قنطور الأقرب

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
قنطور الأقرب
New shot of Proxima Centauri, our nearest neighbour.jpg
صورة لقنطور الأقرب بواسطة مقراب هابل
معلومات الرصد
حقبة حقبة      اعتدالان حقبة (نظام الإسناد الفلكي الدولي)
كوكبة قنطورس
مطلع مستقيم 14س 29د 42.9487ث[1]
الميل °
−62
40 46.141[1]
القدر الظاهري (V) 11.05[1]
الخصائص
نوع الطيف M5.5 Ve[1]
القدر الظاهري (J) 5.35 ± 0.02[1]
U−B مؤشر اللون 1.43[1]
B−V مؤشر اللون 1.90[1]
نوع التغير نجم متوهج
القياسات الفلكية
السرعة الشعاعية (Rv) −21.7 ± 1.8[2] كم/ث
الحركة الخاصة (μ) −3775.40[1]769.33[1]
التزيح (π) 768.7 ± 0.3 د.ق
البعد 4٫243 ± 0٫002 س.ض
(1٫3009 ± 0٫0005 ف.ف)
القدر المطلق (MV) 15.49[3]
تفاصيل
كتلة 0.123 ± 0.006[4] ك
نصف قطر 0.141 ± 0.007[5] نق
ضياء (بولومتر) 0.0017[6] ض
جاذبية سطحية (log g) 5.20 ± 0.23[4] سم.غ.ثا
درجة الحرارة 3,042 ± 117[4] ك
معدنية (فلك) [Fe/H] 0.21[7] dex
دوران 83.5 يوم
سرعة الدوران (v sin i) <0.09 كم/ثا
عمر 4.85[8] ج.سنة
تسميات اخرى
Alpha Centauri C, CCDM J14396-6050C, فهرس النجوم 3278.00, GJ 551, هيباركوس 70890, LFT 1110, LHS 49, فهرس النجوم 526, LTT 5721, NLTT 37460, V645 Centauri[1]
قاعدة بيانات المراجع
سيمباد بيانات

قنطور الأقرب أو بروكسيما سنتوري(بالإنجليزية: Proxima Centauri)‏ هو نجم قزم أحمر يبعد عن الأرض حوالي 4.2 سنة ضوئية (40·1012 كيلومتر) وهو بذلك ثاني أقرب نجم من الأرض بعد الشمس. يأتي اسمه عن اللاتينية حيث تعني كلمة "بروكسيما" "الأقرب" وهو ينتمي إلى كوكبة قنطور. يعد هذا النجم من نوع نجم متغير.

ونظرا لموقعه في كوكبة القنطور فهو لا يرى في نصف الكرة الأرضية الشمالي، شمالي خط عرض 27، أي أنه لا يرى في البلاد الأوروبية يبلغ قدره الظاهري 11 ولذلك تصعب رؤياه، وقد اكتشف عام 1915. ويلزم لرؤيته تلسكوب تكون فتحته 8 سنتيمتر على الأقل.

ولم يثبت حتى الآن عما إذا كان قنطور الأقرب ينتمي إلى النجم الثنائي رجل القنطور. وهو يبعد عن النجمين "ألفا القنطور" (رجل القنطور) و"بيتا القنطور" نحو 2,0 سنة ضوئية.

خواصه الطبيعية[عدل]

موقع قنطور الأقرب في كوكبة قنطور، وهو قريب من ألفا القنطور.

النجم قنطور الأقرب هو قزم أحمر وطيفه من التصنيف M، أي أنه يتبع نجوم النسق الأساسي. وتصنيفه M5.5 يعني أنه من النجوم القزمة من التصنيف M المتقدمة في العمر وتبلغ درجة حرارة سطحه 3040 كلفن والتي تعتبر باردة بالنسبة لحرارة سطح الشمس التي تصل إلى 5700 كلفن.

ونظرا لقربه منا بمسافة 4.2 سنة ضوئية فقد استطاع مرصد بارانال VLT قياس قطره عام 2002 وعينه بنحو 1.02 ثانية قوسية، مما يعني أن قطره يبلغ 200.000 كيلومتر، هذا يعادل نحو سبع قطر الشمس أو قطر كوكب المشتري 1.5 مرة.

وبالرغم من قربه للأرض يبلغ قدره الظاهري 11، وهذا أضعف 100 مرة عن سطوع النجوم التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة والتي يبلغ قدرها الظاهري 6. أما قدره المطلق (وهو ضياؤه من على بعد 10 فرسخ فلكي) فيبلغ 5.15. ولو افترضنا أن قنطور الأقرب اتخذ موقع الشمس لظهر 1/50 من مساحتها. ولكنا لا نرى الكواكب ومن ضمنها الزهراء نظرا لضعف ضيائه. يبدو متكوره الملون أنه يحتوي على المغنسيوم.

تصدر من قنطور الأقرب رياح نجمية، وتؤدي إلى فقدانه لجزء من مادته وهي تبلغ نحو 20 % مما تصدره الشمس من رياح شمسية.

أقرب نجوم إلى الشمس (قنطور الأقرب) وأقزام نجمية بنية.
مقارنة الأحجام: الشمس، ثم ألفا القنطور، ثم بيتا القنطور، ثم قنطور الأقرب (من اليسار إلى اليمين).
كوكبة القنطور: وترى رجل القنطور (ألفا القنطور)، بالقرب منها يقع "قنطور الأقرب" (غير ظاهر).
بروكسيما سنتوري

تطوره في المستقبل[عدل]

مثل قنطور الأقرب مثل جميع الأقزام الحمر فهو ينتج طاقة قليلة ويحدث فيه انتقال الحرارة والمادة بالتوصيل الحراري مما يجعل توزيع الهيليوم الناتج من الاندماج النووي للهيدروجين في النجم توزيعا متساويا، ولا يتجمع في قلب النجم كما يحدث في الشمس. وهو يختلف عن الشمس أيضا من حيث استهلاكه للهيدروجين، فبينما تترك الشمس النسق الأساسي بعد استهلاكها 10 % من الهيدروجين فقد استهلك قنطور الأقرب نسبة أعلى من الهيدروجين قبل أن يتوقف التفاعل الاندماجي فيه.[9]

وبينما ترتفع فيه نسبة الهيليوم بزيادة اندماج الهيدروجين يبدو النجم أصغر وأكثر سخونة في نفس الوقت ويغير لونه من الأحمر إلى الأزرق. وخلال تلك الفترة يبدو النجم أكثر تألقا حتى يبلغ 2.5 % من تألق الشمس الحالي. في نفس الوقت تقل حرارة جميع الأجرام التي تدور حوله لمدة عدة مليارات من السنين.

يبقى قزم أحمر ذو كتلة مثل قنطور الأقرب نحو 400 مليار سنة في النسق الأساسي، وهي فترة زمنية تزيد عن معظم نجوم النسق الأساسي. وأخيرا عندما يستهلك كل ما فيه من هيدروجين سوف يتحول قنطور الأقرب إلى قزم أبيض من دون أن يمر بمرحلة عملاق أحمر، وعندئذ يفقد باقي ما فيه من حرارة ببطء[9].

المراجع[عدل]

  1. أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز centauri "SIMBAD query result: V* V645 Cen – Flare Star" تحقق من قيمة |مسار أرشيف= (مساعدة). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. مؤرشف من الأصل في 2 مايو 2019. اطلع عليه بتاريخ 11 أغسطس 2008. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)—some of the data is located under "Measurements".
  2. أ ب García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (2001). "Stellar encounters with the solar system". Astronomy and Astrophysics. 379 (2): 634–659. Bibcode:2001A&A...379..634G. doi:10.1051/0004-6361:20011330. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  3. أ ب Kamper, K. W.; Wesselink, A. J. (1978). "Alpha and Proxima Centauri". Astronomical Journal. 83: 1653–1659. Bibcode:1978AJ.....83.1653K. doi:10.1086/112378. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  4. أ ب ت ث Ségransan, D.; et al. (2003), "First radius measurements of very low mass stars with the VLTI", Astronomy and Astrophysics, 397, صفحات L5–L8, arXiv:astro-ph/0211647, Bibcode:2003A&A...397L...5S, doi:10.1051/0004-6361:20021714 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  5. أ ب Demory, B.-O.; et al. (October 2009), "Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI", Astronomy and Astrophysics, 505, صفحات 205–215, arXiv:0906.0602, Bibcode:2009A&A...505..205D, doi:10.1051/0004-6361/200911976 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  6. أ ب See Table 1, Doyle, J. G.; Butler, C. J. (1990). "Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars". Astronomy and Astrophysics. 235: 335–339. Bibcode:1990A&A...235..335D. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة) and p. 57, Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-01933-9. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  7. أ ب Schlaufman, K. C.; Laughlin, G. (September 2010), "A physically-motivated photometric calibration of M dwarf metallicity", Astronomy and Astrophysics, 519, arXiv:1006.2850, Bibcode:2010A&A...519A.105S, doi:10.1051/0004-6361/201015016 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  8. أ ب Kervella, Pierre; Thevenin, Frederic (March 15, 2003). "A Family Portrait of the Alpha Centauri System: VLT Interferometer Studies the Nearest Stars". ESO. مؤرشف من الأصل في 04 فبراير 2009. اطلع عليه بتاريخ July 9, 2007. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); تحقق من التاريخ في: |تاريخ أرشيف= (مساعدة)
  9. أ ب ت Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence (PDF). Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. صفحات 46–49. مؤرشف من الأصل (PDF) في 23 ديسمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 24 يونيو 2008. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  10. ^ Bobylev, V. V. (March 2010). "Searching for stars closely encountering with the solar system". Astronomy Letters. 36 (3): 220–226. arXiv:1003.2160. Bibcode:2010AstL...36..220B. doi:10.1134/S1063773710030060. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)