NGC 6302
سديم الفراشة أو إن جي سي في الفلك (بالإنجليزية: NGC 6302 أو Butterfly Nebula) هو سديم ثنائي الفرعين يوجد في كوكبة العقرب وتبعد عن الأرض نحو 4000 سنة ضوئية وهو جزء من مجرتنا مجرة درب التبانة. ويبين طيف مركز السديم أن المركز يحوي واحد من أشد النجوم سخونة حيث تصل درجة حرارة سطحه نحو 200.000 درجة كلفن مما يعني أن النجم الذي كان مكونا له كان عظيم الكبر. وتبلغ درجة حرارة الجناحين نحو 20.000 درجة كلفن وتتحرك العازات في الجناحين بسرعة نحو 950.000 كيلومتر في الساعة.
| NGC 6302 | |
|---|---|
 | |
| Observation data (Epoch J2000) | |
| Right ascension | 17h 13m 44.211s[1] |
| Declination | -37° 06′ 15.94″[1] |
| Distance | 3.4 ± 0.5 kly (1.04 ± 0.16 kpc)[2] |
| Apparent magnitude (V) | 7.1B[1] |
| Apparent dimensions (V) | >3′.0[2] |
| Constellation | Scorpius |
| Physical characteristics | |
| Radius | >1.5 ± 0.2 ly[3] |
| Absolute magnitude (V) | -3.0B +0.4−0.3[4] |
| Notable features | Dual chemistry, hot central star |
| Other designations | Bipolar Nebula,[1] Bug Nebula,[1] PK 349+01 1,[1] Butterfly Nebula,[5][6] Sharpless 6, RCW 124, Gum 60, Caldwell 69 |
| See also: Planetary nebula, Lists of nebulae | |
تكون سديم الفراشة من نجم ضخم تفجر راميا غلافة في الفضاء، وتبقى منه قلب النجم الذي أصبح قزما أبيضا هو مركز السديم. وقد اكتشف القزم الأبيض في عام 2009 العالم الفلكي هارف ومجموعته العلمية باستخام الكاميرا المعدلة WFC3 الموجودة على متن تلسكوب هابل الفضائي. وقدر كتلة القزم الأبيض هنا نحو 64و0 كتلة شمسية ويحيطه عن خط استوائه قرص كثيف من الغبار والغاز.
- ترجع التسمية NGC 6302 إلى رقمه في الفهرس العام الجديد New General Catalogue.
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
خصائصه
- مطلع مستقيم = 17/13/44.6
- ميل = −/37/6/11.3
- الحجم = 2.0 سنة ضوئية
- قدر ظاهري = 9,6
- اتساعه = 1.84 دقيقة قوسية/1.33 دقيقة قوسية
- بعده عنا = 4000 سنة ضوئية
- انزياح أحمر z = −0,000119
- سرعة شعاعية = − 35,7 كيلومتر في الثانية
النجم المركزي
يعتبر النجم المركزي لسيم الفراشة من أعلى النجم حرارة، ورغم ذلك فلم تمكن رؤيته بسبب أنه بسبب ارتفاع حرارته يشع في نطاق الأشعة فوق البنفسجية وعلاوة على ذلك تحيط به حلقة من الغبار الكوني تمتص قدرا كبيرا من أشعته. ولم يكتشف النجم المركزي إلا بواسطة صور تلسكوب هابل الفضائي. وقد استطاعت الكاميرا المعدلة الحساسة WFC3 المقترنة بتلسكوب هابل رؤية النجم المركزي وتقدر درجة حرارته بنحو 200.000 كلفن، كما تقدر كتلته بنحو 64و0 من كتلة الشمس. وفي حقيقة الأمر أن كتلة النجم كانت أكبر بكثير في الماضي ولكن مادته انتشرت في الفضاء عندما انفجر مكونا سديم كوكبي. وتشير درجة لمعان النجم وحرارته إلى أن التفاعلات النووية قد تتباطأ شديدا وأن النجم في سبيل تحوله إلى قزم أبيض، وتنخفض درجة سطوعه بمعدل 1 % سنويا.
كيمياء الغبار
يبين الخط المظلم الذي يمر عبر مركز السديم غبار له كيمياء غير عادية، فهو يشير إلى وجود سليكات بلورية مختلفة، وماء متبلور في صورة ثليج وكوارتز، وكذلك غبار غريب يُفسر على كونه أول مركب كربونات يوجد خارج المجموعة الشمسية. {(Kemper et al. 2002) إلا أن إمكانية تكون الكربونات في الفضاء يبعث على شكوك بعض العلماء حيث أن الكربونات تتكون عادة في محاليل مائية. (Ferrarotti & Gail 2005)ولا تزال تلك المسألة قائمة.
ومن اغرب خصائص سديم الفراشة أن الغبار المكتشف فيه يحوء مادة غنية بالأكسجين وهي السيليكات ومادة أخرى غنية بالكربون، وهي بولي هيدروكربونات حلقية poly-aromatic-hydrocarbons (Kemper et al. 2002)
وتكون النجوم عادة إما غنية بالأكسجين أو غنية بالكربون، والتغير من المركب ة الأول إلى المركب الثاني لا يحدث إلا في التطور المتقدم للنجم بسبب تغيرات في التفاعلاته النووية وتغيرات كيميائيه تحدث في جوه. وسديم الفراشة هو واحد من مجموعة أجرام سماوية تكونت فيها جزيئات هيدروكربونية في أوساط غني بالأكسجين. (Matsuura et al. 2005)
المراجع
اقرأ أيضا
الهامش
المراجع
- APoD (June 2, 1998), Astronomy Picture of the Day, NASA and Michigan Technological University (MTU), http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap980602.html
- APoD (May 5, 2004), Astronomy Picture of the Day, NASA and Michigan Technological University (MTU), http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap040505.html
- Szyszka, C.; Walsh, J. R; Zijlstra, A. A.; Tsamis, Y.G. (2009), "Detection of the Central Star of the Planetary Nebula NGC 6302", Astrophysical Journal, Letters 707: L32-L36, doi:, Bibcode: 2009ApJ...707L..32S, http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...707L..32S
- Gurzadyan, Grigor A. (1997), The Physics and Dynamics of Planetary Nebulae, Germany: Springer, pp. 3, ISBN 3-540-60965-2
- Meaburn, J.; López, J. A.; Steffen, W.; Graham, M. F.; Holloway, A. J. (2005), "The Hubble-Type Outflows from the High-Excitation, Polypolar Planetary Nebula NGC 6302", The Astronomical Journal 130 (5): 2303–2311, doi:, Bibcode: 2005AJ....130.2303M, http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005AJ....130.2303M
- SIMBAD (January 11, 2007), Results for NGC 6302, SIMBAD, Centre de Données Astronomiques de Strasbourg, http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=NGC+6302
- Kemper, F.; Molster, F. J.; Jaeger, C.; Waters, L.B.F.M. (2002), "The mineral composition and spatial distribution of the dust ejecta of NGC 6302", Astronomy and Astrophysics 394: 679–690, doi:, Bibcode: 2002A&A...394..679K, http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A%26A...394..679K
- Ferrarotti, A. S.; Gail, H.-P. (2005), "Mineral formation in stellar winds. V. Formation of calcium carbonate", Astronomy and Astrophysics 430: 959–965, doi:, Bibcode: 2005A&A...430..959F, http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...430..959F
- Matsuura, M.; Zijlstra, A. A.; Molster, F.J.; Waters, L. B. F. M.; Nomura, H.; Sahai, R.; Hoare, M. G (2005), "The dark lane of the planetary nebula NGC 6302", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 359: 383–400, doi:, Bibcode: 2005MNRAS.359..383M, http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.359..383M
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
