قائمة أكثر النجوم ضخامة
قائمة أكثر النجوم ضخامة في الفلك (بالإنجليزية:list of the most-massive stars ) هي قائمة ترتب النجوم المعروفة حتى الآن بحسب كتلتها بالنسبة إلى كتلة الشمس ، وتؤخذ الكتلة الشمسية كمرجع على أنها تساوي 1. تختلف بذلك تلك القائمة عن قائمة أكبر النجوم في كون تلك الأخيرة ترتب النجوم بحسب أحجامها بالنسبة للشمس، كما توجد قائمة ثالثة ترتب النجوم بحسب شدة ضيائها وهي تسمى قائمة أشد النجوم سطوعا.
تعتبر كتلة النجم أهم خصائصه بالإضافة إلى تركيبه الكيميائي وكذالك حجمه، حيث أن كتلة النجم تحدد قدر ضيائه وحجمه وعمره ومصيره . وبسبب كتلتهم البالغة فلأن تلك النجوم تنتهي في آخر عمرها بأنفجار في صورة مستعر أعظم أو مستعر فوق عظيم وتكوّن ثقبا أسودا ذو كتلة فائقة أيضا.
حدود الدقة
معظم الكتل المعطاة في القائمة أسفله لا تزال تحت البحث للتأكد من قيمها وأحيانا يعدل البحث العلمي كلما زادت دقته قيمة نجم هنا أو هناك.
وترجع قيم الكتل المذكورة في القائمة إلى تقديرات نظرية مبنية على قياسات للنجم مثل درجة حرارته و ضياؤه المطلق. والكتل المذكورة هنا ليست أكيدة حيث أن كلا من النظريات والقياسات تستخدم أحدث ما وصلت إليه الأجهزة والمعرفة. وقد تكون النظريات أو القياسات خاطئة أو كلاهما خاطئ .على سبيل المثال النجم في في الملتهب والذي تعين كتلته بالاعتماد على بعض خصائصه فقد تكون كتلته في الحقيقة بين 25 إلى 40 كتلة شمسية كما تؤيد بعض القياسات أن كتلته قد تصل إلى 100 كتلة شمسية.
النجوم كبيرة الكتلة تعتبر نادرة، ويجدها الفلكيون عادة بعيدا جدا عن الأرض في أعماق الكون. وجميع النجوم في القائمة تبعد عنا آلاف السنين الضوئية وهذا وحده يصعب إجراء القياسات .. وبالإضافة إلى مشكلة البعد فأن النجوم ذات الكتلة الكبيرة محاطة بسحب من الغاز المتدفق، يعمل هذا الغاز على حجب النجم عنا فيصعب قياس سطوع ودرجة حرارة النجم، وبالتالي يصعب تعيين التركيب الكيميائي الداخلي له. وفي بعض الحالات تؤدي صعوبة تعيين التركيب الكيميائي للنجم إلى صعوبة تعيين كتلته.
وعلاوة على ذلك فان حجب النجم عنا بواسطة الغازات يجعل من الصعب تحديد هل هو نجم ضخم منفرد أم أنه نجم ثنائي أو نظام نجمي متعدد. وقد تكون بعض النجوم المذكورة في القائمة تتألف في الواقع من نجمين أو أكثر مترافقة في مدارات متقاربة، كما قد يكون كل نجم في النظام النجمي كبير الكتلة وليس بالضرورة أن يكون أحدهم فقط. ولكن يوجد أيضا احتمال أن يكون أحد نجوم النظام فائق الكتلة والباقين نجوما عادية. وتعمل سحابة الغاز المحيطة بالنجم على صعوبة البت في ذلك.
ومن ضمن الكتل المعينة بدقة في القائمة نجد إن جي سي 3603 -أ1 ونجم عنقود وسترلوند 2 النجم وولف رايت 20أ والنجم الثنائي نجم وولف رايت 21أ. كتل النجوم الثلاثة عينت عن طريق قياس الحركة المدارية للنجم الثنائي أي له نجم قرين يدور حوله مما يجعل تعيين كتلة النجمين ممكنة من خلال دراسة الحركات المدارية وعن طريق تطبيق قوانين كبلر الخاصة بحركة الكواكب ، وهذه يشمل قياس السرعات الشعاعية والمنحنيات الضوئية . قياس السرعات الشعاعية لا يسفر إلا عن الحد الأدنى لقيمة الكتل وذلك اعتمادا على الميل، وتوفر المنحنيات الضوئية للنجوم الثنائية الكسوفية المعلومات الناقصة..
أهمية التطور النجمي
بعض النجوم قد تكون أثقل مما هي عليه اليوم. ومن المرجح أن الكثير من النجوم قد فقدت عشرات الكتل الشمسية من المواد في عملية التفريغ، أو في أحداث انفجار شبة مستعر أو مستعر أعظم مخادع وهناك أيضا - أو بالأحرى - نجوم تظهر الآن على القائمة ولكن لم تعد موجودة كنجوم.[2]
القائمة
هناك عدد قليل من النجوم ذات كتلة تقدر بحوالي 25 كتلة شمسية أو أكثر، بما في ذلك نجوم تجمع أرشز وتجمع نجوم الدجاجة OB2 وتجمع بسميس 24-1 وعنقود آر136 . لاحظ أن جميع النجوم من النوع O لها كتل أكبر من 15 M☉ .
هذه القائمة أبعد مايكون عن الكمال، وخاصة للنجوم الأقل من 80 M☉، على الرغم من أن غالبية النجوم التي يعتقد أنها ذا كتلة أكبر من 100 M☉ معروضة.
الكتل المدرجة أدناه هي كتلة النجوم الحالية (تطور النجوم)، وليست الكتلة الأولية للنجوم (التشكل).
| نجم وولف-رايت |
| نجم متغير أزرق شديد الضياء |
| نجوم النسق الأساسي نوع-O |
| نجوم النسق الأساسي نوع-B |
| عملاق فائق |
.jpg)
كتلة شمسية{| class="wikitable sortable"|-! width="160"| اسم النجم! الكتلة
(M☉, الشمس = 1)!class=unsortable|مراجع.|-| style="background: #d88fff;" |نجم آر136 إيه1 |315
|[3]|-| style="background: #d88fff;" "|أر136سي |230
|[3]|-| style="background: #d88fff;" |BAT99-98|226
|[4]|-| style="background: #d88fff;" |R136a2 |195
|[3]|-| style="background: #9bb0ff;" |ميلنيك 42|189
|[5]|-| style="background: #d88fff;" |R136a3 |180
|[3]|-| style="background: #d88fff;" |ميلنيك 34|179
|[6]|-| style="background: #9bb0ff;" |HD 15558 A |>152 ± 51
|[7][8]|-| style="background: #d88fff;" |VFTS 682 |150
|[9]|-| style="background: #9bb0ff;" |آر136 (تجمع نجمي) |150
|[3]|-| style="background: #9bb0ff;" |LH 10-3209A|140|[10]|-| style="background: #d88fff;" |NGC 3603-B |132 ± 13
|[11]|-| style="background: #9bb0ff;" |HD 269810 |130
|[12]|-| style="background: #9bb0ff;" |P871|130|[10]|-| style="background: #d88fff;" |WR 42e|125–135
|[13]|-| style="background: #9bb0ff;" |آر136 (تجمع نجمي) |124
|[3]|-| style="background: #d88fff;" |أرشز-F9 |111–131
|[14]|-| style="background: #d88fff;" |NGC 3603-A1a |120
|[11]|-| style="background: #9bb0ff;" |LSS 4067|120
|[15]|-| style="background: #d88fff;" |NGC 3603-C|113 ± 10
|[11]|-| style="background: #aabfff;" |الدجاجة OB2-12 |110
|[16]|-| style="background: #d88fff;" |WR 25|110||-| style="background: #9bb0ff;" |HD 93129 |110
||-| style="background: #d88fff;" |أرشز-F1 |101–119
|[14]|-| style="background: #d88fff;" |أرشز-F6 |101–119
|[14]|-| style="background: #d88fff;" |WR21a A|103.6
|[17]|-| style="background: #8a9fff;" |BAT99-33 (R99)|103
|[4]|-| style="background: #9bb0ff;" |آر136 (تجمع نجمي) |101
|[3]|-| style="background: #8a9fff;" |η القاعدة A|100 - 200|[18][19]|-| style="background: #d88fff;" |نجم عود الصليب|100
|[20]|-| style="background: #9bb0ff;" |الدجاجة OB2 #516|100||-| style="background: #9bb0ff;" |Sk -68°137|99|[10]|-| style="background: #9bb0ff;" |آر136 (تجمع نجمي) |96
|[3]|-| style="background: #9bb0ff;" |HST-42|95|[10]|-| style="background: #9bb0ff;" |P1311|94|[10]|-| style="background: #9bb0ff;" |Sk -66°172|94|[10]|-| style="background: #d88fff;" |أرشز-F7 |86–102
|[14]|-| style="background: #d88fff;" |R136b |93
|[3]|-| style="background: #d88fff;" |NGC 3603-A1b |92
|[11]|-| style="background: #9bb0ff;" |HST-A3|91|[10]|-| style="background: #d88fff;" |HD 38282 B|>90|[21]|-| style="background: #9bb0ff;" |الدجاجة OB2 #771|90
||-| style="background: #9bb0ff;" |أرشز-F15 |80–97
|[14]|-| style="background: #9bb0ff;" |HSH95 31|87||-| style="background: #9bb0ff;" |HD 93250 |86.83
|[22]|-| style="background: #9bb0ff;" |LH 10-3061|85|[10]|-| style="background: #9bb0ff;"|BI 253|84||-| style="background: #d88fff;" |WR20a A|82.7 ± 5.5
|[23]|-| style="background: #9bb0ff;" |MACHO 05:34-69:31|82|[10]|-| style="background: #d88fff;" |WR20a B |81.9 ± 5.5
|[23]|-| style="background: #9bb0ff;" |NGC 346-3|81|[10]|-| style="background: #d88fff;" |HD 38282 A|>80|[21]|-| style="background: #9bb0ff;" |Sk -71 51|80|[24]|-| style="background: #9bb0ff;"|الدجاجة OB2-8B|80||-| style="background: #d88fff;" |WR 148|80|[25]|-| style="background: #d88fff;" |HD 97950|80||-|}
نجوم كتلتها أقل من 80 كتلة شمسية
أمثلة إضافية قليلة لنجوم كتلتها أقل من 80 M☉.
| اسم النجم | الكتلة (M☉, الشمس = 1) | النمط | مراجع. |
|---|---|---|---|
| R139 A | 78 | [26] | |
| V429 Carinae A | 78 | ||
| WR 22 | 78 | ||
| NGC 6357 | 78 | [27] | |
| الدجاجة OB2-11 | 73+32 −24 | [28] | |
| أرشز-F12 | 70–82 | ||
| أرشز-F18 | 67–82 | ||
| Var 83 في مسييه 33 | 60–85 | ||
| أرشز-F4 | 66–76 | ||
| أرشز-F28 | 66–76 | ||
| نجم آر 126 | 70 | ||
| M33 X-7 | 70 | [29] | |
| AG Carinae | 70 | ||
| BD+43° 3654 | 70 | ||
| HD 93205 | 69 | [10] | |
| آر136 (تجمع نجمي) | 69 | نمط تطوري[3] | |
| HD 93403 A | 68.5 | ||
| HD 5980 B | 66 | ||
| LBV 1806-20 A + B | A=65, B=65 | ||
| HD 5980 A | 61 | ||
| BAT99-119 (R145) | 53+20 −40 + 54+20 −40 | ثنائي | [30]عدلت الكتل ببيانات أفضل، ولكن لا تزال هناك حاجة إلى التحسينات. |
| أرشز-F21 | 56–70 | ||
| أرشز-F10 | 55–69 | ||
| أرشز-F14 | 54–65 | ||
| S Monocerotis | 59 | ||
| WR21a B | 58.3 | [17] | |
| WR 102ea | 58 | [31] | |
| أرشز-F3 | 52–63 | ||
| CD Crucis A | 57 | [32] | |
| أرشز-B1 | 50–60 | ||
| نجمة بلاسكيت B | 56 | ||
| η Carinae B | 30-80 | سطوع / ثنائي [19] | |
| BD+40° 4210 | 54 | ||
| نجمة بلاسكيت A | 54 | ||
| HD 93129 B | 52 | [33] | |
| الدجاجة OB2-4 | 52 | ||
| أرشز-F20 | 47–57 | ||
| LH54-425 | A=47 ± 2, B=28 ± 1 | ثنائي[34] | [34] |
| أرشز-F16 | 46–56 | ||
| WR 102c | 45–55 | [20] | |
| CD Crucis B | 48 | [32] | |
| أرشز-F8 | 43–51 | ||
| Sher 25 في سديم NGC 3603 | 40–52 | ||
| أرشز-F2 | 42–49 | ||
| HD 15558 B | 45 ± 11 | [7][8] | |
| إس أبو سيف | 45 | ||
| HD 50064 | 45 | ||
| WR 141 | 45 | [25] | |
| IRS-8* | 44.5 | [35] | |
| الدجاجة OB2-8A A | 44.1 | ||
| الدجاجة OB2-1 | 44 | ||
| الدجاجة OB2-10 | 43.1±14 | [28] | |
| α Camelopardalis | 43 | ||
| NGC 6357 | 43 | ||
| χ2 Orionis | 42.3 | ||
| الدجاجة OB2-8C | 42.2±14 | [28] | |
| الدجاجة OB2-6 | 42 | ||
| نيلم (نجم) (Alnilam) | 30-64.5[36] | ||
| آر دبليو الملتهب | 40 | ||
| θ1 Orionis C | 40 | ||
| μ Nor | 40 | ||
| الدجاجة OB2-7 | 39.7+17 −10 | [28] | |
| سهيل هدار (Naos) | 22.5–56.6 | ||
| NGC 300 X-1 | 38 | [37] | |
| NGC 6357 | 38 | ||
| NGC 6357 | 38 | ||
| الدجاجة OB2-8A B | 37.4 | ||
| HD 93403 B | 37.3 | ||
| ζ1 Scorpii | 36 | ||
| NGC 6357 | 35 | ||
| IC 10 X-1[38] | 35 | ||
| الدجاجة OB2-9 A | >34 | ||
| أرشز-F5 | 31–36 | ||
| الدجاجة OB2-18 | 33 | ||
| النطاق (الجبار) (Alnitak) | 33 | ||
| 19 Cephei | 30–35 | ||
| منكب حامل رأس الغول | 26–36 | ||
| الدجاجة OB2-5 A | 31 | ||
| الدجاجة OB2-9 B | >30 | ||
| γ Velorum A (Regor A) | 30 | ||
| بي الدجاجة | 30 | ||
| VFTS 352 | A=28.63 ± 0.3, B=28.85 ± 0.3 | [39] | |
| نجم المسدس | 27.5 | ||
| العظاء 10 | 26.9 | ||
| 6 Cassiopeiae | 25 | [40] | |
| NGC 6357 | 25 | ||
| إن جي سي 7538 S | 25 | [41] | |
| VFTS 102 | 25 | ||
| رو ذات الكرسي | 14–30 |
ثقوب سوداء
الثقب الأسود هو المرحلة الأخيرة من عمر نجم عظيم الكتلة . وفي الواقع فهو ليس نجما حيث أنه لا يولّد طاقة عن طريق الاندماج النووي (يتوقف الاندماج النووي في النجم كبير الكتلة بعد استهلاكه لوقوده من الهيدروجين والهيليوم ويصبح ثقبا أسودا لا يشع ضوءا).
ويمكن تكوّن ثقب أسود بعدة طرق:
- ثقب أسود صغري : طريقة افتراضية، ويمكن من الوجهة النظرية أن تتكون في معجل جسيمات
- ثقب أسود نجمي: وهي أجرام تبلغ كتلتها بين 4 - 15 كتلة شمسية
- ثقب أسود متوسط الكتلة : ويتميز بكتلة بين 100-10000 كتلة شمسية .
- ثقب أسود فائق الضخامة : وتبلغ كتلته عدة ملايين أو عدة بلايين كتلة شمسية.
.svg){kind=link}