عملاق فائق
عودة للموسوعة
عملاق فائق في الفلك (بالإنجليزية: Hypergiant) هونجم عظيم الكتلة (أكبر من الشمس 150 مرة أوتزيد) من التصنيف النجمي صفر (zero)، ودرجة ضياؤه أيضاً فائقة. تتميز تلك النجوم العملاقة الفائقة بفقدها من مادتها بمعدلات كبيرة وتنشرها في الفضاء.
خواصها
لا تحوي بالضرورة العمالقة الفائقة أحجاما أكبر من العمالقة العظام، ولكن تبلغ كتلة العملاق منها نحو100 كتلة شمسي أوأكبر (في مخطط هرتزشبرونج-راسل: Ia وIb ) . وتصل كتلة العملاق الفائق منها الحد المسمى باسم صاحبه حد إدنجتون، وهوحد نظري لأعلى كتلة يمكن حتى يصلها نجم (نحو120 كتلة شمسية) ، والتي عندها يُنتج النجم العملاق طاقة إشعاعية فائقة تبلغ شدتها الحد الذي تطرد فيه أجزاء من طبقاته العليا.
ويبدومن المشاهدة حتى كتلة بعض العمالقة الفائقة تتعدى 100 كتلة شمسية وقد تكون كتلها الابتدائية بين 200 و250 كتلة شمسية. وتُزيد تلك الحقيقة التساؤلات عن صحة نظرية نشأة النجوم وتطورها التي كانت تنادي بكتل أقل كثيرا عن تلك الكتل لنشأة النجوم.
ويقدر ضياء العمالقة الفائقة بألف مرة إلى مليون مرة أشد ضياء من الشمس (الضياء هومجمل الإشعاعات التي يصدرها النجم من جميع أطوال الموجات للأشعة الكهرومغناطيسية وليس الضوء المرئي فقط) ، مع اختلاف درجة حراره أسطحها، فهذه تبلغ بين 3500 كلفن إلى 35.000 كلفن. ولكنهم جميعا يشهجرون في خاصية تغيّر تألقهم. وترجع تلك التغيرات في ضيائهم إلى ما في باطنهم من درجات حرارة "متوسطة" وضغوط عالية.
وبمقارنة عمر مثل تلك النجوم بعمر الشمس فتبلغ أعمارها بين 1 مليون سنة وثلاثة مليون سنة فقط، بالمقارنة بالعمر الكلي للشمس الذي يقدر بنحوعشرة مليار سنة، أي حتى اعمار تلك النجوم تكون قصيرة جدا. وبعدها ينفجر العملاق العظيم الفائق منهم في هيئة مستعر أعظم أومستعر أعظم فائق. ومن المرجح حتى العملاق الفائق ينتهي كثقب أسود فائق الجاذبية.
عمالقة فائقة معروفة
نظرا لندرة العمالقة الفائقة فيصعب رؤياها. ويبدوحتى للنجوم العملاقة الصفراء والحمراء منها حد أقصى من لشدة ضيائها، فلا نجد منها ما يتعدى تألقه. الأمور الغ −9,5mقدر مطلق. وهذا القدر المطلق يعادل نحو500.000 مرة أكبر من ضياء الشمس وتفسير ذلك لم يعهد حتى الآن.
عمالقة متغيرة زرقاء شديدة الضياء(LBV)
من العمالقة المتغيرة الزرقاء شديدة الضياء المعروفة :
- بي الدجاجة في شمال كوكبة الدجاجة.
- إس أبوسيف (S Doradus) في مجرة ماجلان الكبرى القريبة من مجرتنا مجرة درب التبانة، ويوجد في الجزء الجنوبي من كوكبة أبوسيف. وقد عاصرنا في تلك المجرة مستعر أعظم 1987 إيه عام 1987.
- إيتا القاعدة الموجود داخل سحابة القاعدة (NGC 3372) في جزئه الجنوبي. ويعتقد حتى هذا العملاق يحوي نحو120 - 150 كتلة شمسية ويبلغ ضياؤه بين مليون أوخمسة مليون مرة أشد من الشمس.
- نجم المسدس الموجود بالقرب من مركز المجرة في كوكبة الرامي. يعتقد حتى هذا العملاق الفائق يحوي 150 كتلة شمسية ويبلغ ضياؤه أكبر 7و1 مليون مرة من ضياء الشمس.
- عدة نجوم في التجمع النجمي 1806-20. ويوجد هذا التجمع النجمي على الجانب البعيد عنا من المجرة، ويوجد بها النجم LBV 1806-20 الذي يظهر أنه أشد النجوم المعروفة تألقا، وضياؤه أشد 2 مليون إلى 40 مليون مرة من ضياء الشمس. كما أنه واحد من أكبر العمالقة فائقة الكتلة.
عمالقة فائقة زرقاء
- زيتا-1 العقرب وهوأشد النجوم تألقا في التجمع النجمي (العقرب أوبي 1) شديد التألق أزرق اللون ويبدوأنه عملاق متغير أزرق LBV.
- إم دبليوسي 314 الموجود في كوكبة العقاب، وهوعملاق فائق شديد الضياء.
- أتش دي 169454 في كوكبة الترس.
- الدجاجة أوبي 2-12 ويعتبره بعض الفلكيون عملاقا فائقا ومتغيرا أزرقا.
- [[كيوبي إم 241 في التجمع النجمي كوينتوبليت في كوكبة الرامي.
عمالقة فائقة صفراء
تشكل العمالقة الفائقة الصفراء تصنيفا نادرا جدا للنجوم. وربما كانت ذات كتل أصغر بحيث لا تكفي للوصول إلى شدة ضياء العمالقة الفائقين المتغيرين الزرقاء. وهم يتطورون قرب نهاية أعمارهم ويدخلون فترة العمالقة الفائقين بلون أصفر أوأبيض. ولا يوجد منها في مجرتنا سوىسبعة نجوم عملاقة فائقة.
- روذات الكرسي شمال كوكبة ذات الكرسي، وهوعملاق فائق تبدوشدة ضيائه أشد نحو550.000 مرة من ضياء الشمس، وهويبعد عنا نحو10.000 سنة ضوئية. وعلى أساس معدل نبضه حاليا فيعتبر مرشحا للانفجار قريبا كمستعر أعظم في مجرتنا.
- في 509 ذات الكرسي (HR 8752)
- في 382 القاعدة
- IRC+10420 في كوكبة العقاب (كوكبة)
- بعض نجوم وسترلوند 1.
عمالقة فائقة حمراء
- آر دبليوالملتهب
- أن إم إل الدجاجة
- في إكس الرامي
- إس حامل رأس الغول (IDS 02156+5808 A)
- في واي الكلب الأكبر ويبلغ قطره بين 1800 إلى 2100 مرة أكبر من قطر الشمس، ويعتبر أكبر النجوم المعروفة، ويبلغ ضياؤه أشد من ضياء الشمس 500.000 مرة.
عملاق يجذب الانتباه
يبدونجم آر136 إيه1 في سديم العنكبوت الموجود في مجرة ماجلان الكبرى (كوكبة أبوسيف) ذوكتلة هائلة فائقة فهويحتوي حاليا على كتلة تبلغ 265 كتلة شمسية (من تام كتلته السابقة التي تقدر بنحو320 كتلة شمسية)، ويبلغ عمره نحومليون سنة. وهويشع ضياء يبلغعشرة مليون مرة أشد من الشمس.
وكان اعتقاد الفهماء في الماضي حتى كتلة أكبر من 150 كتلة شمسية لا يمكن وجودها في حالة مستقرة. ولكن العملاق الفائق آر136 إيه1 هوأحد نجوم تجمع نجمي يحوي نجوما ناشئة الكتلة فائقة، وتبلغ كثافة النجوم في هذا التجمع أكثف 100.000 مرة عن كثافة المنطقة المجاورة للمجموعة الشمسية.
الاستقرار
يزداد ضياء النجم بزيادة كتلته ويصل تألق عملاق فائق إلى قرب حد إدنجتون الذي يحدد الضياء الذي ينتج في حالة التوازن بين قوى الجاذبية وبين ضغط الأشعاع إلى الخارج. وهذا يعني حتى فيض الأشعة المار خلال الغلاف الضوئي لعملاق فائق قد يحدث بالشدة التي تقتلع معها الغلاف الضوئي السطحي. وفوق حد إدنجتون فقد يولد العملاق طاقة إشعاعية كبيرة تتسبب في ثورات على السطح تطيح بكتل من الغاز المادة، مما يعمل على حجب تالق النجم رغم زيادة ضيائه ولمدد طويلة.
ومن العمالقة المرشحين لاقتناء رياح نجمية عبر الفضاء حول النجم العملاق إيتا القاعدة وهوأحد النجوم البالغة الكتلة والبالفة الضياء المعروفة. وتبلغ كتلة إيتا القاعدة نحو130 كتلة شمسية ويبلغ ضياؤه نحوأربعة مليون ضعف لضياء الشمس، ويطن بعض الفهماء حتى إيتا القاعدة من الممكن تكون قد فات حد إدنجتون. وربما كانت سلسلة ثوراتها في الأعوام 1840-1860 قد أدت إلى فقدانه من مادته في الفضاء أكثر مما كان يتسقطه الفهماء.
وعلى عكس الريح النجمي الخطي - وهونوع من الرياح يمتص ضوء النجم بأعداد كبيرة من خطوط الطيف الكثيفة - فإن الريح المستمرة المنتشرة لا يلزمها حتى تحتوي على عناصر معدنية (أي ذرات أثقل من الهيدروجين والهيليوم التيقد يكون لها خطوط قليلة فقط في طيف الغلاف الضوئي). وهذا هام حيث حتى معظم النجوم العملاقة تكون عادة فقيرة في المعدنية، ويعتقد الفهماء حتى تلك الرياح المستمرة المشتتة من النجم قد تحدد الحد الأقصى لكتلة نجوم الجيل الأول من النجوم مباشرة بعد الانفجار العظيم، وهي نجوم لم تكن تحتوي على عناصر معدنية على الإطلاق.
وهناك فكرة أخرى تحاول تفسير الثورات الضخمة للعمالقة التي تنفض معها قدرا هائلا من مادتها في الفضاء مثل إيتا القاعدة وهي تتعلق بتفجيرات في باطن العملاق تعمل على نفض جزء من مادة السطح. بمعنى : رغم كون ضياء العملاق تحت حد إدنجتون حتىقد يكون الحمل الحراري في باطنه غير كاف مما يتسبب في فروق كبيرة في كثافة المادة في الباطن وتتسبب تلك بالتالي في ثورات كتلية.
ولكن تلك النظرية لم تدرس بعد بالقدر الكافي ولا تزال افتراضاتها تحت البحث.
انظر أيضا
|
|
|
|
المصادر
- ^ Über Sterne: Zwischenstufen نسخة محفوظة 23 ديسمبر 2016 على مسقط واي باك مشين.
- ^ Der Gelbe Hyperriese[وصلة مكسورة]نسخة محفوظة 01 سبتمبر 2016 على مسقط واي باك مشين.
- ^ Der Standard, Österreich, Hellster Riesenstern entdeckt نسخة محفوظة 02 يوليو2017 على مسقط واي باك مشين.
-
^ "Thus, if mass loss during these eruptions occurs via a wind, it must be a super-Eddington wind driven by continuum radiation force (e.g., electron scattering opacity) and not lines (Owocki, Gayley & Shaviv 2004, hereafter OGS; Belyanin 1999; Quinn & Paczynski 1985)."Owocki, S. P. (2008). "Luminous Blue Variables & Mass Loss near the Eddington Limit". In Bresolin, Fabio; Crowther, Paul Joachim Puls; Puls, Joachim (المحررون). Proceedings IAU Symposium No. 250, 2008. International Astronomical Union. arXiv:0801.2519. doi:00.0000/X000000000000000X تأكد من صحة قيمة
|doi=(مساعدة). - ^ S. P. Owocki (2004). "A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass loss from stars above the حد إدنجتون". Astrophysical Journal. 616 (1): 525–541. Bibcode:2004ApJ...616..525O. doi:10.1086/424910.
- ^ N. Smith (2006). "On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars". Astrophysical Journal. 645 (1): L45–L48. Bibcode:2006ApJ...645L..45S. doi:10.1086/506523.
وصلات خارجية
- مسقط الكون في الإنترنت.
التصنيفات: أنواع النجوم, ظواهر نجمية, عمالقة فائقة, قالب أرشيف الإنترنت بوصلات واي باك, جميع المقالات ذات الوصلات الخارجية المكسورة, مقالات ذات وصلات خارجية مكسورة منذ يوليو 2018, صفحات تحتوي مراجع ويب بتاريخ وصول وبدون رابط تشعبي, أخطاء CS1: دوي, مقالات تحتوي نصا بالإنجليزية, قالب تصنيف كومنز بوصلة كما في ويكي بيانات, بوابة علم الفلك/مقالات متعلقة, بوابة نجوم/مقالات متعلقة, جميع المقالات التي تستخدم شريط بوابات
