سهيل هدار

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
سهيل هدار
Zeta Puppis.png
رسم فني للعملاق العظيم الفائق سهيل.
معلومات الرصد
حقبة J2000      اعتدالان J2000
كوكبة الكوثل
مطلع مستقيم 08س 03د 35.1ث[1]
الميل °
−40
00 11.6[1]
القدر الظاهري (V) 2.25[2]
الخصائص
نوع الطيف O4If(n)p[3]
U−B مؤشر اللون −1.09[2]
B−V مؤشر اللون −0.27[2]
نوع التغير Suspected α Cyg[4]
القياسات الفلكية
الحركة الخاصة (μ) −27.91[1]16.68[1]
التزيح (π) 3.01 ± 0.10 د.ق
البعد 1٬080 ± 40 س.ض
(330 ± 10 ف.ف)
القدر المطلق (MV) -5.15 - -6.73[5][6]
تفاصيل
كتلة 22.5[5]-56.6[6] ك
نصف قطر 14-26[5] نق
ضياء (بولومتر) 550,000[5]-800,000[6] ض
جاذبية سطحية (log g) 3.5[7]-3.9 سم.غ.ثا
درجة الحرارة 40,000[6]-44,000 ك
معدنية (فلك) [Fe/H] 0.34[8] dex
سرعة الدوران (v sin i) >220[8] كم/ثا
عمر 1.8-3.2[5][6] م.سنة
تسميات اخرى
Naos, Suhail Hadar, ζ Puppis, ζ Pup, تسمية باير Pup, مسح بون الفلكي−39°2011, فهرس النجوم الأساسية 306, فهرس بوس العام 10947, فهرس هنري درابر 66811, هيباركوس 39429, فهرس النجم الساطع 3165, PPM 312524, فهرس مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية 198752.
قاعدة بيانات المراجع
سيمباد بيانات
كوكبة الكوثلويُرى فيها سهيل هدار ζ.

سهيل (نجم) في الفلك هو عملاق عظيم أزرق يسمى أحيانا زيتا بوبيس ζ Puppis. ينتمي النجم سهيل إلى الفئة الطيفية O5Ia. يقع سهيل هدار في كوكبة الكوثل، ويبعد عن الأرض نحو 1.100 سنة ضوئية.

يبلغ تألق سهيل 2 قدر ظاهري، وكان سهيل هدار أهم نجم عند قدماء المصريين ويسمى Naos في كوكبة "نجوم الماء".

خصائصه[عدل]

صفاته[عدل]

يعتبر النجم سهيل هدار من أشد النجوم حرارة، وهو أحد النجوم الفائقة الكبر التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة وهو من نوع نجم-أو. تبلغ درجة حرارة سطحه 42.000 كلفن [10].[11]

أي تزيد درجة حرارة سطحه عن سبعة مرات درجة حرارة سطح الشمس. كما تبلغ كتلته 40 مرة أكبر من كتلة الشمس.[9].

يعتبر سهيل هدار عملاق عظيم أزرق وهو واحد من ألمع نجوم مجرةدرب التبانة من وجهة قدره المطلق. وظاهريا يبدو سهيل هدار 21.000 مرة أشد ضياء من الشمس ونظرا للونه الأزرق فيرجع ذلك إلى إن معظم اصداراته من الأشعة الكهرومغناطيسية تكون في نطاق طيف الأشعة فوق البنفسجية، وعند اعتبار ذلك فيبلغ ضياؤه نحو 360.000 أشد من ضياء الشمس.[9].

ولا تكون النجوم الزرقاء كبيرة جدا ومن ضمنها أيضا سهيل هدار الذي تبلغ قطره نحو 11 كتلة شمسية فقط.[9]. أما العمالقة العظام الحمر مثل منكب الجوزاء والراقص (الملتهب) فهما أضخم النجوم. وإذا افترضنا أن وضعنا سيهيل هدار في موقع الشعرى اليمانية، فقد يشع سهيل هدار الأرض بقدر ظاهري -9 (أي نحو ربع تألق القمر). أما إذا وضع مكان الشمس أي على بعد 1 فرسخ فلكي لكان يصيب الأرض بحرارة تصل إلى 6000 كلفن ولتسبب في تبخر جزءا منها في شكل ذيل مماثلة للمذنبات. ولظهر للارض بقطر أكبر 20 مرة من قطر الشمس ولكان ضياؤه أشد 20.000 مرة من ضياء الشمس بلون أزرق في أبيض.

ولوصل قدره الظاهري -37.5 حتى أن الضوء الغير مباشر منه لكان يعمي الإنسان خلال ثوان حتى لو استعان بنظارة اللحام. ولكي يبدو سهيل هدار بمقدار معادل للقدر الظاهري للشمس المقدر ب -26.8 لكوكب وتكون درجة حرارته على الكوكب مشابهة للحرارة الشمس على الأرض لكان للكوكب إلا أن يكون على بعد 450 فرسخ فلكي من سهيل هدار، أو لكان بعد الكوكب عن سهيل هدار نحو 11 مرة من بعد بلوتو عن الشمس. وعلى ذلك فلا يمكن لسهيل هدار أن يمتلك كوكبا مثل الأرض على بعد 1 فرسخ فلكي.

يعتبر النجم سهيل هدار نجما نموذجيا من نوع نجم-أو، ويتميز برياح نجمية بالغة الشدة مما حاز انتباه العلماء في العقود القليلة الماضية. وتقدر سرعة رياحه النجمية نحو 2300 كيلومتر في الثانية، مما يتسبب في فقد النجم ما يبلغ 1 / مليون من مادته كل عام، أو أكثر من 10 مليون مرة مما تفقده الشمس سنويا. وتبدو تلك الإصدارات شديدة في نطاق الضوء الغير مرئي وفي نطاق الموجات الراديوية والأشعة السينية، وهي تمثل مجالا واسعا للبحث العلمي.

في عام 1896 رصد عالم الفلك إدوارد بيكرينج خطوط طيف غريبة آتية من سهيل هدار، ولكنها كانت تتطابق مع صيغة ريدبرغ إذا استخدمت فيها أنصاف أعداد كاملة بدلا من أعداد كاملة. وبعد الفحص والدراسة اتضح أن تلك الخطوط الطيفية تختص بعنصر الهيليوم وأيونات الهيليوم.

مصيره[عدل]

سوف يبرد سهيل هدار خلال عدة مئات آلاف السنين ويتطور إلى عملاق عظيم أحمر، وسوف يمر عبر التصنيفات الطيفية Bو A وF وG وK وM على التوالي أثناء انخفاض حرارته. وعنما يحدث ذلك فسيكون معظم إصدارات النجم في نطاق الضوء المرئي وسوف يبدو سهيل هدار للأرض كأحد ألمع نجوم السماء.

ومن المتوقع أن سهيل هدار سوف يصل بعد نحو 2 مليون سنة إلى التصنيف M5 كعملاق عظيم أحمر يزيد حجمه عن فلك الأرض حول الشمس، وربما ينفجر عي هيئة مستعر أعظم.[9] عندئذ سوف يبدو أشد تألقا من البدر، وقد ينهار على نفسه ويتقلص مكونا ثقبا أسودا. وإذا حدث ذلك فإن المادة المنهارة من المستعر الأعظم على الثقب الأسود سوف تكوّن قرصا دوارا شديدا حوله وتصدر أشعة غاما من قطبيه.

المراجع[عدل]

  1. ^ أ ب ت ث Van Leeuwen، F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. ^ أ ب ت Ducati، J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D. 
  3. ^ Sota، A.؛ Maíz Apellániz، J.؛ Walborn، N. R.؛ Alfaro، E. J.؛ Barbá، R. H.؛ Morrell، N. I.؛ Gamen، R. C.؛ Arias، J. I. (2011). "The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification System and Bright Northern Stars in the Blue-Violet at R ∼ 2500". The Astrophysical Journal Supplement Series. 193 (2): 24–50. Bibcode:2011ApJS..193...24S. arXiv:1101.4002Freely accessible. doi:10.1088/0067-0049/193/2/24. 
  4. ^ Samus، N. N.؛ Durlevich، O. V.؛ وآخرون. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally published in: 2009yCat....102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S. 
  5. ^ أ ب ت ث ج Schilbach، E.؛ Röser، S. (2008). "On the origin of field O-type stars". Astronomy and Astrophysics. 489: 105. Bibcode:2008A&A...489..105S. arXiv:0806.0762Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361:200809936. 
  6. ^ أ ب ت ث ج Bouret، J. -C.؛ Hillier، D. J.؛ Lanz، T.؛ Fullerton، A. W. (2012). "Properties of Galactic early-type O-supergiants: A combined FUV-UV and optical analysis". Astronomy & Astrophysics. 544: A67. Bibcode:2012A&A...544A..67B. arXiv:1205.3075v1Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361/201118594. 
  7. ^ Underhill، A. B.؛ Divan، L.؛ Prevot-Burnichon، M. - L.؛ Doazan، V. (1979). "Effective temperatures, angular diameters, distances and linear radii for 160 O and B stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 189 (3): 601. Bibcode:1979MNRAS.189..601U. doi:10.1093/mnras/189.3.601. 
  8. ^ أ ب Dany Vanbeveren (2011). "Zeta Pup: The merger of at least two massive stars". Proceedings of a Scientific Meeting in Honor of Anthony F. J. Moffat held at Auberge du Lac Taureau. 465: 342. Bibcode:2012ASPC..465..342V. arXiv:1109.6497v1Freely accessible. 
  9. ^ أ ب ت ث ج ح خ http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/naos.html
  10. ^ Lamers & Cassinelli 1999, accurate to 200 K.
  11. ^ Maíz Apellániz، J.; Alfaro, E. J.; Sota, A. (2008). "Accurate distances to nearby massive stars with the new reduction of the Hipparcos raw data". أرشيف خي:0804.2553}}.  Cite uses deprecated parameter |coauthors= (مساعدة)

انظر أيضا[عدل]