العملاق الأزرق

مخطط هرتزبرونغ-راسل

النوع الطيفي

يا

ب

أ

F

جي

ك

م

ل

تي

الأقزام البنية

الأقزام البيضاء

الأقزام الحمراء

الأقزام الفرعية

التسلسل الرئيسي "الأقزام"

العمالقة الفرعية

العمالقة

العمالقة الحمر

العمالقة الزرقاء

عمالقة ساطعة

العمالقة الخارقون

عملاق أحمر

العمالقة

المقدار المطلق ( M _V )

في علم الفلك ، يُطلق مصطلح العملاق الأزرق على النجوم الساخنة التي تنتمي إلى فئة اللمعان الثالثة ( عملاق ) أو الثانية ( عملاق ساطع ). وفي مخطط هرتزبرونغ-راسل القياسي ، تقع هذه النجوم أعلى ويمين التسلسل الرئيسي .

يُطلق هذا المصطلح على مجموعة متنوعة من النجوم في مراحل تطور مختلفة، جميعها نجوم متطورة انتقلت من التسلسل الرئيسي، ولكنها لا تشترك في الكثير من الخصائص الأخرى. لذا، يشير مصطلح "العملاق الأزرق" ببساطة إلى النجوم في منطقة معينة من مخطط هرتزبرونغ-راسل، وليس إلى نوع محدد من النجوم. وهي أندر بكثير من العمالقة الحمراء ، لأنها لا تتطور إلا من نجوم أضخم وأقل شيوعًا، ولأن أعمارها قصيرة في مرحلة العملاق الأزرق.

نظرًا لأن النجوم من النوع O والنوع B ذات تصنيف اللمعان العملاق غالبًا ما تكون أكثر لمعانًا من نظيراتها العادية من نجوم التسلسل الرئيسي من نفس درجات الحرارة، ولأن العديد من هذه النجوم قريبة نسبيًا من الأرض على النطاق المجري لمجرة درب التبانة، فإن العديد من النجوم الساطعة في سماء الليل هي أمثلة على العمالقة الزرقاء، بما في ذلك بيتا قنطورس (B1III)؛ ميموزا (B0.5III)؛ بيلا تريكس (B2III)؛ إبسيلون كانيس ماجوريس (B2II)؛ وألفا لوبي (B1.5III) من بين نجوم أخرى.

العملاق الأزرق ليس مصطلحًا دقيقًا، بل يُطلق على أنواعٍ عديدة من النجوم. تشترك هذه النجوم في زيادةٍ معتدلة في الحجم واللمعان مقارنةً بنجوم التسلسل الرئيسي ذات الكتلة أو درجة الحرارة نفسها، وهي ساخنة بما يكفي لتُصنّف زرقاء، أي ضمن الفئة الطيفية O أو B، وأحيانًا الفئة A المبكرة. تتجاوز درجة حرارتها 10,000 كلفن، وكتلتها عند بداية _{التسلسل} الرئيسي (ZAMS) أكبر من ضعف كتلة الشمس تقريبًا ( M☉ )، وقدرها المطلق يقارب الصفر أو أكثر سطوعًا. يبلغ نصف قطر هذه النجوم 5-10 أضعاف نصف قطر الشمس ( R☉ )، مقارنةً بالعمالقة الحمراء التي يصل نصف قطرها إلى ₃₀₀ ضعف نصف _{قطر الشمس} . 

تُعرف أبرد النجوم وأقلها إضاءةً باسم العمالقة الزرقاء، وتقع على الفرع الأفقي ، وهي نجوم متوسطة الكتلة مرت بمرحلة العملاق الأحمر وتحرق الآن الهيليوم في نواتها. وبحسب كتلتها وتركيبها الكيميائي، تتحرك هذه النجوم تدريجيًا نحو الأزرق حتى ينفد الهيليوم في نواتها، ثم تعود نحو الأحمر إلى فرع العملاق المقارب (AGB). تقع نجوم RR Lyrae المتغيرة ، والتي عادةً ما تكون من النوع الطيفي A، في منتصف الفرع الأفقي. تُعتبر نجوم الفرع الأفقي الأكثر سخونة من فجوة RR Lyrae عمالقة زرقاء، وأحيانًا تُسمى نجوم RR Lyrae نفسها عمالقة زرقاء على الرغم من أن بعضها من النوع F. ^{[ 1 ]} أما النجوم الأكثر سخونة، وهي نجوم الفرع الأفقي الأزرق (BHB)، فتُسمى نجوم الفرع الأفقي المتطرف (EHB)، وقد تكون أكثر سخونة من نجوم التسلسل الرئيسي ذات اللمعان نفسه. في هذه الحالات، تُسمى هذه النجوم بالنجوم شبه القزمة الزرقاء (sdB) بدلاً من العمالقة الزرقاء، وذلك نسبةً إلى موقعها على يسار التسلسل الرئيسي في مخطط هرتزبرونغ-راسل، وليس بسبب زيادة لمعانها ودرجة حرارتها مقارنةً بما كانت عليه عندما كانت نجوماً ضمن التسلسل الرئيسي. ^{[ 2 ]}

لا توجد حدود عليا صارمة للنجوم العملاقة، لكن تصنيف نجوم النوع O المبكرة بشكل منفصل عن نجوم التسلسل الرئيسي والنجوم العملاقة الفائقة يصبح أكثر صعوبة، إذ تتشابه أحجامها ودرجات حرارتها تقريبًا مع نجوم التسلسل الرئيسي التي نشأت منها، كما أن أعمارها قصيرة جدًا. ومن الأمثلة الجيدة على ذلك نجم بلاسكيت ، وهو نظام ثنائي متقارب يتكون من نجمين عملاقين من النوع O، تزيد كتلة كل منهما عن ₅₀ ضعف كتلة _الشمس ، ودرجات حرارة تتجاوز 30,000 كلفن، ولمعان يزيد عن 100,000 ضعف لمعان الشمس . ولا يزال علماء الفلك يختلفون حول تصنيف أحد النجمين على الأقل كنجم عملاق فائق، استنادًا إلى اختلافات طفيفة في الخطوط الطيفية. ^{[ 3 ]} 

يمكن أن تكون النجوم الموجودة في منطقة العملاق الأزرق في مخطط هرتزبرونغ-راسل في مراحل مختلفة للغاية من حياتها، ولكن جميعها نجوم متطورة استنفدت إلى حد كبير إمدادات الهيدروجين الأساسية لديها.

في أبسط الحالات، يبدأ النجم الساخن اللامع بالتمدد مع نفاد الهيدروجين في نواته، فيتحول أولًا إلى عملاق أزرق فرعي ثم عملاق أزرق، ليصبح أكثر برودةً وإشراقًا. وتستمر النجوم متوسطة الكتلة بالتمدد والتبريد حتى تصبح عمالقة حمراء. كما تستمر النجوم الضخمة بالتمدد مع تقدم احتراق غلاف الهيدروجين، لكنها تفعل ذلك بإضاءة ثابتة تقريبًا وتتحرك أفقيًا عبر مخطط هرتزبرونغ-راسل. وبهذه الطريقة، يمكنها أن تمر بسرعة عبر فئات العملاق الأزرق، والعملاق الأزرق الساطع، والعملاق الأزرق الفائق، والعملاق الأصفر الفائق، حتى تصبح عمالقة حمراء فائقة. تُحدد فئة إضاءة هذه النجوم من خلال الخطوط الطيفية الحساسة لجاذبية سطح النجم، حيث تُصنف النجوم الأكثر تمددًا وإشراقًا ضمن الفئة الأولى (العملاق الفائق)، بينما تُصنف النجوم الأقل تمددًا والأكثر إشراقًا ضمن الفئتين الثانية أو الثالثة . ^{[ 4 ]} ولأنها نجوم ضخمة ذات أعمار قصيرة، فإن العديد من العمالقة الزرقاء توجد في تجمعات O-B ، وهي تجمعات كبيرة من النجوم الشابة ذات الروابط الضعيفة.

نجوم فرع الثقب الأسود (BHB) أكثر تطورًا، ولها نوى تحترق بالهيليوم، على الرغم من احتفاظها بغلاف هيدروجيني واسع. كما أنها تتميز بكتل متوسطة تتراوح بين 0.5 و1.0 كتلة شمسية _، لذا فهي غالبًا ما تكون أقدم بكثير من العمالقة الزرقاء الأكثر ضخامة. ^{[ 5 ]} يستمد فرع الثقب الأسود اسمه من التجمع الأفقي البارز للنجوم الذي يظهر في مخططات اللون-القدر الظاهري للعناقيد القديمة، حيث توجد نجوم تحترق بالهيليوم من نفس العمر تقريبًا عند درجات حرارة متنوعة وبنفس اللمعان تقريبًا. وتتطور هذه النجوم أيضًا خلال مرحلة احتراق الهيليوم في النواة بلمعان ثابت، حيث ترتفع درجة حرارتها أولًا ثم تنخفض مرة أخرى مع تحركها نحو فرع العملاق المقارب (AGB). ومع ذلك، عند الطرف الأزرق للفرع الأفقي، يتشكل "ذيل أزرق" من النجوم ذات اللمعان الأقل، وأحيانًا "خطاف أزرق" من النجوم الأكثر سخونة. ^{[ 6 ]} 

هناك نجوم ساخنة أخرى متطورة للغاية لا يشار إليها عمومًا باسم العمالقة الزرقاء: نجوم وولف-رايت ، شديدة اللمعان وتتميز بدرجات حرارتها القصوى وخطوط انبعاث الهيليوم والنيتروجين البارزة؛ نجوم ما بعد AGB التي تشكل سدمًا كوكبية ، تشبه نجوم وولف-رايت ولكنها أصغر حجمًا وأقل كتلة؛ النجوم الزرقاء المتخلفة ، وهي نجوم زرقاء لامعة غير شائعة تُلاحظ على ما يبدو على التسلسل الرئيسي في عناقيد حيث كان من المفترض أن تتطور نجوم التسلسل الرئيسي ذات اللمعان نفسه إلى عمالقة أو عمالقة فائقة؛ والعمالقة الزرقاء الفائقة الحقيقية ، وهي النجوم الأكثر كتلة التي تطورت إلى ما بعد العمالقة الزرقاء ويتم تحديدها من خلال تأثيرات التوسع الأكبر على أطيافها.

قد تتشكل مجموعة من النجوم، ذات طبيعة نظرية بحتة، عندما تستنفد الأقزام الحمراء هيدروجينها الأساسي بعد تريليونات السنين. تتميز هذه النجوم بتدفق حراري عبر أعماقها، ومن المتوقع أن ترتفع درجة حرارتها وإضاءتها ببطء شديد مع تراكم المزيد من الهيليوم فيها، حتى تعجز في النهاية عن الحفاظ على الاندماج النووي، فتنهار سريعًا لتتحول إلى أقزام بيضاء. ورغم أن هذه النجوم قد تصبح أسخن من الشمس ، إلا أنها لن تتجاوزها إضاءةً، لذا فهي لا تُصنف ضمن العمالقة الزرقاء كما نراها اليوم. ^{[ 7 ]}