في واي الكلب الأكبر

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
في واي الكلب الأكبر
VY Canis Majoris, Rutherford Observatory, 07 September 2014.jpeg
الصورة الفعلية للفي واي الكلب الأكبر (ألمع نجم في الصورة)
معلومات الرصد
حقبة J2000      اعتدالان J2000
كوكبة الكلب الأكبر
مطلع مستقيم 07س 22د 58.32877ث[1]
الميل °
−25
46 03.2355[1]
القدر الظاهري (V) 6.5 to 9.6[2]
7.9607[1]
الخصائص
نوع الطيف (M2.5I[3]-)M3-M4.5[4]
نوع التغير شبه منتظم[5]
القياسات الفلكية
السرعة الشعاعية (Rv) 41[6] كم/ث
الحركة الخاصة (μ) 9.84[1]0.75[1]
التزيح (π) 0.83 ± 0.1 د.ق
البعد ~3,840 س.ض
تفاصيل
كتلة 17 ± 8[4] ك
نصف قطر 1420 ± 120[4] نق
ضياء ~270,000[4] ض
جاذبية سطحية (log g) -0.6[4] سم.غ.ثا
درجة الحرارة ~3,490[4] ك
تسميات اخرى
VY CMa, HD 58061, هيباركوس 35793, CD -25 4441, AAVSO 0718-25
قاعدة بيانات المراجع
سيمباد بيانات
صورة افتراضية لتوضيح الفرق الهائل بين حجم الشمس وحجم "في واي الكلب الأكبر"

في واي الكلب الأكبر (بالإنجليزية: VY Canis Majoris) هو عملاق احمر فائق هو من أكبر النجوم المعروفة للإنسان ويعتبر أحد أكثر النجوم إشعاعا. يقع ضمن كوكبة الكلب الأكبر ويبعد عن الأرض 3900 سنة ضوئية (1.2 فرسخ فلكي). أي أنه ينتمي إلى مجرتنا مجرة درب التبانة. يصنف في واي كانيس ماجوريس ضمن النجوم المتغيرة مع فترة تقدر ب 2,000 يوم.

الاكتشاف[عدل]

اول ملاحظة مسجلة معروفة للنجم في واي كانيس ماجوريس في فهرس لالاند للنجوم في 7 مارس 1801.أضافة إلى الدراسات التي اجريت على القدر الظاهري للنجم في القرن التاسع عشر تظاهر بأن النجم كان يتلاشى منذ عام 1850.[7]منذ عام 1847 صنف في واي الكلب الأكبر كنجم قرمزي.[8]خلال القرن التاسع عشر شاهد المراقبين على الأقل ست مكونات منفصلة ورجحوا ان في واي قد يكون نظام نجمي.هذه المكونات المنفصلة عرفت عن طريق المناطق المشرقة الموجودة في سديم النجم.الملاحظات البصرية في عام 1957 والتصوير عالي الدقة في سنة 1998 أظهرت بأن لايوجد نجوم مصحابة للنجم.[9][10]

التصنيف[عدل]

صنف في واي كعملاق عظيم أحمر, وهو من ضمن عمالقة عظمى نوع M, والسطوع المتغير للنجم لم يصنف حتى عام 1931 في المانيا حيث صنف كنجم متغير كل فترة طويلة مع قدر ظاهري قدره 9.5 -11.5.[11] ولقد وصف النجم كنجم متغير في سنة 1939.[12]

الترتيب[عدل]

انتقل النجم لترتيب السابع في أحجام النجوم العملاقة المكتشفة حديثا حسب بيانات الناسا.

عمر النجم[عدل]

تبين من مشاهدة النجم أنه يتغير بشدة وقد ألقى قدرا كبيرا من كتلته في هيئة سحابة في الفضاء تحيط به. ويميل علماء الفلك العاملين على تلسكوب هابل الفضائي إلى الرأي بأن في واي الكلب الأكبر سوف ينفجر في هيئة مستعر فوق عظيم في اي لحظة من الان وحتى100.000 سنة القادمة.

الطيف[عدل]

يقع في واي الكلب الأكبر ضمن قائمة عمالقة عظمى نوع M. خطوط الهيدروجين للنجم تحتوي على خصائص النجم بي الدجاجة.خط إتش-ألفا لايمكن رؤيته وهناك خطوط طيف غير عادية من الصوديوم المحايد والكالسيوم.تختلف درجة اللمعان من عملاق مشرق إلى عملاق مشرق فائق.المحاولات المبكرة للتصنيف كانت مشوشة بسبب تفسير المحيط الضبابي للنجم تصنف النجم في واي كنجم ثنائي.[13] الطبقة الطيفية المشتقة تختلف تبعا للخصائص التي تم فحصها,كما تختلف السمات الطيفية بمرور الوقت,فهو يعتبر أكثر برودة ليصنف كــM2 وعادة ما تصنف بين M3 و M4. اما درجة اللمعان فتصنيفها مشوش ايضا وغالبا ما تعطى كدرجة أولى.[14]

الخصائص[عدل]

في واي الكلب الأكبر نجم عالي اللمعان مع درجة حرارة مؤثرة تبلغ 3500, ويضعه في الزاوية العليا اليمنى لرسم هرتزبرونغ-راسل وهذا يعني انه نجم متطور للغاية,خلال النسق الأساسي له, كما يمكن ان يكون ذو تصنيف نجمي O.[15]وكتله قدرها 15 إلى 35 كتلة شمسية.[16]

حجمه[عدل]

في واي الكلب الأكبر كما صوره تلسكوب هابل الفضائي وهو يتفجر ملقيا جزء من كتلته في الفضاء .[17]

يقدّر العلماء طول نصف قطر هذا النجم بما يتراوح بين 1.800 و2.100 ضعف نصف قطر الشمس.

لكي نتخيل حجم هذا النجم لو وضعنا الشمس في مركزة يكون نهاية نصف القطر كوكب زحل، أو أكبر من قطر الأرض 100.000 مرة.

يعني الحجم العظيم لهذا النجم أن متوسط كثافته تبلغ بين 0.000005 إلى 0.000010 كيلوجرام/متر3.

اللمعان[عدل]

في عام 2006, جامعة مينيسوتا البروفسور روبرتا م.همفريز استخدم مسافة توزيع الطاقة الطيفية لحساب درجة لمعان النجموبما أن معظم الإشعاع القادم من النجم يعاد معالجته بواسطة الغبار الموجود في السحابة المحيطة حيث دمج مجموع جميع التدفقات الموجودة خلال السديم واظهرت ان درجة لمعان في واي هي 5.6 × 105 ضياء شمسي

اكتشاف عام 2007[عدل]

في عام 2007 اكتشف علماء الفلك الأمريكيون الذين يعملون تحت رعاية لوسي زيوريس عند دراستهم لنتائج رصد التلسكوب الراديوي ذي قطر 10 متر، اكتشفوا مركبات الهيدروجين منها سيان الهيدروجين ومركبات كبريت كربونية وكلوريد الصوديوم وبعض مركبات تحتوي على الفسفور والنتروجين محيطة بهذا النجم.[18]. ويعزى إلى تلك السحابة التي تحيط به امتصاص أشعته حيث نرى جزءاً منها فقط في نطاق الضوء المرئي وتجعل في واي الكلب الأكبر يظهر أقل تألقا عما يشير إليه مقدار ضيائه.

وصلات خارجية[عدل]

اقرأ أيضا[عدل]

المراجع[عدل]

  1. ^ أ ب ت ث ج Van Leeuwen، F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. ^ "GCVS Query=VY CMa". General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. اطلع عليه بتاريخ 2010-11-24. 
  3. ^ أ ب Massey، Philip؛ Levesque، Emily M.؛ Plez، Bertrand (1 August 2006). "Bringing VY Canis Majoris down to size: an improved determination of its effective temperature". The Astrophysical Journal. 646 (2): 1203–1208. Bibcode:2006ApJ...646.1203M. arXiv:astro-ph/0604253Freely accessible. doi:10.1086/505025. 
  4. ^ أ ب ت ث ج ح خ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Wittkowski_vlti
  5. ^ Monnier، J. D.؛ Geballe، T. R.؛ Danchi، W. C. (1 August 1998). "Temporal variations of midinfrared spectra in late-type stars". The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 502 (2): 833–846. Bibcode:1998ApJ...502..833M. arXiv:astro-ph/9803027Freely accessible. doi:10.1086/305945. 
  6. ^ Humphreys، Roberta M.؛ Helton، L. Andrew؛ Jones، Terry J. (2007). "The Three-Dimensional Morphology of VY Canis Majoris. I. The Kinematics of the Ejecta". The Astronomical Journal. 133 (6): 2716. Bibcode:2007AJ....133.2716H. doi:10.1086/517609. 
  7. ^ "Robinson">Robinson، L. J. (1971). "Three Somewhat Overlooked Facets of VY Canis Majoris". Information Bulletin on Variable Stars. 599: 1. Bibcode:1971IBVS..599....1R. 
  8. ^ Robinson, L. J. (1971). "Three Somewhat Overlooked Facets of VY Canis Majoris". Information Bulletin on Variable Stars. 599: 1. Bibcode:1971IBVS..599....1R
  9. ^ Robinson, L. J. (1971). "Three Somewhat Overlooked Facets of VY Canis Majoris". Information Bulletin on Variable Stars. 599: 1. Bibcode:1971IBVS..599....1R.
  10. ^ Wittkowski، M.؛ Langer، N.؛ Weigelt، G. (1998). "Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa". Astronomy and Astrophysics. 340: L39. Bibcode:1998A&A...340L..39W. arXiv:astro-ph/9811280Freely accessible. 
  11. ^ Hoffmeister، Cuno (1931). "316 neue Veränderlilche". Astronomische Nachrichten. 242 (7): 129. Bibcode:1931AN....242..129H. doi:10.1002/asna.19312420702. 
  12. ^ Guthnick، P.؛ Schneller، H. (1939). "Benennung von veränderlichen Sternen". Astronomische Nachrichten. 268 (11–12): 165. Bibcode:1939AN....268..165G. doi:10.1002/asna.19392681102. 
  13. ^ Wallerstein، George (1958). "The Spectrum of the Irregular Variable VY Canis Majoris". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 70: 479. Bibcode:1958PASP...70..479W. doi:10.1086/127278. 
  14. ^ Skiff، B. A. (2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2016)". VizieR On-line Data Catalog: B/mk. Originally published in: Lowell Observatory (October 2014). 1. Bibcode:2014yCat....1.2023S. 
  15. ^ Lada، Charles J.؛ Reid، Mark J. (1 January 1978). "CO observations of a molecular cloud complex associated with the bright rim near VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 219: 95–104. Bibcode:1978ApJ...219...95L. doi:10.1086/155758. 
  16. ^ Wittkowski, M.; Hauschildt, P.H.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J.M. (5 April 2012). "Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry". Astronomy & Astrophysics. 540: L12. Bibcode:2012A&A...540L..12W. arXiv:1203.5194 Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361/201219126.
  17. ^ HubbleSite: Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts
  18. ^ Sterbender Stern als Quelle des Lebens