VFTS 682

في إف تي إس 682
معلومات الرصد
حقبة J2000      اعتدالان J2000
كوكبة أبو سيف
مطلع مستقيم 05سا 38د 55.51ث[1]
الميل −69° 04′ 26.72″[1]
القدر الظاهري (V) 16.08[2]
الخصائص
نوع الطيف WN5h[3]
U−B مؤشر اللون -0.349[4]
B−V مؤشر اللون -0.58[2]
القياسات الفلكية
السرعة الشعاعية (Rv) 300[5] كم/ث
البعد 164,000 س.ض
القدر المطلق (MV) -6.83±0.12[5]
القدر البولومتري
المطلق (Mbol)		 -11.5
تفاصيل
كتلة 150[5] ك☉
نصف قطر 22[5] نق☉
إضاءة 3.2 million[5] ض☉
إضاءة (مرئي , ض م) 43,000 ض☉
درجة الحرارة 52,200±2,500[5] ك
دوران <200[6]
عمر 1-1.4 million[5] سنة
تسميات اخرى
مسح ميكروي ثنائي لكامل السماء J05385552-6904267, مرصد جنوب إفريقيا الفلكي ‏ J05385552-6904267, DENIS J053855.4-690425, DENIS J053855.5-690426, Dor IRS 153
قاعدة بيانات المراجع
سيمباد بيانات

في إف تي إس 682 في علم الفلك (بالإنجليزية: VFTS 682 ) هو أحد النجوم كبيرة الكتلة المعروفة حتى الآن. وتقدر كتلته بنحو 150 M☉ (150 كتلة شمسية ) . ويقدر العلماء أن كتلته في السابق كانت تصل إلى نحو 210 كتلة شمسية . يعتبر النجم VFTS 682 من نوع نجم وولف-رايت وينتمي تصنيفه الطيفي بالتصنيف WN5h.[7]

يقع النجم VFTS 682 على مسافة تقدر بنحو 30 فرسخ فلكي شمال شرق التجمع النجمي آر136 ، ويبعد عنا نحو 150.000 سنة ضوئية.[8] الموجود في سديم العنكبوت (دورادو 30) في سحابة ماجلان الكبرى.

يطرح مكانه المعزول وكتلته العظيمة سؤالا، وهو كيف تكوّن هذا النجم الكبير، هل كان ذلك في مكانه الحالي أو كان في السابق من ضمن التجمع النجمي آر136 (تجمع نجمي).[7][9]

الخصائص التالية ترجح نشأة هذا النجم في مكانه الحالي :[9]

ومن جهة أخرى كان يعتقد ان تلك النجوم كبيرة الكتلة تتكون فقط في وسط تجمعات نجمية . .[10] فهناك يمكن التحام نجوم من أنظمة نجم ثنائي ؛ وهذا ما تنتجه حسابات المحاكاة التي يجريها العلماء بواسطة الحواسيب الكبيرة.[11]

الخصائص

تؤدي الكتلة الهائلة للنجم، البالغة 138 ضعف كتلة الشمس، إلى ضغط نواته ورفع درجة حرارتها إلى مستويات عالية، مما يُسبب اندماجًا نوويًا سريعًا جدا عبر دورة CNO (دورة كربون نيتروجين أكسجين) ، مُنتجًا لمعانًا فائقًا يصل إلى 3.2 مليون لمعة شمسية. يبلغ نصف قطر النجم 22 ضعف نصف قطر الشمس، ولكن نظرًا لارتفاع درجة حرارته، فإنه يُصدر طاقةً أكبر من الشمس بمقدار 3.2 مليون مرة، معظمها في نطاق الأشعة فوق البنفسجية، لذا فهو يبدو أكثر سطوعًا من الشمس بصريًا بمقدار 43,000 مرة فقط. يتم حجب ما يقرب من 99% (المتوسط = 4.5) من الأشعة فوق البنفسجية والإشعاع المرئي بواسطة المادة بين النجمية. ينتج عن الضياء والإشعاع فوق البنفسجي المكثف والتركيب الكيميائي لطبقات سطح النجم رياح نجمية تصل سرعتها إلى 2,600 كم/ث (1,600 ميل/ث).[12]

تطوره

من المتوقع أن تحافظ النجوم الضخمة مثل VFTS 682، ذات التركيب الكيميائي النموذجي لسحابة ماجلان الكبرى، على بنية كيميائية شبه متجانسة بفضل الحمل الحراري القوي والاختلاط الدوراني. ينتج عن ذلك زيادة كبيرة في وفرة الهيليوم و النيتروجين على سطحها حتى أثناء احتراق الهيدروجين في نواتها. كما ستنخفض معدلات دورانها بشكل ملحوظ نتيجة فقدان الكتلة وتضخم غلافها، مما يجعل انفجارات أشعة غاما غير مرجحة عندما يصل هذا النوع من النجوم إلى مرحلة انهيار النواة.

ومن المتوقع أن تتطور النجوم الضخمة جدًا مباشرةً من نجوم فتية غنية بالهيدروجين تُظهر طيفًا من نوع Of أو WNh إلى نجوم وولف-رايت الكلاسيكية الفقيرة بالهيدروجين ، وربما خلال فترة قصيرة كمتغير أزرق لامع. ستستمر هذه النجوم في فقدان كتلتها بسرعة، مرورًا بمراحل WN وWC وWO قبل أن تنفجر كمستعر أعظم من النوع Ic تاركةً وراءها ثقبًا أسودا. من غير الواضح ما إذا كان المستعر الأعظم الناتج سيكون خافتًا، أو حتى غير مرئي، نتيجة انهياره في الثقب الأسود، أو سيكون شديد اللمعان بسبب الكتلة الكبيرة من النيكل المشع Ni56 المقذوف.

سيبلغ العمر الإجمالي حوالي 2-3 ملايين سنة، حيث يقضي النصف مليون سنة الأخيرة تقريبًا كنجم وولف رايت ، يحرق الهيليوم في نواته، وفترة قصيرة جدًا يكوّن و يحرق فيها عناصر أثقل.[13][14]

اقرأ أيضا

المراجع

  1. ^ ا ب Cutri، R. M.؛ Skrutskie، M. F.؛ Van Dyk، S.؛ Beichman، C. A.؛ Carpenter، J. M.؛ Chester، T.؛ Cambresy، L.؛ Evans، T.؛ Fowler، J.؛ Gizis، J.؛ Howard، E.؛ Huchra، J.؛ Jarrett، T.؛ Kopan، E. L.؛ Kirkpatrick، J. D.؛ Light، R. M.؛ Marsh، K. A.؛ McCallon، H.؛ Schneider، S.؛ Stiening، R.؛ Sykes، M.؛ Weinberg، M.؛ Wheaton، W. A.؛ Wheelock، S.؛ Zacarias، N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C. ج. 2246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
  2. ^ ا ب Evans، C. J.؛ Taylor، W. D.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Sana، H.؛ De Koter، A.؛ وآخرون (يونيو 2011). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey. I. Introduction and observational overview". Astronomy & Astrophysics. ج. 530: A108. arXiv:1103.5386. Bibcode:2011A&A...530A.108E. DOI:10.1051/0004-6361/201116782.
  3. ^ Bressert، E.؛ Bastian، N.؛ Evans، C. J.؛ Sana، H.؛ Hénault-Brunet، V.؛ وآخرون (يونيو 2012). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey. IV. Candidates for isolated high-mass star formation in 30 Doradus". Astronomy & Astrophysics. ج. 542: A49. arXiv:1204.3628. Bibcode:2012A&A...542A..49B. DOI:10.1051/0004-6361/201117247.
  4. ^ Parker، Joel Wm. (1992). "30 Doradus in the Large Magellanic Cloud: The Stellar Content and Initial Mass Function". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 104: 1107. Bibcode:1992PASP..104.1107P. DOI:10.1086/133097.
  5. ^ ا ب ج د ه و ز Bestenlehner، J. M.؛ Vink، J. S.؛ Gräfener، G.؛ Najarro، F.؛ Evans، C. J.؛ وآخرون (يونيو 2011). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey. III. A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136". Astronomy & Astrophysics. ج. 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode:2011A&A...530L..14B. DOI:10.1051/0004-6361/201117043.
  6. ^ Bestenlehner، J. M.؛ Gräfener، G.؛ Vink، Jorick S.؛ Najarro، F.؛ De Koter، A.؛ وآخرون (أكتوبر 2014). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XVII. Physical and wind properties of massive stars at the top of the main sequence". Astronomy & Astrophysics. ج. 570: A38. arXiv:1407.1837. Bibcode:2014A&A...570A..38B. DOI:10.1051/0004-6361/201423643.
  7. ^ ا ب اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع aa1
  8. ^ Joachim M. Bestenlehner, S.2 "projected distance approximately 30 pc northeast of R136"
  9. ^ ا ب اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع aa2
  10. ^ Joachim M. Bestenlehner, S.1 "seem to link the formation of such objects to environments in the centres of massive clusters"
  11. ^ Sambaran Banerjee, S.10 "such massive binary mergers can easily produce single stars, within a few Myr, with masses well exceeding the 150 M☉ upper limit"
  12. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع banerjee
  13. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع yusof
  14. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع kohler

[1][2][3][4]

  1. ^ Joachim M. Bestenlehner, Jorick S. Vink, G. Gr̈afener, F. Najarro et. aliis (11 May 2011). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey III: A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136*" (PDF 786 KB S.1 (1)) (بالإنجليزية). مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية (AA) manuscript no. 17043. Retrieved 2015-02-24.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  2. ^ Sambaran Banerjee, Pavel Kroupa, Seungkyung Oh (1 Nov 2011). "Runaway massive stars from R136: VFTS 682 is very likely a "slow runaway"" (PDF 443 KB S.2 (2)) (بالإنجليزية). Argelander-Institut für Astronomie. Retrieved 2015-02-24.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  3. ^ C.J. Evans, W.D. Taylor, V. Hénault-Brunet, H. Sana et. aliis (26 Mar 2011). "A&A 530, A108 (2011) The VLT-FLAMES Tarantula Survey" (PDF 6 MB S.32 (32)) (بالإنجليزية). Astronomy and Astrophysics. Retrieved 2015-02-24.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  4. ^ "VLT-FLAMES Tarantula Survey" (بالإنجليزية). The Royal Observatory, Edinburgh. Retrieved 2015-02-24.

9)Banerjee, S.; Kroupa, P.; Oh, S. (February 2012). "Runaway Massive Stars from R136: VFTS 682 is Very Likely a "Slow Runaway"". The Astrophysical Journal. 746 (1): 15. arXiv:1111.0291. Bibcode:2012ApJ...746...15B. doi:10.1088/0004-637X/746/1/15. S2CID 117959362.

10)Yusof, N.; Hirschi, R.; Meynet, G.; Crowther, P. A.; Ekstrom, S.; et al. (August 2013). "Evolution and fate of very massive stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1114. arXiv:1305.2099. Bibcode:2013MNRAS.433.1114Y. doi:10.1093/mnras/stt794. S2CID 26170005. 11) 

Köhler, K.; Langer, N.; De Koter, A.; De Mink, S. E.; Crowther, P. A.; et al. (January 2015). "The evolution of rotating very massive stars with LMC composition". Astronomy & Astrophysics. 573: A71. arXiv:1501.03794. Bibcode:2015A&A...573A..71K. doi:10.1051/0004-6361/201424356. S2CID 28962151.

اقرأ أيضا

وصلات خارجية

هذه المقالة صادرة عن ويكيبيديا.النص متاح تحت رخصة Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0 مالم يرد خلاف ذلك. قد تُطبَّق شروط إضافية على ملفات الوسائط.