبرونج-راسل. يمثل كل مسار ومجموعة مرحلة مختلفة من حياة النجوم. ومن ثَمَّ، أرى أنه من الخطأ وصف النجم بأي طريقة ثابتة. فالنجم كيان متطور، منذ لحظة الانهيار الأولى في سحابة غازية، وحتى لحظة زواله العنيف في كثير من الأحيان.

شكل ٢-٢: مخطط هرتسبرونج-راسل. في الأنظمة النجمية الشابة، تقع غالبية النجوم في النسق الأساسي. وفي الأنظمة الأكبر سنًّا، تطورت معظم النجوم ذات الكتلة الأكبر (الأكثر سخونة) خارج النسق الأساسي، وتحولت إلى عمالقة أو أقزام بيضاء.

يخبرنا مخطط هرتسبرونج-راسل عند أبسط مستوياته أن هناك نسقًا أساسيًّا يمتد على نحو مائل عبر منتصف الرسم البياني، حيث تقضي معظم النجوم ٩٠٪ من حياتها. ويعتمد موقع النجم في النسق الأساسي على كتلة ذلك النجم أو بشكل متكافئ درجة حرارته، حيث تقع شمسنا في الثلث الأول من النسق الأساسي من ناحية الجزء السفلي. وسيبقى نجم مثل شمسنا في النسق الأساسي لحوالي ٩ مليارات سنة، مرَّ منها ما يقرب من ٤٫٦ مليارات سنة. ومن النسق الأساسي، يهاجر نجم متوسط الكتلة إلى مرحلة العملاق الأحمر، ويتضخم حجمه لدرجة أنه عندما تصل شمسنا إلى هذه المرحلة، فستكون على وشك الوصول إلى مدار الأرض. ما يحدث بعد ذلك يعتمد على كتلة النجم. فإذا كان النجم يقع بالقرب من الحد الأدنى للمقياس، فسوف ينفد مصدر الطاقة الخاص به ولن يتبقى سوى بقايا صغيرة تعرف باسم القزم الأبيض. أما إذا كان على الجانب الأكثر ضخامة، فسينفجر على شكل مستعر أعظم، حيث يدمر نفسه ويطلق قدرًا كبيرًا من الطاقة يضاهي الطاقة التي تصدر من جميع النجوم الأخرى في المجرة في انفجار مفاجئ. وإذا نجا قلب النجم من الانفجار، فقد يستقر في حالة من الخمول الدائم في صورة نجم نيوتروني، وهو نجم ثقيل جدًّا تبلغ كتلته كتلة شمسَين محشورتَين في مجال بحجم مدينة صغيرة. وإذا كانت بقايا النجم الناجية ضخمة بدرجة كبيرة، فحينها سينهار ما تبقى من النجم بالكامل، ويتشكل ثقب أسود. إن السرعات التي تنتقل بها النجوم على طول هذه المسارات تكون محكومة بكتلة النجم نفسه. فالنجوم الأكبر حجمًا تحرق وقودها بمعدل أسرع، مما يؤدي إلى قصر عمرها. وبالتالي، إذا رصدنا نظامًا قديمًا جدًّا، فسنجد أن معظم النجوم الكبيرة الكتلة قد تجاوزت حد الكتلة الكبيرة للنسق الأساسي، ودخلت في مرحلة العملاق الأحمر أو أنهتها. تمامًا كما هو الحال في صورتنا العائلية، فإذا رأينا واحدة بعد مرور ٣٠ عامًا، فمن المرجح أن يكون بعض من أفراد العائلة الأكبر سنًّا قد أصبحوا متقدمين في السن أو، للأسف، لم يَعد لهم وجود في الصورة على الإطلاق.

لقد أقنعت أبحاثُ سيسيليا باين-جابوشكين المجتمعَ العلمي أن الشمس تختلف في تركيبها عن الأرض وتتكوَّن غالبًا من الهيدروجين. كان الوضع الجديد حتى خمسينيات القرن العشرين هو أن مكونات الشمس، على الرغم من اختلافها عن الأرض، كانت في ذلك الوقت مثل أي نجم آخر. وفُهم خطأً أن اختلاف قوة الخطوط في الأطياف المختلفة تنجم حصريًّا عن اختلاف درجات حرارة النجوم. في خمسينيات القرن العشرين، اكتُشِفَ نجم فقير بالمعادن لديه خطوط معادن باهتة وهنا تعذَّر تفسير ذلك باختلاف درجة الحرارة وحدها مقارنةً بالشمس. ونشأ مجال جديد تمامًا، يُسمى علم الآثار النجمي، الذي سنناقشه بإسهاب في الفصل السابع. أشارت خطوط المعادن الأضعف إلى محتوى معدني داخلي أقل، وعند اقتران ذلك بالنظرية القائلة بوجود مجموعتَين مختلفتَين من النجوم الصغيرة والكبيرة في السن، فإن هذا يعني ضمنًا أن ما يحتويه الكون من معادن قد زاد بمرور الوقت. فنجوم النوع الثاني الأكبر سنًّا كانت أكثر فقرًا في المعادن من نجوم النوع الأول الشابة. ولقد فهمنا لأول مرة أن هذه المعادن الثقيلة أُنتجت داخل النجوم، وتنتشر في الكون مع انفجار النجوم. وتتشكل النجوم الأصغر سنًّا من غاز مشبع بالمعادن بالفعل، مما يمنحها نسبة أعلى من محتوى المعادن. ولولا أن النجوم تنتج الكربون والحديد والنيتروجين، لما كنا موجودين على الإطلاق، أو كما قال عالِم الفيزياء الفلكية الأمريكي كارل ساجان: «نحن مصنوعون من غبار النجوم».

جماهِر النجوم

ما زلنا نستخدم هذَين النوعَين اليوم، باستثناء أننا نشير إليهما بنجوم الجمهرة الأولى ونجوم الجمهرة الثانية. نجوم الجمهرة الأولى هي نجوم شابة غنية بالمعادن ويشيع وجودها في قرص المجرة. وتعتبر شمسنا نجمًا من نجوم الجمهرة الأولى. أما نجوم الجمهرة الثانية فهي نجوم أكبر سنًّا وفقيرة في المعادن، وغالبًا ما توجد في صورة مجموعاتٍ في الهالة التي تطوِّق مجرتنا، أو في التركيز المركزي للنجوم، أو ما يسمى بالانتفاخ. على مدى النصف الأول من القرن العشرين، تطوَّر فهمنا للنجوم بدءًا من كونها كياناتٍ مشابهة للأرض، ثم كياناتٍ مشابهة للشمس، وأخيرًا مجموعة متنوعة. فهناك نجوم مختلفة الألوان والبنية والحجم والتكوين. وهناك نجوم صغيرة في السن ونجوم كبيرة في السن، ونجوم شائعة وأخرى نادرة. والنجم الأندر على الإطلاق هو ما نحتاج إليه لإكمال مجموعتنا. خلال النصف الأخير من القرن العشرين، أدرك علماء الفلك أن الانفجار العظيم لم يكن هو المسئول الوحيد عن تكوين جميع العناصر التي نراها حولنا، ولا بد أن النجوم كان لها دور في ذلك. هذا الاستنتاج يحمل في طياته أيضًا حتمية أنه كان هناك في بداية نشأة الكون غاز فقير في المعادن، أو في حقيقة الأمر غاز يكاد يكون منعدم المعادن. ومن ثَمَّ تعتبر نجوم الجمهرة الثالثة فئة النجوم التي تشكَّلت من الغاز البدائي الخالي من المعادن. فهذه هي النجوم الأولى، النجوم الخالية من المعادن، ويُستخدم هذان المصطلحان على نحوٍ تبادلي في الكتاب. كانت نجوم الجمهرة الثالثة، وأعتقد أنها لا تزال كذلك، مفهومًا نظريًّا. فهي نتيجة منطقية لملاحظاتنا وفهمنا للتطور الكيميائي للكون في مراحله الأولى، لكننا لم نؤكد بعد صحة نظرياتنا بعمليات الرصد. وقد ظل علماء الفلك يبحثون منذ أن كان تصورهم مجرد فكرة، إلا أن النجوم قد نجحت حتى الآن في التملص من عمليات الفحص.

•••

أخبرني بوند أن عنوان بحثه «أين تقع نجوم الجمهرة الثالثة؟» كان اقتباسًا مباشرًا من مؤتمر حضره. وكان أحد الحضور، عالِم الفيزياء الفلكية الأمريكي إيفان كينج، قد قدَّم عرضًا تقديميًّا بعنوان «الفضائح العلمية»، وكان لغز النجوم الأولى المفقودة أحدَها. أحببتُ مصطلح «الفضائح العلمية»، وكأن الكون متورط في عملية تواطؤ وتستر. ومع ذلك، فهي بطريقة ما لعبة أُجبرنا فيها على لعب دور المحقِّق. ففي علم الفلك، لا تنبع التحديات في كثير من الأحيان من صعوبة العثور على إجابات؛ ففي نهاية المطاف، النجوم والمجرات ليست صغيرة إلى هذا الحد. فالإجابة واضحة للعيان، ولكنها موجودة وسط كمياتٍ هائلة من البيانات، ومهمتنا هي استنباط أسطر الأرقام القليلة، والانحرافات الحادثة في النظام، التي تكشف عن موقعها.

يجري البحث عن النجوم الأولى بحماس بالغ اعتبارًا من عام ٢٠٢٠. كانت أساليب بوند سليمة ولكنها محدودة، ولم تكن قادرة إلا على استكشاف درجة سطوع معينة، وبالتالي مسافة معينة. لدينا الآن طرق يمكننا بها تعميق نطاق البحث، بحيث يشمل أيضًا مجراتٍ أخرى. وإلى جانب البحث المباشر عن هذه النجوم، لدينا أيضًا طرق لتتبع آثارها والكشف عن تأثيرها على بيئاتها واستنتاج خصائصها. إن نجوم الجمهرة الثالثة بمثابة دمى «بيني بيبي» النادرة التي نفتقد وجودها على أرففنا، أو المكان الفارغ لطابع «بيني بلاك» أصلي مفقود من مجموعة طوابع بريد لدينا. وللعثور عليها، نحتاج إلى أفكار جديدة وموارد وقدرة على التحمل.

ولذا، من الأفضل أن نبدأ من البداية.