حقائق ﻋﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ

ﺍﻋﺘﻤﺪﺕ ﺍﻟﺜﻘﺎﻓﺎﺕ ﺍﻟﻘﺪﻳﻤﺔ ﻓﻲ ﺗﺴﻤﻴﺘﻬﺎ ﻟﻠﻨﺠﻮﻡ ﻋﻠﻰ ﺃﺷﻜﺎﻟﻬﺎ ﺍﻟﺘﻲ ﺭﺑﻤﺎ ﺗﺸﺒﻪ ﺃﺣﻴﺎﻧًا ﺍﻟﺒﺸﺮ ﺃﻭ ﺍﻟﺤﻴﻮﺍﻧﺎﺕ ﺃﻭ ﺣﺘﻰ ﺍﻷﺷﻴﺎﺀ الشائعة ﺍﻷﺧﺮﻯ، ﻓﻌﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺃُﻃﻠقت ﻋﻠﻰ ﺑﻌﺾ ﺍﻟﻜﻮﻛﺒﺎﺕ ﺃﺳﻤﺎﺀ ﻣﺴﺘﻘﺎﺓ ﻣﻦ ﺍﻷﺳﺎﻃﻴﺮ ﺍﻟﻤﺤﻠﻴﺔ ﻛﻜﻮﻛﺒﺔ ﺍﻟﺠﺒﺎﺭ (أوﺭﺍﻳﻮﻥ ﺍﻟﺼﻴﺎﺩ)، ﻭﻫﻮ ﺃﺣﺪ ﺍﻷﺑﻄﺎﻝ ﻓﻲ ﺍﻷﺳﺎﻃﻴﺮ ﺍﻟﻴﻮﻧﺎﻧﻴﺔ. ﻳﺴﺘﺨﺪﻡ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻚ ﻏﺎﻟﺒًﺎ ﺍﻟﻜﻮﻛﺒﺎﺕ ﻓﻲ ﺗﺴﻤﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ. ﺍﻋﺘﺮﻑ ﺍﻻﺗﺤﺎﺩ ﺍﻟﻔﻠﻜﻲ ﺍﻟﺪﻭﻟﻲ (IAU)، ﻭﻫﻮ ﺍﻟﻬﻴﺌﺔ ﺍﻟﻤﺴﺆﻭﻟﺔ ﻋﻦ ﺗﺤﺪﻳﺪ ﺃﺳﻤﺎﺀ ﺍلأجرﺍﻡ ﺍﻟﺴﻤﺎﻭﻳﺔ، ﺑﻮﺟﻮﺩ 88 ﻛﻮﻛﺒﺔ ﻧﺠﻤﻴﺔ. ﻳﻄﻠﻖ ﻋﺎﺩﺓ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﻛﺜﺮ ﺳﻄﻮﻋًا ﻓﻲ ﺍﻟﻜﻮﻛﺒﺔ ﺍﺳﻢ ﺃﻟﻔﺎ (alpha)، ﻭﻫﻮ أﻭﻝ ﺣﺮﻑ ﻓﻲ ﺍلأﺑﺠﺪﻳﺔ ﺍﻟﻴﻮﻧﺎﻧﻴﺔ، ﻛﺠﺰﺀ ﻣﻦ ﺍﻻﺳﻢ ﺍﻟﻌﻠﻤﻲ ﻟﺬﻟﻚ ﺍﻟﻨﺠﻢ. وفي المقابل، ﻳﺒﺪﺃ ﺍﺳﻢ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﺬﻱ ﻳﺤﺘﻞ ﺍﻟﻤﺮﺗﺒﺔ ﺍﻟﺜﺎﻧﻴﺔ ﻓﻲ ﺍﻟﻜﻮﻛﺒﺔ ﻣﻦ ﻧﺎﺣﻴﺔ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺑﺤﺮﻑ ﺑﻴﺘﺎ (beta)، ﺃﻣﺎ ﺍﻟﺜﺎﻟﺚ ﻓﻴﺒﺪﺃ ﺍﺳﻤﻪ ﺑـ ﻏﺎﻣﺎ (gamma) ﻭﻫﻜﺬﺍ ﺩﻭﺍﻟﻴﻚ. ﻭﺑﻌﺪ ﺍﺳﺘﺨﺪﺍﻡ ﺟﻤﻴﻊ ﺃﺣﺮﻑ ﺍﻷﺑﺠﺪﻳﺔ ﺍﻟﻴﻮﻧﺎﻧﻴﺔ، ﻳﻠﺠﺄ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﺇﻟﻰ ﺗﻤﻴﻴﺰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﺎﺳﺘﺨﺪﺍﻡ ﺍﻷﻋﺪﺍﺩ.

ﺗﻤﺘﻠﻚ ﺑﻌﺾ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺃﺳﻤﺎﺀً ﺗﻌﻮﺩ ﺟﺬﻭﺭﻫﺎ ﺇﻟﻰ ﺍﻟﻌﺼﻮﺭ ﺍﻟﺘﺎﺭﻳﺨﻴﺔ ﺍﻟﻘﺪﻳﻤﺔ، ﻓﻨﺠﻢ ﻣﻨﻜﺐ ﺍﻟﺠﻮﺯﺍﺀ (Betelgeuse)، ﻭﻫﻮ ﺃﺷﺪ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺳﻄﻮﻋًﺎ ﻓﻲ ﻛﻮﻛﺒﺔ ﺍﻟﺠﺒﺎﺭ، ﻳﻌﻨﻲ ﺍﺳﻤﻪ ﻓﻲ ﺍﻟﻠﻐﺔ ﺍﻟﻌﺮﺑﻴﺔ "يد (إﺑﻂ) ﺍﻟﻌﻤﻼﻕ"، ﺃﻣﺎ ﺍﺳﻤﻪ ﺍﻟﻌﻠﻤﻲ ﻓﻬﻮ ﺃﻟﻔﺎ ﺃﻭﺭﺍﻳﻮﻥ (Alpha Orionis). ﻭﻣﻦ ﻧﺎﺣﻴﺔ ﺃﺧﺮﻯ، ﻋﻤﻞ ﻋﺪﺩ ﻣﻦ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﻋﻠﻰ ﺗﺼﻨﻴﻒ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﻓﻬﺎﺭﺱ ﺗﻌﺘﻤﺪ ﻋﻠﻰ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﺗﺮﻗﻴﻢ ﻓﺮﻳﺪﺓ ﻣﻦ ﻧﻮﻋﻬﺎ. ﻓﻌﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺍﺳﻢ ﻧﺠﻢ ﻣﻨﻜﺐ ﺍﻟﺠﻮﺯﺍﺀ ﻓﻲ ﻓﻬﺮﺱ ﻫﻨﺮﻱ ﺩﺭﺍﺑﺮ (Henry Draper Catalog) ﻫﻮ HD 39801. ﺃُﻃﻠﻖ ﻋﻠﻰ ﻫﺬﺍ ﺍﻟﻔﻬﺮﺱ ﺍﺳﻢ ﻫﻨﺮﻱ ﺩﺭﺍﺑﺮ ﺗﻴﻤﻨﺎ ﺑﺄﺣﺪ ﺍﻟﺮﻭﺍﺩ ﺍﻟﺒﺎﺭﺯﻳﻦ ﻓﻲ ﻣﺠﺎﻝ ﺍﻟﺘﺼﻮﻳﺮ ﺍﻟﻔﻮﺗﻮﻏﺮﺍﻓﻲ ﺍﻟﻔﻠﻜﻲ، ﻭﺗﻜﻤﻦ ﺃﻫﻤﻴﺘﻪ ﻓﻲ ﻛﻮﻧﻪ ﻳﺰﻭﺩ ﺍﻟﺒﺎﺣﺜﻴﻦ ﺑﺎﻟﺘﺼﻨﻴﻒ ﺍﻟﻄﻴﻔﻲ ﻭﺍﻷﻣﺎﻛﻦ ﺍﻟﺘﻘﺮﻳﺒﻴﺔ ﻷﻛﺜﺮ ﻣﻦ 272,150 ﻧﺠﻢ، ﻭﻗﺪ ﺍﺳﺘﺨﺪﻣﻪ ﺍﻟﻤﺠﺘﻤﻊ ﺍﻟﻔﻜﻲ ﻋﻠﻰ ﻧﻄﺎﻕ ﻭﺍﺳﻊ ﻟﻤﺪﺓ ﺗﺰﻳﺪ ﻋﻠﻰ ﻧﺼﻒ ﻗﺮﻥ ﻣﻦ ﺍﻟﺰﻣﻦ.

ﻭﻧﻈﺮًا ﻟﻮﺟﻮﺩ ﻋﺪﺩ ﻛﺒﻴﺮ ﺟﺪًﺍ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﺍﻟﻜﻮﻥ، ﻓﺈﻥ ﺍﻻﺗﺤﺎﺩ ﺍﻟﻔﻠﻜﻲ ﺍﻟﺪﻭﻟﻲ (IAU) ﻳﺘﺒﻊ ﻧﻈﺎﻣًﺎ ﻣﺨﺘﻠﻔًﺎ ﻓﻲ ﺗﺴﻤﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﻜﺘﺸﻔﺔ ﺣﺪﻳﺜًا. ﺗﺘﻜﻮﻥ ﻣﻌﻈﻢ ﺍﻷﺳﻤﺎﺀ ﻣﻦ ﺍﺧﺘﺼﺎﺭ ﻳﺸﻴﺮ ﺇﻣﺎ ﺇﻟﻰ ﻧﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻢ، ﺃﻭ ﺇﻟﻰ ﻓﻬﺮﺱ ﻳﺘﻀﻤﻦ ﻣﻌﻠﻮﻣﺎﺕ ﺣﻮﻟﻪ، ﻭﻳﻠﻲ ﺫﻟﻚ ﻣﺠﻤﻮﻋﺔ ﻣﻦ ﺍﻟﺮﻣﻮﺯ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺍﻟﻨﺠﻢ PSR J1302-6350 ﻫﻮ ﻧﺠﻢ ﻧﺎﺑﺾ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ ﺍﺳﺘُﺨﺪﻡ ﺍﻻﺧﺘﺼﺎﺭ PSR ﻟﻠﺪﻻﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﺫﻟﻚ. ﺃﻣﺎ ﺍﻟﺤﺮﻑ J ﻓﻴﻌﻨﻲ أن ﻧﻈﺎﻡ ﺍﻟﺘﺼﻨﻴﻒ ﺍﻟﻤﺘﺒﻊ ﻫﻮ J2000، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﻤﺜﻞ ﺍلأﺭﻗﺎﻡ 1302 ﻭ6350 ﺇﺣﺪﺍﺛﻴﺎﺕ ﺷﺒﻴﻬﺔ ﺑﺮﻣﻮﺯ ﺧﻄﻮﻁ ﺍﻟﻄﻮﻝ ﻭﺍﻟﻌﺮﺽ ﺍﻟﺘﻲ ﻳﻌﺘﻤﺪ ﻋﻠﻴﻬﺎ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﻓﻲ ﻛﻮﻛﺒﻨﺎ.

ﻳﺘﺸﻜّﻞ ﺍﻟﻨّﺠﻢ ﻣﻦ ﺳﺤﺎﺑﺔ ﻋﻤﻼﻗﺔ ﺗﺪﻭﺭ ﺑﺒﻂﺀٍ ﻭﺗﺘﻜﻮّﻥ ﻛﻠﻴًﺎ ﺃﻭ ﺑﺸﻜﻞٍ ﺷﺒﻪ ﻛﻠﻲ ﻣﻦ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻭﺍﻟﻬﻠﻴﻮﻡ. ﺗﻨﻬﺎﺭ ﺍﻟﺴﺤﺎﺑﺔ ﻧﺤﻮ ﺍﻟﺪﺍﺧﻞ ﻧﺘﻴﺠﺔً ﻟﻘﻮﺓ ﺍﻟﺠﺬﺏ ﺍﻟﺜﻘﺎﻟﻲ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﻤﺘﻠﻜﻬﺎ، ﻭﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﻨﻜﻤﺶ ﻭﻳﺘﻘﻠﺺ ﺣﺠﻤﻬﺎ ﻓﺈﻧﻬﺎ ﺗﺪﻭﺭ ﺑﺴﺮﻋﺔ ﻛﺒﻴﺮﺓ ﺟﺪًﺍ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﺗﺼﺒﺢ ﺃﻃﺮﺍﻓُﻬﺎ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ ﻋﻠﻰ ﺷﻜﻞ ﻗﺮﺹ، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﺼﺒﺢ أﺟﺰﺍؤﻫﺎ ﺍﻟﺪﺍﺧﻠﻴﺔ ﻋﻠﻰ ﻫﻴﺌﺔ ﻛﺘﻠﺔ ﻛﺮﻭﻳﺔ ﺍﻟﺸﻜﻞ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ. ﻭﻭﻓﻘًﺎ لوﻛﺎﻟﺔ ﻧﺎﺳﺎ، ﺗﺰﺩﺍﺩ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻤﻮﺍﺩ ﺍﻟﻨﺎﺟﻤﺔ ﻋﻦ ﺍﻧﻬﻴﺎﺭ ﺍﻟﺴﺤﺎﺑﺔ ﻛﻤﺎ ﺗﺰﺩﺍﺩ ﻛﺜﺎﻓﺘﻬﺎ ﺃﻳﻀًﺎ، ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ ﺗﺸﻜُﻞ ﻧﺠﻢٍ ﺃﻭّﻟﻲ (protostar) ﻛﺮﻭﻱ ﺍﻟﺸﻜﻞ.

ﻋﻨﺪﻣﺎ ﺗﺼﻞ ﻛﻞ ﻣﻦ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﻭﻟﻲ ﻭﺿﻐﻄﻪ إلى 1.8 ﻣﻠﻴﻮﻥ ﺩﺭﺟﺔ ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ (ﻣﻠﻴﻮﻥ ﺩﺭﺟﺔ ﻣﺌﻮﻳﺔ)، ﻓﺈﻥ ﺍﻟﻨﻮﻯ ﺍﻟﺬﺭﻳﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﻨﻔﺮ ﻋﺎﺩﺓً ﻣﻦ ﺑﻌﻀﻬﺎ ﺍﻟﺒﻌﺾ ﺗﺒﺪﺃ ﺑﺎﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﻣﻊ ﺑﻌﻀﻬﺎ ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ ﺍﺷﺘﻌﺎﻝ ﺍﻟﻨﺠﻢ. ﻳُﺤﻮّﻝ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻨﻮﻭﻱ ﻛﻤﻴﺔ ﺻﻐﻴﺮﺓ ﺟﺪًﺍ ﻣﻦ ﻛﺘﻠﺔ ﺗﻠﻚ ﺍﻟﺬﺭﺍﺕ ﺇﻟﻰ ﻛﻤﻴﺔ هائلة ﻣﻦ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺇﺫﺍ ﺗﺤﻮﻝ ﻣﺎ ﻣﻘﺪﺭﺍﻩ ﻏﺮﺍﻡ ﻭﺍﺣﺪ ﻣﻦ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻛﺎﻣﻞ ﺇﻟﻰ ﻃﺎﻗﺔ، ﻓﺈﻧﻪ ﺳﻴﻜﻮﻥ ﻣﻌﺎﺩﻻً ﻟﻠﻄﺎﻗﺔ ﺍﻟﻨﺎﺟﻤﺔ ﻋﻦ ﺍﻧﻔﺠﺎﺭ 22 ﺃﻟﻒ ﻃﻦ ﻣﻦ TNT.

ﺗﺘﺒﻊ ﺩﻭﺭﺍﺕ ﺣﻴﺎﺓ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺃﻧﻤﺎﻃًﺎ ﺗﻌﺘﻤﺪ ﻓﻲ ﺍﻟﻤﻘﺎﻡ ﺍﻷﻭﻝ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻷﻭﻟﻴﺔ ﻟﺘﻠﻚ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ. ﻭﻳﺴﺮﻱ ﻫﺬﺍ ﺍﻷﻣﺮ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻤﺘﻮﺳﻄﺔ كـﺍﻟﺸﻤﺲ، ﻭﺍﻟﺘﻲ تتراوح كتلتها بين نصف كتلة الشمس إلى 8 أضعاف كتلتها. ﻛﻤﺎ ﻳﻨﻄﺒﻖ ﺫﺍﺕ ﺍﻷﻣﺮ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻌﺎﻟﻴﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﻔوق كتلتها 8 أضعاف كتلة الشمس. ﻭﺃﻳﻀًﺎ، ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻤﻨﺨﻔﻀﺔ التي يتراوح ﺣﺠﻤﻬﺎ من ﻋُﺸﺮ إلى نصف كتلةٍ شمسية. ﻟﺬﺍ، ﻳﻤﻜﻦ ﺍﻟﻘﻮﻝ بشكل عام إن ﻋﻤﺮ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻳﺘﻨﺎﺳﺐ ﻋﻜﺴًﺎ ﻣﻊ ﻛﺘﻠﺘﻪ، ﻓﺎﻷﺟﺴﺎﻡ ﺍﻟﺘﻲ ﻟﺪﻳﻬﺎ ﻛﺘﻠﺔ ﺃﺻﻐﺮ ﻣﻦ ﻋُﺸﺮ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﺸﻤﺴﻴﺔ ﻻ ﺗﻤﺘﻠﻚ ﻗﻮﺓ ﺟﺬﺏ ﺛﻘﺎﻟﻲ ﻛﺎﻓﻴﺔ ﻹﺷﻌﺎﻝ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻨﻮﻭﻱ، ﻭﺭﺑﻤﺎ ﻳﺘﺤﻮﻝ ﺑﻌﻀﻬﺎ ﻟﻴﺼﺒﺢ ﻧﺠﻮﻣًﺎ ﺧﺎﻓﺘﺔ ﺗُﻌﺮﻑ ﺑﺎﻷﻗﺰﺍﻡ ﺍﻟﺒﻨﻴﺔ (brown dwarfs).

ﺗﺒﺪﺃ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺫﺍﺕ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ ﺍﻟﻤﺘﻮﺳﻄﺔ ﺩﻭﺭﺓ ﺣﻴﺎﺗﻬﺎ ﻋﻠﻰ ﻫﻴﺌﺔ ﺳﺤﺎﺑﺔ ﺗﺴﺘﻐﺮﻕ ﻧﺤﻮ 100 ﺃﻟﻒ ﺳﻨﺔ ﻛﻲ ﺗﻨﻬﺎﺭ ﻭﺗﺘﺤﻮﻝ ﺇﻟﻰ ﻧﺠﻢ ﺃﻭﻟﻲ ﺗﺒﻠﻎ ﺩﺭﺟﺔ ﺍﻟﺤﺮﺍﺭﺓ ﻋﻠﻰ ﺳﻄﺤﻪ ﻧﺤﻮ 6,750 ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ (3,725 ﻣﺌﻮﻳﺔ). ﻳﺘﻜﻮﻥ ﺑﻌﺪ ﺑﺪﺀ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻧﺠﻢ تي ﺗﻮﺭﻱ (T-Tauri star)، ﻭﻫﻮ ﻧﺠﻢٌ ﻣﺘﻐﻴﺮٌ ﻳﺘﻘﻠﺐ ﻓﻲ ﺷﺪﺓ ﺳﻄﻮﻋﻪ. ﻳﺴﺘﻤﺮ ﻫﺬﺍ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻓﻲ ﺍﻟﺘﺪﺍﻋﻲ ﻟﻨﺤﻮ 10 ﻣﻼﻳﻴﻦ ﺳﻨﺔ ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ ﺇﻟﻰ ﺃﻥ ﻳﺤﺪﺙ ﺗﻮﺍﺯﻥٌ ﺑﻴﻦ ﺗﻮﺳﻌﻪ ﺍﻟﻨﺎﺗﺞ ﻋﻦ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ ﺍﻟﻤﺘﻮﻟﺪﺓ ﺟﺮﺍﺀ ﺍﻻﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻨﻮﻭﻱ، ﻭﺑﻴﻦ ﺗﻘﻠﺼﻪ ﺑﻔﻌﻞ ﺍﻟﺜﻘﺎﻟﺔ. ﺑﻌﺪﺋﺬ، ﻳﺼﺒﺢ ﻧﺠﻤًﺎ في مرحلة ﺍﻟﺘﺴﻠﺴﻞ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻲ (main sequence star) وهي المرحلة ﺍﻟﺘﻲ ﺗﺴﺘﻤﺪ فيها النجومُ ﻃﺎﻗﺘﻬﺎ ﺑﺄﻛﻤﻠﻬﺎ ﻣﻦ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻓﻲ ﺍﻟﻨﻮﺍﺓ.

ﻭﺑﺎﻟﻄﺒﻊ، ﻛﻠﻤﺎ ﻛﺎﻧﺖ ﻛﺘﻠﺔُ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻛﺒﻴﺮﺓ، ﺃﺩﻯ ﺫﻟﻚ ﺇﻟﻰ ﺯﻳﺎﺩﺓٍ ﻓﻲ ﺳﺮﻋﺔ ﺍﺳﺘﻬﻼﻛﻪ ﻟﻮﻗﻮﺩ ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ، ﻣﺎ ﻳﻌﻨﻲ قُصر فترة بقائه في ﻣﺮﺣﻠﺔ ﺍﻟﺘﺴﻠﺴﻞ ﺍﻟﺮﺋﻴﺴﻲ (main sequence). ﺗﺤﺪﺙ ﺗﻐﻴﻴﺮﺍﺕ ﻋﺪﻳﺪﺓ ﻓﻲ ﺣﺎﻟﺔ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺑﻌﺪ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ كامل ﺍﻟﻬﻴﺪﺭﻭﺟﻴﻦ ﻭﺗﺤﻮﻟﻪ ﺇﻟﻰ ﻫﻴﻠﻴﻮﻡ -ﺇﺫ ﺗﻌﻤﻞ ﺍﻟﺜﻘﺎﻟﺔ ﻋﻠﻰ ﺳﺤﻖ ﻣﻮﺍﺩ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻭﺩﻓﻌﻬﺎ ﻧﺤﻮ ﻧﻮﺍﺗﻪ ﻧﻈﺮًﺍ ﻟﻌﺪﻡ ﻭﺟﻮﺩ ﺇﺷﻌﺎﻉ ﻧﻮﻭﻱ ﻳﻤﻨﻊ ﺫﻟﻚ. ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﺳﺘﺰﺩﺍﺩ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺑﺴﺮﻋﺔ ﻛﺒﻴﺮﺓ ﺟﺪًﺍ. ﻳﺆﺩﻱ ﻫﺬﺍ ﺍﻷﻣﺮ ﺇﻟﻰ ﺗﻮﺳّﻊ ﻃﺒﻘﺎﺕ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﺨﺎﺭﺟﻴﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻛﺒﻴﺮ، ﻛﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺃﻳﻀًﺎ ﺇﻟﻰ ﺍﻧﺨﻔﺎﺽ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺣﺮﺍﺭﺗﻬﺎ ﻭﺗﻮﻫﺠﻬﺎ ﺑﺎﻟﻠﻮﻥ ﺍﻷﺣﻤﺮ، ﻭﻳﻌﺮﻑ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﻓﻲ ﻫﺬﻩ ﺍﻟﺤﺎﻟﺔ ﺑﺎﺳﻢ: ﺍﻟﻌﻤﻼﻕ ﺍﻷﺣﻤﺮ (red giant).

ﻋﻠﻰ ﺍﻟﺮﻏﻢ ﻣﻦ ﻭﺟﻮﺩ ﻧﺠﻢ ﻭﺍﺣﺪ ﻓﻲ ﻧﻈﺎﻣﻨﺎ ﺍﻟﺸﻤﺴﻲ ﺇﻻ إﻥ ﻣﻌﻈﻢ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺸﺒﻴﻬﺔ ﺑﺎﻟﺸﻤﺲ ﻻ ﺗﻮﺟﺪ ﺑﺸﻜﻞ ﻣﻨﻔﺮﺩ، إنما ﺿﻤﻦ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﺛﻨﺎﺋﻴﺔ ﺗﺘﻜﻮﻥ ﻣﻦ ﻧﺠﻤﻴﻦ ﻳﺪﻭﺭﺍﻥ ﺣﻮﻝ ﺑﻌﻀﻬﻤﺎ ﺍﻟﺒﻌﺾ، ﺃﻭ ﻓﻲ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﻣﺘﻌﺪﺩﺓ ﻳﻮﺟﺪ ﻓﻴﻬﺎ ﻋﺪﺩ ﺃﻛﺒﺮ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ. ﻭﻓﻲ ﺍﻟﻮﺍﻗﻊ، ﻓﺈﻥ ﺛﻠﺚ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺸﺒﻴﻬﺔ ﺑﺸﻤﺴﻨﺎ توﺟﺪ ﺑﺸﻜﻞ ﻣﻨﻔﺮﺩ فقط، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﻳﻮﺟﺪ ﺍﻟﺜﻠﺜﺎﻥ ﺍﻵﺧﺮﺍﻥ ﻓﻲ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﻣﺘﻌﺪﺩﺓ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ -ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﻳﻌﺪ ﻧﺠﻢ (Proxima Centauri)، ﻭﻫﻮ ﺃﻗﺮﺏ ﺟﺎﺭ ﺇﻟﻰ ﻧﻈﺎﻣﻨﺎ ﺍﻟﺸﻤﺴﻲ، ﺟﺰﺀًﺍ ﻣﻦ ﻧﻈﺎﻡ ﻣﺘﻌﺪﺩ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ، ﻳﺸﻤﻞ ﺃﻳﻀًﺎ نجمي ﺃﻟﻔﺎ قنطورسِAlpha Centauri) A) ﻭﺃﻟﻔﺎ قنطورسAlpha Centauri B) B).

ﻻ ﺗﺸﻜﻞ ﻧﺠﻮﻡ ﺍﻟﻨﻮﻉ G ﻛﺸﻤﺴﻨﺎ ﺳﻮﻯ ﻣﺎ ﻧﺴﺒﺘﻪ %7 ﻓﻘﻂ ﻣﻦ ﻣﺠﻤﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺘﻲ ﻧﺮﺍﻫﺎ – وﻋﻨﺪ ﺍﻟﺤﺪﻳﺚ ﻋﻦ ﺍﻷﻧﻈﻤﺔ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻋﺎﻡ، ﺗُﺸﻜﻞ ﺃﻧﻈﻤﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺘﻌﺪﺩﺓ ﻣﺎ ﻧﺴﺒﺘﻪ %30 ﺗﻘﺮﻳﺒًﺎ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﻮﺟﻮﺩﺓ ﻓﻲ ﻣﺠﺮﺗﻨﺎ، ﺑﻴﻨﻤﺎ ﺗﻮﺟﺪ ﺑﻘﻴﺔ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺑﺸﻜﻞ ﻣﻨﻔﺮﺩ، ﻭﺫﻟﻚ ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﻠﻌﺎﻟﻢ ﺗﺸﺎﺭﻟﺰ. ﺝ. ﻻﺩﺍ Charles J. Lada ﻣﻦ ﻣﺮﻛﺰ ﻫﺎﺭﻓﺮﺩ -سميثيسونيان ﻟﻌﻠﻮﻡ ﺍﻟﻔﺰﻳﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻜﻴﺔ (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics).

تنشأ ﺍﻷﻧﻈﻤﺔ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﺔ ﺍﻟﺜﻨﺎﺋﻴﺔ (Binary stars) ﻋﻨﺪﻣﺎ ﻳﺘﺸﻜﻞ ﻧﺠﻤﺎﻥ ﺃﻭﻟﻴﺎﻥ ﺑﺎﻟﻘﺮﺏ ﻣﻦ ﺑﻌﻀﻬﻤﺎ ﺍﻟﺒﻌﺾ. ﻭﺑﺎﻟﻄﺒﻊ، ﻳﻤﻜﻦ ﻷﺣﺪ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﻦ ﺍﻟﺘﺄﺛﻴﺮ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻤﺮﺍﻓﻖ ﻟﻪ ﻓﻲ ﺣﺎﻝ ﻛﺎﻧﺎ ﻗﺮﻳﺒﻴﻦ ﻣﻦ ﺑﻌﻀﻬﻤﺎ ﺑﻤﺎ ﻓﻴﻪ ﺍﻟﻜﻔﺎﻳﺔ، ﺇﺫ ﻳﻌﻤﺪ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻷﻭﻝ على ﺍﻻﺳﺘﺤﻮﺍﺫ ﻋﻠﻰ ﻣﺎﺩﺓ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ ﻓﻲ ﻋﻤﻠﻴﺔ ﻳﻄﻠﻖ ﻋﻠﻴﻬﺎ ﺍﻟﻌﻠﻤﺎﺀ ﺍﺳﻢ: ﺍﻧﺘﻘﺎﻝ ﺍﻟﻜﺘﻠﺔ (mass transfer). ﻭﺇﺫﺍ ﻛﺎﻥ ﺃﺣﺪ ﺍﻟﻨﺠﻤﻴﻦ ﻋﺒﺎﺭﺓ ﻋﻦ ﻧﺠﻢ ﻋﻤﻼﻕ ﻳُﺨﻠّﻒ ﻋﻨﺪ ﺍﻧﻔﺠﺎﺭﻩ ﺛﻘﺒًﺎ ﺃﺳﻮﺩ ﺃﻭ ﻧﺠﻤًﺎ ﻧﻴﻮﺗﺮﻭﻧﻴًﺎ، ﻓﺴﻴﺘﺸﻜﻞ ﻋﻨﺪﺋﺬ ﻧﻈﺎﻡ ﻧﺠﻤﻲ ﺛﻨﺎﺋﻲ ﺑﺎﻋﺚ ﻟﻸﺷﻌﺔ ﺍﻟﺴﻴﻨﻴﺔ (X-ray binary). ﻭﻓﻲ ﻫﺬﻩ ﺍﻟﺤﺎﻟﺔ، ﺗﺮﺗﻔﻊ ﺣﺮﺍﺭﺓ ﺍﻟﻤﻮﺍﺩ ﺍﻟﻘﺎﺩﻣﺔ ﻣﻦ ﺑﻘﺎﻳﺎ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻤﺮﺍﻓﻖ ﻟﺘﺼﺒﺢ ﺳﺎﺧﻨﺔ ﺑﺸﻜﻞ ﻫﺎﺋﻞ، ﺇﺫ ﻳﻤﻜﻦ ﺃﻥ ﺗﺼﻞ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺣﺮﺍﺭﺗﻬﺎ ﺇﻟﻰ ﺃﻛﺜﺮ ﻣﻦ ﻣﻠﻴﻮﻥ ﺩﺭﺟﺔ ﻓﻬﺮﻧﻬﺎﻳﺖ (555,555 ﻣﺌﻮﻳﺔ) ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﻓﻲ ﻧﻬﺎﻳﺔ ﺍﻟﻤﻄﺎﻑ ﺇﻟﻰ إﺼﺪاﺭ الأﺷﻌﺔ ﺳﻴﻨﻴﺔ ﻧﺤﻮ ﺍﻟﻔﻀﺎﺀ.

ﺃﻣﺎ ﺇﺫﺍ ﺍﺣﺘﻮﻯ ﺍﻟﻨﻈﺎﻡ ﺍﻟﺜﻨﺎﺋﻲ ﻋﻠﻰ ﻗﺰﻡ ﺃﺑﻴﺾ، ﻓﺈﻥ ﺍﻟﻐﺎﺯ المسحوب ﻣﻦ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻤﺮﺍﻓﻖ ﺇﻟﻰ ﺳﻄﺢ ﺍﻟﻘﺰﻡ ﺍﻷﺑﻴﺾ ﺳﻴﻨﺪﻣﺞ ﺑﻘﻮﺓ ﻓﻲ ﺗﻮﻫﺞ ﻳﺪﻋﻰ ﺑﺎﻟﻨﻮﻓﺎ (nova). ﻭﻓﻲ ﺑﻌﺾ ﺍﻷﺣﻴﺎﻥ، ﻳﺘﺠﻤﻊ ﺍﻟﻐﺎﺯ ﺑﻜﻤﻴﺎﺕ ﻛﺎﻓﻴﺔ ﻛﻲ ﺗﺘﺴﺒﺐ ﻓﻲ ﺍﻧﻬﻴﺎﺭ ﺍﻟﻘﺰﻡ ﺍﻷﺑﻴﺾ، ﻣﻤﺎ ﻳﺆﺩﻱ ﺇﻟﻰ ﺍﻧﺪﻣﺎﺝ ﺍﻟﻜﺮﺑﻮﻥ ﺗﻘﺮﺑﻴًﺎ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻔﻮﺭ، ﻭﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ، ﻳﻨﻔﺠﺮ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺍﻟﻘﺰﻡ ﻋﻠﻰ ﺷﻜﻞ ﺳﻮﺑﺮﻧﻮﻓﺎ ﻣﻦ ﺍﻟﻨﻮﻉ ﺍﻷﻭﻝ (Type I supernova). ﺗﺴﺘﻤﺮ ﻇﺎﻫﺮﺓ ﺍﻟﺴﻮﺑﺮﻧﻮﻓﺎ ﻓﻲ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﻟﻌﺪﺓ ﺃﺷﻬﺮ، ﻭﻳﻜﻮﻥ ﺳﻄﻮﻋﻬﺎ ﻗﻮﻳًﺎ ﺇﻟﻰ ﺩﺭﺟﺔ ﺃﻧﻪ ﻳﻔﻮﻕ ﺳﻄﻮﻉ ﻣﺠﺮﺓ ﺑﺄﻛﻤﻠﻬﺎ.

ﻳﺼﻒ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﺳﻄﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﻤﻘﺪﺍﺭ ﺫﻟﻚ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﻭﺷﺪﺓ ﺇﺿﺎﺀﺓ (لمعان) ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ . 

ﻳﻘﺎﺱ ﻣﻘﺪﺍﺭ ﺳﻄﻮﻉ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻭﻓﻘًﺎ ﻟﻄﺮﻳﻘﺔٍ ﻳﻌﻮﺩ ﺗﺎﺭﻳﺨﻬﺎ ﺇﻟﻰ ﺃﻛﺜﺮ ﻣﻦ 2000 ﺳﻨﺔ، ﻭﻗﺪ ﺍﺑﺘﻜﺮﻫﺎ ﻋﺎﻟﻢ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﺍﻟﻴﻮﻧﺎﻧﻲ ﻫﻴﺒﺎﺭﺧﻮﺱ Hipparchus ﻓﻲ ﺳﻨﺔ 125 ﻗﺒﻞ ﺍﻟﻤﻴﻼﺩ. ﺻﻨّﻒ ﻫﻴﺒﺎﺭﺧﻮﺱ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﻣﺠﻤﻮﻋﺎﺕٍ ﺍﻋﺘﻤﺎﺩًﺍ ﻋﻠﻰ ﺷﺪﺓ ﺳﻄﻮﻉ ﻛﻞ ﻭﺍﺣﺪ ﻣﻨﻬﺎ ﻛﻤﺎ ﻳﺮﻯ ﻣﻦ ﺍﻷﺭﺽ -ﺃُﻃﻠﻖ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻷﺷﺪ ﺳﻄﻮﻋًﺎ ﻟﻘﺐ نـﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺴﺘﻮﻯ ﺍﻷﻭﻝ، ﺃﻣﺎ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﺘﻲ ﺗﺄﺗﻲ ﺑﻌﺪﻫﺎ ﻣﻦ ﺣﻴﺚ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﻓﻘﺪ ﺳﻤﻴﺖ ﺑﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺴﺘﻮﻯ ﺍﻟﺜﺎﻧﻲ، ﻭﻫﻜﺬﺍ ﺩﻭﺍﻟﻴﻚ ﺇﻟﻰ ﺃﻥ ﻧﺼﻞ ﺇﻟﻰ ﺗﺼﻨﻴﻒ ﺃﻗﻞ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺮﺋﻴﺔ ﺳﻄﻮﻋًﺎ (شديدة الخفوت)، ﻭﺍﻟﺘﻲ ﺳﻤﻴﺖ ﺑﻨﺠﻮﻡ ﺍﻟﻤﺴﺘﻮﻯ ﺍﻟﺴﺎﺩﺱ. 

ﻭﻓﻲ ﻭﻗﺘﻨﺎ ﺍﻟﺤﺎﻟﻲ، ﻳﺸﻴﺮ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﺇﻟﻰ ﺳﻄﻮﻉ ﻧﺠﻢ ﻣﺎ ﻛﻤﺎ ﻳﺒﺪﻭ ﻣﻦ ﺍﻷﺭﺽ ﺑﻤﺎ ﻳﻌﺮﻑ ﺑﺎﺳﻢ ﺍﻟﻘﺪﺭ ﺍﻟﻈﺎﻫﺮﻱ (apparent magnitude). ﻭﻧﻈﺮًﺍ ﻷﻥ ﺍﻟﻤﺴﺎﻓﺔ ﺑﻴﻦ ﺍﻷﺭﺽ ﻭﺍﻟﻨﺠﻢ ﻳﻤﻜﻦ ﺃﻥ ﺗﺆﺛﺮ ﻋﻠﻰ قوة ﺍﻟﻀﻮﺀ ﺍﻟﺼﺎﺩﺭ ﻋﻦ ﺍﻟﻨﺠﻢ والقادم نحونا، ﻓﺈﻥ ﻋﻠﻤﺎﺀ ﺍﻟﻔﻠﻚ ﻳﻠﺠﺆﻭﻥ ﺇﻟﻰ ﺍﺳﺘﺨﺪﺍﻡ ﻣﺼﻄﻠﺢ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ (absolute magnitude) ﻣﻦ ﺃﺟﻞ ﻭﺻﻒ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﺤﻘﻴﻘﻲ ﻟﻨﺠﻢ ﻣﺎ. ﻳﺸﻴﺮ ﻣﺼﻄﻠﺢ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ ﺇﻟﻰ ﺍﻟﻘﺪﺭ ﺍﻟﻈﺎﻫﺮﻱ ﻟﻨﺠﻢ ﻣﺎ ﻓﻲ ﺣﺎﻝ ﻛﺎﻥ ﻳﺒﻌﺪ ﻋﻦ ﺍﻷﺭﺽ ﻣﺴﺎﻓﺔً ﺗُﻘﺪﺭ ﺑـ 10 فراسخ نجمية أو 32.6 ﺳﻨﺔ ﺿﻮﺋﻴﺔ (الفرسخ النجمي parsec هو وحدة لقياس المسافات في الفضاء ويعادل الفرسخ النجمي الواحد 3.26 سنة ضوئية).

يمكن أن يصل ﻣﻘﻴﺎﺱ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ حالياً لأكثر ﻣﻦ ﺳﺘﺔ ﺩﺭﺟﺎﺕ ﻭﺃﻗﻞ ﻣﻦ ﺩﺭﺟﺔ ﻭﺍﺣﺪﺓ، ﻭﻳﻤﻜﻦ ﺃﻥ ﻳﺤﺘﻮﻱ ﺣﺘﻰ ﻋﻠﻰ ﺃﺭﻗﺎﻡ ﺳﻠﺒﻴﺔ – ﻣﺜﻼً، ﻳﻌﺪ ﻧﺠﻢ ﺳﻴﺮﻳﻮﺱ (Sirius) ﺃﺳﻄﻊ ﺍﻟﻨﺠﻮﻡ ﻓﻲ ﺍﻟﺴﻤﺎﺀ، ﻭﻳﺒﻠﻎ ﺳﻄﻮﻋﻪ ﺍﻟﻈﺎﻫﺮﻱ ﻧﺤﻮ (1.46–).

ﺗﺸﻴﺮ ﺇﺿﺎﺀﺓ (لمعان) ﻧﺠﻢ ﻣﺎ ﺇﻟﻰ ﻗﻮﺗﻪ – ﺃﻱ ﻣﻌﺪﻝ ﺍﻟﻄﺎﻗﺔ ﺍﻟﺘﻲ ﻳﺒﻌﺜﻬﺎ (ﻳﻄﻠﻘﻬﺎ) ﺫﻟﻚ ﺍﻟﻨﺠﻢ. ﻭﻋﻠﻰ ﺍﻟﺮﻏﻢ ﻣﻦ ﺃﻥ الطاقة ﺗﻘﺎﺱ ﻋﺎﺩﺓ ﺑﺎﻟﻮﺍﻁ –ﻣﺜﻼ، ﺗﻘﺪﺭ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﺍﻟﺸﻤﺲ ﺑﻨﺤﻮ 400 ﺗﺮﻳﻠﻴﻮﻥ ﻭﺍﻁ – ﺇﻻ إﻥ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﻧﺠﻢ ﻣﺎ ﺗﻘﺎﺱ ﻓﻲ ﺍﻟﻐﺎﻟﺐ ﺍﻋﺘﻤﺎﺩًﺍ ﻋﻠﻰ ﻟﻤﻌﺎﻥ ﺍﻟﺸﻤﺲ، ﻓﻤﺜﻼً، ﺗﻘﺪﺭ ﺷﺪﺓ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﻧﺠﻢ ﺃﻟﻔﺎ قنطورس A ﺑﻨﺤﻮ 1.3 ﻣﻦ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﺍﻟﺸﻤس.

ﻭﺑﻬﺪﻑ ﺍﺳﺘﺨﺮﺍﺝ ﻗﻴﻤﺔ ﺷﺪﺓ ﺍﻹﺿﺎﺀﺓ ﻣﻦ ﺍﻟﻘﺪﺭ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ (ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ)، ﻳﺘﻮﺟﺐ ﻋﻠﻰ ﺍﻟﻤﺮﺀ ﺣﺴﺎﺏ ﺃﻥ ﻓﺎﺭﻗًﺎ ﻣﻦ 5 ﻋﻠﻰ ﻣﻘﻴﺎﺱ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ ﻫﻮ ﻣﻌﺎﺩﻝ ﻟﻤﻌﺎﻣﻞ ﻣﻦ 100 ﻋﻠﻰ ﻣﻘﻴﺎﺱ ﺷﺪﺓ ﺍﻹﺿﺎﺀﺓ. ﻋﻠﻰ ﺳﺒﻴﻞ ﺍﻟﻤﺜﺎﻝ، ﺇﺫﺍ ﻛﺎﻥ ﺍﻟﺴﻄﻮﻉ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ ﻟﻨﺠﻢ ﻣﺎ ﻳﺒﻠﻎ ﻭﺍﺣﺪًﺍ، ﺑﺎﻟﺘﺎﻟﻲ ﻳﻜﻮﻥ ﺫﻟﻚ ﺍﻟﻨﺠﻢ ﺃﺷﺪ ﺇﺿﺎﺀﺓ ﺑﻤﺎﺋﺔ ﻣﺮﺓ ﻣﻦ ﻧﺠﻢ ﻳﺒﻠﻎ ﺳﻄﻮﻋﻪ ﺍﻟﻤﻄﻠﻖ 6.

ﻳﻌﺘﻤﺪ ﺳﻄﻮﻉُ ﻧﺠﻢٍ ﻣﺎ ﻋﻠﻰ ﺩﺭﺟﺔ ﺣﺮﺍﺭﺗﻪ ﺍﻟﺴﻄﺤﻴﺔ ﻭﻋﻠﻰ ﺣﺠﻤﻪ ﺃﻳﻀًﺎ .