قنطور الأقرب

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
قنطور الأقرب
New shot of Proxima Centauri, our nearest neighbour.jpg
صورة لقنطور الأقرب بواسطة مقراب هابل
معلومات الرصد
حقبة J2000.0      اعتدالان J2000.0 (ICRS)
كوكبة قنطورس
مطلع مستقيم 14سا 29د 42.9487ثا[1]
الميل ‏46.141″ 40′ ‎−62°[1]
القدر الظاهري (V) 11.05[1]
الخصائص
نوع الطيف M5.5 Ve[1]
القدر الظاهري (J) 5.35 ± 0.02[1]
U−B فهرس اللون 1.43[1]
B−V فهرس اللون 1.90[1]
نوع التغير نجم متوهج
القياسات الفلكية
السرعة الشعاعية (Rv) −21.7 ± 1.8[2] كم/ث
الحركة الخاصة (μ) م.م: −3775.40[1] د.ق/سن
م.ف: 769.33[1] د.ق/سن
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 days
سرعة الدوران (v sin i) < 0.09 كم/ثا
عمر 4.85[8] ج.سنة
تسميات اخرى
Alpha Centauri C, CCDM J14396-6050C, GCTP 3278.00, GJ 551, HIP 70890, LFT 1110, LHS 49, LPM 526, LTT 5721, NLTT 37460, V645 Centauri[1]
قاعدة بيانات المراجع
سیمباد 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 أقرب نجم من الأرض. 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 لايرى 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 لرؤياه 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 و طيفه 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 يعنا 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 .


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 الإقرب مثل جميع العمالقة الحمر فهو ينتج طاقة قليلة ويحدث فيه انتقال الحرارة و المادة بالتوصيل الحراري مما يجعل توزيع الهيليوم الناتج من الأندماج 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 5و2 % 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 مافيه من هيدروجين سوف يتحول قنطور الأقرب إلى قزم أبيض من دون أن يمر بمرحلة عملاق أحمر ، وعندئذ يفقد باقي مافيه من حرارة ببطء [9] .


انظر أيضا[عدل]

المراجع[عدل]

  1. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز "SIMBAD query result: V* V645 Cen – Flare Star". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. اطلع عليه بتاريخ August 11, 2008. —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. 
  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. 
  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 (3): L5–L8، arXiv:astro-ph/0211647، Bibcode:2003A&A...397L...5S، doi:10.1051/0004-6361:20021714 
  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 (1): 205–215، arXiv:0906.0602، Bibcode:2009A&A...505..205D، doi:10.1051/0004-6361/200911976 
  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.  and p. 57, Peebles، P. J. E. Principles of Physical Cosmology. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-01933-9. 
  7. ^ أ ب Schlaufman، K. C.؛ Laughlin، G. (September 2010)، "A physically- [ك‍]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 
  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. اطلع عليه بتاريخ July 9, 2007. 
  9. ^ أ ب ت Adams, Fred C.. "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence".: 46–49, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Retrieved on June 24, 2008. 
  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.