الرئيسيةعريقبحث

الشعرى اليمانية

ألمع نجم في السماء ليلا وهي نجم ثنائي

☰ جدول المحتويات

الشِّعرَى اليَمَانِيَّة (Sirius)‏ هي نجم سماوي يعرف في الفهارس الرسمية وفي علم الفلك الحديث باسم (ألفا الكلب الأكبر)(α Canis Majoris) (باللاتينية: Alpha Canis Majoris) - ويختصر Alpha CMa أو α CMa - لتعيينه فلكياً النجم الأول في تلك الكوكبة. يطلق عليه أهل البحر في شبه الجزيرة العربية اسم "التير" ويسميه أهل البادية في منطقة نجد باسم "المرزم" ويعد النجم الوحيد - باستثناء الشمس - الذي ذكر اسمه صريحاً في القرآن الكريم في الآية 49 من سورة النجم "وَأَنَّهُ هُوَ رَبُّ الشِّعْرَى".

الشِّعرَى اليَمَانِيَّة
الشعرى اليمانية على خريطة 100x100
الشعرى اليمانية
.الشعرى اليمانية (في الدائرة الحمراء)
معلومات الرصد
حقبة حقبة (نظام الإسناد الفلكي الدولي)      اعتدالان حقبة (نظام الإسناد الفلكي الدولي)
كوكبة الكلب الاكبر
Sirius (‎/‏ˈsɪriəs‎/‏[1]) system
مطلع مستقيم 06س 45د 08.91728ث[2]
الميل °
−16
′42 ″58.0171[2]
القدر الظاهري (V) −1.46[3]
Sirius A
مطلع مستقيم 06س 45د 08.917ث[4]
الميل °
−16
′42 ″58.02[4]
القدر الظاهري (V) −1.47[5]
Sirius B
مطلع مستقيم 06س 45د 09.0ث[6]
الميل °
−16
′43 ″06[6]
القدر الظاهري (V) 8.44[5]
الخصائص
مرحلة التطور النسق الأساسي
نوع الطيف A1Vm[7]
U−B مؤشر اللون −0.05[3]
B−V مؤشر اللون +0.00[3]
الخصائص
مرحلة التطور قزم أبيض
نوع الطيف DA2[5]
U−B مؤشر اللون −1.04[8]
B−V مؤشر اللون −0.03[8]
القياسات الفلكية
السرعة الشعاعية (Rv) −5.50[9] كم/ث
الحركة الخاصة (μ) −546.01[2]−1223.07[2]
التزيح (π) 379.21 ± 1.58 د.ق
البعد 8٫60 ± 0٫04 س.ض
(2٫64 ± 0٫01 ف.ف)
القياسات الفلكية
Sirius A
القدر المطلق (MV) 1.42[10]
القياسات الفلكية
Sirius B
القدر المطلق (MV) 11.18[8]
المدار
مرافق α CMa B
الدورة (P) 50.090 ± 0.055
نصف المحور الرئيسي (a) 7.50 ± 0.04"
الشذوذ المداري (e) 0.5923 ± 0.0019
زاوية الميلان (i) 136.53 ± 0.43°
زاوية العقدة المدارية (Ω) 44.57 ± 0.44°
القبا عصر (T) 1894.130 ± 0.015
البعد الزاوي الحضيضي (ω)
(ثانوي)		 147.27 ± 0.54°
تفاصيل
α CMa A
كتلة 2.02[11] ك☉
نصف قطر 1.711[11] نق☉
ضياء 25.4[11] ض☉
جاذبية سطحية (log g) 4.33[12] سم.غ.ثا
درجة الحرارة 9,940[12] ك
معدنية (فلك) [Fe/H] 0.50[13] dex
دوران 16 km/s[14]
عمر 225–250[11] م.سنة
α CMa B
كتلة 0.978[11] ك☉
نصف قطر 0.0084 ± 3%[15] نق☉
ضياء 0.056[16] ض☉
جاذبية سطحية (log g) 8.57[15] سم.غ.ثا
درجة الحرارة 25,200[11] ك
تسميات اخرى
Dog Star, Aschere, Canicula, Al Shira, Sothis,[17] Alhabor,[18] Mrgavyadha, Lubdhaka,[19] Tenrōsei,[20] α Canis Majoris (α CMa), 9 Canis Majoris (9 CMa), HD 48915, HR 2491, BD−16°1591, GJ 244, LHS 219, ADS 5423, LTT 2638, هيباركوس 32349[21]
{{{العنصر1}}}: EGGR 49, WD 0642-166, GCTP 1577.00[22]
قاعدة بيانات المراجع
سيمباد The system
A
B
كوكبة الكلب الأكبر، حيث تظهر الشعرى اليمانية
صورة مرصد هابل الفضائي للشعرى اليمانية أ (وسط الصورة) والشعرى اليمانية ب (النجم الصغير على أسفل اليسار ).

الشعري اليمانية هي ألمع أو أسطع نجوم السماء كلها، ولا يفوقها لمعاناً من الأجرام السماوية سوي الشمس والقمر والكواكب الزهرةوالمشتري والمريخ وعطارد.[23]وبذلك هي سابع أجرام السماء من حيث السطوع أو اللمعان المُوَحّد. ويبلغ قدر لمعانها الظاهر عند رؤيتها من الأرض −1.46 وهو تقريباً ضعف لمعان سهيل، وهو النجم الذي يليها من جهة القدر الظاهري للمعان في السماء.

الشعرى اليمانية في الحقيقة هي عبارة عن نجمين مترافقين، يدوران حول مركز الجاذبية بينهما ويكونان معاً نظاماً نجمياً يعرف باسم النجم الزَوْجِيّ. تبلغ كتلة النجم الأكبر والرئيس للشعري 2.1 ضعف كتلة الشمس وهو يعد نجماً من نجوم النسق الأساسي ويصنف من النوع A0 أو A1 حسب طيفه النجمي وهو يعرف باسم Sirius A (الشعرى اليمانية أ). أما النجم الأصغر هو قزم أبيض خافت مرافق للنجم الأكبر يعرف ياسم Sirius B (الشعرى اليمانية ب) وقد تم رصده بالتليسكوب سنة 1862 م. ويصنف نجم الشعرى اليمانية ب من النوع DA2 حسب طيفه ويبلغ القدر الظاهر للمعانه 8.5 mag فقط. تتراوح المسافة بين النجمين بين 8.2 و 31.5 وحدة فلكية وهما يكملان دورانهما كل 50 سنة.[24] ويقع هذا الثنائي النجمي على خط واحد مع نجمي الكلب الأكبر-بيتا والكلب الأكبر-جاما في نفس الكوكبة كما تبين الخارطة السماوية المجاورة.

يبدو نجم الشعري اليمانية ساطعاً بسبب جلاؤه الأسَاسِيّ (أو ضيائيته) وقربه من النظام الشمسي. إذ يبعد نظام الشعرى عن النظام الشمسي حوالي 2.6 فرسخ فلكي (8.6 سنة ضوئية)، وبذلك يكون واحداً من أقرب النجوم المجاورة لكوكب الأرض. يقدر عمره بنحو 240 مليون سنة وهو بذلك من أصغر الأنظمة النجمية عمرا.[25]

خصائص الثنائي

الشعرى اليمانية أ

يعتبر الشعرى اليمانية أ من نجوم النسق الأساسي ذات التصنيف الطيفي A1 ويبلغ لمعانه 5m حيث تعني m أنه "غني المعدنية" (معدنية).[3][26] تقدر كتلته نحو 1و2 كتلة شمسية [27] وتبين قياسات طيف ه أن قطره يكبر 1.7 مرة عن قطر الشمس .[25] يبلغ ضياء (لمعان) الشعرى اليمانية أكبر 25 ضعفا من ضياء الشمس . كما تبلغ درجة حرارة سطحه نحو 10.000 كلفن.[25] (بالمقارنة بالشمس فتبلغ درجة حرارة سطحها نحو 5700 كلفن).

تبدو خطوط الطيف للشعرى اليمانية عريضة بسبب ما يسمى عرض دوبلر الناشيء عن دوران النجم حول محوره. وقد سمحت تلك القياسات لتعيين الحد الأدنى لسرعة دورانه عند خط استوائه. 16 كيلومتر في الثانية.[28] مما يعني أنه يدور حول محوره مرة كل 5.5 أيام أو أقل.[29] بناء على ذلك فلا تسمح تلك السرعة الدورانية البطيئة بحدوث فلطحة محسوسة عند القطبين.[26] هذا بعكس النسر الواقع الذي يعتبر في حجم الشعرى اليمانية A ولكنه يدور حول محوره بسرعة 274 كيلومتر في الثانية، ولذلك يتميز النسر الواقع بانبعاجه عند خط استوائه.[30]

مقارنة بين الشعرى اليمانية A (إلى اليسار) والشمس.

ويبين طيف ضوء الشعرى اليمانية A خطوطا معدنية واضحة. وهذا يدل على تواجد عناصر

أثقل من الهيليوم فيه، كما أن خطوط الحديد ترى في طيفه بسهولة ..[26][27]

وتبلغ نسبة الحديد إلى الهيدروجين في جوه نحو ثلاثة أضعافها بالمقارنة بنسبتهما في جو الشمس ( مما يعادل معدنية للحديد/الهيروجين ;= 0.5[25]). ويبدو أن نسبة العناصر الثقيلة الموجودة في جو النجم لا تتناسب مع نسبة ما يحتويه النجم في قلبه وإنما يبدو أن النسبة العالية لها في جو النجم ترجع إلى منطقة الحمل (الحراري) الباطنية في النجم.[26]

يعتقد أن الشعرى اليمانية A والشعرى اليمانية B تكونا من سحابة غاز وغبار قبل نحو 240 مليون سنة حيث بدأت الشعرى اليمانية الاندماج النووي بعد انكماشها إلى النصف فكانت الحرارة المتولدة منه من الانكماس (طاقة الوضع) والجزء الآخر من الاندماج النووي، وبعد 10 مليون سنة من البداية أصبحت الطاقة المنتجة منه كلها من الاندماج النووي. ومنذ ذلك الحين يعتبر نجم الشعرى اليمانية أ نجما عاديا يتم فيه اندماج الهيدروجين إلى عناصر أثقل وينتمي إلى النسق الأساسي للنجوم. ينتج الشعرى اليمانية A في باطنه درجة حرارة 22 مليون كلفن ويتم إنتاج طاقته عن طريق دورة بيته-فايتزيكر. ونظرا لاعتماد تلك الدورة الشديد على درجة الحرارة فإن الطاقة المنتجة في قلب النجم تنتقل معظمها عن طريق الحمل. وتنتقل الحرارة خارج قلب النجم بالإشعاع وحتى تحت السطح بقليل، حيث يبدأ النقل بالحمل مرة ثانية (انظر تكوين نجم).[26]

من المنتظر أن يستهلك الشعرى اليمانية A كل ما لديه من الهيدروجين خلال المليار سنة القادمة (الشمس سوف تستهلك ما لديها من الهيدروجين خلال 4 - 5 مليار سنة)، ليصبح عملاقا أحمرا، ثم ينتهي في هيئة قزم أبيض، حيث تصبح كتلته نحو 0.6 كتلة شمسية فقط.[31]

الشعرى اليمانية ب

يصدر الثنائي أشعة كثيفة في نطاق الأشعة تحت الحمراء أكثر من المتوقع، وهذا ما تدل عليه قياسات IRAS "مرصد الأشعة تحت الحمراء الفضائي". وقد يكون ذلك إشارة إلى وجود كثير من الغبار يحيط بهذا الثنائي ويعتبر غير عادي لنجم ثنائي.[27][32] كما تبين صور مرصد شاندرا الفضائي للأشعة السينية أن الشعرى اليمانية B تفوق الشعرى اليمانية A كمصدر للأشعة السينية.[33]

في نطاق الضوء المرئي يفوق الشعرى اليمانية A زميله، وقد أصبح الشعرى اليمانية B قزما أبيضا. وهو تقريبا قريبا في حجمه من حجم الأرض، وهو لذلك من أحسن الأقزام البيضاء التي درست حتى الآن. وقد لعب دورا هاما منذ اكتشافه ووصفه اكتشاف الأقزام البيضاء وخواصها. ولكن يصعب قربه وضيائه الشديدان من الشعرى اليمانية A. تبلغ كتلة الشعرى اليمانية B نحو 98% من كتلة الشمس، ولكن ضيائه يبلغ 2.7 % من ضيائها.

وبينما كتلة الشعرى اليمانية مقاربة لكتلة الشمس فهو مكدس في حجم مقارب من حجم الارض، أي أن كثافته عالية جدا. وتبلغ درجة حرارة سطحه 25200 كلفن .[11] ولكن نظرا لعدم وجود مصدر حراري في قلبه فهو يبرد تدريجيا عن طريق إشعاع حرارته في الفضاء في فترة قادمة تقدر بنحو 2 مليار سنة.[34]

يتكون قزم أبيض بعد أن يتطور نجم طبقا لنجوم النسق الأساسي ثم يتحول إلى عملاق أحمر. وقد حدث ذلك للشعرى اليمانية B قبل نحو 120 مليون سنة عندما كان في وسط عمره الحالي. ويقدر النجم الأصلي له بأنه كان 5 أضعاف الكتلة الشمسية[11] وأنه كان من تصنيف نجمي B [35][36] لاعندما كان يمر بمرحلة التسق الأساسي من تطوره. وبينما مر بمرحلة العملاق الأحمر سابقا فربما زوّد الشعرى اليمانية B زميله بالمعدنية.

اكتشافه

لاحظ "فريدريش بيسيل" في عام 1844 عند فحص مشاهدات كانت قد أجريت منذ عدة سنوات حركة غريبة للشعرى اليمانية وأعزاها إلى احتمال وجود رفيق له مكونان نجما ثنائيا وقدر زمن الدورة بينهما بأنها نحو قرن. وكان "فيلهيلم هيرشل " قبلها بأربعة سنوات قد اكتشف وجود نجوما ثنائية ولكنها كانت واضحة ومكونة من نجنين منفصلين أو أكثر.[37] ولم يزعج "بيسيل" عدم تمكنه من رؤية رفيق الشعرى اليمانية.[38]

واستطاع "كريستيان بيترز" في عام في أطروحة الحصول على درجة الأستاذية تعيين زمن دورة الرفيق بأنها 50.093 سنة وان كتلته تبلغ أكثر من 6 أضعاف كتلة المشتري واستتنتج وجود انزياح مركزي لمداره. .[39] وعلى الرغم من تلك المعلومات فلم ينجح أحد في مشاهدة الرفيق حتى استطاع "ألفان جراهام كلارك" - وهو ابن لصانع البصريات "ألان كلارك" - في يوم 31 يناير 1862 وهو يجرب عدسات جديدة لوالده أن يرى التابع.[40] ونظرا لأنه في ذلك الوقت كان الشعرى اليمانية B تبتعد في مدارها عن الشعرى اليمانية A فقد استطاع عدد كبير من الفلكيين أيضا التحقق من وجود الرفيق ودراسته.[41]

القزم الأبيض

بعد عدة سنوات من قياس مواقع النجمين وتعيين مركز الثقل بينهما تمكن "أوتو فون شتروفه" عام 1866 من تعيين كتلة التابع بأنها نحو نصف كتلة الشعرى اليمانية A. وفي حالة تماثل بنية النجمين فكان من المفترض أن تكون قطر التابع 80% من الشعرى اليمانية A وأن يقل ضياؤه عنه قدرا طفيفا . ولكن التابع لم يصل ضياؤه سوى إلى التصنيف النجمي 8، بمعنى أن ضياؤه أقل من الشعرى اليمانية A نحو 10.000 مرة، عندئذ اسنتنج "فون شتروفه" : "أن الجرمين يختلفان بشدة عن بعضهما البعض من الوجهة الفيزيائية". .[42]

تصنيف هرتزشبرونج-راسل: موقعي الشعرى اليمانية أ ، ب.

وبقيت الشعرى اليمانية B من غرائب النجوم، إلى أن ابتكرت طريقة تحليل الطيف الآتي من النجوم وتصنيف تلك الأطياف فتمكن " هنري راسيل| و"إيجنار هيرتزسبرونج" في عام 1910 من تفسير اختلاف طيفي النجمين. وطبقا تصنيف هرتزشبرونج-راسل فقد كانت النجوم تنقسم إلى قسمين آنذاك: "أقزام" و"عمالقة". آنذاك كان النجم "40 إريداني بي" وأحد أتباعه هما اللذان لا ينسجمان في المخطط: فقد كانت قياسات تصنيفه الطيفي ضعيفة الضوء. وفي عام 1915 أمكن التقاط طيف الشعرى اليمانية B، وتبين أنه منحازا في جهة 40 إريداني بي في مخطط هرتزشبرونج-راسيل، وبديا أنهما ينتميان إلى تصنيف نجمي جديد. ويشير ضياؤهما الضعيف برغم درجة حرارتهما العالية إلى صغر سطحيهما المُصدر للضوء، أي أن قطريهما صغير وبذلك فكثافة كل منها بالغة الكبر.[43]

وعكف أرثر إدينجتون ابتداء من عام 1920 على دراسة مفصلة لنماذج النجوم، واعتبر مثال كرات غازية يكون فيها ضغط الجاذبية للكتلة الغازية في حالة توازن مع ضغط الغاز وضغط الإشعاع. ولكنه لم يستطع وصف الأقزام البيضاء عن طريق نموذجه إلا جزئيا، حتى جاء رالف فاولر عام 1926 الذي قرن النموذج بمبدأ استبعاد باولي الذي كان قد اكتشف قبلها بوقت قصير ..[44]

يتكون باطن القزم الأبيض من غاز متأين كليا، أي يتكون من أنوية ذرات وإلكترونات حرة. ونظرا لاتباع الإلكترونات مبدأ استبعاد باولي، أي لا يمكن لإلكترونين شغل نفس مستوى الطاقة. مما يعني أن الإلكترونات الموجودة في غاز إلكتروني مضغوط جدا لا بد وأن تقترب من بعضها البعض عند زيادة الضغط الخارجي عليها، في حين أن بعضا منها يشغل مستويات طاقة أعلى. تسمى حالة المادة هذه "ضغط الانفطار" وهي طاقة إضافية تقاوم الضغط الآتي عليها من الخارج . فبينما تشكل أنوية (الذرات) معظم كتلة النجم تعمل الإلكترونات بضغطها الانفطاري على إيجاد توازن داخل النجم. ونتيجة ذلك صغر نصف قطر النجم بزيادة كتلته، بعكس زيادة نصف قطر نجم عادي مع زيادة كتلته.

وبين العالم من أصل هندي سابرامانين تشاندراسخار عام 1931 [45][46] أن القزم الأبيض لا يكون مستقرا عندما تتعدى كتلته حد 1.4 كتلة شمسية .[47] وسمي هذ الحد بحد شاندراسيكار.

انزياح أحمر ثقالي

تنبأ ألبرت أينشتاين أثناء صياغته للنظرية النسبية العامة عام 1915 بأن الفوتون ذو طول موجة λo عندما يصدر من جسم كتلته كبيرة إلى مشاهد بعيد في مجال الجاذبية، فإن طول موجته تظهر للمشاهد منزاحة نحو الأحمر.[48] ولم تبين المشاهدات التي أجريت أنذلك على طيف الشمس تلك الظاهرة بسبب "صغر كتلتها" فلم يكن التأثير واضحا، فكان انزياح طول الموجة هذا يساوي 0.6·M/R، حيث M وR هما كتلة الشمس ونصف قطرها. ونظرا لأن النسبة M/R لنجوم كتلتها كبيرن لا تختلف كثيرا عن النسبة في حالة الشمس فقد بدى أن إثبات هذا التأثير صعبا، حتى عام 1920.[49]

الانزياح الأحمر الثقالي.

ولكن في حالة قزم أبيض يقل نصف القطر كلما زات الكتلة. ورأى "إدينجتون" - الذي استطاع مشاهدة انحناء مسار الضوء تحت تأثير جاذبية الشمس في عام 1919 - رأى في الكثافة الشديدة التي اقترحها للقزم الأبيض وصغر نصف قطره إمكانية مشاهدة الانزياح الأحمر الثقالي. ووجد في الشعرى اليمانية بي إمكانية تحقيق ذلك. وكانت كتلته معروفة وبمقارنة طيف الشعرى اليمانية A فكان من الممكن أن يعين إدينجتون جزء الانزياح الناتج عن الثقالية وفصله عن انزياح دوبلر الناتج عن سرعة الشعرى اليمانية ب في مدارها في النظام الثنائي.

وعلى أساس معرفة درجة الحرارة ونصف القطر للشعرى اليمانية B توقع "إدينجتون" انزياحا احمرا ثقاليا يبلغ +20 km/s. واستطاع باحث آخر "والتر أدامز" في عام 1925 التقاط طيف

الشعرى اليمانية ب وكان متداخلا قليلا مع ضوء الشعرى اليمانية A، وقام بحساب الانزياح ووجده مساويا +21 كيلومتر في الثانية.[50][51] فكانت مؤيدة لما كان "إدينجتون" متوقعه.

خلال السنوات تحسن النموذج النظري لتكوين القزم الأبيض كثيرا. وتبين من ذلك أن درجة الحرارة التي اتخذها "إدينجتون" في حسابه للشعرى اليمانية B كانت منخفضة وان نصف القطر الذي اعتبره كان أكبر بالتالي. وطبقا للنظرية فهي تتنبأ بأربعة أضعاف ما حصل إدينجتون من حسبته عن الانزياح الأحمر الثقالي. وبالفعل أتت القياسات التي أجريت في عام 1971 بامزياح أحمر ثقالي (+89 ± 16) km/s.[52] وأعزيت نتيجة أدامز إلى اختلاط بين خطوط طيف الشعرى اليمانية A مع طيف الشعرى اليمانية B مما أتي بتلك النتيجة الصغيرة آنذاك. والنتيجة المعترف بها الآن للانزياح الأحمر الثقالي للشعرى اليمانية ب تقدر ب (80.42 ± 4.83) km/s[53]"/>; وقد اتاح درجة تباين

تلسكوب هابل الفضائي في عام 2004 الحصول على طيف الشعرى اليمانية ب من دون تداخل لطيف الشعرى اليمانية A.[54]

تطور الثنائي

ثنائي الشعرى اليمانية في صورة فنية مستوحاة (Quelle: ناسا)

طبقا لمعرفتنا اليوم عن تطور النجوم فقد نشأ الشعرى اليمانية أ وب قبل 240 مليون سنة [25] حيث كونا نظام نجمي ثنائي. وكان الشعرى اليمانية ب أصلا نجما كبيرا تبلغ كتلته 5 أضعاف الكتلة الشمسية، كان لمعانه 630 مرة لمعان الشمس، وهو بذلك كان أكبر كتلة أيضا من الشعرى اليمانية أ وأكثر ضياء. وبسبب كتلته الكبيرة فقد جري فيه الاندماج النووي بمعدل سريع بحيث استهلك الشعرى اليمانية ب معظم الهيدروجين وحوله إلى الهيليوم خلال ال 100 مليون سنة الأولى من عمره.

وانتقلت منطقة التفاعل فيه إلى غلاف غازي يحيط بقلب الشعرى اليمانية ب وانتفخ وأصبح عملاقا أحمرا. ثم قل هذا التفاعل (اندماج الهيدروجين واستهلاكه ) وقلت طاقته وبدأ الشعرى اليمانية ب يحول الهيليوم إلى كربون وأكسجين عن طريق تفاعل ألفا الثلاثي . وفقد غلافه الخارجي حيث ضعفت القوى الرابطة بينهما وبسبب الريح النجمية الشديدة وفقد بذلك نحو 4/5 من كتلته. ولم يتبقى منه سوى القلب المكون من الكربون والأكسجين وشارفت الطاقة الصادرة منه على الانتهاء. ونظرا لأن المكونات في قلبه كانت متأينة تماما وتوازنه الداخلي غير مستقر بسبب اقتقاد الضغط الداخلي فتحتاج أنوية الذرات والإلكترونات لحجم أصغر. وتقلص قلب النجم حتى بدأت مقاومة ضغط انفطار الإلكترونات لمنع استمرار تقلص قلب النجم. واستمر الشعرى اليمانية ب يبرد منذ نحو 124 مليون سنة.[55]

الشعرى اليمانية أ، ب كنجم ثنائي

مدار الشعرى اليمانية ب حول الشعرى اليمانية أ ، اتجاه النظر إلى الجنوب.

ينكون نظام الشعرى اليمانية كما هو موصوف أعلاه من نجمين يدوران حول مركز ثقليهما خلال دورة مقدارها 05و50 سنة.[56] وكما هو الحال في حالة نجم ثنائي يدور كل من النجمين في مدار بيضوي حول مركز الثقل. ونظرا لأن كتلة الشعرى اليمانية أ أكثر من ضعف كتلة الشعرى اليمانية ب فيقع مركز الثقل قريبا منه.

من أجل التبسيط فيرسم مدار الشعرى اليمانية ب حول قرينه الأكبر. وهذا المدار أيضا في شكل قطع ناقص حيث يتخذ الشعرى اليمانية أ موقعه في بؤرة القطع الناقص (مقدار انزياح مركزي 0.5923 [56] وبأخذ المسافة بين الشعرى اليمانية أ، ب في الاعتبار ينتج لنصف المحور الكبير للقطع لناقص نحو 20 وحدة فلكية، أي ما يعادل 3 مليار كيلومتر.

مقارنة سطوع بعض النجوم

تطور السطوع الظاهري لأهم النجوم مع الزمن .

يعتمد سطوع نجم طبقا لنظرية ولادة النجوم على حجم النجم ومرحلة عمره، بالإضافة إلى بعده عنا لمعرفة شدة رؤياه على الأرض. بناء على هذا فترتيب أشد النجوم سطوعا في السماء كما نراها من الأرض يختلف باختلاف مرحلة العمر الذي يمر بها النجم. ويبين الرسم البياني تغير سطوع النجوم الكبرى الآن وفي الماضي وفي المستقبل. تمثل قراءات السطوع للنجوم المختلفة عند الصفر على المحور الأفقي (الآن) أن الشعرى اليمانية sirius هي أشد النجوم سطوعا لنا ويأتي بعدها سهيل

canopus ثم النسر الواقع wega . ويبين الرسم البياني أن النسر الواقع سوف يزداد سطوعه حتى يبلغ ٍسطوعه -0.7 بعد 235.000 سنة وبذلك سوف يفوق الشعرى اليمانية في السطوع [57] وسيصبح أشد نجوم السماء سطوعا. وبعد 260.000 سنة سوف يفوق سطوع سهيل (-0.46 قدر ظاهري) سطوع الشعرى اليمانية ليحتل المركز الثاني ويزيح الشعرى اليمانية إلى المركز الثالث في السطوع.[57] ويبين الرسم البياني المجاور تطور سطوع الشعرى اليمانية بالنسبة لسطوع النجوم الساطعة الأخرى بين 100.000 سنة سبقت و100.000 سنة قادمة . كما يبين الجدول تغيرات القدر الظاهري بالأرقام .[57]

السنة الشعرى اليمانية سهيل النسر الواقع السماك الرامح الشعرى الشامية النسر الطائر رجل القنطور
−100.000 −0,66 −0,82 +0,33 +0,88 +0,88 +1,69 +2,27
−75.000 −0,86 −0,80 +0,24 +0,58 +0,73 +1,49 +1,84
−50.000 −1,06 −0,77 +0,17 +0,30 +0,58 +1,27 +1,30
−25.000 −1,22 −0,75 +0,08 +0,08 +0,46 +1,03 +0,63
0 −1,43 −0,72 00,00 −0,02 +0,37 +0,78 −0,21
25.000 −1,58 −0,69 −0,08 +0,02 +0,33 +0,49 −0,90
50.000 −1,66 −0,67 −0,16 +0,19 +0,32 +0,22 −0,56
75.000 −1,66 −0,65 −0,25 +0,45 +0,37 −0,06 +0,30
100.000 −1,61 −0,62 −0,32 +0,74 +0,46 −0,31 +1,05

جيران الشعرى اليمانية

أقرب النجوم للشعرى اليمانية A+B هي نظام الشعرى الشامية وتبعد عنه 5.24 سنة ضوئية.[27] ومن النجوم الأخرى الكبيرة نجد النهر إبسيلون وبعده 7.8 سنة ضوئية، والشمس وتبعد عنه 8.6 سنة ضوئية والقنطور ألفا وبعد عنه 9.5 سنة ضوئية.

اسمه عند قدماء المصريين

تشير الكتابات الهيروغليفية للشعرى اليمانية على أنه نجم منفرد وإنما في مثلث نجوم تسمى "سوبدت"

spd.t; وأشارو إليه بعينه بأنه "النجم التابع لسوبدت" Seba-en-Sopdet ، ومن المحتمل أن يكون النجمان الآخرين هما العذارى و الوزن (أو دلتا كوكبة الكلب الأكبر). تنتمي تلك الثلاثة نجوم جميعها إلى كوكبة الكلب الأكبر. تغير الاسم نحو 1000 قبل الميلاد واصبح اسمه "سوتي" sote أو Sothis (بالإغريقية: Σωσις ) .

ليس معروفا بالتمام عما إذا كان الهرم المدبب في اسم المثلث يعني الشعرى اليمانية بالذات، فقد كان المصري القديم يبجل الشعرى اليمانية أما النجمين الآخرين فلم يحظيا نفس التبجيل. وكان للشعرى اليمانية ارتباط بفيضان النيل من القديم . وذكر المؤرخ الإغريقي هيرودوت أن فيضان النيل كان متزامنا مع الانقلاب الصيفي (22/23 يونيو) .[58] وتؤيد التسجيلات في قوائم الإدارة المصرية القديمة ذلك . وتؤيد العلومات الفلكية والتاريخية أن أول رؤية للشعرى اليمانية كانت صباحا في الدلتا في عام نحو 2850 قبل الميلاد، وأنها كانت كذلك أيضا نحو عام 2000 قبل الميلاد في أسوان وتتزامن مع 22/23 يونيو.[59]

انظر أيضاً

مراجع

  1. "Sirius". Dictionary.com Unabridged (v 1.1). Random House, Inc. مؤرشف من الأصل في 4 مارس 201606 أبريل 2008.
  3. Hoffleit, D.; Warren, Jr., W. H. (1991). "Entry for HR 2491". Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version). CDS. مؤرشف من الأصل في 2 يوليو 2017. ID V/50.
  4. Fabricius, C.; Høg, E.; Makarov, V. V.; Mason, B. D.; Wycoff, G. L.; Urban, S. E. (2002). "The Tycho double star catalogue". Astronomy and Astrophysics. 384: 180. Bibcode:2002A&A...384..180F. doi:10.1051/0004-6361:20011822.
  5. Holberg, J. B.; Oswalt, T. D.; Sion, E. M.; Barstow, M. A.; Burleigh, M. R. (2013). "Where are all the Sirius-like binary systems?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (3): 2077. arXiv:. Bibcode:2013MNRAS.435.2077H. doi:10.1093/mnras/stt1433.
  6. Gianninas, A.; Bergeron, P.; Ruiz, M. T. (2011). "A Spectroscopic Survey and Analysis of Bright, Hydrogen-rich White Dwarfs". The Astrophysical Journal. 743 (2): 138. arXiv:. Bibcode:2011ApJ...743..138G. doi:10.1088/0004-637X/743/2/138.
  7. Adelman, Saul J. (2005). "The physical properties of normal A stars". Proceedings of the International Astronomical Union. 2004 (IAUS224): 1. Bibcode:2004IAUS..224....1A. doi:10.1017/S1743921304004314. ISSN 1743-9213.
  8. McCook, G. P.; Sion, E. M. "Entry for WD 0642-166". A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs (August 2006 version). CDS. مؤرشف من الأصل في 1 أبريل 2016. ID III/235A.)
  9. Gontcharov, G. A. (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters. 32 (11): 759–771. Bibcode:2006AstL...32..759G. doi:10.1134/S1063773706110065. ISSN 1063-7737.
  10. Brosch, Noah (2008). "Modern optical measurements". Astrophysics and Space Science Library. 354: 89–117. doi:10.1007/978-1-4020-8319-8_5.  . ISSN 0067-0057.
  11. Liebert, J.; Young, P. A.; Arnett, D.; Holberg, J. B.; Williams, K. A. (2005). "The Age and Progenitor Mass of Sirius B". The Astrophysical Journal. 630 (1): L69–L72. arXiv:. Bibcode:2005ApJ...630L..69L. doi:10.1086/462419.
  12. Adelman, Saul J. (July 8–13, 2004). "The Physical Properties of normal A stars". Proceedings of the International Astronomical Union. Poprad, Slovakia: Cambridge University Press. صفحات 1–11. Bibcode:2004IAUS..224....1A.
  13. Qiu, H. M.; Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Li, Z. W. (2001). "The Abundance Patterns of Sirius and Vega". The Astrophysical Journal. 548 (2): 953–965. Bibcode:2001ApJ...548..953Q. doi:10.1086/319000.
  14. Royer, F.; Gerbaldi, M.; Faraggiana, R.; Gómez, A. E. (2002). "Rotational velocities of A-type stars. I. Measurement of v sin i in the southern hemisphere". Astronomy and Astrophysics. 381 (1): 105–121. arXiv:. Bibcode:2002A&A...381..105R. doi:10.1051/0004-6361:20011422.
  15. Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; Penny, A. J. (1998). "Sirius B: A New, More Accurate View". The Astrophysical Journal. 497 (2): 935–942. Bibcode:1998ApJ...497..935H. doi:10.1086/305489.
  16. Sweeney, M. A. (1976). "Cooling times, luminosity functions and progenitor masses of degenerate dwarfs". Astronomy and Astrophysics. 49: 375. Bibcode:1976A&A....49..375S.
  17. Hinckley, Richard Allen (1899). Star-names and Their Meanings. New York: G. E. Stechert. صفحات 117–25. مؤرشف من الأصل في 12 أبريل 2020.
  18. Gingerich, O. (1987). "Zoomorphic Astrolabes and the Introduction of Arabic Star Names into Europe". Annals of the New York Academy of Sciences. 500: 89–104. Bibcode:1987NYASA.500...89G. doi:10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x.
  19. Singh, Nagendra Kumar (2002). Encyclopaedia of Hinduism, A Continuing Series. Anmol Publications PVT. LTD. صفحة 794.  .
  20. Spahn, Mark; Hadamitzky, Wolfgang; Fujie-Winter, Kimiko (1996). The Kanji dictionary. Tuttle language library. Tuttle Publishing. صفحة 724.  .
  21. "Sirius A". SIMBAD Astronomical Database. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. مؤرشف من الأصل في 2 مايو 201920 أكتوبر 2007.
  22. "Sirius B". SIMBAD Astronomical Database. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. مؤرشف من الأصل في 2 مايو 201923 أكتوبر 2007.
  23. Da die scheinbare Helligkeit Schwankungen unterworfen ist, erscheint Sirius zu manchen Zeiten heller als die genannten Planeten. Vgl. auch die Daten aus den NASA Factsheets: Mond: (bis −12,74 mag), Venus: (bis −4,6 mag), Jupiter: (bis −2,94 mag), Mars: (bis −2,91 mag) und Merkur: (bis −1,9 mag). نسخة محفوظة 03 يناير 2018 على موقع واي باك مشين.
  24. Schaaf, Fred (2008). The Brightest Stars. Hoboken, New Jersey: John Wiley & Sons. صفحة 94.  . مؤرشف من الأصل في 12 أبريل 2020.
  25. siehe Infobox
  26. Kervella, P.; Thevenin, F.; Morel, P.; Borde, P.; Di Folco, E. (2003). "The interferometric diameter and internal structure of Sirius A". Astronomy and Astrophysics. 407 (2): 681–688. arXiv:. Bibcode:2003A&A...408..681K. doi:10.1051/0004-6361:20030994.
  27. "Sirius 2". SolStation. مؤرشف من الأصل في 4 ديسمبر 2018.
  28. F. Royer, M. Gerbaldi, R. Faraggiana, A.E. Gómez (2002), [PDF (651 KB) "Rotational velocities of A-type stars, I. Measurement of v sini in the southern hemisphere"] (in German), Astronomy & Astrophysics 381: pp. 105–121, doi:10.1051/0004-6361:20011422, PDF (651 KB) نسخة محفوظة 16 ديسمبر 2008 على موقع واي باك مشين.
  29. Jim, Kalers: SIRIUS (Alpha Canis Majoris). Department of Astronomy University of Illinois at Urbana-Champaign. Retrieved on 1. Mai 2008. (Englisch)
  30. Aufdenberg, J.P. (2006). "First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?" ( كتاب إلكتروني PDF ). Astrophysical Journal. 645: 664–675. مؤرشف من الأصل ( كتاب إلكتروني PDF ) في 12 مارس 20129. November 2007.
  31. J.B. Holberg: Sirius – Brightest Diamond in the Night Sky. Springer, Berlin 2007, , S. 218.
  32. Backman, D. E. (30 June – 11 July 1986). "IRAS observations of nearby main sequence stars and modeling of excess infrared emission". In Gillett, F. C.; Low, F. J. (المحرر). Proceedings, 6th Topical Meetings and Workshop on Cosmic Dust and Space Debris. Toulouse, France: COSPAR and IAF. Bibcode:1986AdSpR...6...43B. ISSN 0273-1177.
  33. Brosch 2008، صفحة 126
  34. Imamura, James N. (1995-10-02). "Cooling of White Dwarfs". University of Oregon. مؤرشف من الأصل في 15 ديسمبر 200603 يناير 2007.
  35. Siess, Lionel (2000). "Computation of Isochrones". Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles. مؤرشف من الأصل في 7 سبتمبر 201824 مارس 2007.
  36. Palla, Francesco (May 16–20, 2005). "Stellar evolution before the ZAMS". Proceedings of the international Astronomical Union 227. Italy: Cambridge University Press. صفحات 196–205. Bibcode:976IAUS...73...75P .
  37. J.B. Holberg: Sirius …, S. 44.
  38. F.W. Bessel: Über Veränderlichkeit der eigenen Bewegungen der Fixsterne. Astronomische Nachrichten No. 514, 145–160 (PDF); No. 515, 169–184; No. 516, 185–190 (PDF), Altona 1844. نسخة محفوظة 26 يناير 2020 على موقع واي باك مشين.
  39. C.A.F. Peters: Ueber die eigene Bewegung des Sirius. Astronomische Nachrichten No. 745, 1–16; No. 746, 17–32; No. 747, 33–48; No. 748, 49–58, Altona 1851 (PDF). Siehe auch: J.B. Holberg: Sirius …, S. 57 f. نسخة محفوظة 26 يناير 2020 على موقع واي باك مشين.
  40. G.P. Bond: On the Companion of Sirius. Astronomische Nachrichten No. 1353, 131–134, Altona 1862 (PDF). Siehe auch: J.B. Holberg: Sirius …, S. 67: „Father“, he said, „Sirius has a companion.“. نسخة محفوظة 16 ديسمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  41. J.B. Holberg: Sirius …, S. 69 ff.
  42. O. Struve: On the Satellite of Sirius. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 26 (1866), S. 268: „…we must admit that both bodies are of a very different physical constitution.“ (online). Siehe auch J.B. Holberg: Sirius …, S. 81 ff. نسخة محفوظة 16 ديسمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  43. J.B. Holberg: Sirius …, S. 99 ff.
  44. R.H. Fowler: On Dense Matter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 87, S. 114–122 (PDF). نسخة محفوظة 16 ديسمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  45. S. Chandrasekhar: The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs. Astrophysical Journal, vol. 74, S. 81 (PDF). نسخة محفوظة 16 ديسمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  46. Chandrasekhar erhielt wegen der nur ungenau bekannten Zusammensetzung eines Weißen Zwerges zunächst einen Grenzwert von 0,91 Sonnenmassen.
  47. Hauptquelle des Abschnitts: J.B. Holberg: Sirius …, S. 123 ff.
  48. A. Einstein: Über den Einfluß der Schwerkraft auf die Ausbreitung des Lichtes. Annalen der Physik, Bd. 340, Nr. 10, S. 898–908 (PDF). نسخة محفوظة 12 أبريل 2020 على موقع واي باك مشين.
  49. J.B. Holberg: Sirius …, S. 141–143.
  50. W.S. Adams: The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, Vol. 11, Issue 7 (1925), S. 382–387 (PDF). نسخة محفوظة 12 أبريل 2020 على موقع واي باك مشين.
  51. Hauptquelle des Absatzes: J.B. Holberg: Sirius …, S. 144–148.
  52. J.L. Greenstein, J.B. Oke, H.L. Shipman: Effective Temperature, Radius, and Gravitational Redshift of Sirius B. Astrophysical Journal, vol. 169 (1971), S. 563 (PDF). نسخة محفوظة 29 سبتمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  53. Barstow, M. A.; Bond, Howard E.; Holberg, J. B.; Burleigh, M. R.; Hubeny, I.; Koester, D. (2005). "Hubble Space Telescope spectroscopy of the Balmer lines in Sirius B". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 362 (4): 1134–1142. arXiv:. Bibcode:2005MNRAS.362.1134B. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09359.x.
  54. Hauptquelle des Absatzes: J.B. Holberg: Sirius …, S. 148–153.
  55. Hauptquelle des Abschnitts: J. B. Holberg: Sirius …, S. 214–216.
  56. Benest, D.; Duvent, J. L.; Duvent (July 1995). "Is Sirius a triple star?". Astronomy and Astrophysics. 299: 621–628. Bibcode:1995A&A...299..621B. – For the instability of an orbit around Sirius B, see § 3.2.
  57. Southern Stars Systems SkyChart III, Saratoga, California 95070, United States of America.
  58. Herodot: Historien, 2.Buch, 19.
  59. Rolf Krauss: Sothis- und Monddaten, Gerstenburg, Hildesheim 1985, , S. 47.

موسوعات ذات صلة :