نجمة من النوع O

النجم من النوع O هو نجم أزرق ساخن ذو طيف من النوع O في نظام تصنيف يركيس الذي يستخدمه علماء الفلك . تتجاوز درجة حرارة سطحه 30,000 كلفن . تتميز نجوم هذا النوع بخطوط امتصاص قوية للهيليوم المتأين، وخطوط قوية لعناصر متأينة أخرى، وخطوط للهيدروجين والهيليوم المتعادل أضعف من تلك الموجودة في النوع الطيفي B.  

تُعدّ النجوم من هذا النوع نادرة للغاية، ولكن نظرًا لسطوعها الشديد، يُمكن رؤيتها من مسافات بعيدة؛ فمن بين ألمع 90 نجمًا كما تُرى من الأرض ، 4 نجوم من النوع O. ^{[ أ ]} وبسبب كتلتها العالية، تُنهي نجوم النوع O حياتها بسرعة نسبيًا في انفجارات مستعرات عظمى عنيفة ، مُخلّفةً ثقوبًا سوداء أو نجومًا نيوترونية . مُعظم هذه النجوم هي نجوم فتية ضخمة من نجوم التسلسل الرئيسي ، أو نجوم عملاقة ، أو نجوم عملاقة فائقة ، ولكن أيضًا بعض النجوم المركزية للسدم الكوكبية ، وهي نجوم قديمة منخفضة الكتلة تقترب من نهاية حياتها، والتي عادةً ما يكون لها أطياف شبيهة بأطياف النوع O.   

توجد النجوم من النوع O عادةً في مناطق تكوّن النجوم النشط ، مثل الأذرع الحلزونية للمجرات الحلزونية أو زوج من المجرات التي تخضع للتصادم والاندماج (مثل مجرتي الهوائيات ). تُضيء هذه النجوم أي مادة محيطة بها، وهي المسؤولة إلى حد كبير عن اللون الأزرق المائل للبياض والوردي المميز لأذرع المجرة. علاوة على ذلك، غالبًا ما توجد النجوم من النوع O في أنظمة نجمية متعددة ، حيث يصعب التنبؤ بتطورها بسبب انتقال الكتلة واحتمالية انفجار النجوم المكونة لها كمستعرات عظمى في أوقات مختلفة.

تُصنَّف النجوم من النوع O بناءً على القوة النسبية لخطوط طيفية معينة. ^{[ 1 ]} من أهم هذه الخطوط خطوط الهيليوم الموجب (He ^{+) البارزة عند 454.1} نانومتر و420.0 نانومتر، والتي تتراوح قوتها من ضعيفة جدًا في النوع O9.5 إلى قوية جدًا في الأنواع O2-O7، وخطوط الهيليوم الصفري (He- ⁾ عند 447.1 نانومتر و402.6 نانومتر، والتي تتراوح قوتها من معدومة في النوعين O2/3 إلى بارزة في النوع O9.5. يُعرَّف النوع O7 بأنه النوع الذي تتساوى فيه قوة خطي الهيليوم الموجب (He ⁺⁾ والصفري ( ^He- ) عند 454.1 نانومتر . أما النجوم الأشد حرارة من النوع O، فتتميز بخطوط هيليوم متعادلة ضعيفة جدًا، ما يستدعي فصلها بناءً على القوة النسبية لخطوط النيتروجين الثنائي ( N2 ⁺⁾ والثلاثي (N3 ⁺⁾ . ^{[ 2 ]}       

تُصنّف نجوم النوع O حسب شدة خطوط انبعاث الهيليوم الموجب (He ⁺⁾ وخطوط انبعاث النيتروجين والسيليكون المتأينين . ويُشار إلى ذلك باللاحقة "f" في النوع الطيفي، حيث يشير "f" وحده إلى انبعاث N2 ⁺ وHe ⁺ ، و"(f)" إلى ضعف انبعاث الهيليوم أو غيابه، و"((f))" إلى ضعف انبعاث النيتروجين أو غيابه، و"f*" إلى وجود انبعاث N3 ⁺ قوي جدًا ، و"f+" إلى وجود انبعاث Si3 ⁺ . أما نجوم النوع V، وهي نجوم التسلسل الرئيسي، فتتميز عمومًا بضعف خطوط انبعاثها أو غيابها، بينما تزداد شدة خطوط الانبعاث في النجوم العملاقة والنجوم العملاقة الفائقة. وفي النوع O2-O4، يكون التمييز بين نجوم التسلسل الرئيسي والنجوم العملاقة الفائقة دقيقًا، وقد لا يعكس حتى اختلافات حقيقية في اللمعان أو التطور النجمي. في الفئات المتوسطة O5–O8 ، يكون التمييز بين نجوم التسلسل الرئيسي من النوع "O((f))"، والعمالقة من النوع "O(f)"، والعمالقة الفائقة من النوع "Of" واضحًا، ويمثل زيادةً ملحوظةً في اللمعان. كما أن ازدياد قوة انبعاث أيونات السيليكون الثلاثية (Si ³⁺⁾ يُعد مؤشرًا على ازدياد اللمعان، وهو الوسيلة الأساسية لتصنيف نجوم النوع O المتأخرة حسب فئات اللمعان. ^{[ 3 ]}        

 تُصنّف النجوم من النوع O3 إلى O8 ضمن فئة اللمعان الفرعية "Vz" إذا كان لديها  خط هيليوم متأين قوي بشكل خاص عند 468.6 نانومتر. يُعتقد أن وجود هذا الخط يدل على صغر سنها الشديد؛ حيث يرمز الحرف "z" إلى الصفر العمر. ^{[ 4 ]}

للمساعدة في تصنيف النجوم من النوع O، تم إدراج أمثلة قياسية لمعظم الأنواع المحددة. يوضح الجدول التالي أحد النجوم القياسية لكل نوع طيفي. في بعض الحالات، لم يتم تحديد نجم قياسي. بالنسبة للأنواع الطيفية من O2 إلى O5.5، لا يتم تقسيم النجوم العملاقة إلى أنواع فرعية Ia / Iab / Ib: لا يتم تحديد أنواع طيفية للنجوم شبه العملاقة للأنواع O2 أو O2.5 أو O3. لا يتم تحديد فئات لمعان النجوم العملاقة الساطعة للنجوم الأكثر سخونة من O6. ^{[ 5 ]}

النجوم من النوع O حارة ومضيئة. تتميز بدرجات حرارة سطحية تتراوح بين 30,000 و52,000 كلفن ، وتُصدر ضوءًا فوق بنفسجيًا شديدًا (أكتينيًا)، ولذلك تظهر في الطيف المرئي بلون أبيض مزرق. وبسبب درجات حرارتها العالية، يتراوح لمعان نجوم التسلسل الرئيسي من النوع O بين 10,000 ضعف لمعان الشمس إلى حوالي مليون ضعف ، والعمالقة بين 100,000 ضعف لمعان الشمس إلى أكثر من مليون ضعف، والعمالقة الفائقة بين حوالي 200,000 ضعف لمعان الشمس إلى عدة ملايين من أضعافه، على الرغم من أن كتلتها لا تتجاوز 200 _كتلة شمسية . ^{[ 6 ]}     

تشمل النجوم الأخرى في نفس نطاق درجة الحرارة نجومًا نادرة من نوع O شبه القزمية ( sdO )، والنجوم المركزية للسدم الكوكبية (CSPNe)، والأقزام البيضاء . للأقزام البيضاء تصنيف طيفي خاص بها، لكن العديد من النجوم المركزية للسدم الكوكبية لها أطياف من النوع O. حتى هذه النجوم الصغيرة منخفضة الكتلة شبه القزمية والنجوم المركزية للسدم الكوكبية تتمتع بلمعان يتراوح بين مئات وآلاف المرات من لمعان الشمس. تتميز نجوم النوع sdO عمومًا بدرجات حرارة أعلى قليلاً من نجوم النوع O الضخمة، تصل إلى 100,000  كلفن. ^{[ 7 ]}

تمثل النجوم من النوع O أعلى كتل النجوم على التسلسل الرئيسي. تبلغ الكتلة الأولية لأبردها حوالي 16 ضعف كتلة الشمس. ^{[ 8 ]} لا يزال الحد الأقصى لكتلة نجم من النوع O غير واضح. عند مستويات معدنية شمسية ، لا يُفترض أن تتشكل نجوم بكتل تتجاوز 120-150 كتلة شمسية _، ولكن عند مستويات معدنية أقل، يكون هذا الحد أعلى بكثير. تشكل النجوم من النوع O نسبة ضئيلة فقط من نجوم التسلسل الرئيسي، وتقع الغالبية العظمى منها في الطرف الأدنى من نطاق الكتلة. أما النوعان O3 وO2، وهما الأكثر ضخامة وسخونة، فهما نادران للغاية، إذ لم يُحددا إلا في عامي 1971 ^{[ 9 ]} و2002 ^{[ 2 ]} على التوالي، ولا يُعرف منهما سوى عدد قليل جدًا. تُعد النجوم العملاقة والعملاقة الفائقة أقل ضخامة من نجوم التسلسل الرئيسي من النوع O بسبب فقدان الكتلة، ولكنها لا تزال من بين أضخم النجوم المعروفة.

 لا يمكن رصد معدل تكوّن نجوم الفئة O بشكل مباشر، ولكن يمكن اشتقاق دوال الكتلة الأولية  (IMF) التي تحاكي رصد التجمعات النجمية الموجودة، وخاصة التجمعات النجمية الفتية. وبحسب دالة الكتلة الأولية المختارة، تتشكل نجوم الفئة O بمعدل نجم واحد من بين مئات نجوم التسلسل الرئيسي. ^{[ 10 ]} ولأن لمعان هذه النجوم يزداد بشكل غير متناسب مع كتلتها، فإن أعمارها أقصر تبعًا لذلك. تقضي النجوم الأكثر كتلة أقل من مليون سنة على التسلسل الرئيسي وتنفجر كمستعرات عظمى بعد ثلاثة أو أربعة ملايين سنة. أما نجوم الفئة O الأقل لمعانًا، فيمكنها البقاء على التسلسل الرئيسي لحوالي 10  ملايين سنة، لكنها تبرد ببطء خلال تلك الفترة وتتحول إلى نجوم من النوع B المبكر. لا يبقى أي نجم ضخم ضمن الفئة الطيفية  O لأكثر من 5-6  ملايين سنة تقريبًا. ^{[ 6 ] [ 8 ]} على الرغم من أن نجوم sdO وCSPNe هي نجوم منخفضة الكتلة تبلغ مليارات السنين، إلا أن الوقت الذي تقضيه في هذه المرحلة من حياتها قصير للغاية، في حدود 10 ملايين  سنة. ^{[ 11 ]} يمكن رصد دالة الكتلة الحالية بشكل مباشر، وفي الجوار الشمسي، يقل عدد  النجوم من الفئة O عن واحد من بين كل 2,000,000 نجم. وتشير تقديرات مختلفة إلى أن نسبة النجوم من الفئة O  تتراوح بين 0.00003% (0.00002% إذا تم تضمين الأقزام البيضاء) و0.00005%. ^{[ 12 ] [ 13 ]} 

تشير التقديرات إلى وجود حوالي 20,000  نجم ضخم من النوع O في مجرة ​​درب التبانة. أما نجوم النوع O منخفضة الكتلة من نوعي sdO وCSPNe فهي على الأرجح أكثر شيوعًا، على الرغم من أنها أقل إضاءة وبالتالي يصعب رصدها. وعلى الرغم من قصر أعمارها، يُعتقد أنها مراحل طبيعية في تطور النجوم الشائعة التي لا تزيد كتلتها عن كتلة الشمس إلا قليلًا.

لم يتم اكتشاف أي كواكب خارجية حول النجوم من النوع O حتى الآن، ^{[ 14 ]} على الرغم من اكتشاف قزم بني حول نجم من النوع O يسمى CEN 16. ^{[ 15 ]}

بناء

تتغذى نجوم التسلسل الرئيسي من النوع O بالاندماج النووي ، كما هو الحال مع جميع نجوم التسلسل الرئيسي. إلا أن الكتلة العالية لنجوم النوع O تؤدي إلى درجات حرارة عالية للغاية في نواتها . عند هذه الدرجات، يهيمن اندماج الهيدروجين مع دورة CNO على إنتاج طاقة النجم، ويستهلك وقوده النووي بمعدل أعلى بكثير من النجوم منخفضة الكتلة التي تدمج الهيدروجين بشكل أساسي من خلال دورة البروتون-بروتون . لا يمكن إشعاع الطاقة الهائلة التي تولدها نجوم النوع O من نواتها بكفاءة كافية، وبالتالي تتميز نواتها بتدفقات حمل حراري قوية . تقع المناطق الإشعاعية لنجوم النوع O بين النواة والغلاف الضوئي . غالبًا ما يتعزز هذا الاختلاط لمادة النواة في الطبقات العليا بفعل الدوران السريع، وله تأثير كبير على تطور نجوم النوع O. تبدأ هذه النجوم بالتمدد ببطء وتُظهر خصائص العملاق أو العملاق الفائق بينما لا تزال تحرق الهيدروجين في نواتها، ثم قد تبقى كعملاق أزرق فائق لفترة طويلة أثناء احتراق الهيليوم في نواتها. ^{[ 8 ]}

تختلف النجوم من النوع "sdO" عن النجوم من النوع CSPNe اختلافًا جوهريًا في بنيتها. ورغم امتلاكها طيفًا واسعًا من الخصائص المميزة، إلا أن كيفية تشكلها وتطورها لا تزال غير مفهومة تمامًا؛ إذ يُعتقد أنها تمتلك نوى متدهورة ستنكشف في النهاية على هيئة قزم أبيض. قبل ذلك، تتكون المادة خارج تلك النواة في معظمها من الهيليوم مع طبقة رقيقة من الهيدروجين، والتي تُفقد بسرعة بفعل الرياح النجمية القوية. قد يكون لهذا النوع من النجوم عدة أصول مختلفة، ولكن بعضها على الأقل يمتلك طبقة داخلية شبيهة بالقشرة حيث يندمج الهيليوم. يؤدي احتراق هذه القشرة إلى تضخم النواة وتوفير الطاقة اللازمة لشدة إضاءة هذه النجوم الصغيرة. ^{[ 16 ]}

تطور

في دورة حياة النجوم من النوع O، تُحدث الاختلافات في نسبة المعادن ومعدلات الدوران تباينًا كبيرًا في تطورها، لكن الأساسيات تبقى كما هي. ^{[ 8 ]}

تبدأ النجوم من النوع O بالتحرك ببطء من التسلسل الرئيسي ذي العمر الصفري فور تشكلها تقريبًا، فتصبح تدريجيًا أبرد وأكثر إضاءةً بشكل طفيف. ورغم أنها قد تُصنف طيفيًا كعمالقة أو عمالقة فائقة، إلا أنها تستمر في حرق الهيدروجين في نواتها لملايين السنين، وتتطور بطريقة مختلفة تمامًا عن النجوم منخفضة الكتلة كالشمس. تتطور معظم نجوم التسلسل الرئيسي من النوع O بشكل أفقي تقريبًا في مخطط هرتزبرونغ-راسل نحو درجات حرارة أبرد، من اللون البنفسجي "الفعّال" إلى الأزرق، لتصبح عمالقة فائقة زرقاء. يحدث اشتعال الهيليوم في النواة بسلاسة (دون وميض ) مع تمدد النجوم وبرودتها. هناك عدد من المراحل المعقدة التي تعتمد على الكتلة الدقيقة للنجم والظروف الأولية الأخرى، لكن نجوم النوع O ذات الكتلة الأقل ستتطور في النهاية إلى عمالقة فائقة حمراء بينما لا تزال تحرق الهيليوم في نواتها. إذا لم تنفجر كمستعر أعظم أولًا، فإنها ستفقد طبقاتها الخارجية وتصبح أكثر سخونة مرة أخرى، وقد تمر بعدة حلقات زرقاء قبل أن تصل أخيرًا إلى مرحلة وولف-رايت .

النجوم الأكثر ضخامة، والتي كانت في البداية نجومًا من نجوم التسلسل الرئيسي أكثر سخونة من النوع O9 تقريبًا، لا تتحول أبدًا إلى عمالقة حمراء فائقة لأن الحمل الحراري القوي واللمعان العالي يُبددان الطبقات الخارجية بسرعة كبيرة. قد تتحول النجوم التي تتراوح كتلتها بين 25 و60 كتلة _{شمسية إلى} عمالقة صفراء فائقة قبل أن تنفجر كمستعر أعظم أو تعود إلى درجات حرارة أعلى. فوق 60 كتلة _{شمسية تقريبًا} ، تتطور نجوم النوع O عبر مرحلة قصيرة من العملاق الأزرق الفائق أو مرحلة متغيرة زرقاء لامعة مباشرةً إلى نجوم وولف-رايت. تكتسب نجوم النوع O الأكثر ضخامة طيفًا من النوع WNLh عندما تبدأ في نقل المادة من النواة نحو السطح، وهذه هي أكثر النجوم لمعانًا على الإطلاق.

تتطور النجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى المتوسطة بطريقة مختلفة تمامًا، مرورًا بمراحل العملاق الأحمر ، والفرع الأفقي ، والفرع العملاق المقارب (AGB)، ثم مراحل ما بعد الفرع العملاق المقارب . يتضمن تطور ما بعد الفرع العملاق المقارب عادةً فقدانًا هائلاً للكتلة، تاركًا أحيانًا سديمًا كوكبيًا، تاركًا باطنًا نجميًا مكشوفًا يزداد سخونة. إذا توفرت كميات كافية من الهيليوم والهيدروجين، فإن هذه النجوم الصغيرة شديدة الحرارة تمتلك طيفًا من النوع O. تزداد درجة حرارتها حتى يتوقف احتراق الغلاف وفقدان الكتلة، ثم تبرد لتتحول إلى أقزام بيضاء.

عند كتل معينة أو تركيبات كيميائية محددة، أو ربما نتيجةً لتفاعلات ثنائية، تصبح بعض هذه النجوم ذات الكتلة المنخفضة ساخنة بشكل غير عادي خلال مرحلة الفرع الأفقي أو مرحلة العملاق المقارب (AGB)  . قد تكون هناك أسباب متعددة غير مفهومة تمامًا، بما في ذلك اندماج النجوم أو نبضات حرارية متأخرة جدًا تُعيد إشعال نجوم ما بعد مرحلة العملاق المقارب. تظهر هذه النجوم كنجوم OB ساخنة جدًا، ولكنها ذات إضاءة متوسطة فقط وتقع أسفل التسلسل الرئيسي. يوجد نوعان من الأقزام الفرعية الساخنة: O  (sdO) وB  (sdB)، على الرغم من أنها قد تتطور بطرق مختلفة تمامًا. تتميز نجوم النوع sdO  بأطياف O طبيعية إلى حد ما، ولكن إضاءتها لا تتجاوز ألف ضعف إضاءة الشمس.

النجوم من النوع O نادرة ولكنها مضيئة، لذا يسهل اكتشافها وهناك عدد من الأمثلة التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة.