VFTS 682
في إف تي إس 682 في علم الفلك (بالإنجليزية:
علاوةً على ذلك، 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.
وفي هذا السياق، 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).
وعلى صعيد آخر، يقع النجم VFTS 682 على مسافة تقدر بنحو 30 فرسخ فلكي شمال شرق التجمع النجمي آر136 ، ويبعد عنا نحو 150.000 سنة ضوئية.
- الخصائص التالية ترجح نشأة هذا النجم في مكانه الحالي :
- مكانه منعزل
- حركته بسيطة
من جانب آخر، الموجود في سديم العنكبوت (دورادو 30) في سحابة ماجلان الكبرى.
عدم وجود صدمة مقدمة bow shock
في هذا الإطار، ومن جهة أخرى كان يعتقد ان تلك النجوم كبيرة الكتلة تتكون فقط في وسط تجمعات نجمية . . فهناك يمكن التحام نجوم من أنظمة نجم ثنائي ؛ وهذا ما تنتجه حسابات المحاكاة التي يجريها العلماء بواسطة الحواسيب الكبيرة.
الخصائص
من جهة ثانية، 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، أغلبها 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).
اقرأ أيضا
- سهيل (نجم)
- سي بي 230
- نجم إتش دي 164595
- SN 2023ixf مستعر أعظم
تطوره
- اقرأ كذلك
- تجمع نجمي آر136
- 4C+74.26 كوازار
وعلى صعيد آخر، 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.
وفي هذا الصدد، سيبلغ العمر الإجمالي نحو 2-3 ملايين سنة، حيث يقضي النصف مليون سنة الأخيرة على وجه التقريب كنجم وولف رايت ، يحرق الهيليوم في نواته، وفترة قصيرة جدًا يكوّن و يحرق فيها عناصر أثقل.
كذلك، 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.
📝 هل في هذه المقالة خطأ؟
إذا وجدت معلومة تحتاج تصحيحاً أو إضافة، أو أردت حذف المقالة، أرسل لنا طلباً وسنراجعه.
ما رأيك في هذه المقالة؟