نجم عود الصليب
| نجم عود الصليب | |
|---|---|
 "سديم عود الصليب " صورة بالأشعة تحت الحمراء من مقراب سبيتزر الفضائي.
| |
| معلومات الرصد حقبة J2000. اعتدالان J2000. |
|
| كوكبة | الرامي |
| مطلع مستقيم | 17سا 46د 18.12ث.[1] |
| الميل | −29° 01′ 36.5″[1] |
| الخصائص | |
| مرحلة التطور | نجم وولف-رايت -Ofpe/WN9 |
| مرحلة التطور | نجم وولف-رايت -Ofpe/WN9 |
| نوع الطيف | Ofpe/WN9[2] |
| القدر الظاهري (J) | 13.0[1] |
| القدر الظاهري (H) | 10.3[1] |
| القدر الظاهري (K) | 8.8[1] |
| J−H مؤشر اللون | 2.7[1] |
| J−K مؤشر اللون | 4.2[1] |
| القياسات الفلكية | |
| البعد | 26k[2] س.ض |
| تفاصيل | |
| كتلة | ~100[3] ك☉ |
| نصف قطر | 92[2] نق☉ |
| إضاءة | 3.2 million[2] ض☉ |
| درجة الحرارة | 25,100[2] ك |
| عمر | <3[2] م.سنة |
| تسميات اخرى | |
| Peony Star, Peony nebula star, نجم وولف-رايت 102ka, 2MASS J17461811-2901366, ISOGAL-P J174618.2-290136, MSX6C G000.0003-00.1743 | |
| قاعدة بيانات المراجع | |
| سيمباد | بيانات |
تعديل مصدري - تعديل  | |
نجم عود الصليب (بالإنجليزية: Peony star) أو WR 102ka هو نجم فائق الكتلة، تبلغ كتلته بين 10 إلى 50 كتلة شمسية ويقع في كوكبة الرامي. يعتبر هذا النجم عملاق عظيم فائق أزرق اللون ويتبع تصنيف نجم ولف-رايت، وهو حاليا ثاني أسطع النجوم في مجرتنا مجرة درب التبانة.[4][5][6]
يبعد نجم عود الصليب عنا نحو 26.000 سنة ضوئية وتم اكتشافه بواسطة مقراب سبيتزر الفضائي حيث وجده بالقرب من مركز المجرة. وقد سمي بهذ الاسم طبقا لاسم سديم عود الصليب الذي يحيطه والذي يشبه وردة عود الصليب.
صفاته
[عدل]لا يظهر النجم دبليو أر102 كي إيه في نطاق الضوء المرئي، وإنما في نطاق طيف الأشعة تحت الحمراء ولهذا كان اكتشافه بواسطة مقراب سبيتزر الفضائي. ثم رصده تلسكوب التقنية الجديدة NTT التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي ايسو ذو مرآة قطر 6و3 متر الموجود في شيلي واستطاع قياس شدة ضيائه التي اتضح بأنها تزيد عن ضياء الشمس نحو 2و3 مليون مرة، ولكنه لم يستطع قياس قدره المطلق وربما كان مشابها للقدر المطلق للنجم العملاق إيتا القاعدة.[7]
وينتمي نجم عود الصليب إلى الفئة الطيفية WN خارج النسق الأساسي كما ينتمي في نفس الوقت إلى نوع نجم ولف-رايت والتي تتميز بطيف انبعاث النتروجين.
تطوره
[عدل]تكون النجوم الشديدة السطوع في نفس الوقت نجوما ذات كتلة فائقة. ويعتقد الفلكيون أن نجم عود الصليب بدأ نشأته كمتغير أزرق شديد الضياء LBV حيث وصلت كتلته بين 150 - 200 ضعفا للكتلة الشمسية. توجد تلك النجوم الفائقة الكتلة نادرا جدا وتحير العلماء حيث تتعدى كتلة كل منها حد كتلة تكوّن النجم والمعروف بحد إدنجتون. فمن الوجهة النظرية عندما تتعدى كتلة نجم ذلك الحد فإنه ينتج طاقة إشعاع فائقة تجعله غير مستقرا حيث أن ضغط الإشعاع العامل من الداخل إلى الخارج يفوق قوة الجاذبية العاملة من الخارج إلى الداخل مما يجعل النجم يلفظ جزءا من طبقاته الخارجية. وقد ينقسم النجم بذلك إلى نجمين (نجم ثنائي) أو أكثر.[4][5]
والآن يتميز نجم عود الصليب بكتلة بين 10 إلى 50 كتلة شمسية وهو من نوع نجم ولف-رايت. ويبلغ قطره أكبر 100 مرة من قطر الشمس. وتتميز النجوم من نوع نجم ولف-رايت بأنها تلفظ جزءا من مادتها مما يجعلها تفقد من كتلتها. [6] وتنطلق من النجم في هيئة رياح نجمية يسرعها الإشعاع وقد تصل سرعاتها إلى 6و1 مليون كيلومتر في الساعة مما يجعلها تفقد بمرور عدة آلاف أو عدة ملاييين السنين ما يعادل عدة كتل شمسية.[8]
ويعتقد العلماء أن نجم عود الصليب WR 102ka سوف ينتهي عمره القصير خلال عدة ملايين السنين بانفجار في هيئة مستعر أعظم[5] أو في هيئة مستعر فائق الضياء. سيغلب ضياء المستعر الناشئ ضياء جميع نجوم المجرة إلا أنه لن يرى من الأرض حيث يمتص ما يحيطه من غاز وغبار كل الضوء الصادر منه تقريبا.
مراجع
[عدل]- ^ ا ب ج د ه و ز Cutri, R. M.؛ Skrutskie, M. F.؛ van Dyk, S.؛ وآخرون (مارس 2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". VizieR On-line Data Catalog: II/246. ج. 2246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
- ^ ا ب ج د ه و Barniske، A.؛ Oskinova، L. M.؛ Hamann، W. -R. (2008). "Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas". Astronomy and Astrophysics. ج. 486 ع. 3: 971. arXiv:0807.2476. Bibcode:2008A&A...486..971B. DOI:10.1051/0004-6361:200809568.
- ^ Oskinova، L. M.؛ Steinke، M.؛ Hamann، W. - R.؛ Sander، A.؛ Todt، H.؛ Liermann، A. (2013). "One of the most massive stars in the Galaxy may have formed in isolation". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 436 ع. 4: 3357. arXiv:1309.7651. Bibcode:2013MNRAS.436.3357O. DOI:10.1093/mnras/stt1817.
- ^ ا ب Spitzer – Zweithellster Stern der Milchstraße entdeckt?, Astronews, 16. Juli 2008 نسخة محفوظة 04 ديسمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
- ^ ا ب ج Brightest Star in the Galaxy Has New Competition, NASA Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Kalifornien, USA, 15. Juli 2008 نسخة محفوظة 05 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
- ^ ا ب Blauer Riese zweithellster Stern der Milchstraße, Scinexx/Springer, 30. März 2011 نسخة محفوظة 04 ديسمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
- ^ Einer der hellsten Sterne unseres Milchstraßensystems, Astronomie Heute, 16. Juli 2008 نسخة محفوظة 24 ديسمبر 2009 على موقع واي باك مشين.
- ^ Einer der hellsten Sterne unseres Milchstraßensystems, 16. Juli 2008 نسخة محفوظة 24 ديسمبر 2009 على موقع واي باك مشين.
