hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
بيتا آلة المصور الخصائص الفيزيائية
وفقًا للقياسات التي تم إجراؤها كجزء من مشروع النجوم القريبة ، فإن بيتا بيكتوريس لديها نوع طيفي من A6V ولها درجة حرارة فعالة تبلغ 8,052 ك (7,779 °م؛ 14,034 °ف) ، وهي أسخن من درجة حرارة الشمس 5,778 ك (5,505 °م؛ 9,941 °ف) . يكشف تحليل الطيف أن النجم يحتوي على نسبة أعلى قليلاً من العناصر الثقيلة ، والتي تسمى المعادن في علم الفلك ، إلى الهيدروجين مقارنة بالشمس. يتم التعبير عن هذه القيمة بالكمية [M / H] ، اللوغاريتم الأساسي 10 لنسبة الجزء المعدني للنجم إلى جزء الشمس. في حالة بيتا بيكتوريس ، قيمة [M / H] هي 0.05 ، مما يعني أن الجزء المعدني للنجم أكبر بنسبة 12٪ من الشمس.
يمكن أن يكشف تحليل الطيف أيضًا عن جاذبية سطح النجم. عادة ما يتم التعبير عن هذا في صورة log g ، لوغاريتم القاعدة 10 لعجلة الجاذبية المعطاة بوحدات CGS ، في هذه الحالة ، cm / s². بيتا بيكتوريس لديه سجل g = 4.15 ، مما يدل على جاذبية سطح 140 m / s² ، أي حوالي نصف عجلة الجاذبية على سطح الشمس (274) م / ث²).
بيتا آلة المصور الخصائص الفيزيائية
كنجم تسلسل رئيسي من النوع A ، فإن بيتا آلة المصور أكثر إضاءة من الشمس: الجمع بين الحجم الظاهري 3.861 مع مسافة 19.44 فرسخ فلكي يعطي المقدار المطلق 2.4 ، بالمقارنة مع الشمس ، التي لها قيمة مطلقة حجم 4.83. هذا يتوافق مع لمعان بصري أكبر بـ 9.2 مرة من لمعان الشمس. عندما يتم أخذ الطيف الكامل للإشعاع من بيتا بيكتوريس والشمس في الاعتبار ، وجد أن بيتا بيكتوريس أكثر إشراقًا من الشمس بمقدار 8.7 مرة.
تقع العديد من نجوم التسلسل الرئيسي من النوع الطيفي A في منطقة من مخطط هيرتزبرونج-راسل تسمى شريط عدم الاستقرار ، والتي تشغلها النجوم المتغيرة النبضة. في عام 2003 ، كشفت المراقبة الضوئية للنجم عن اختلافات في السطوع تتراوح بين 1-2 مليمتر على ترددات بين حوالي 30 و 40 دقيقة. تكشف دراسات السرعة الشعاعية لـ بيتا آلة المصور أيضًا عن تباين: توجد نبضات بترددين ، أحدهما عند 30.4 دقيقة والآخر عند 36.9 دقيقة. نتيجة لذلك ، تم تصنيف النجم على أنه متغير Delta Scuti .
بيتا آلة المصور الخصائص الفيزيائية
تم تحديد كتلة بيتا بيكتوريس باستخدام نماذج التطور النجمي ومواءمتها مع الخصائص المرصودة للنجم. تنتج هذه الطريقة كتلة نجمية بين 1.7 و 1.8 كتلة شمسية . تم قياس القطر الزاوي للنجم باستخدام قياس التداخل مع التلسكوب الكبير جدًا ووجد أنه 0.84 مللي ثانية . الجمع بين هذه القيمة والمسافة التي تبلغ 63.4 سنة ضوئية يعطي نصف قطر 1.8 مرة من الشمس.
تم قياس سرعة دوران بيتا بيكتوريس بما لا يقل عن 130 كم / ثانية. نظرًا لأن هذه القيمة مشتقة من قياس السرعات الشعاعية ، فهذا حد أدنى لسرعة الدوران الحقيقية: الكمية المقاسة هي في الواقع v sin ( i ) ، حيث تمثل i ميل محور دوران النجم إلى خط البصر . إذا افترضنا أن بيتا آلة المصور يُنظر إليها من الأرض في مستواها الاستوائي ، وهو افتراض معقول منذ رؤية القرص المحيطي على الحافة ، يمكن حساب فترة الدوران بحوالي 16 ساعة ، وهو أقصر بكثير من الشمس ( 609.12 ساعة ).
بيتا آلة المصور الخصائص الفيزيائية
يشير وجود كميات كبيرة من الغبار حول النجم إلى صغر سن النظام وأدى إلى الجدل حول ما إذا كان قد انضم إلى التسلسل الرئيسي أو كان لا يزال نجم تسلسل رئيسي ومع ذلك ، عندما تكون مسافة النجم تم قياسه بواسطة Hipparcos وتم الكشف عن أن بيتا آلة المصور كان يقع بعيدًا عما كان يعتقد سابقًا ، وبالتالي كان أكثر إشراقًا مما كان يعتقد في الأصل. بمجرد أخذ نتائج Hipparcos في الاعتبار ، وجد أن بيتا آلة المصور كان يقع بالقرب من التسلسل الرئيسي لعمر الصفر ولم يكن نجم تسلسل رئيسي بعد كل شيء. اقترح تحليل بيتا آلة المصور والنجوم الأخرى داخل مجموعة بيتا آلة المصور المتحركة أن عمرهم حوالي 12 مليون سنة. ومع ذلك ، تشير الدراسات الحديثة إلى أن العمر يقارب ضعف هذا العمر عند 20 إلى 26 مليون سنة.
ربما تكون بيتا بيكتوريس قد تشكلت بالقرب من جمعية برج العقرب والقنطورس . ربما يكون انهيار سحابة الغاز الذي أدى إلى تكوين بيتا بيكتوريس ناتجًا عن موجة الصدمة الناتجة عن انفجار مستعر أعظم : ربما كان النجم الذي ذهب سوبرنوفا رفيقًا سابقًا لـ HD 83058 ، والذي أصبح الآن نجمًا هاربًا . يشير تتبع مسار HIP 46950 للخلف إلى أنه كان من الممكن أن يكون بالقرب من جمعية Scorpius-Centaurus منذ حوالي 13 مليون سنة. ومع ذلك ، تم العثور على HD 83058 على أنه ثنائي طيفي ومن غير المرجح أن يتم طرده بواسطة انفجار سوبر نوفا لرفيق قريب ، لذلك فإن التفسير البسيط لأصل مجموعة بيتا بيكتوريس موضع شك.
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
تم الكشف عن الأشعة تحت الحمراء الزائدة من بيتا بيكتوريس بواسطة مركبة الفضاء IRAS في عام 1983. إلى جانب Vega وFomalhaut وEpsilon Eridani ، كان أحد النجوم الأربعة الأولى التي تم اكتشاف مثل هذا الفائض منها: تسمى هذه النجوم "Vega-like" بعد اكتشاف أول نجم من هذا القبيل. نظرًا لأن النجوم من النوع A مثل بيتا آلة المصور تميل إلى إشعاع معظم طاقتها عند الطرف الأزرق من الطيف ، فهذا يعني وجود مادة باردة في مدار حول النجم ، والتي من شأنها أن تشع عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء وتنتج الفائض . تم التحقق من هذه الفرضية في عام 1984 عندما أصبح بيتا بيكتوريس أول نجم يتم تصوير قرصه النجمي بصريًا. بيانات IRAS هي (عند الأطوال الموجية للميكرون): [12] = 2.68 ، [25] = 0.05 ، [60] = - 2.74 و [100] = - 3.41. تجاوزات اللون هي: E12 = 0.69 ، E25 = 3.35 ، E60 = 6.17 ، E100 = 6.90.
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
قرص الحطام حول بيتا بيكتوريس شوهد من طرف المراقبون على الأرض ، وهو موجه في اتجاه شمال شرقي - جنوب غربي. القرص غير متماثل: في الاتجاه الشمالي الشرقي ، تمت ملاحظته إلى 1835 وحدة فلكية من النجم ، بينما كان الاتجاه الجنوبي الغربي 1450 وحدة فلكية. القرص يدور: الجزء الموجود إلى الشمال الشرقي من النجم يتحرك بعيدًا عن الأرض ، بينما يتحرك الجزء الجنوبي الغربي من القرص نحو الأرض.
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
وقد لوحظت عدة حلقات إهليلجية من المواد في المناطق الخارجية لقرص الحطام بين 500 و 800 وحدة فلكية: ربما تكونت نتيجة تعطل النظام بسبب نجم عابر. تكشف البيانات الفلكية من مهمة Hipparcos أن النجم العملاق الأحمر بيتا كولومباي قد مر في غضون عامين ضوئيين من بيتا بيكتوريس منذ حوالي 110.000 سنة ، ولكن كان من الممكن أن يكون سبب اضطراب أكبر من قبل زيتا دورادوس ، التي مرت على مسافة 3 سنوات ضوئية حوالي 350.000. سنين مضت. ومع ذلك ، تفضل المحاكاة الحاسوبية سرعة مواجهة أقل من أي من هذين المرشحين ، مما يشير إلى أن النجم المسؤول عن الحلقات ربما كان نجمًا مصاحبًا لـ بيتا آلة المصور في مدار غير مستقر. تشير عمليات المحاكاة إلى أن نجمًا مزعجًا كتلته 0.5 كتلة شمسية من المحتمل أن يكون مسؤولاً عن الهياكل. مثل هذا النجم سيكون قزمًا أحمر من النوع الطيفي M0V.
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
في عام 2006 ، كشف تصوير النظام باستخدام الكاميرا المتقدمة للمسح التلسكوب الفضائي هابل عن وجود قرص غبار ثانوي يميل بزاوية 5 درجات تقريبًا إلى القرص الرئيسي حول النجم ويمتد على الأقل 130 وحدة فلكية من النجم. القرص الثانوي غير متماثل: الامتداد الجنوبي الغربي منحني بدرجة أكبر وأقل ميلًا من الامتداد الشمال الشرقي. لم يكن التصوير جيدًا بما يكفي للتمييز بين الأقراص الرئيسية والثانوية في نطاق 80 وحدة فلكية من '''بيتا آلة المصور'''، ومع ذلك من المتوقع أن يتقاطع الامتداد الشمالي الشرقي لقرص الغبار مع القرص الرئيسي عند حوالي 30 وحدة فلكية من النجم. قد ينتج القرص الثانوي عن كوكب هائل في مدار مائل يزيل المادة من القرص الأساسي ويتسبب في تحركها في مدار محاذٍ للكوكب.
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
اكتشفت الدراسات التي أُجريت بواسطة مستكشف الأشعة فوق البنفسجية الطيفي البعيد التابع لناسا أن القرص المحيط ببيتا بيكتوريس يحتوي على وفرة مفرطة من الغاز الغني بالكربون . يساعد هذا في استقرار القرص ضد ضغط الإشعاع الذي من شأنه أن يزيح الغازات بعيدًا في الفضاء بين النجوم. حاليًا ، هناك تفسيران مقترحان لأصل فائض الكربون. قد يكون النجم بيتا آلة المصور في طور تكوين كواكب غريبة غنية بالكربون ، على عكس الكواكب الأرضية في النظام الشمسي ، الغنية بالأكسجين بدلاً من الكربون. بدلاً من ذلك ، قد يمر النجم بمرحلة غير معروفة قد تكون حدثت أيضًا في وقت مبكر من تطور النظام الشمسي: في النظام الشمسي توجد نيازك غنية بالكربون تُعرف باسم كوندريت إنستاتيت ، والتي ربما تكونت في بيئة غنية بالكربون. كما تم مناقشة أن كوكب المشتري ربما يكون قد تشكل حول قلب غني بالكربون.
في عام 2011 أصبح القرص المحيط ببيتا آلة المصور (بيتا بيكتوريس أول نظام كوكبي آخر يصوره عالم فلك هاوٍ . التقط رولف أولسن من نيوزيلندا القرص بتلسكوب نيوتون بقطر 10 بوصات وكاميرا ويب معدلة.
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
في عام 2003 كشف تصوير المنطقة الداخلية لنظام بيتا آلة المصور باستخدام تلسكوب Keck II عن وجود العديد من الظواهر التي يتم تفسيرها على أنها أحزمة أو حلقات من المواد. تم الكشف عن أحزمة في حوالي 14 و 28 و 52 و 82 وحدة فلكية من النجم ، والتي تتناوب في الميل فيما يتعلق بالقرص الرئيسي (بالمقارنة فإن المسافة بين الأرض والشمس هي 1 وحدة فلكية) .
كشفت المشاهدات في عام 2004 عن وجود حزام داخلي يحتوي على مادة السيليكات على مسافة 6.4 وحدة فلكية من النجم. تم اكتشاف مادة السيليكات أيضًا عند 16 و 30 وحدة فلكية من النجم ، مع نقص الغبار بين 6.4 و 16 وحدة فلكية تعطينا دليلًا على أن كوكبًا ضخمًا قد يدور في هذه المنطقة. كما تم اكتشاف أحجار أوليفين غني بالمغنيسيوم ، مشابه بشكل لافت للنظر لتلك الموجودة في مذنبات النظام الشمسي ومختلفة عن الزبرجد الزيتوني الموجود في كويكبات النظام الشمسي. يمكن أن تتكون بلورات الزبرجد الزيتوني على مسافة أقرب من 10 وحدات فلكية فقط من النجم ؛ لذلك ربما تم نقلهم إلى الحزام بعد التكوين عن طريق الخلط الشعاعي .
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
تشير نمذجة قرص الغبار عند 100 وحدة فلكية من النجم إلى أن الغبار في هذه المنطقة ربما يكون ناتجًا عن سلسلة من الاصطدامات التي بدأها تدمير الكواكب الصغيرة بنصف قطر يبلغ حوالي 180 كيلومترًا. بعد الاصطدام الأولي ، يخضع الحطام لمزيد من التصادمات في عملية تسمى تسلسل الاصطدام. تم استنتاج عمليات مماثلة في أقراص الحطام حول نجم فم الحوت Fomalhaut و AU Microscopii .
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
يُظهر طيف بيتا بيكتوريس تقلبًا قويًا على المدى القصير لوحظ لأول مرة في الجزء ذي الانزياح الأحمر في خطوط الامتصاص المختلفة ، والذي تم تفسيره على أنه ناتج عن سقوط مادة على النجم. تم اقتراح مصدر هذه المادة على أنها أجسام صغيرة تشبه المذنبات في مدارات تأخذها بالقرب من النجم حيث تبدأ في التبخر بسبب الحرارة المرتفعة ، ويطلق عليها نموذج "الأجسام المتبخرة المتساقطة". كما تم الكشف عن أحداث الامتصاص ذات الانزياح الأزرق العابر ، على الرغم من أنها أقل تكرارًا: قد تمثل هذه مجموعة ثانية من الأجسام في مجموعة مختلفة من المدارات. تشير النمذجة التفصيلية إلى أن الأجسام المتبخرة المتساقطة من غير المرجح أن تكون جليدية بشكل أساسي مثل المذنبات ، ولكنها بدلاً من ذلك تتكون على الأرجح من مزيج من الغبار والجليد مع قشرة من مادة مقاومة للحرارة . ربما تكون هذه الأجسام قد تعرضت للاضطراب في مدارات حول النجوم بسبب تأثير الجاذبية لكوكب في مدار غريب الأطوار بشكل معتدل حول بيتا بيكتوريس على مسافة حوالي 10 وحدات فلكية من النجم. قد تكون الأجسام المتساقطة مسؤولة أيضًا عن وجود الغاز فوق مستوى قرص الحطام الرئيسي. أفادت دراسة من عام 2019 عن عبور المذنبات الخارجية باستخدام TESS . الانخفاضات في منحنى الضوء غير متماثلة بطبيعتها وتتوافق مع نماذج المذنبات المتبخرة التي تعبر قرص النجم. تدور المذنبات في مدار شديد الانحراف وهي غير دورية.
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
في 21 نوفمبر 2008 أُعلن أن مشاهدات الأشعة تحت الحمراء التي تم إجراؤها في عام 2003 باستخدام التلسكوب الكبير جدًا قد كشفت عن رفيق كوكبي مرشح للنجم. وفي خريف عام 2009 تمت مشاهدة الكوكب بنجاح على الجانب الآخر من النجم الأم ، مما يؤكد وجود الكوكب نفسه والملاحظات السابقة. يُعتقد أنه في غضون 15 عامًا سيكون من الممكن تسجيل مدار الكوكب بأكمله.
أكد المرصد الأوروبي الجنوبي وجود بيتا بيكتوريس c ، في 6 أكتوبر 2020 خلال استخدام الصور المباشرة . يدور بيتا بيكتوريس سي في مستوى قرص الحطام المحيط بالنجم. يُعد بيتا آلة المصور c حاليًا أقرب كوكب خارج المجموعة الشمسية إلى نجمه تم تصويره على الإطلاق: الفاصل المرصود هو تقريبًا نفس المسافة بين حزام الكويكبات والشمس. بيتا بيكتوريس ب يسمى بيتا آلة المصور ب .
بيتا آلة المصور البيئة المحيطة بالنجوم
طريقة السرعة الشعاعية ليست مناسبة تمامًا لدراسة النجوم من النوع A مثل بيتا آلة المصور. صغر سن النجم يجعل الشوشرة الضوئية أسوأ. تعتبر الحدود الحالية المشتقة من هذه الطريقة كافية لاستبعاد وجود كواكب ساخنة من نوع المشتري أكبر من كتلتي كوكب المشتري على مسافة أقل من 0.05 وحدة فلكية من النجم. بالنسبة للكواكب التي تدور حول وحدة فلكية 1 ، فإن الكواكب التي تقل كتلتها عن 9 كتلة المشتري قد تختفي من المشاهدة . لذلك بغرض العثور على كواكب في نظام بيتا آلة المصور يبحث علماء الفلك عن تأثيرات الكوكب على البيئة المحيطة بالنجم.
اقترحت عدة نقاط من الأدلة وجود كوكب ضخم يدور في المنطقة حول النجم تبعد عنه بمسافة 10 وحدة فلكية : الفجوة الخالية من الغبار بين الأحزمة الكوكبية عند 6.4 وحدة فلكية و 16 وحدة فلكية AU تشير إلى أن هذه المنطقة قد تم تطهيرها ؛ أي كوكب على هذه المسافة يفسر أصل الأجسام المتبخرة المتساقطة ، وتوحي الالتواءات والحلقات المائلة في القرص الداخلي بأن كوكبًا هائلًا على مدار مائل يتسبب في الشوشرة على القرص.
لا يمكن للكوكب المرصود في حد ذاته تفسير بنية الأحزمة الكوكبية عند 30 وحدة فلكية و 52 وحدة فلكية من النجم. قد ترتبط هذه الأحزمة بكواكب أصغر عند 25 و 44 وحدة فلكية ، مع حوالي 0.5 و 0.1 كوكب المشتري على التوالي. مثل هذا النظام من الكواكب ، إذا كان موجودًا ، سيكون قريبًا من الرنين المداري 1: 3: 7. قد يكون السبب أيضًا أن الحلقات الموجودة في القرص الخارجي عند 500-800 وحدة فلكية ناتجة بشكل غير مباشر عن تأثير هذه الكواكب.
تمت مشاهدات الجسم على مسافة زاويّة تبلغ 411 ملي ثانية من بيتا بيكتوريس ، وهو ما يتوافق مع مسافة 8 وحدة فلكية AU في مستوى السماء. للمقارنة يبلغ نصف القطر المداري لكواكبي المشتري وزحل 5.2 وحدة فلكية و 9.5 وحدة فلكية على التوالي. الفاصل في الاتجاه الشعاعي غير معروف ، لذلك هذا هو الحد الأدنى للفصل الحقيقي. تعتمد تقديرات كتلته على النماذج النظرية لتطور الكواكب ، وتتوقع أن يحتوي الجرم على حوالي 8 من كتلة المشتري ولا يزال يبرد ، مع درجة حرارة تتراوح من 1400 إلى 1600 كلفن ، وتأتي هذه الأرقام مع تحذير بأن النماذج لم يتم اختبارها بعد. مقابل البيانات الحقيقية في النطاقات المحتملة للكتلة والعمر للكوكب.
نصف المحور الرئيسي للمدار هو 8-9 AU والمدة المدارية لها 17-21 سنة. لوحظ "حدث شبيه بالعبور " في نوفمبر 1981 ؛ وهذا يتفق مع تلك التقديرات. إذا تم تأكيد هذا على أنه عبور حقيقي ، فإن نصف القطر المستنتج من الجسم العابر هو 2 - 4 نصف قطر كوكب المشتري ، وهو أكبر مما تنبأت به النماذج النظرية. قد يشير هذا إلى أنه محاط بنظام حلقة كبيرة أو قرص تتكون فيه أقمار.
تم الإعلان عن تأكيد وجود كوكب ثانٍ في نظام بيتا آلة المصور في 6 أكتوبر 2020. تبلغ درجة حرارة الكوكب T = 1250 ± 50 K ، والكتلة الديناميكية M = 8.89 ± 0.75 كتلة المستري (أي نحو 9 مرات متلة المشتري) ، وعمره 18.5 ± 2.5 مليون سنة . تبلغ مدته المدارية حوالي 1,200 أيام (3.3 سنة) ومحور شبه رئيسي يبلغ 2.7 وحدة فلكية ، أي حوالي 3.5 مرة أقرب إلى نجمه الأصلي من بيتا بيكتوريس ب. مدار بيتا آلة المصور c غريب الأطوار إلى حد ما ، مع انحراف مركزي 0.24.
يقدم هذا الكوكب بيانات تتعارض مع النماذج الحالية اعتبارًا من عام 2020 لتشكيل الكواكب . '''بيتا آلة المصور سي ''' β Pic c في عمر حيث متوقع حدوث تكوينات كوكبية حوله من خلال عدم استقرار القرص. ومع ذلك ، فإن الكوكب يدور على مسافة 2.7 وحدة فلكية AU ، والتي تقول التنبؤات أنها قريبة جدًا من حدوث عدم استقرار في القرص. يشير القدر الظاهري المنخفض ، MK = 14.3 ± 0.1 ، إلى أنه تشكل عبر تراكم القلب.
بيتا آلة المصور تيار الغبار
في عام 2000 ، كشفت الملاحظات التي تم إجراؤها باستخدام منشأة Advanced Meteor Orbit Radar في نيوزيلندا عن وجود تيار من الجسيمات القادمة من اتجاه بيتا آلة المصور، والتي قد تكون مصدرًا مهيمنًا للنيازك بين النجوم في النظام الشمسي. الجسيمات في تيار غبار بيتا بيكتوريس كبيرة نسبيًا ، حيث يتجاوز نصف قطرها 20 ميكرومترًا ، وتشير سرعاتها إلى أنه لا بد أنها تركت نظام بيتا بيكتوريس عند 25 تقريبًا كم / ثانية. قد تكون هذه الجسيمات قد تم إخراجها من قرص حطام بيتا آلة المصور نتيجة هجرة الكواكب الغازية العملاقة داخل القرص وقد تكون إشارة إلى أن نظام بيتا آلة المصور يشكل سحابة أورت . تشير النمذجة العددية لطرد الغبار إلى أن ضغط الإشعاع قد يكون مسؤولاً أيضًا ، وتشير إلى أن الكواكب التي تزيد عن 1 وحدة فلكية من النجم لا يمكن أن تتسبب مباشرة في تدفق الغبار.
شورابادما
شورابادما (بالسنسكريتية: शूरपद्म)‏، هو أسورا ورد ذكره في الأدب الهندوسي. وهو ابن الحكيم كاشيابا وشاكتي اسمها مايا. يشن حربا ضد الديفات بغزو ديفالوكا (مسكنهم) بجيش ضخم. فيهزمه موروغان، ووفقا لتقاليد التاميل، تحول إلى فاهانا، الطاووس. وهو شقيق تاراكاسورا. ابنه الأكبر هو بانوكوبان.
شورابادما السيرة
يصف نص كاندا بورانام، النص التكراري التاميلي لنص سكاندا بورانا، أسطورة شورابادما. حيث يقال إنه انخرط في ممارسة زهدية شديد لاسترضاء الإله شيفا، الذي يبدو أنه أعطى الأسورا نعمة اختيار منفعة ما. فطلب نعمة العيش لـ 108 يوغا، وحكم 1008 عالمًا. ويُذكر أنَّه يتزوج من بادماكومالاي، التي أنجب منها عدة أبناء، أكبرهم بانوكوبان. وأسس عاصمته في مدينة تسمى فيراماكنديرام الواقعة على البحر الشرقي، وحكم العالم. وهو عدو الديفات، حيث يبدأ في مضايقتهم، ويهاجم عددًا من أبناء إندرا. كما أنه رغب في إندراني، زوجة إندرا. وعندما هرب إندرا وزوجته إلى الأرض، أرسل مورغان رسوله المسمى فيرافاكوتيفار لحث شورابادما على التوقف عن أنشطته هذه، ولكن دون جدوى. وهنا، أعلن موروغان الحرب عليه، وفي المعركة التي تلت ذلك، قتل جميع أبناء الأخير باستثناء إيرانيان. غير راغب في الاعتراف بهزيمته، تراجع شورابادما إلى البحر، متخذا شكل شجرة مانجو. فشطر موروغان الشجرة إلى نصفين، فيخرج منها الديك والطاووس. فيستعمل الديك كدعامة يستند عليه في المعركة، والطاووس كمطيته التي يركبها.
نقص الأسنان
يُعرَّف نقص الأسنان بأنه الغياب النمائي لسن واحد أو أكثر باستثناء الأضراس الثالثة. تعد إحدى أكثر حالات تشوه الأسنان شيوعًا، وقد يكون لها أثر سلبي على الوظيفة والمظهر على حد سواء. نادرًا ما يحدث في الأسنان الأولية (المعروفة أيضًا باسم الأسنان اللبنية والأسنان المؤقتة وأسنان الرضع) ويشمل النقص الأكثر شيوعًا الضواحك الثانية والقواطع الجانبية العلوية لدى البالغين. يحدث عادةً كجزء من متلازمة تتضمن تشوهات أخرى وتتطلب علاجًا متعدد التخصصات.
يمكن تقسيم الظاهرة إلى ما يلي حسب عدد الأسنان المعنية:
نقص الأسنان العلامات والأعراض
عادةً ما تكون جميع أسنان الطفل موجودة في سن الثالثة. أما بالنسبة لأسنان البالغين، فتظهر بين السنة السادسة والرابعة عشرة، باستثناء الضرس الثالث، المعروف أيضًا باسم ضرس العقل الذي ينبثق عادةً بين 17-25 عامًا. إذا لم ينبثق السن في العمر المناسب، يتم أخذ صور بالأشعة البانورامية.
قد تظهر حالة صغر الأسنان في واحد أو أكثر من الأسنان الأخرى. هذا يعني أن الأسنان تبدو أصغر من الطبيعي، ويمكن ملاحظتها في كل من الأسنان الأولية والدائمة. قد تكون هذه الحالة مرتبطة بالوراثة، وفي الحالات الشديدة، قد تظهر على شكل خلل التنسج الأديمي الظاهر أو الشفة المشقوقة أو الحنك المشقوق أو متلازمة داون. قد يكون التأخر في نمو الأسنان بمثابة مؤشر أيضًا، إذ يؤدي عدم وجود سن لاحق بالغ إلى إبطاء الارتشاف الطبيعي لجذور الأسنان اللبنية، ما يعني الفقدان التدريجي لأجزاء السن.
نقص الأسنان العلامات والأعراض
يمكن اكتشاف سوء التوضع للأسنان البالغة بالفحص أو التصوير الشعاعي. قد تكون إحدى العواقب هي اعتراض سن بالغ لسن لبني، ما يسبب فقدان مبكر لأوانه أو توضع خاطئ. قد يكون ذلك بسبب عدم وجود الأسنان المجاورة التي تعمل كموجه أثناء بزوغ السن أو عدم وجود مساحة في الفك لبزوغها بسبب سوء الإطباق.
نقص الأسنان السبب
اقتُرحت عدة نظريات متعلقة بمسببات نقص الأسنان في الأدبيات الموجودة. كانت هناك العديد من النظريات التي تبحث غالبًا في الجوانب الجينية والبيئية ودور كليهما. مع ذلك، ما يزال السبب الدقيق غير واضح. ما يزال مدى التأثيرات الفردية للعوامل الوراثية والبيئية موضع نقاش واسع.
يمكن تصنيف النظريات المتعلقة بالآلية التي يحدث من خلالها نقص الأسنان إلى تطورية أو تشريحية.
يمكن تصنيف العوامل البيئية إلى مجموعتين رئيسيتين، باضعة وغير باضعة. تعمل هذه العوامل بشكل مجتمع أو مستقل، وتؤثر في النهاية على توضع السن ونموه الفسيولوجي.
نقص الأسنان السبب
قد تؤثر العوامل البيئية الباضعة على نمو الأسنان وتوضعها ما يؤدي إلى نقص الأسنان وانحشارها. تشمل الأمثلة كسور الفك والإجراءات الجراحية وخلع السن اللبني السابق. أُثبت أن العلاج مثل التشعع له تأثيرات شديدة على الأسنان النامية. وُجد أن العلاج الكيميائي له تأثير مماثل، ولكن، بدرجة أقل. اكتُشف وجود دور مسبب لدواء ثاليدوميد (ن-فتالوئيل غلوتامين) على الأمهات اللائي تناولن الدواء أثناء الحمل، ما يؤدي إلى فقدان أسنان أطفالهن خلقيًا. تبين أيضًا وجود ارتباط بين الأمراض الجهازية واضطرابات الغدد الصماء (مثل قصور جارات الدرقية وقصور جارات الدرق الكاذب مجهولي السبب) وخلل التنسج الأديمي الظاهر. مع ذلك، لم تنشأ بعد نظرية توضح العلاقة السببية تمامًا. تشمل أمثلة العدوى الحصبة الألمانية والمبيضات. قد يكون كل من التعرض لمركبات ثنائي الفينيل متعدد الكلور (مثل الديوكسين) والحساسية وتقشر الأنسجة المتموتة البشروية التسممي بعد تفاعل دوائي من العوامل المساهمة أيضًا.
في دراسة حديثة لتقييم عوامل الخطر البيئية لنقص الأسنان، تبين أن تدخين الأم يلعب دورًا مسببًا في نقص الأسنان. تم تقييم التدخين السلبي والكافيين أيضًا ولكن، لم تظهر النتائج أي دلالة إحصائية.
نشرت مجلة الجمعية الأمريكية لطب الأسنان بيانات أولية تشير إلى وجود علاقة إحصائية بين نقص الأسنان الدائمة وسرطان المبيض الظهاري. تُظهر الدراسة أن النساء المصابات بـسرطان المبيض الظهاري أكثر عرضة بنسبة 8.1 مرة لأن يعانين من نقص الأسنان مقارنةً بالنساء غير المصابات. لذلك، يُعتقد أن نقص الأسنان قد يكون بمثابة «مؤشر» لخطر الإصابة بسرطان المبيض الظهاري لدى النساء.
نقص الأسنان بحث
في الستينيات والسبعينيات من القرن العشرين، أجريت العديد من الدراسات برعاية هيئة الطاقة الذرية الأمريكية، بهدف إيجاد صلة بين علم الوراثة ونقص الأسنان.
نقص الأسنان التأثير
هناك العديد من الدراسات والتقارير البحثية حول انتشار ومسببات وعلاج نقص الأسنان وتأثيره على البنية العظمية السنية. بحثت بعض الدراسات في نوعية الحياة المتعلقة بصحة الفم لدى الأفراد الذين يعانون من نقص الأسنان وقدمت بعض الأدلة على أن نقص الأسنان قد يؤثر على نوعية الحياة.
نقص الأسنان التدبير
نقص الأسنان هو حالة قد تظهر بطرق مختلفة مع اختلاف الشدة. ينتج عن ذلك مجموعة واسعة من طرق العلاج المتاحة. ينبغي السماح للمتضررين بالنظر في هذه العلاجات واختيار الأنسب منها بحسب اعتقادهم الشخصي. يعد التشخيص المبكر لنقص الأسنان أمرًا بالغ الأهمية لنجاح العلاج. يشمل علاج نقص الأسنان متخصصين في أقسام مثل جراحة الفم والوجه والفكين وطب الأسنان الجراحي وطب أسنان الأطفال وتقويم الأسنان والتعويضات السنية.
نقص الأسنان التدبير
تقليديًا، تضمّن تدبير نقص الأسنان استبدال الأسنان المفقودة. من خلال استبدال الأسنان المفقودة، يمكن منع ميلان الأسنان المجاورة أو انزياحها، ومنع فرط بزوغ الأسنان المتقابلة ما قد يؤثر على الإطباق ويسبب خلل المفصل الصدغي الفكي السفلي ويؤثر على قابلية المريض للإصابة بأمراض اللثة وتآكل الأسنان وكسور الأسنان. مع ذلك، أشارت الدراسات إلى أنه يمكن تحقيق إطباق تام حتى مع وجود قوس قصيرة مكونة من 10 أزواج من الأسنان. تدعم النتائج مفهوم إمكانية إحداث إطباق صحي وتام رغم نقص الأسنان طالما أن هناك عددًا مقبولًا من الأسنان لتشارك في الإطباق. مع ذلك، قد لا تكون تقنية التدبير هذه مناسبة لمن يعانون من أمراض اللثة أو سلوكيات غير وظيفية (صرير الأسنان أو فرط احتكاكها) أو سوء الإطباق.
خفقات الانفلات البطيني
في أمراض القلب، تكون خفقات الإنفلات البطيني عبارة عن تفريغ كهربائي متولد ذاتيًا يبدأ ويتسبب في تقلص بطينات القلب؛ عادة يبدأ إيقاع القلب في الأذينين للقلب ثم ينتقل بعد ذلك إلى البطينين. تأتي خفقات الانفلات البطيني بعد توقف طويل في إيقاع البطين وتعمل على منع السكتة القلبية. يشير إلى فشل نظام التوصيل الكهربائي للقلب في تحفيز البطينين (ما قد يؤدي إلى عدم وجود دقات القلب، ما لم تحدث خفقات انفلات البطين).
خفقات الانفلات البطيني الأسباب
تحدث خفقات الانفلات البطيني عندما ينخفض معدل التفريغ الكهربائي الذي يصل إلى البطينين (يبدأ عادةً بواسطة العقدة الجيبية الأذينية للقلب (العقدة الجيبية الأذينية)، وينتقل إلى العقدة الأذينية البطينية (العقدة الأذينية البطينية)، ثم ينتقل بعد ذلك إلى البطينين) أقل من المعدل الأساسي المحدد بمعدل المرحلة 4 من الاستقطاب التلقائي لخلايا جهاز تنظيم ضربات القلب البطيني. تحدث ضربات الهروب عادةً بعد 2-3 ثوانٍ من فشل النبضات الكهربائية في الوصول إلى البطينين.
خفقات الانفلات البطيني الأسباب
يمكن أن تحدث هذه الظاهرة بسبب فشل العقدة الجيبية الأذينية عقدة SA في بدء النبض، أو بسبب فشل التوصيل من العقدة الجيبية الأذينية إلى العقدة الأذينية البطينية (العقدة الأذينية البطينية)، أو بسبب الكتلة الأذينية البطينية خاصة كتلة AV من الدرجة الثالثة. عادة، تقوم خلايا جهاز تنظيم ضربات القلب في العقدة الجيبية الأذينية بتفريغها بأعلى تردد وبالتالي فهي مسيطرة على الخلايا الأخرى ذات نشاط منظم ضربات القلب. عادةً ما تحتوي العقدة الأذينية البطينية على ثاني أسرع معدل تفريغ. عندما ينخفض معدل الجيوب الأنفية إلى ما دون معدل تصريف العقدة الأذينية البطينية، يصبح هذا هو منظم ضربات القلب السائد، والنتيجة تسمى خفقة أو نبضة الانفلات الوصلي. إذا انخفض المعدل من كل من العقدة الأذينية البطينية والعقدة الأذينية البطينية إلى أقل من معدل تصريف خلايا منظم ضربات القلب البطيني، فسيحدث انفلات بطيني.
خفقات الانفلات البطيني الأسباب
خفقات الانفلات هي شكل من أشكال عدم انتظام ضربات القلب، وتعرف في هذه الحالة بالضربة المنتبذة. يمكن اعتباره شكلًا من أشكال نشاط منظم ضربات القلب خارج الرحم الذي كشف النقاب عنه بسبب عدم وجود أجهزة تنظيم ضربات القلب الأخرى لتحفيز البطينين. تُفرز خلايا منظم ضربات القلب البطيني بمعدل أبطأ من العقدة الجيبية الأذينية أو الأذينية البطينية. بينما تبدأ عقدة SA عادةً بمعدل 70 نبضة في الدقيقة (BPM)، فإن العقدة الأذينية البطينية (العقدة الأذينية البطينية) عادة ما تكون قادرة فقط على توليد إيقاع عند 40-60 نبضة في الدقيقة أو أقل. وبالتالي ينخفض معدل الانقباض البطيني بمقدار 15-40 نبضة في الدقيقة.
إذا كان هناك واحد أو اثنان فقط من ضربات خارج الرحم، فإنها تعتبر دقات هروب. إذا تسبب هذا في ظهور إيقاع شبه طبيعي، فإنه يعتبر إيقاعًا بطينيًا.
إن عدم انتظام ضربات القلب هو آلية تعويضية تشير إلى وجود مشكلة أساسية خطيرة في العقدة الجيبية الأذينية أو نظام التوصيل (عادة بسبب النوبة القلبية أو الآثار الجانبية للأدوية)، وبسبب معدلها المنخفض، يمكن أن تسبب انخفاضًا في ضغط الدم والإغماء.
خفقات الانفلات البطيني التشخيص
يمكن استخدام مخطط كهربية القلب لتحديد نبضة هروب البطين. يمثل جزء QRS من مخطط كهربية القلب إزالة الاستقطاب البطيني؛ في الظروف العادية، يشكل مركب QRS ذروة مفاجئة حادة. بالنسبة للمريض الذي يعاني من ضربات هروب بطينية، يكون شكل مركب QRS أوسع نظرًا لأن النبضة لا يمكن أن تنتقل بسرعة عبر نظام التوصيل الكهربائي العادي.
تختلف خفقات الانفلات البطيني عن الانقباضات البطينية الخارجية (أو انقباضات البطين المبكرة)، وهي عبارة عن إفرازات كهربائية تلقائية للبطينين. لا يسبقها وقفة. على العكس من ذلك، غالبًا ما يتبعهم وقفة تعويضية.