عملاق أحمر ضخم

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
رسم بياني تصنيف هرتزشبرونج-راسل يبين النسق الأساسي في تصنيف النجوم، وصفات الشمس بينها. المحور الأفقي يبين فئات الطيف وبالتالي درجات حرارة سطح النجم (منخفضة إلى اليمين مرتفعة إلى اليسار)، والمحور الراسي يعطي نسبة ضياء النجم إلى ضياء الشمس، وتبلغ تلك النسبة في أعلى الرسم نحو 500.000 مرة أشد من ضياء الشمس.

عملاق أحمر ضخم (بالإنجليزية: Red supergiant) هو نجم عملاق ضخم يحتل المركز الأول من حيث الضيائية في التصنيف النجمي من الفئة الطيفية K أو M، وهو أكبر النجوم من حيث الحجم وليس الكتلة ومن أمثلته منكب الجوزاء ونجم قلب العقرب.[1][2][3] تتميزهذه النجوم بأنها شديدة البرودة وتصل درجة الحرارة على السطح 3500-4500 كلفن. أشهر خمس نجوم كبيرة في المجرة هي : في واي الكلب الأكبر، في في الملتهب، في 354 الملتهب، آر دبليو الملتهب وبرج الرامي كي دبليو.

التصنيف[عدل]

تُصنف النجوم كعملاقة ضخمة على أساس تصنيفها الضوئي الطيفي. يستخدم هذا النظام خطوطًا طيفية تشخيصية معينة لتقدير الجاذبية السطحية لنجم ما، وبالتالي تحديد حجمه بالنسبة إلى كتلته. تكون النجوم الأكبر أكثر إضاءة عند درجة حرارة معينة ويمكن الآن تجميعها في نطاقات مختلفة من السطوع.[4]

تظهر الاختلافات الضوئية بين النجوم في درجات الحرارة المنخفضة، إذ تكون النجوم العملاقة أكثر سطوعًا من النجوم القزمة أو النجم بحجم عادي. لدى العملاق الضخم أقل جاذبية سطحية وبالنتيجة فهو الأكبر والأسطع في درجة حرارة معينة.

يكاد يكون نظام تصنيف يركس أو مورغان-كينان «إم-كي» عالميًا.[5] يجمع النجوم في خمس مجموعات سطوع أساسية محددة بالأرقام الرومانية:

  • I عملاق ضخم
  • II عملاق ساطع
  • III عملاق
  • IV شبه عملاق
  • V قزم «نسق أساسي»

تُقسم فئة اللمعان خصوصاً بالعملاقة الضخمة، إلى عملاقة ضخمة عادية من الفئة «Ib» عملاقة ضخمة ساطعة من الفئة «Ia» وتُستخدم أيضًا الفئة الوسطى «Iab». تُحدد النجوم اللماعة بشكل استثنائي، ذات الجاذبية السطحية القليلة مع دلائل قوية على خسارة في الكتلة، من خلال فئة السطوع 0 «صفر» وهذا نادراً ما نشاهده. في كثير من الأحيان سيُستخدم التصنيف Ia-0، والأكثر شيوعًا هو Ia +.[6] نادراً ما تطبق هذه التصنيفات الطيفية العملاقة الهائلة على العملاق الأحمر الضخم. على الرغم من أن المصطلح «عملاق هائل» يستخدم أحياناً للعملاق الأحمر الضخم الأكثر امتداداً وغير المستقر.[7][8]

يشير الجزء «أحمر» من «العملاق الأحمر الضخم» إلى درجة الحرارة الباردة. تعتبر العملاقة الحمراء الضخمة العملاقة الضخمة الأبرد، وتكون من النمط M، وبعضها على الأٌقل من النمط K، رغم عدم وجود توزع دقيق. تُعتبر العملاقة الضخمة من النوع K غير شائعة مقارنةً بالنوع M، لأنها مرحلة انتقالية قصيرة الأمد وغير مستقرة إلى حد ما. في بعض الأحيان توصف النجوم من النوع K، خصوصاً أنواع K المبكرة أو الأكثر سخونة، بكونها عملاقة برتقالية «مثال: زيتا الملتهب»، أو حتى صفراء «مثل العملاق الفائق الأصفر إتش آر 5171 إيه».[9]

الخصائص[عدل]

كوكبة الجبار، ويظهر بها العملاق الأحمر الضخم نجم منكب الجوزاء (بالأعلى يسارًا).

تكون العملاقة الحمراء الضخمة باردة وكبيرة. لها أنماط طيفية من نمط K وM، وبالتالي درجات الحرارة السطحية أقل من 4100 كلفن.[9] عادةً ما يتراوح حجمها بين عدة مئات إلى أكثر من ألف مرة من نصف قطر الشمس، مع أن الحجم ليس العامل الرئيسي في تصنيف النجم إلى عملاق ضخم. يمكن بسهولة أن يكون النجم العملاق الساطع البارد أكبر من عملاق ضخم أكثر سخونة. على سبيل المثال، صُنف رأس الجاثي كنجم عملاق بنصف قطر ما بين 264 إلى 303 نصف قطر شمسي، بينما نجم الأنف هو عملاق ضخم K2 وبنصف قطر فقط 185 نصف قطر شمسي.

برغم أن العملاقة الضخمة الحمراء أبرد بكثير من الشمس، هي أكبر بكثير لدرجة أنها ساطعة للغاية، وعادةً ما تكون عشرات أو مئات الآلاف من السطوع الشمسي. هناك حد أعلى لسطوع العملاق الضخم الأحمر بنحو نصف مليون وحدة سطوع شمسي. النجوم فوق هذه اللمعان ستكون غير مستقرة للغاية وببساطة لا تتشكل.

العملاق الأحمر الضخم لديه كتلة بنحو 10 كتلة شمسية و40 كتلة شمسية. لا تتوسع النجوم ذات النسق الأساسي بتسلسل أكبر من حوالي 40 كتلة شمسية وتبرد لتصبح عملاقة حمراء ضخمة. وتعد العملاقة الضخمة الحمراء في الحد الأعلى المحتمل من نطاق الكتلة والسطوع هي النجوم الأكبر. تسبب جاذبيتها السطحية المنخفضة واللمعان العالي فقداناً كبيراً للكتلة، أعلى بملايين المرات من الشمس، ما ينتج سديماً ملحوظاً يحيط بالنجم.[10] بحلول نهاية حياتهم، قد تفقد النجوم العملاقة الضخمة الحمراء جزءاً كبيراً من كتلتها الأولية. تفقد العملاقة الأكثر ضخامة كتلتها بسرعة أكبر بكثير ويبدو أن كل النجوم العملاقة الضخمة الحمراء تصل إلى كتلة مماثلة بنحو 10 كتلة شمسية، في الوقت الذي تنهار فيه النوى. تعتمد القيمة الدقيقة على التركيب الكيميائي الأولي للنجم ومعدل دورانه.[11]

تُظهر معظم النجوم العملاقة الضخمة الحمراء درجة من التغير المرئي، ولكن نادراً ما يكون ذلك بفترة أو سعة محددة جيداً. لذلك، عادة ما تُصنف على أنها متغيرات غير منتظمة أو شبه منتظمة. وحتى لديها فئات فرعية خاصة بها مثل فئة «إٍس آر سي» و «أل سي» للنجوم العملاقة الضخمة المتغيرة البطيئة شبه المنتظمة والبطيئة غير المنتظمة على التوالي. عادة ما تكون المتغيرات بطيئة وذات سعة صغيرة، لكن السعات التي تصل إلى أربعة أحجام معروفة.[12]

يُظهر التحليل الإحصائي للعديد من النجوم العملاقة الضخمة الحمراء المتغيرة المعروفة عدداً من الأسباب المحتملة للتغير: فقط عدد قليل من النجوم تُظهر سعة كبيرة وضوضاء قوية تشير إلى التباين في العديد من الترددات، ويُعتقد أنها تشير إلى رياح نجمية قوية تحدث قرب نهاية حياة العملاق الأحمر الضخم، الأكثر شيوعاً هي تغيرات الوضع شعاعي في وقت واحد على مدى بضع مئات من الأيام وربما تغيرات في الوضع غير الشعاعي على مدى بضعة آلاف من الأيام، يبدو أن عدداً قليلاً فقط من النجوم تظهر حقاً غير منتظمة، بسعات صغيرة، على الأرجح بسبب التحبيب في الغلاف الضوئي. يحتوي الغلاف الضوئي للعملاق الأحمر الضخم على عدد صغير نسبياً من خلايا الحمل الحراري الكبيرة مقارنةً بنجوم مثل الشمس. يسبب هذا اختلافات في اللمعان السطحي يمكن أن تؤدي إلى تغيرات سطوع مرئية أثناء دوران النجم.[13]

تشبه أطياف النجوم العملاقة الضخمة الحمراء النجوم الباردة الأخرى، التي تهيمن عليها غابة من خطوط امتصاص المعادن والعناصر الجزيئية. تستخدم بعض هذه الخصائص لتحديد فئة السطوع، على سبيل المثال بعض من قوة ارتباط عنصر السيانوجين القريب من الأشعة تحت الحمراء والكالسيوم الثلاثي.[14]

انبعاث «ميزر» شائع من المواد المحيطية بالعملاق الضخم الأحمر. في الغالب يكون هذا ناتجاً عن الماء «H2O» و«SiO»، لكن انبعاث الهيدروكسيل «OH» يحدث أيضاً من المناطق الضيقة. بالإضافة إلى الدقة العالية لرسم خريطة المواد حول النجوم العملاقة الحمراء الضخمة، يمكن رصد «في إل بي إي» «قياس تداخل مديد القاعدة» أو «في إل بي إيه» «خط مديد القاعدة» الخاص بالميزر لاستخلاص المناظر النجمية الدقيقة والمسافات نسبة لمصدرها. طُبق هذا حالياً بشكل أساسي على مواضيع خاصة، ولكن قد يصبح مفيداً لتحليل التركيب المجري واكتشاف النجوم العملاقة الحمراء الضخمة الغامضة الأخرى.[15]

يسيطر الهيدروجين على أغلب سطح النجوم العملاقة الضخمة الحمراء بالرغم من استهلاك الهيدروجين في اللب بالكامل. في المراحل الأخيرة لفقدان الكتلة قبل انفجار النجم، قد يصبح الهيليوم السطحي غنياً بمستويات مماثلة للهيدروجين. في النماذج النظرية لفقدان الكتلة القصوى، قد تُفقد كمية كافية من الهيدروجين، إذ يصبح الهيليوم أكثر العناصر وفرة على السطح. عندما تترك النجوم ما قبل العملاقة الحمراء الضخمة النسق الأساسي، يكون الأكسجين أكثر وفرة من الكربون الموجود على السطح، والنيتروجين أقل وفرة من الاثنين، ما يعكس غزارة في تكوين النجم. يُستنفَد الكربون والأكسجين بسرعة وتعزيز النيتروجين نتيجة لنزع المواد المجهزة من CNO من طبقات الانصهار ويُلاحظ أن النجوم العملاقة الحمراء الضخمة تدور ببطء أو ببطء شديد. تشير النماذج إلى أنه حتى النجوم ذات النسق الأساسي التي تدور بسرعة يجب أن تُكبَح بفقدان كتلتها حتى تدور العملاقة الحمراء الضخمة على الإطلاق. قد تكون تلك النجوم العملاقة الحمراء الضخمة مثل «منكب الجوزاء» التي لها معدلات متواضعة من الدوران قد اكتسبتها بعد بلوغ مرحلة العملاق الأحمر الضخم، ربما خلال التفاعل الثنائي. ما تزال نوى النجوم العملاقة الحمراء الضخمة تدور ويمكن أن يكون معدل الدوران التفاضلي كبيرًا جدًا.[16]

مراجع[عدل]

  1. ^ Kusuno، K.؛ Asaki، Y.؛ Imai، H.؛ Oyama، T. (2013). "Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, Pz Cas, in Very Long Baseline Interferometry H2O Maser Astrometry". The Astrophysical Journal. 774 (2): 107. Bibcode:2013ApJ...774..107K. arXiv:1308.3580Freely accessible. doi:10.1088/0004-637X/774/2/107. 
  2. ^ Groenewegen، M. A. T.؛ Sloan، G. C.؛ Soszyński، I.؛ Petersen، E. A. (2009). "Luminosities and mass-loss rates of SMC and LMC AGB stars and red supergiants". Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1277–1296. Bibcode:2009A&A...506.1277G. arXiv:0908.3087Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361/200912678. 
  3. ^ Achmad، L.؛ Lamers، H. J. G. L. M.؛ Nieuwenhuijzen، H.؛ Van Genderen، A. M. (1992). "A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)". Astronomy and Astrophysics. 259: 600. Bibcode:1992A&A...259..600A. 
  4. ^ Geisler، D. (1984). "Luminosity classification with the Washington system". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 96: 723. Bibcode:1984PASP...96..723G. doi:10.1086/131411. 
  5. ^ Morgan، W. W.؛ Keenan، P. C. (1973). "Spectral Classification". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11: 29–50. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333. 
  6. ^ Achmad، L.؛ Lamers، H. J. G. L. M.؛ Nieuwenhuijzen، H.؛ Van Genderen، A. M. (1992). "A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)". Astronomy and Astrophysics. 259: 600. Bibcode:1992A&A...259..600A. 
  7. ^ Zhang، B.؛ Reid، M. J.؛ Menten، K. M.؛ Zheng، X. W. (2012). "DISTANCE AND KINEMATICS OF THE RED HYPERGIANT VY CMa: VERY LONG BASELINE ARRAY AND VERY LARGE ARRAY ASTROMETRY". The Astrophysical Journal. 744: 23. Bibcode:2012ApJ...744...23Z. doi:10.1088/0004-637X/744/1/23. 
  8. ^ Zhang، B.؛ Reid، M. J.؛ Menten، K. M.؛ Zheng، X. W.؛ Brunthaler، A. (2012). "The distance and size of the red hypergiant NML Cygni from VLBA and VLA astrometry". Astronomy & Astrophysics. 544: A42. Bibcode:2012A&A...544A..42Z. arXiv:1207.1850Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361/201219587. 
  9. أ ب Levesque، Emily M.؛ Massey، Philip؛ Olsen، K. A. G.؛ Plez، Bertrand؛ Josselin، Eric؛ Maeder، Andre؛ Meynet، Georges (2005). "The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought". The Astrophysical Journal. 628 (2): 973–985. Bibcode:2005ApJ...628..973L. arXiv:astro-ph/0504337Freely accessible. doi:10.1086/430901. 
  10. ^ Smith، Nathan؛ Humphreys، Roberta M.؛ Davidson، Kris؛ Gehrz، Robert D.؛ Schuster، M. T.؛ Krautter، Joachim (2001). "The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant Vy Canis Majoris". The Astronomical Journal. 121 (2): 1111–1125. Bibcode:2001AJ....121.1111S. doi:10.1086/318748. 
  11. ^ Ekström، S.؛ Georgy، C.؛ Eggenberger، P.؛ Meynet، G.؛ Mowlavi، N.؛ Wyttenbach، A.؛ Granada، A.؛ Decressin، T.؛ Hirschi، R.؛ Frischknecht، U.؛ Charbonnel، C.؛ Maeder، A. (2012). "Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M⊙ at solar metallicity (Z = 0.014)". Astronomy & Astrophysics. 537: A146. Bibcode:2012A&A...537A.146E. arXiv:1110.5049Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361/201117751. 
  12. ^ Kiss، L. L.؛ Szabo، G. M.؛ Bedding، T. R. (2006). "Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1721–1734. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. arXiv:astro-ph/0608438Freely accessible. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. 
  13. ^ White، N. M.؛ Wing، R. F. (1978). "Photoelectric two-dimensional spectral classification of M supergiants". Astrophysical Journal. 222: 209. Bibcode:1978ApJ...222..209W. doi:10.1086/156136. 
  14. ^ Verheyen، L.؛ Messineo، M.؛ Menten، K. M. (2012). "SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy . I. Targets in massive star clusters". Astronomy & Astrophysics. 541: A36. Bibcode:2012A&A...541A..36V. arXiv:1203.4727Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361/201118265. 
  15. ^ Richards، A. M. S.؛ Yates، J. A.؛ Cohen، R. J. (1999). "Maser mapping of small-scale structure in the circumstellar envelope of S Persei". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 306 (4): 954–974. Bibcode:1999MNRAS.306..954R. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x. 
  16. ^ Meynet، G.؛ Chomienne، V.؛ Ekström، S.؛ Georgy، C.؛ Granada، A.؛ Groh، J.؛ Maeder، A.؛ Eggenberger، P.؛ Levesque، E.؛ Massey، P. (2015). "Impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants". Astronomy & Astrophysics. 575: A60. Bibcode:2015A&A...575A..60M. arXiv:1410.8721Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361/201424671.