كيف يتم حساب كتلة النجوم والكواكب التي تدور حولها؟

كثيراً ما نقرأ عن نجوم تُقدّر كتلتها بعدة أضعاف كتلة الشمس، أو عن كواكب خارج المجموعة الشمسية تم حساب حجمها و كتلتها، فكيف يقوم العلماء بهذه الحسابات ومعرفة هذه المعلومات عن بعد؟

هناك عدة طرق لحساب كتلة نجم مكتشف سنتحدث هنا عن أهم طريقتين :

- إذا كان النجم موجوداً ضمن نظام ثنائي (نجمان يدوران حول بعضهما البعض )، وهي حالة ما يقارب 50% من النجوم، فإذا علمنا الزمن اللازم ليدور أحد النجمين حول الأخر ونصف قطر مداره يمكن تطبيق قانون كيبلر الثالث لحساب مجموع الكتلتين، وبتحديد مركز كتلة النجمين (النقطة المشتركة التي يدوران حولها مثلا عند منتصف المسافة بين نجمين متشابهين تماما) يمكننا عندها حساب كتلة كل نجم على حدة.

- نستطيع أن نستدل على كتلة نجم من شدّة إضاءته ودرجة حرارته فكلما زادت كتلته زاد معها سطوع النجم ودرجة حرارته ويوجد مخطط يدعى ب هرتزبرونغ - راسل Hertzsprung–Russell وضع عام 1910 يوضح علاقة شدة إضاءة النجم بكتلته.

أما حساب بعد النجم فيتم بطريقة تغير المناظر (يمكن مراجعة مقالنا عن حساب المسافات الفلكية لتفاصيل أكثر)، وهو التغير الظاهري لمواقع النجوم أثناء حركة الأرض في مدارها. لنفترض أن الفلكيين قاموا بالتقاط صورة للسماء اليوم على سبيل المثال، وبعد 6 أشهر التقطوا صورة ثانية سنلاحظ اختلافاً بين الصورتين و كما نعلم فقطر مدار الأرض حول الشمس يساوي 300 مليون كيلومتر، أي المسافة بين موقعنا الأول والثاني 300 مليون كيلومتر، و مع القليل من علم المثلثات يمكن حساب بُعد النجم عن الأرض تصلح هذه الطريقة فقط للنجوم التي لا تبعد أكثر من 100 سنة ضوئية عن الأرض أما النجوم التي تبعد أكثر من ذلك فهناك طريقة أخرى تعتمد على قياس سطوع النجم فهناك علاقة بين ألوان طيف النجم وشدة سطوعه فعند معرفة لون النجم البعيد يمكن معرفة درجة سطوع النجم الحقيقية من مخطط Hertzsprung–Russell وبالمقارنة مع سطوع النجم ظاهرياً من الأرض (حيث سيبدو النجم أخفت عندما يصل ضوؤه الى الأرض اذا كان بعيداً جداً) يمكن حساب بعد النجم .

أما لو سألت نفسك كيف يتم حساب كتلة الكواكب البعيدة وكثافتها ؟

بعد أن يتم اكتشاف وجود كوكب بعيد خارج مجموعتنا الشمسية، نبدأ بالتعرف على خواصه وأهمها كتلته ونصف قطره. فإذا كان دوره معروفاً بالنسبة لنا يمكن تطبيق قانون كيبلر الثالث لحساب نصف قطر مداره حول نجمه الأم.

الخطوة التالية تكون بحساب كتلة الكوكب وذلك يتم عن طريق قانون نيوتن في الجاذبية حيث أن كتلة النجم الذي يدور حوله الكوكب معلومة لدينا من الطرق المشروحة مسبقاً كما أن قوة الجاذبية بين الكوكب والنجم يمكن حسابها من تأثير جاذبية الكوكب على سرعة النجم هذا التغير في سرعة النجم يتم رصده على الأرض على شكل انزياح في الخطوط الطيفية للنجم نتيجة مفعول دوبلر. هذه الطريقة ناجحة فقط في حالة الكواكب الكبيرة أو القريبة من النجم الأم، أما في حال الكواكب الأصغر والأبعد عن نجومها الأم بشكل مشابه لحالة حجم الأرض وبعدها عن الشمس، فقد طوّر فريق من الباحثين في معهد ماساتشوستس للتقنية (MIT) فكرة إمكانية حساب كتلة الكوكب من دراسة طيفه عند مروره أمام النجم الأم. عند هذه النقطة سيعطي الضوء المار عبر الغلاف الجوي للكوكب معلومات عن تركيب الغلاف الجوي بالاضافة لمعلومات عن الضغط وكثافة الغلاف الجوي ودرجة الحرارة، حيث يمكن بمعرفة هذه القيم حساب كتلة الكوكب حيث ترتبط كتلة أي كوكب مع درجة حرارة غلافه الجوي وكثافة الغلاف وضغطه في قانون واحد.

بقي لدينا حساب نصف قطر الكوكب، و الذي يُقاس من انخفاض سطوع النجم الأم لدى مرور الكوكب أمامه.

هذا الانخفاض في السطوع يرتبط ارتباطاً مباشراً بنسبة نصف قطر الكوكب الى نصف قطر النجم الأم. أما الكثافة فهي عبارة عن تقسيم كتلة الكوكب على حجمه المحسوب من نصف قطره.

المصادر:

هنا

هنا

مخطط هرتزبرونغ- راسل:

هنا

مقالنا عن حساب المسافات الفلكية:

هنا